¿Proceso general para calcular cómo se verían los picos de difracción de un telescopio?

Estaba leyendo esta pregunta sobre los picos de difracción del JWST y me sorprendió bastante la magnitud de los 4 conjuntos de picos de difracción. Picos de difracción de imagen JWST. 6 púas grandes en forma hexagonal y 2 púas más pequeñas ortogonalesCreo que el patrón de punta hexagonal grande se forma a partir de la forma de panal de los espejos primarios, mientras que las puntas horizontales pequeñas se forman a partir de la armadura de soporte que no está alineada con los ejes hexagonales.
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Habría esperado que el brazo vertical tuviera un tamaño de pico de difracción mucho mayor que la forma de panal de abeja de los espejos primarios. ¿Por qué no es este el caso ?

Además, ¿cómo haría para calcular el patrón de picos de difracción para una forma arbitraria de estructura de soporte de espejo secundario 2d observando una fuente puntual? Mi intuición me dice que esto será una especie de transformación integral. Al menos debería haber una forma de aproximarlo sin tener que calcular la ecuación de onda completa que se propaga a través de las lentes.

No estoy seguro de cuánto de mi respuesta aquí también se aplica aquí. "Hubiera esperado que el brazo vertical tuviera un tamaño de pico de difracción mucho mayor que la forma de panal..." "mayor" puede tener dos componentes; fuerza o intensidad, y longitud o extensión. Cuanto más ancha es la característica, más ajustado es su patrón de difracción. Por lo tanto, las características muy delgadas se difractarán mucho más, pero esos picos serán más débiles en potencia total y mucho más débiles en potencia por píxel.
@uhoh Leí esa pregunta antes de que publicaras tu respuesta, y sí, básicamente también responde la mía. ¡Debería haber sabido que era una transformada de Fourier!
Técnicamente, lo que vemos es abs (FT) ^ 2 = potencia ya que los fotodetectores no miden el campo eléctrico directamente. Eso también significa que toda la información interesante almacenada en la fase del FT se pierde, lo cual es una cosa que hace que el cálculo retroactivo de los errores del frente de onda de las funciones de dispersión de puntos sea tan desafiante a veces. Pero creo que su pregunta aquí puede y debe tener una respuesta más completa e informativa que esa secuencia de comandos rápida de Python.
Como muestra @uhoh, la difracción está dominada por los bordes de espejo a no espejo, mientras que los bordes de espejo a espejo casi se pueden ignorar. Si cuenta todos los bordes que van en una dirección determinada y compara su longitud total con la de la mitad de la pluma, verá que dominan los bordes del espejo.
Es posible que le interese mirar WebbPSF que se utiliza para simular la función de dispersión de puntos para la calculadora de tiempo de exposición JWST que utiliza POPPY (propagación de óptica física en PYthon) que simula la difracción de Fraunhofer y Fresnel
@pela Sigo pensando que hay una discrepancia en el sentido de que la sombra del auge parece tener mucho menos impacto en la imagen real de la estrella que en la FFT de la 'selfie' del espejo.
@RogerWood Hasta donde entiendo cómo se tomó la selfie, no sería una onda plana, por lo que no esperaría que la difracción fuera similar.
@pela sí, creo que la diferencia es que la difracción alrededor de los auges no ocurre en la superficie del espejo y los frentes de onda no interfieren constructivamente a lo largo de los bordes, como lo hacen al provenir de los bordes en la superficie de el espejo.

Respuestas (1)

La difracción se calcula fácilmente (en el sentido de que su profesor universitario se lo dará como un problema de tarea :-)) dada la estructura de cualquier apertura. Si comienza con cualquier libro de texto de óptica y lee sobre las zonas de Fresnell y Fraunhofer, obtendrá la idea básica. Para estructuras complicadas, la solución es básicamente una superposición del patrón de difracción de cada apertura (por ejemplo, un patrón de una sola rendija aplicado repetidamente para una fila de aperturas de rendija idénticas).

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