Calidad de la imagen del VLT

Un requisito primordial para el VLT es lograr una calidad de imagen excelente. El VLT debe aprovechar al máximo las condiciones de “visibilidad astronómica” excepcionalmente buenas del sitio de Paranal, es decir, los momentos con una atmósfera particularmente estable sobre el sitio, que tengan un mínimo de turbulencia en el aire.

En este diagrama, la calidad de las imágenes astronómicas de la UT1 del VLT medidas, se representan versus la “visibilidad astronómica”, medida por el monitor de visibilidad astronómica, un pequeño telescopio también ubicado en la cima de Cerro Paranal.

La línea discontinua roja muestra los requisitos de la calidad de imagen, especificados para el VLT en la primera luz. La línea de puntos verde muestra la especificación para la calidad de imagen, tres años después de la primera luz, cuando el VLT esté totalmente optimizado. La línea totalmente trazada representa el límite físico, cuando el telescopio no incorpora ninguna otra distorsión en la imagen, solo las introducidas por la atmósfera.

El diagrama muestra que las especificaciones de la primera luz se han cumplido completamente, y lo más impresionante es que el rendimiento real del VLT en ocasiones ya está incluso cumpliendo las especificaciones más rigurosas que  se esperaba que se cumplieran en los próximos tres años.

Varios efectos contribuyen a perjudicar la calidad de la imagen de un telescopio en comparación a la visibilidad astronómica local, y estos efectos deben mantenerse al mínimo para lograr los mejores resultados científicos. Estos incluyen imperfecciones en los espejos ópticos del telescopio y en el movimiento del telescopio para compensar la rotación de la Tierra durante una exposición, como también la turbulencia en el aire generada por el mismo telescopio. Las estrictas especificaciones que se muestran en la figura se traducen en requerimientos muy rigurosos respecto a la calidad de todas las superficies ópticas, el control activo del espejo de 8,2 metros, la exactitud de los movimientos del telescopio, y en el futuro próximo, las rápidas compensaciones “tip-tilt” (corrector de desplazamientos) proporcionadas por el espejo secundario, y finalmente, el control térmico del telescopio y el recinto en su totalidad.

La única manera de lograr una calidad de imagen “mejor que la de la atmósfera” es mediante el uso de instrumentos de óptica adaptativa que compensen las distorsiones atmosféricas. Desde el año 2000 que se encuentra operativo un instrumento así en el VLT, permitiendo a los astrónomos obtener imágenes con una nitidez de unos 0,1 arco-segundos.

En este diagrama, tanto la visibilidad astronómica como la calidad de imagen del telescopio son medidas a través de la anchura a media altura del perfil de intensidad lumínica de una fuente puntual. La incertidumbre de las medidas está indicada por la cruz en la esquina inferior derecha.