Imagen afortunada

Las imágenes tomadas con telescopios terrestres están sujetas al efecto de difuminación de la turbulencia atmosférica (que se percibe a simple vista como el centelleo de las estrellas). Muchos programas de imágenes astronómicas requieren una resolución mayor de la que es posible sin corrección. La imagen afortunada es uno de los métodos utilizados para eliminar la difuminación atmosférica. Utilizada con una selección del 1 % o menos, esta puede alcanzar el límite de difracción de incluso 2,5. telescopios de apertura m, un factor de mejora de resolución de al menos cinco sobre los sistemas de imágenes estándar.

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  La estrella Zeta Bootis fotografiada con el Telescopio Óptico Nórdico el 13 de mayo de 2000 utilizando la técnica de imagen afortunada. (Los discos de Airy alrededor de las estrellas son difracción de 2,56 m apertura del telescopio).
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  Imagen típica de corta exposición de esta estrella binaria, obtenida del mismo conjunto de datos, pero sin procesamiento de moteado. La atmósfera terrestre fragmenta la imagen de cada estrella en motas.

La secuencia de imágenes a continuación muestra cómo funciona la técnica de imagen afortunada.^[1] A partir de una serie de 50.000 imágenes tomadas a una velocidad de casi 40 imágenes por segundo, se han creado cinco imágenes diferentes de larga exposición. Además, al principio de la secuencia de demostración se muestran una exposición única con muy baja calidad de imagen y otra con muy alta calidad de imagen. En el proyecto 2MASS el objetivo astronómico mostrado tiene el código de identificación: J03323578+2843554. El norte está arriba y el este a la izquierda.

	Exposición única con baja calidad de imagen, no seleccionada para toma de imágenes afortunadas.		Exposición única con muy alta calidad de imagen, seleccionada para obtener imágenes afortunadas.
	Esta imagen muestra el promedio de las 50.000 imágenes, que es prácticamente igual a la imagen limitada de 21 minutos (50.000/40 segundos) de exposición. Parece una imagen típica de una estrella, ligeramente alargada. El ancho total a la mitad del máximo (APM) del disco de visión es de aproximadamente 0,9 segundos de arco.		Esta imagen muestra el promedio de las 50.000 imágenes individuales, pero con el centro de gravedad (centroide) de cada imagen desplazado a la misma posición de referencia. Esta es la imagen de larga exposición con corrección de inclinación o estabilización de imagen. Muestra más detalles (dos objetos) que la imagen con visibilidad limitada.
	Esta imagen muestra el promedio de las 25 000 mejores imágenes (selección del 50 %), tras mover el píxel más brillante de cada una a la misma posición de referencia. En esta imagen, prácticamente podemos ver tres objetos.		Esta imagen muestra el promedio de las 5000 mejores imágenes (selección del 10 %), tras mover el píxel más brillante de cada imagen a la misma posición de referencia. El halo de visibilidad circundante se reduce aún más y se hace claramente visible un disco de Airy alrededor del objeto más brillante.
	Esta imagen muestra el promedio de las 500 mejores imágenes (selección del 1 %), tras mover el píxel más brillante de cada imagen a la misma posición de referencia. El halo de visibilidad se reduce aún más. La relación señal/ruido del objeto más brillante es la más alta en esta imagen.

La diferencia entre la imagen con visibilidad limitada (tercera imagen desde arriba) y el resultado de las mejores imágenes del 1% seleccionadas es bastante notable: se ha detectado un sistema triple. El componente más brillante en el oeste es una estrella M4V de magnitud V=14,9. Este componente es la fuente de referencia de la técnica de imagen afortunada. El componente más débil consiste en dos estrellas de clases espectrales M4,5 y M5,5.^[2] La distancia del sistema es de unos 45 parsecs (pc). Se pueden ver anillos de aire, lo que indica que se alcanzó el límite de difracción del telescopio de 2,2 m del Observatorio de Calar Alto. La relación señal/ruido de las fuentes puntuales aumenta con una selección más fuerte. El halo de visibilidad en el otro lado está más suprimido. La separación entre los dos objetos más brillantes es de alrededor de 0,53 arcsec y entre los dos objetos más tenues de menos de 0,16 arcsec. A una distancia de 45 pc esto corresponde a 7,2 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, alrededor de 1.000 millones de kilómetros (10 ⁹ km).

La técnica de.imágen afortunada se utilizó por primera vez a mediados del siglo XX, popularizándose en las décadas de 1950 y 1960 para obtener imágenes de planetas (utilizando cámaras de cine, a menudo con intensificadores de imagen). En general, se necesitaron 30 años para que las distintas tecnologías de imagen se perfeccionaran y esta tecnología, contraria a la intuición, se volviera práctica. El primer cálculo numérico de la probabilidad de obtener imágenes afortunadas fue en un artículo de David L. Fried en 1978.^[3]

En las primeras aplicaciones de la técnica, se asumía generalmente que la atmósfera difuminaba o desenfocaba las imágenes astronómicas.^[4] En ese trabajo, se estimó la anchura a media altura del desenfoque y se utilizó para seleccionar las exposiciones. Estudios posteriores^[5] aprovecharon el hecho de que la atmósfera no difumina las imágenes astronómicas, sino que generalmente produce múltiples copias nítidas de la imagen (la función de dispersión de puntos presenta motas). Se emplearon nuevos métodos que aprovecharon esto para producir imágenes de mucha mayor calidad que la obtenida asumiendo que la imagen estaba difusa.

A principios del siglo XXI, se comprendió que la intermitencia turbulenta (y las fluctuaciones en las condiciones de visibilidad astronómica que producía)^[6] podían aumentar sustancialmente la probabilidad de obtener una imagen afortunada para unas condiciones de visibilidad astronómica promedio dadas.^[7][8]

En 2007, astrónomos del Instituto Tecnológico de California y la Universidad de Cambridge anunciaron los primeros resultados de un nuevo sistema híbrido de imágenes afortunadas y óptica adaptativa. La nueva cámara proporcionó las primeras resoluciones limitadas por difracción en 5 Telescopios de clase m en luz visible. La investigación se realizó con el Telescopio Hale del Monte Palomar, de 200 pulgadas de diámetro de apertura. El telescopio, con cámara afortunada y óptica adaptativa, lo acercó a su resolución angular teórica, alcanzando hasta 0,025 segundos de arco para ciertos tipos de observación.^[9] En comparación con telescopios espaciales como el Hubble de 2,4 m, el sistema aún presenta algunas desventajas, como un campo de visión estrecho para obtener imágenes nítidas (normalmente de 25 a 50 centímetros), luminiscencia atmosférica y frecuencias electromagnéticas bloqueadas por la atmósfera.

Al combinarse con un sistema de óptica adaptativa, la técnica de imagen afortunada selecciona los periodos en los que se reduce la turbulencia que el sistema de óptica adaptativa debe corregir. En estos periodos, de una pequeña fracción de segundo, la corrección del sistema de óptica es suficiente para ofrecer una excelente resolución con luz visible. La técnica de imagen afortunada promedia las imágenes tomadas durante los periodos excelentes para producir una imagen final con una resolución mucho mayor que la que se puede obtener con una cámara óptica adaptativa convencional de larga exposición.

Esta técnica permite obtener imágenes de muy alta resolución de objetos astronómicos relativamente pequeños, de hasta 10 segundos de arco de diámetro, ya que está limitada por la precisión de la corrección de la turbulencia atmosférica. Además, requiere una estrella de magnitud 14 relativamente brillante en el campo de visión para guiarse. Al estar por encima de la atmósfera, el Telescopio espacial Hubble no se ve limitado por estas limitaciones y, por lo tanto, es capaz de obtener imágenes de alta resolución con un campo de visión mucho más amplio.

Tanto astrónomos aficionados como profesionales han comenzado a utilizar esta técnica. Las cámaras web y videocámaras modernas permiten capturar exposiciones cortas y rápidas con suficiente sensibilidad para la astrofotografía. Estos dispositivos se utilizan con un telescopio y el método de desplazamiento y adición de imágenes de moteado (también conocido como apilamiento de imágenes) para lograr una resolución previamente inalcanzable. Si se descartan algunas imágenes, este tipo de videoastronomía también se denomina técnica de imágen afortunada.

Existen muchos métodos para la selección de imágenes, incluido el método de cociente de Strehl sugerido por primera vez^[10] por el astrónomo John E. Baldwin del grupo de Cambridge^[11] y la selección de contraste de imagen utilizada en el método de reconstrucción selectiva de imágenes de Ron Dantowitz.^[12]

El desarrollo y la disponibilidad de dispositivos de carga acoplada (EMCCD, también conocidos como LLLCCD, L3CCD o CCD de bajo nivel de luz) ha permitido obtener las primeras imágenes de alta calidad de objetos débiles.

El 27 de octubre de 2014, Google introdujo una técnica similar llamada HDR+, que toma una ráfaga de fotos con exposiciones cortas, alineando selectivamente las más nítidas y promediándolas mediante técnicas de fotografía computacional. Las exposiciones cortas evitan imágenes borrosas o que se sobrecalienten las altas luces, y promediar varias fotos reduce el ruido.^[13] HDR+ se procesa en aceleradores de hardware, como los procesadores DSP Qualcomm Hexagon y Pixel Visual Core.^[14]

Otros enfoques que pueden producir un poder de resolución que excede los límites de la visión atmosférica incluyen la óptica adaptativa, la interferometría, otras formas de imágenes moteadas y telescopios espaciales como el Telescopio espacial Hubble de la NASA.