Warum verwenden bodengestützte Observatorien keine adaptive Optik für sichtbare Wellenlängen?

Mit Techniken der adaptiven Optik (AO) können bodengestützte Observatorien die Auflösung erheblich verbessern, indem sie die Auswirkungen des astronomischen Sehens aktiv kompensieren .

Die atmosphärischen Effekte sind zeitlich und örtlich sehr unterschiedlich. Ein Parameter namens Isoplanatic Angle (IPA) wird verwendet, um die Winkelausdehnung auszudrücken, über die eine für einen Punkt optimierte Wellenfrontkorrektur (normalerweise ein Leitstern, künstlich oder natürlich) wirksam ist. Als Beispiel zeigt Tabelle 9.1 in dieser Ressource des Riesen-Magellan-Teleskops Werte für die IPA-Skalierung fast linear (tatsächlich: ) von 176 Bogensekunden bei einer Wellenlänge von 20 Mikrometern bis nur 4,2 Bogensekunden bei 0,9 Mikrometern.$\sim\lambda^{6/5}$

Dies legt eine IPA von 2 bis 3 Bogensekunden für sichtbare Wellenlängen nahe, was für sich genommen keine Killer-Einschränkung darstellt.

Es scheint jedoch, dass fast alle derzeit aktiven AO-Arbeiten ausschließlich in verschiedenen Infrarotwellenlängen durchgeführt werden, anscheinend bis zu 0,9 Mikrometer, aber nicht weiter . (AO wird auch rechnerisch implementiert, um Daten in der Radioastronomie anzuordnen .)

Liegt dies daran, dass die beobachtete Wellenlänge länger sein muss als die Leitwellenüberwachungswellenlänge? Weil es einfach viel schwieriger ist und es immer Hubble über der Atmosphäre für sichtbare Arbeit gibt, so dass es den zusätzlichen Aufwand nicht wert ist, oder gibt es einen anderen grundlegenderen Grund?

Ich bin nicht auf der Suche nach Spekulationen oder Meinungen, ich hätte gerne eine quantitative Erklärung (falls zutreffend) - hoffentlich mit einem Link zur weiteren Lektüre - danke!

Auf dieser Seite gibt es eine ziemlich gute Diskussion .

Es gibt mehrere Faktoren bei der Arbeit:

1. Der kleinere isoplanatische Winkel, wie Sie bemerken. Dies begrenzt, wie viel vom Himmel Sie mit AO beobachten können, da sich Ihr Ziel im isoplanatischen Winkel eines ausreichend hellen Referenzsterns befinden muss. (Selbst bei Laserleitsternen besteht immer noch ein Bedarf an einem Referenzstern für die "Tip / Tilt" -Korrektur.) Der Unterschied in der Winkelfläche am Himmel bedeutet, dass die Fläche des Himmels, die theoretisch mit AO beobachtet werden kann, ungefähr beträgt 20-mal größer im nahen IR als im optischen, nur aufgrund des Unterschieds im isoplanatischen Winkel.

2. Die Auswirkungen von Turbulenzen sind stärker und haben kürzere Zeitskalen in der Optik. Dies hat drei Auswirkungen:

   A. Die Korrekturoptik (z. B. ein verformbarer Spiegel) muss beweglichere Teile aufweisen ("eine nahezu perfekte Korrektur für eine Beobachtung im sichtbaren Licht (0,6 Mikrometer) mit einem 8-m-Teleskop würde ~ 6400 Aktuatoren erfordern, während ein ähnlicher Leistung bei 2 Mikron benötigt nur 250 Aktuatoren. ") und muss auf einer schnelleren Zeitskala arbeiten.

   B. Zusätzlich zur elektromechanischen Komplexität müssen Sie viel mehr Berechnungen durchführen, um alle diese Aktuatoren anzutreiben, und zwar in kürzerer Zeit. Die benötigte Rechenleistung steigt also.

   C. Um die Eingaben für die Korrekturberechnungen bereitzustellen, müssen Sie den Referenzstern auf einer viel feineren Winkelskala beobachten ("Eine große Anzahl von Aktuatoren erfordert eine ähnlich große Anzahl von Subaperturen im Wellenfrontsensor, dh für die Korrektur im sichtbaren Bereich sollte der Referenzstern ~ 25-mal heller sein als im Infrarotbereich. "). Dies begrenzt, wie viel vom Himmel Sie für noch mehr AO tun können: Ein Stern, der im nahen IR hell genug sein könnte, um einen isoplanatischen Bereich mit einer Breite von 20 bis 30 Bogensekunden zu korrigieren, ist nicht hell genug, um die entsprechenden 5- zu korrigieren. Bogensekundenweiter isoplanatischer Fleck im sichtbaren Bereich.

3. Um Korrekturen vornehmen zu können, müssen Sie das Referenzobjekt in der Optik beobachten. Dies ist mit einem Nah-IR-Setup unter Verwendung eines optischen / IR-Strahlteilers einfach zu bewerkstelligen: Senden Sie das optische Licht an das AO-Gerät und das Nah-IR-Licht an das Nah-IR-Instrument. In der Optik verwenden Sie einen optischen Strahlteiler, um die Hälfte des Lichts zum Instrument und die andere Hälfte zum AO-Gerät zu senden. Dies bedeutet, dass das AO-Gerät nur die Hälfte des Lichts erhält, das es bei Verwendung eines Nahinfrarot-Instruments hätte, was die Korrekturen (noch) erschwert.

Schließlich gibt es ein Problem, das nichts mit der AO selbst zu tun hat: Sie benötigen unterschiedliche wissenschaftliche Instrumente, je nachdem, ob Sie im optischen oder im nahen IR arbeiten. Optische Instrumente verwenden Silizium-CCDs zur Detektion; Diese sind nur bis etwa 0,9-1 Mikrometer empfindlich. Nah-IR-Instrumente verwenden verschiedene Detektoren (normalerweise auf HgCdTe-Basis), die von etwa 1 bis 3 Mikrometern gut sind. (Nahinfrarot-Instrumente benötigen auch ein anderes Design, um die Kontamination durch Wärmeabgabe durch das Teleskop und die Optik für Beobachtungen bei Wellenlängen von mehr als 2 Mikrometern zu verringern.) In der Praxis war die Wahl also: Kombinieren Sie AO mit einem Nahinfrarot-Instrument und erhalten Sie gute Ergebnisse Leistung mit erschwinglicher / realisierbarer Technologie oder kombinieren Sie AO mit einem optischen Instrument und erzielen Sie eine sehr begrenzte Leistung mit teurerer (oder sogar bis vor kurzem unerreichbarer) Technologie.

Es gibt jedoch einige optische AO-Systeme, wie z. B. MagAO am Magellan-Teleskop (das sowohl ein optisches Instrument als auch ein Nah-IR-Instrument enthält und beide gleichzeitig korrigieren kann).

Die einfache Antwort für den Wellenlängenteil lautet, dass sich die Leistung von AO-Systemen mit der kürzeren Wellenlänge verschlechtert. Wenn Sie die Wellenlängen des Lichts verkürzen, benötigen Sie eine feinere Plattenskala, um Abweichungen beim Sehen zu erkennen, die sehr teure (und in einigen Fällen nicht vorhandene) Hardware erfordern. Sie benötigen auch eine höhere AO-Frequenz (Fähigkeit, das Licht zu messen und das Teleskop zu verformen / neu zu fokussieren), um die höhere Lichtfrequenz zu berücksichtigen. Dies erfordert wiederum sehr teure Hardware, wenn sie überhaupt mit der erforderlichen Frequenz vorhanden ist.

Dies liegt daran, dass einige der grundlegenden Berechnungen (ohne Berücksichtigung von Zernike-Polynomen ) auf dem Strehl-Verhältnis und Here (Verhältnis der Spitzenintensität eines aberrierten Bildes im Vergleich zum perfekten Bild) basieren, um herauszufinden, wie intensiv die Quelle sein sollte und die FWHM (Full-Width Half Max - Breite des Lichtprofils bei halber Intensität), um im Wesentlichen zu messen, wo das Licht sein sollte. Beide Messungen sind wellenlängenabhängig.

Grundlegende weitere Informationen finden Sie unter The Isac Newton Group of Telescopes . An der Abteilung für Optik der Universität von Arizona finden Sie viel ausführlichere Informationen .