Почему наземные обсерватории не используют адаптивную оптику для видимых длин волн?

Методы адаптивной оптики (AO) позволяют наземным обсерваториям значительно улучшить разрешение за счет активной компенсации эффектов астрономического наблюдения .

Атмосферные эффекты весьма изменчивы как по времени, так и по месту. Параметр, называемый Изопланатический угол (IPA), используется для выражения углового экстента, по которому будет эффективна заданная коррекция волнового фронта, оптимизированная для одной точки (обычно это путеводная звезда, искусственная или естественная). Например, в Таблице 9.1 этого ресурса Giant Magellan Telescope показаны значения масштабирования IPA почти линейно (фактически: ) от 176 угловых секунд на длине волны 20 микрон до всего 4,2 угловых секунды при 0,9 микрон.$\sim\lambda^{6/5}$

Это предполагает IPA от 2 до 3 угловых секунд для видимых длин волн, что само по себе не является убийственным ограничением.

Тем не менее, кажется, что почти вся активная в настоящее время работа с АО выполняется исключительно в различных длинах волн инфракрасного излучения, по- видимому, до 0,9 мкм, но не более того . (AO также реализован в вычислительном отношении для массива данных в радиоастрономии .)

Это потому, что наблюдаемая длина волны должна быть больше, чем длина волны контрольной звезды? Потому что это просто намного сложнее, и над атмосферой всегда есть Хаббл для видимой работы, так что это не стоит дополнительных усилий, или есть другая более фундаментальная причина?

Я не ищу предположений или мнений, я хотел бы получить количественное объяснение (если это применимо) - надеюсь, со ссылкой для дальнейшего чтения - спасибо!

На этой странице есть довольно хорошее обсуждение .

Есть несколько факторов на работе:

1. Меньший изопланатический угол, как вы заметили. Это ограничивает, сколько на небе можно наблюдать с АО, так как ваши целевые потребности быть в пределах Isoplanatic угла яркого достаточно ссылок звезды. (Даже с лазерной направляющей звезды, по-прежнему существует потребность в опорной звезды для «/ наклона наконечника» коррекции.) Разница в угловой области на небе означает, что область неба, что теоретически может наблюдаться с АО будет около В ближнем ИК-диапазоне в 20 раз больше, чем в оптическом, только из-за разницы в изопланатическом угле.

2. Эффекты турбулентности сильнее и имеют меньшие временные масштабы в оптическом. Это имеет три эффекта:

   О. Корректирующая оптика (например, деформируемое зеркало) должна иметь больше подвижных частей («почти идеальная коррекция для наблюдения, проводимого в видимом свете (0,6 микрона) на 8-метровом телескопе, потребует ~ 6400 исполнительных механизмов, тогда как аналогичная производительность при 2 микронах требует только 250 исполнительных механизмов. ") и должна работать в более короткие сроки.

   B. В дополнение к электромеханической сложности, вам придется делать гораздо больше в плане расчетов, чтобы приводить все эти приводы в более короткие сроки. Таким образом, вычислительная мощность возрастает.

   C. Чтобы предоставить входные данные для корректирующих вычислений, вам необходимо наблюдать опорную звезду в гораздо более точном угловом масштабе («Большое количество исполнительных механизмов требует такого же большого количества субапертур в датчике волнового фронта, что означает, что для коррекции» в видимой области контрольная звезда должна быть в ~ 25 раз ярче, чем для коррекции в инфракрасном диапазоне. ") Это ограничивает количество неба, на которое вы можете сделать АО еще больше: звезда, которая может быть достаточно яркой в ​​ближнем ИК-диапазоне, чтобы исправить область изопланатического пятна шириной 20-30 угловых секунд, не будет достаточно яркой, чтобы исправить соответствующие 5- широкий изопланатический участок в видимой части дуги.

3. Для того, чтобы внести исправления, вам необходимо наблюдать за эталонным объектом в оптике. Это легко сделать с помощью установки ближнего ИК-диапазона с использованием оптического / ИК-светоделителя: отправьте оптический свет на оборудование АО и отправьте ближний ИК-сигнал на прибор ближнего ИК-диапазона. В оптической системе вы используете оптический светоделитель, чтобы отправить половину света на инструмент, а другую половину - на оборудование AO. Это означает, что оборудование AO получает только половину света, которое было бы, если бы оно использовалось с прибором ближнего ИК-диапазона, что затрудняет (даже) внесение исправлений.

Наконец, существует проблема, не связанная с самим АО, которая заключается в том, что вам нужны разные научные инструменты в зависимости от того, работаете ли вы в оптическом или ближнем ИК-диапазоне. Оптические инструменты используют кремниевые ПЗС для обнаружения; они чувствительны только к 0,9-1 микрон. В приборах ближнего ИК-диапазона используются разные детекторы (обычно на основе HgCdTe), которые хороши примерно от 1 до 3 микрон. (Прибор ближнего ИК-диапазона также нуждается в другой конструкции для уменьшения загрязнения от теплового излучения телескопа и оптики для наблюдений на длинах волн более 2 микрон.) Таким образом, на практике был выбор: объединить АО с прибором ближнего ИК-диапазона и получить хороший результат производительность с доступной / выполнимой технологией, или объедините AO с оптическим инструментом и получите очень ограниченную производительность с более дорогой (или даже до недавнего времени недостижимой) технологией.

Тем не менее, существуют являются некоторые оптические системы AO начинают появляться, такие как MagAO на телескоп Magellan (который имеет как оптический инструмент и ближней ИК-инструмент, и может корректировать оба одновременно).

Простой ответ для части длины волны состоит в том, что производительность систем AO ухудшается при уменьшении длины волны, которую вы смотрите. Основы того, что происходит, когда вы уменьшаете длину волны света, вам нужен более тонкий пластинчатый масштаб для обнаружения изменений в зрении, который требует очень дорогого (а в некоторых случаях несуществующего) оборудования. Вам также нужна более высокая частота AO (способность измерять свет и деформировать / перефокусировать телескоп), чтобы учесть более высокую частоту света, это снова требует очень дорогого оборудования, если оно вообще существует на требуемой частоте.

Это связано с тем, что некоторые из базовых расчетов (без учета полиномов Цернике ) основаны на соотношении Штреля и Здесь (отношение пиковой интенсивности аберрированного изображения по сравнению с идеальным изображением), чтобы выяснить, какой должна быть интенсивность источника, и FWHM (Полная ширина Половина Макс - ширина профиля света на половине интенсивности) , по существу , измерить , где свет должен быть. Оба эти измерения зависят от длины волны.

Базовое дальнейшее чтение можно найти в The Isac Newton Group of Telescopes . Гораздо более глубокое чтение можно найти на факультете оптики Университета Аризоны .