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Shack Hartmann

Control de calidad de telescopios con el sistema Shack Hartmann

Sistema de medición de calidad óptica. Medición de frente de onda Shak Hartmann

Sistema de control de calidad Shak Hartmann

El sistema de control Shak Hartmann, nos ofrece un análisis de calidad de un sistema óptico tipo refractor, reflector o catadióptrico. Su funcionamiento se basa en la plantilla de Hartmann. El diseño de este sistema mejora el que desarrolló 1904 Johannes Franz Hartmann como un medio para rastrear rayos de luz individuales a través del sistema óptico de un gran telescopio, probando así la calidad de la imagen.

Este sistema consistía en una serie de agujeros en una máscara que había sido desarrollada por Hartmann para esta función de análisis de un frente de onda de un telescopio o sistema óptico. A fines de la década de 1960, Roland Shack y Ben Platt modificaron la pantalla Hartmann reemplazando las aberturas en la plantilla por una serie de lentes con igual focal, que proyecta la imagen recibida sobre el sensor de una cámara.

La imagen tiene un atributo ALT vacío; su nombre de archivo es SH40x40_Cooled_sm.jpg

Con este sistema, conseguimos hacer un análisis del frente de onda generado por un objetivo. El sistema consiste básicamente en hacer una separación de la imagen que ofrece el sistema óptico. Esto se consigue precisamente con la plantilla de Hartman. Se podría definir como un disco con numerosos agujeros que descomponen la imagen que genera el objetivo.

Luego, en cada pequeño agujero, se incorpora una lente que focaliza una de las partes de la imagen que nos llega del objetivo. De esta forma, tenemos una imagen descompuesta en su superficie, y es cada una de esas partes la que analizaremos.

En el caso de una óptica perfecta, todas estas partes deberían tener el mismo valor y ser iguales. Todas las deformaciones totales o parciales de esta imagen, se pueden medir con el software que analiza estas imágenes, pudiendo calcular los valores de coma, esfericidad, cromatismo y otros defectos que pueden ofrecer los sistemas ópticos.

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Para hacer un análisis de calidad y en cualquier momento

Para hacer un análisis de calidad y en cualquier momento, la solución consiste en generar una luz puntual con un generador artificial. De esta forma, podremos hacer ediciones en el banco óptico si necesidad de hacerlo usando como luz puntual, la luz de una estrella.

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Obtenemos informes muy significativos sobre el estado de la óptica, llama la atención los polinomios de aberración de Zernike, introducidos por el científico Fritz Zernike, describe matemáticamente la desviación del frente de onda tridimensional.

En el esquema de abajo vemos las diferentes aberraciones y su correspondiente polinomio, principalmente vamos a comprobar las aberraciones que pueden afectar la calidad de una lente o espejo, principalmente el astigmatismo, el coma y la aberración esférica. Si bien podemos visualmente con una estrella ser capaces de verificar si un telescopio tiene coma o astigmatismo será, en cualquier caso, un dato subjetivo, ya que no podremos cuantificar la aberración. Un interferómetro nos ofrece información objetiva, matemática, del estado de una óptica.

Aberraciones
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Polinomios de Zernike

Además de los polinomios de Zernike este sistema nos ofrece otra información clave para cuantificar la calidad de una óptica, la relación de Strehl, introducida por el físico, matemático y astrónomo Dr. Karl Strehl, es la relación entre las intensidades de difracción máximas de un frente de onda aberrado frente a un frente de onda perfecto, esta relación indica el nivel de calidad de la imagen en presencia de aberraciones de frente de onda y se utiliza para definir el nivel máximo aceptable de aberración del frente de onda para la observación general, el llamado nivel limitado por difracción, que está establecido convencionalmente en 0,80 Strehl.

Cualquier deformación del frente de onda se muestra por una pérdida de intensidad del disco  de Airy y una intensificación de los anillos de difracción secundarios. Cuanta más energía luminosa se concentre en el disco Airy, mejor será la calidad y mayor contraste tendrá la óptica.

Digamos que la relación de Strehl es una medida de la relación de distribución de la luz entre el centro del disco de Airy y sus anillos, mide la raíz del error cuadrático medio (o desviación media) entre el frente de onda teórico (PSF) y el frente de onda real.

La relación de Strehl varía entre 0 y 1 y la óptica perfecta que tiene una relación de Strehl de 1 solo está limitada por el fenómeno de difracción.

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Por último, y no menos importante, el sistema nos indicará el RMS (Root Mean Square) y el PTV o PV (Peak to Valley)

El grado de deterioro de la imagen causado por las deformaciones del frente de onda se determina de manera mucho más confiable por su desviación del promedio esférico en todo el frente de onda. Es el llamado error de frente de onda de raíz cuadrada media (RMS) , generalmente expresado en unidades de longitud de onda de luz.  Los valores de la desviación de frente de onda máxima positiva y negativa de la esfera de referencia combinados determinan el error de frente de onda de pico a valle (PV) . Esta cifra por sí sola no tiene sentido con respecto al daño que causa a la calidad de la imagen, a menos que esté relacionada con una forma conocida de deformación del frente de onda

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En definitiva, si queremos saber la calidad de nuestra óptica de un modo fiable deberemos recurrir a un interferómetro o un sensor Shack Hartmann.

En Valkànik te ofrecemos la posibilidad de la medición de la calidad de tu telescopio refractor o catadióptrico en diámetros hasta 300 mm. Con este sistema de medición, podemos ofrecer un boletín objetivo de la calidad de la óptica, con mediciones de aberraciones de coma, esféricas y otras. Consúltanos para más información.

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