Чому наземні обсерваторії не використовують адаптивну оптику для видимих ​​довжин хвиль?

Методи адаптивної оптики (АО) дозволяють наземним обсерваторіям значно покращити роздільну здатність, активно компенсуючи ефекти Астрономічного бачення .

Атмосферні ефекти досить мінливі як за часом, так і за місцем розташування. Параметр під назвою Ізопланатичний кут (IPA) використовується для вираження кутової міри, над якою дана корекція хвильового фронту, оптимізована для однієї точки (як правило, зірка направляюча, штучна чи природна) буде ефективною. Як приклад, таблиця 9.1 цього ресурсу телескопа гігантського Магеллана показує значення для масштабування IPA майже лінійно (насправді: ) від 176 дуг до секунди при довжині хвилі 20 мкм до лише 4,2 дуги секунди при 0,9 мкм.$\sim\lambda^{6/5}$

Це дозволяє припустити IPA 2 - 3 дуги секунди для видимих ​​довжин хвиль, що само по собі не є вбивчим обмеженням.

Однак, здається, майже вся поточна активність AO виконується виключно в різних інфрачервоних довжинах хвиль, очевидно, до 0,9 мкм, але не далі . (AO також застосовується обчислювально для масиву даних в радіоастрономії .)

Це тому, що спостережувана довжина хвилі повинна бути довшою, ніж довжина хвилі моніторингу направляючої зірки? Тому що це просто набагато важче, і Хаббл завжди знаходиться над атмосферою для видимої роботи, тому зайвих зусиль не варто, чи є ще одна більш фундаментальна причина?

Я не шукаю міркувань чи думок, я б хотів кількісне пояснення (якщо це стосується) - сподіваюся, із посиланням для подальшого читання - дякую!

На цій сторінці є досить гарна дискусія .

У роботі є кілька факторів:

1. Менший ізопланатичний кут, як ви зазначаєте. Це обмежує кількість неба, яку ви можете спостерігати за допомогою AO, оскільки ваша мета повинна знаходитись в межах ізопланатичного кута достатньо яскравої зірки. (Навіть із зірочками лазерного наведення, все ще існує потреба в еталонній зірці для корекції "нахилу / нахилу".) Різниця кутових ділянок на небі означає, що площа неба, яку теоретично можна спостерігати при АО, буде приблизно В 20 разів більший в ближньому ІЧ, ніж в оптичному, саме від різниці ізопланатного кута.

2. Ефекти турбулентності сильніші і мають коротший часовий інтервал в оптичному. Це має три ефекти:

   A. Коригувальна оптика (наприклад, деформоване дзеркало) повинна мати більше рухомих деталей ("майже досконала корекція для спостереження, зробленого у видимому світлі (0,6 мкм) 8-метровим телескопом, потребує ~ 6400 приводів, тоді як подібний для роботи на 2 мкм потрібно всього 250 виконавчих механізмів. ") і потрібно працювати на більш швидкому часовому масштабі.

   B. Окрім електромеханічної складності, вам доведеться зробити набагато більше на шляху розрахунків для керування всіма цими приводами та за коротшим часовим шкалом. Тож необхідна обчислювальна потужність зростає.

   C. Для забезпечення входів для коригувальних обчислень потрібно спостерігати за опорною зіркою в набагато більш тонкому кутовому масштабі ("Велика кількість виконавчих механізмів вимагає аналогічно великої кількості субапертур в датчику хвилі фронту. Це означає, що для корекції у видимі, опорна зірка повинна бути ~ 25 разів яскравішою, ніж коригувати інфрачервоним. "). Це обмежує, яку частину неба ви можете зробити AO ще більше: зірка, яка може бути достатньо яскравою в ближньому ІЧ, щоб скорегувати ізопланатний патч на ширину 20-30 арксек., Не буде достатньо яскравою, щоб виправити відповідні 5- Ізопланатний пластир у широкій дузі видимий.

3. Для того, щоб вносити корективи, потрібно спостерігати за опорним об’єктом в оптиці. Це легко зробити при налаштуванні ближнього ІК за допомогою оптичного / ІЧ-променевого сплітера: направити оптичне світло на обладнання АО і відправити ближній ІЧ-світло на пристрій ближнього ІЧ. В оптичному варіанті ви використовуєте оптичний промінь-шліц для передачі половини світла до приладу, а іншу половину - до апаратури AO. Це означає, що обладнання AO отримує лише половину світла, яке було б, якби воно використовувалося з приладом близько ІЧ, що робить (навіть) важче зробити виправлення.

Нарешті, існує проблема, не пов’язана із самим АТ, що полягає в тому, що вам потрібні різні наукові інструменти залежно від того, працюєте ви в оптичному чи ближньому ІЧ. Оптичні прилади використовують кремнієві CCD для виявлення; вони чутливі лише до приблизно 0,9-1 мкм. У приладах ближнього ІЧ використовуються різні детектори (як правило, на основі HgCdTe), які хороші приблизно від 1-3 мкм. (Пристрої, що мають ІЧ, також потребують іншої конструкції для зменшення забруднення від теплового випромінювання від телескопа та оптики для спостережень на довжинах хвиль, що перевищують 2 мкм.) Отже, на практиці вибір був таким чином: поєднайте AO з приладом близько ІЧ та отримайте хороший продуктивність за доступною / здійсненною технологією, або комбінувати AO з оптичним приладом та отримати дуже обмежену роботу з більш дорогими (або навіть до недавнього часу недосяжними) технологіями.

Проте, існують є деякі оптичні системи AO починають з'являтися, такі як MagAO на телескоп Magellan (який має як оптичний інструмент і ближній ІЧ-інструмент, і може коригувати обидва одночасно).

Проста відповідь на частину довжини хвилі полягає в тому, що продуктивність систем AO знижує коротшу довжину хвилі, яку ви шукаєте. Основи того, що відбувається - коли ви зменшуєте довжину хвилі світла, вам потрібна більш тонка шкала пластини, щоб виявити відхилення в баченні, що вимагає дуже дорогого (а в деяких випадках і неіснуючого) обладнання. Вам також потрібна більш висока частота AO (можливість вимірювання світла та деформація / переорієнтація телескопа) для обліку вищої частоти світла, це знову вимагає дуже дорогого обладнання, якщо воно взагалі існує на необхідній частоті.

Це тому, що деякі основні обчислення (не беручи до уваги поліноми Зерніке ) базуються на співвідношенні Стрела та Here (відношення пікової інтенсивності відхиленого зображення порівняно з ідеальним зображенням), щоб з'ясувати, якою повинна бути інтенсивність джерела та FWHM (Повна ширина Половина Макс - ширина профілю світла на половині інтенсивності) , по суті , виміряти , де світло повинне бути. Обидва ці вимірювання залежать від довжини хвилі.

Основні подальші читання можна знайти у групі телескопів «Ісак Ньютон» . Набагато більш поглиблене читання можна знайти у відділенні оптики університету Арізони .