Solo existe un medio en el que la luz viaje en una línea completamente recta y sin dispersarse; el vacío. El resto de medios, incluido el aire, empeoran la calidad de la luz en mayor o menor medida. Este efecto que provoca la atmósfera no suele ser perceptible por el tamaño y distancia de los objetos que fotografiamos; pero en astronomía se miran objetos muy pequeños y muy lejanos por lo que estos efectos necesitan ser corregidos.

En concreto la atmósfera impone un límite inferior en el tamaño de los objetos que podemos ver de entorno a un segundo de arco. Aunque pueda parecer poco este tamaño es bastante mayor que el tamaño de algunas estrellas o galaxias vistas desde la Tierra. Por eso necesitamos técnicas que nos ayuden a superar ese límite.

Para ello tenemos principalmente dos técnicas: Lucky imaging y Óptica Adapatativa. Estos dos métodos son, como veremos a continuación, bastante diferentes pero alcanzan resultados muy buenas tanto por separado como usados conjuntamente. Cada método tiene sus ventajas e inconvenientes que los hacen mejores en unas u otras situaciones.

Empecemos por la óptica adaptativa que es la más difícil de entender. Esta técnica consiste en modelar la deformación que hace la atmósfera sobre la luz de la estrella o galaxia e introducir una deformación igual pero de sentido opuesto que compense la de la atmósfera. Es el mismo principio que sigue la cancelación de ruido activa de algunos auriculares solo que aquí la corrección se introduce mediante deformaciones en el espejo principal del telescopio.

Para introducir estas deformaciones necesitamos un espejo deformable que se mueva mediante unos actuadores. Una cámara que detecte la luz del objeto y la mande a un ordenador. Y un ordenador que comunique estos dos sistemas y calcule la forma que necesita tener el espejo para proporcionar una imagen perfecta. Como calibración suele usarse una o dos fuentes puntuales que pueden ser o un laser o una estrella muy lejana.

En Lucky Imaging el proceso es diferente y consiste en tomar muchas fotografías de muy baja exposición (muy rápidas) y componerlas todas realizando la media de las mejores fotos tomadas. Con esto conseguimos que la distribución aleatoria y dispersa de luz se concentre en un (casi) solo punto. Esta técnica no necesita puntos de referencia pero no es aplicable a objetos de movimiento rápido sin el equipo adecuado.

En general el único método que es siempre mejor que los demás es la combinación en ambos métodos. Sin embargo utilizando solo uno de los métodos no podemos decir cuál será mejor sin conocer el sistema que queremos medir y las condiciones en que se encuentra.

Esperemos que os haya quedado más claras las técnicas principales de mejora de resolución utilizadas en astronomía. No me extrañaría nada acabar viendo lentes o sensores deformables en los objetivos telescópicos más grandes, pero para eso aún quedan años. Hasta entonces disfrutad, compartid y preguntadnos las dudas que tengáis sobre estos métodos de medida que se utilizan es astronomía de vanguardia.