Dlaczego obserwatoria naziemne nie wykorzystują optyki adaptacyjnej do widzialnych długości fal?

Techniki optyki adaptacyjnej (AO) pozwalają obserwatoriom naziemnym radykalnie poprawić rozdzielczość, aktywnie kompensując efekty widzenia astronomicznego .

Efekty atmosferyczne są dość zmienne zarówno pod względem czasu, jak i lokalizacji. Parametr zwany kątem izoplanatycznym (IPA) służy do wyrażenia zasięgu kątowego, powyżej którego skuteczna będzie dana korekcja czoła fali zoptymalizowana dla jednego punktu (zwykle gwiazda prowadząca, sztuczna lub naturalna). Na przykład tabela 9.1 w tym zasobie Gigantycznego Teleskopu Magellana pokazuje wartości dla skalowania IPA prawie liniowo (w rzeczywistości: $\sim\lambda^{6/5}$ ) od 176 sekund łukowych przy długości fali 20 mikronów do zaledwie 4,2 sekund łukowych przy 0,9 mikronów.

Sugeruje to, że IPA wynosi od 2 do 3 sekund kątowych dla widzialnych długości fal, co samo w sobie nie stanowi ograniczenia zabójcy.

Wydaje się jednak, że prawie wszystkie obecnie aktywne prace AO wykonywane są wyłącznie w różnych długościach fal podczerwieni, najwyraźniej do 0,9 mikrona, ale nie dalej . (AO jest również implementowane obliczeniowo do macierzy danych w radioastronomii ).

Czy to dlatego, że obserwowana długość fali musi być dłuższa niż długość fali monitorowania gwiazdy przewodniej? Ponieważ jest to po prostu dużo trudniejsze, a nad atmosferą zawsze jest Hubble do widocznej pracy, więc nie jest to warte dodatkowego wysiłku, czy jest też inny bardziej podstawowy powód?

Nie szukam spekulacji ani opinii, chciałbym wyjaśnienia ilościowe (jeśli to dotyczy) - mam nadzieję, że z linkiem do dalszego czytania - dzięki!

— O o
źródło

Nie proponuję tego jako odpowiedzi, ponieważ jest to opinia - i nie mogę mówić o uzasadnieniu przedstawionym przez profesjonalistów. Sądzę jednak, że powodem, dla którego odbywa się to w NIR, jest głównie to, że „ekscytująca” astronomia odbywa się teraz na niewidzialnych długościach fal, a NIR ma niższy wskaźnik ekstynkcji w naszej atmosferze w porównaniu z innymi niewidzialnymi długościami fal.

— EastOfJupiter

@EastOfJupiter dzięki! Powodem, dla którego o to zapytałem, jest to, że ostatnio słyszałem o tym, że Hubble'a jest przewlekle mocno subskrybowany. Nie pytam, dlaczego większość pracy jest w podczerwieni, pytam, dlaczego żadna z prac nie jest nigdy widoczna. Jeśli Hubble jest (pozornie) jedynym widocznym teleskopem o długości fali dee-sub-arcsec dla całej ludzkości, wydaje się, że istnieje znaczna presja, aby otworzyć przynajmniej jedno alternatywne źródło. To zerowy zastanawiam.

— uhoh,

Istnieją instrumenty działające obecnie do około 600 nm, ale pytanie wciąż pozostaje aktualne.

— Rob Jeffries

@RobJeffries Chciałbym o tym usłyszeć! Być może omyliłeś już tę możliwość w swoim komentarzu z 2016 roku . Istnieje również nieco powiązane pytanie. Czy E-ELT użyje optyki adaptacyjnej przy widzialnych długościach fali?

— uhoh,

Odpowiedzi:

Na tej stronie jest całkiem dobra dyskusja .

W pracy jest kilka czynników:

Jak zauważasz, mniejszy kąt izoplanatyczny. Ogranicza to ilość nieba, którą możesz obserwować za pomocą AO, ponieważ twój cel musi znajdować się w kącie izoplanatycznym wystarczająco jasnej gwiazdy odniesienia. (Nawet w przypadku gwiazd prowadzących laser, wciąż istnieje potrzeba gwiazdy odniesienia do korekcji „przechyłu / przechyłu”). Różnica w obszarze kątowym na niebie oznacza, że obszar nieba, który teoretycznie można zaobserwować za pomocą AO, będzie wynosił około 20 razy większy w bliskiej podczerwieni niż w optyce, tylko z powodu różnicy w kącie izoplanatycznym.
Efekty turbulencji są silniejsze i mają krótszą skalę czasową w optyce. Ma to trzy efekty:

A. Optyka korekcyjna (np. Odkształcalne lustro) musi mieć więcej ruchomych części („prawie idealna korekta dla obserwacji w świetle widzialnym (0,6 mikrona) za pomocą 8-metrowego teleskopu wymagałaby ~ 6400 siłowników, podczas gdy podobny wydajność przy 2 mikronach wymaga tylko 250 siłowników. ”) i musi działać w szybszym czasie.

B. Oprócz złożoności elektromechanicznej, będziesz musiał zrobić znacznie więcej w zakresie obliczeń, aby napędzać wszystkie te siłowniki i w krótszej skali czasowej. Tak więc wymagana moc obliczeniowa rośnie.

C. Aby zapewnić dane wejściowe do obliczeń korekcyjnych, musisz obserwować gwiazdę odniesienia w znacznie drobniejszej skali kątowej („Duża liczba siłowników wymaga podobnie dużej liczby podpróbek w czujniku czoła fali, co oznacza, że do korekcji w polu widzialnym gwiazda odniesienia powinna być ~ 25 razy jaśniejsza niż w podczerwieni. ”). Ogranicza to ilość nieba, którą możesz zrobić AO, aby uzyskać jeszcze więcej: gwiazda, która może być wystarczająco jasna w bliskiej podczerwieni, aby skorygować obszar izoplanatyczny o szerokości 20-30 sekund łukowych, nie będzie wystarczająco jasna, aby skorygować odpowiednią 5- łata izoplanatyczna o szerokości łuku w widocznym miejscu.
Aby dokonać poprawek, musisz obserwować obiekt odniesienia w optyce. Jest to łatwe do wykonania w przypadku ustawienia bliskiej podczerwieni za pomocą rozdzielacza wiązki optycznej / podczerwieni: wysyłaj światło optyczne do sprzętu AO i wysyłaj światło bliskiej podczerwieni do instrumentu bliskiej podczerwieni. W optyce używasz optycznego rozdzielacza wiązki, aby wysłać połowę światła do instrumentu, a drugą połowę do sprzętu AO. Oznacza to, że sprzęt AO dostaje tylko połowę światła, które by uzyskał, gdyby był używany z instrumentem bliskiej podczerwieni, co utrudnia (nawet) wykonywanie korekt.

Wreszcie istnieje problem niezwiązany z samym AO, polegający na tym, że potrzebujesz różnych instrumentów naukowych w zależności od tego, czy pracujesz w optyce, czy w bliskiej podczerwieni. Przyrządy optyczne do wykrywania wykorzystują krzemowe matryce CCD; są one wrażliwe tylko na około 0,9-1 mikrona. Przyrządy bliskiej podczerwieni wykorzystują różne detektory (zwykle oparte na HgCdTe), które są dobre od około 1-3 mikronów. (Przyrząd w bliskiej podczerwieni potrzebuje również innej konstrukcji, aby zmniejszyć zanieczyszczenie spowodowane emisją termiczną z teleskopu i optyki do obserwacji przy długościach fal dłuższych niż 2 mikrony.) Tak więc w praktyce wybór padł na: połączenie AO z przyrządem bliskiej podczerwieni i uzyskanie dobrego wyniku wydajność z niedrogą / wykonalną technologią lub połącz AO z instrumentem optycznym i uzyskaj bardzo ograniczoną wydajność dzięki droższej (lub nawet do niedawna nieosiągalnej) technologii.

Niemniej jednak pojawiają się pewne optyczne systemy AO, takie jak MagAO w teleskopie Magellana (który ma zarówno instrument optyczny, jak i bliski podczerwień i może korygować oba jednocześnie).

— Peter Erwin
źródło

Ciekawy! Pytam, dlaczego AO jest używane do 0,9um, ale nie dalej - czy mógłbyś wykonać porównania numeryczne dla powiedzmy 0,9 vs 0,5? Czy wszystkie te trudności są po prostu skalowane z grubsza liniowo

1 / λ

$1/\lambda$ czy jest coś, co staje się coraz trudniejsze w tempie znacznie szybszym? Czy minimalna długość fali dla astronomicznego teleskopu AO stale maleje w miarę poprawy technologii i zrozumienia, czy też zawsze była ściana między 0,9um a widoczna?

— uhoh,

@ uhoh Właściwie uzyskałem obserwacje około 7 lat temu, w pasmach R i I (600–800 nm), z systemem AO o nazwie NAOMI na teleskopie Williama Herschela. Nie osiągnął limitu dyfrakcji, bardziej jak 0,2-0,3 sekundy łuku, ale był mniej więcej wtedy wyjątkowy. Lucky Imaging jest zwykle postrzegane jako tańsze i bardziej skuteczne przy długościach fal optycznych.

— Rob Jeffries

@ uhoh Myślę, że brakujący element w twoim rozumieniu wynosi 0,9-1 mikrona, jest magiczny, ale nie ze względu na AO - to dlatego, że potrzebujesz różnych instrumentów naukowych do optycznego vs bliskiej podczerwieni. Zredagowałem swoją odpowiedź, aby uwzględnić ten punkt (i inny punkt dotyczący dodatkowej utraty światła w optycznej obudowie AO).

— Peter Erwin

Istnieją również działające optyczne systemy AO wykorzystywane przez Siły Powietrzne USA (i prawdopodobnie niektóre inne kraje) do szpiegowania satelitów. Znajdują się one na małych teleskopach (1-3 m), co oznacza, że wymagana jest mniejsza korekcja, aby osiągnąć granicę dyfrakcji, i patrzą one wyjątkowo (według standardów astronomicznych) na jasne obiekty, co prawdopodobnie sprawia, że jest to bardziej wykonalne.

— Peter Erwin

Mówiąc jako były pracownik w firmie o nazwie, zgadłeś: „Adaptive Optics Associates”. Mogę potwierdzić prawie wszystko w odpowiedzi i komentarzach tutaj.

— Carl Witthoft,

Prosta odpowiedź dla części długości fali jest taka, że wydajność systemów AO obniża wygląd krótszej długości fali. Podstawą tego, co się dzieje, jest to, że skracając długości fal światła, potrzebujesz dokładniejszej skali płytki, aby wykryć różnice w widzeniu, co wymaga bardzo drogiego (aw niektórych przypadkach nieistniejącego) sprzętu. Potrzebna jest również wyższa częstotliwość AO (zdolność do pomiaru światła i deformacji / zmiany ogniskowania teleskopu), aby uwzględnić wyższą częstotliwość światła, to znowu wymaga bardzo drogiego sprzętu, jeśli w ogóle istnieje on na wymaganej częstotliwości.

Wynika to z tego, że niektóre podstawowe obliczenia (nie biorąc pod uwagę wielomian Zernike ) oparte są na współczynniku Strehla i tutaj (stosunek intensywności szczytowej aberracji obrazu w porównaniu do obrazu doskonałego), aby dowiedzieć się, jaka powinna być intensywność źródła i FWHM (pełny połowę szerokości maksymalna - szerokość profilu natężenia światła na pół) zasadniczo do środka, w którym światło powinno być. Oba te pomiary zależą od długości fali.

Podstawowe dalsze informacje można znaleźć w The Isac Newton Group of Telescopes . Znacznie bardziej dogłębną lekturę można znaleźć na wydziale uniwersyteckim Arizona Arizona .

— veda905
źródło

Dzięki. Wymieniłeś wiele rzeczy, które skalują się wraz z długością fali, i powiedziałeś, że są one trudniejsze lub droższe - ja też mogę to zrobić. Ale który z nich jest tak trudny lub tak drogi , że stanowi przeszkodę w pokazie? Czy mam rację, że AO po prostu nigdy nie jest wykonywane w trybie widzialnym? O ile trudniejsze? O ile droższe? Jak wspomniałem, mam nadzieję na coś ilościowego. Biorąc pod uwagę ilość nauki, której nie można zrobić, ponieważ Hubble jest tak przesadzony. Czy któryś z tych linków ma odpowiedź na to pytanie?

— uhoh,

Nie ma dobrych mierników do obliczania twardości obliczeń, więc tak naprawdę nie mogę z tym rozmawiać. Problem naprawdę powstaje, gdy masz ograniczoną dyfrakcję, ponieważ nie jesteś w stanie uzyskać potrzebnych informacji, co dzieje się przy krótszych długościach fal. Limit dyfrakcji: (1,22 * λ (w cm)) / średnica (w cm)

— veda905