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

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

Атмосферные эффекты весьма изменчивы как по времени, так и по местоположению. Параметр, называемый изопланатическим углом (IPA), используется для выражения угловой протяженности, в пределах которой данная коррекция волнового фронта, оптимизированная для одной точки (обычно направляющей звезды, искусственной или естественной), будет эффективной. Например, в таблице 9.1 этого ресурса Giant Magellan Telescope значения масштабирования IPA показаны почти линейно (фактически: ∼ λ 6 / 5 ) со 176 угловых секунд на длине волны 20 микрон до всего 4,2 угловых секунды на длине волны 0,9 микрона.

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

Однако кажется, что почти вся активная в настоящее время работа по АО выполняется исключительно в различных инфракрасных длинах волн, по-видимому, до 0,9 микрон, но не более . (АО также реализуется вычислительным способом для массива данных в радиоастрономии .)

Это потому, что наблюдаемая длина волны должна быть больше, чем длина волны наблюдения за опорной звездой? 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, мне нужно количественное объяснение (если это применимо) - надеюсь, со ссылкой для дальнейшего чтения - спасибо!

Я не предлагаю это в качестве ответа, потому что это мнение, и я не могу говорить об оправдании, которое делают профессионалы. Но я думаю, что причина, по которой это делается в NIR, в значительной степени заключается в том, что «захватывающая» астрономия теперь выполняется в невидимых длинах волн, а NIR имеет более низкую скорость поглощения в нашей атмосфере по сравнению с другими невидимыми длинами волн.
@EastOfJupiter, спасибо! Причина, по которой я спросил об этом, заключается в том, что я недавно услышал о том, что Хаббл хронически сильно перегружен. Я не спрашиваю, почему большая часть работы находится в ИК, я спрашиваю, почему ни одна работа никогда не видна. Если «Хаббл» является (по-видимому) единственным телескопом с видимой длиной волны в глубине менее дуговой секунды для всего человечества, кажется, что существует значительное давление, чтобы открыть хотя бы один альтернативный источник. Меня интересует ноль .
Сейчас есть инструменты, работающие примерно до 600 нм, но вопрос остается открытым.
@RobJeffries Я хотел бы услышать об этом! Возможно, вы уже уклонились от этой возможности в своем комментарии 2016 года . Существует также несколько связанный с этим вопрос : будет ли E-ELT использовать адаптивную оптику на видимых длинах волн?

Ответы (2)

На этой странице неплохое обсуждение .

Работают несколько факторов:

  1. Меньший изопланатический угол, как вы заметили. Это ограничивает ту часть неба, которую вы можете наблюдать с помощью АО, поскольку ваша цель должна находиться в пределах изопланатического угла достаточно яркой опорной звезды. (Даже с лазерными опорными звездами по-прежнему требуется эталонная звезда для коррекции «наклона/наклона».) Разница в угловой площади на небе означает, что площадь неба, которую теоретически можно наблюдать с помощью АО, будет примерно В 20 раз больше в ближнем ИК, чем в оптическом, только из-за разницы в изопланатическом угле.

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

    A. Корректирующая оптика (например, деформируемое зеркало) должна иметь больше подвижных частей («почти идеальная коррекция для наблюдения, сделанного в видимом свете (0,6 мкм) с помощью 8-метрового телескопа, потребует ~ 6400 приводов, тогда как аналогичная для производительности на уровне 2 микрон требуется всего 250 приводов"), и они должны работать в более быстром масштабе.

    B. В дополнение к электромеханической сложности вам придется сделать гораздо больше в плане вычислений, чтобы управлять всеми этими исполнительными механизмами, и в более короткие сроки. Таким образом, требуемая вычислительная мощность возрастает.

    C. Чтобы обеспечить входные данные для корректирующих вычислений, вам необходимо наблюдать за эталонной звездой в гораздо более мелком угловом масштабе («Большое количество приводов требует такого же большого количества субапертур в датчике волнового фронта, что означает, что для коррекции в видимом диапазоне эталонная звезда должна быть в ~25 раз ярче, чем для коррекции в инфракрасном диапазоне».). Это ограничивает область неба, на которой вы можете выполнять АО, еще больше: звезда, которая может быть достаточно яркой в ​​ближнем ИК-диапазоне, чтобы скорректировать изопланатический участок шириной 20-30 угловых секунд, не будет достаточно яркой, чтобы скорректировать соответствующие 5- изопланатическое пятно шириной в угловую секунду в видимом диапазоне.

  3. Для внесения поправок необходимо наблюдать за эталонным объектом в оптическом диапазоне. Это легко сделать с помощью установки ближнего ИК-диапазона с помощью светоделителя оптического/ИК-излучения: направьте оптический свет на оборудование АО и направьте свет ближнего ИК-диапазона на инструмент ближнего ИК-диапазона. В оптическом вы используете оптический светоделитель, чтобы направить половину света на инструмент, а другую половину на оборудование АО. Это означает, что оборудование АО получает вдвое меньше света, чем если бы оно использовалось с прибором ближнего ИК-диапазона, что (даже) усложняет выполнение поправок.

Наконец, есть проблема, не связанная с самим АО: вам нужны разные научные инструменты в зависимости от того, работаете ли вы в оптическом или ближнем ИК-диапазоне. В оптических приборах для обнаружения используются кремниевые ПЗС-матрицы; они чувствительны только до 0,9-1 мкм. В приборах ближнего ИК-диапазона используются другие детекторы (обычно на основе HgCdTe), которые хороши примерно от 1-3 микрон. (Приборы ближнего ИК-диапазона также нуждаются в другой конструкции, чтобы уменьшить загрязнение от теплового излучения телескопа и оптики для наблюдений на длинах волн более 2 микрон.) Так что на практике выбор был таков: объединить АО с прибором ближнего ИК-диапазона и получить хорошие результаты. производительность с помощью доступной/выполнимой технологии, или объединить АО с оптическим прибором и получить очень ограниченную производительность с более дорогой (или даже недостижимой до недавнего времени) технологией.

Тем не менее, начинают появляться некоторые оптические системы АО, такие как MagAO на телескопе Magellan (у которого есть как оптический инструмент, так и инструмент ближнего ИК-диапазона, и он может корректировать оба одновременно).

Интересно! Я спрашиваю, почему AO используется до 0,9 мкм, но не дальше - не могли бы вы провести численное сравнение, скажем, 0,9 против 0,5? Все эти трудности просто масштабируются примерно линейно с 1 / λ или есть что-то, что становится намного сложнее со скоростью, намного превышающей эту? Была ли минимальная длина волны АО астрономического телескопа неуклонно уменьшающейся по мере совершенствования технологии и понимания, или всегда существовала стена между 0,9 мкм и видимой областью?
Мне немного сложно читать вашу связанную статью ArXiv, но я думаю, что ваша точка зрения здесь заключается в том, что AO действительно используется сейчас для видимых длин волн, и есть даже рецензируемые опубликованные изображения видимого света с разрешением в 10 миллисекунд дуги. На самом деле, если бы вы вставили пример изображения в свой ответ со строкой «Ну (на самом деле) они есть ! По крайней мере, один, в любом случае», кажется, что это будет слэм-данк!
@uhoh На самом деле я получил наблюдения около 7 лет назад в диапазонах R и I (600–800 нм) с системой АО под названием NAOMI на телескопе Уильяма Гершеля. Он не достиг дифракционного предела, скорее 0,2-0,3 угловых секунды, но был более или менее уникальным в то время. Lucky Imaging обычно считается более дешевым и успешным в оптических длинах волн.
@RobJeffries Я полагаю, тот, что на Канарских островах, а не тот, что раньше был на Хершелл-стрит в Слау. Замечательно! Я думаю, что это, безусловно, считается потенциальным «первым», если вы значительно превосходите зрение. Таким образом, похоже, что ответ развивается — есть Хаббл , есть альтернативные методы (удачное изображение, спекл), становится все труднее найти естественную опорную звезду по мере уменьшения IPA, требуется более высокая скорость и большее количество приводов, и т.д., а работы в IR хватает, и, наконец, она действительно сделана !
@uhoh Я думаю, что недостающая часть в вашем понимании 0,9-1 микрон волшебна , но не из-за АО - это потому, что вам нужны разные научные инструменты для оптического и ближнего ИК-диапазона. Я отредактировал свой ответ, включив в него этот пункт (и еще один пункт о дополнительной потере света в случае оптического АО).
Существуют также работающие оптические системы АО, используемые ВВС США (и, вероятно, некоторыми другими странами) для слежения за спутниками. Это на небольших (1-3 м) телескопах, что означает, что для достижения дифракционного предела требуется меньшая коррекция, и они смотрят на чрезвычайно (по астрономическим стандартам) яркие объекты, что, вероятно, делает вещи более реальными.
Спасибо @PeterErwin за все. Это оказалось гораздо более объемным вопросом и ответом, чем я ожидал, но теперь здесь собрано много действительно полезной информации! Спасибо также за упоминание различий в наборе датчиков (Si против HgCdTe) для видимого и инфракрасного диапазонов. Это единственный аспект, в котором переход на видимый свет (мне кажется) проще, чем на ИК. За исключением затрат на внесение модификаций или создание нового инструмента, на самом деле использовать кремний ничуть не сложнее, чем HgCdTe, не так ли?
@uhoh Да, кремниевые детекторы - более зрелая технология, чем HgCdTe (и есть все другие промышленные разработки, помимо визуализации, которые удешевили производство электроники на основе кремния ...). Почти во всех случаях оптические приборы дешевле и проще в изготовлении, чем ИК-приборы.
Говоря как бывший сотрудник компании под названием «Adaptive Optics Associates», я могу подтвердить почти все в ответе и комментариях здесь.

Простой ответ для части длины волны заключается в том, что производительность систем адаптивной оптики ухудшается, чем короче длина волны, которую вы смотрите. Основа того, что происходит, заключается в том, что по мере того, как вы переходите к более коротким длинам волн света, вам нужна более тонкая шкала пластины для обнаружения изменений в зрении, что требует очень дорогого (а в некоторых случаях несуществующего) оборудования. Вам также нужна более высокая частота АО (способность измерять свет и деформировать/перефокусировать телескоп), чтобы учесть более высокую частоту света, для этого опять же требуется очень дорогое оборудование, если оно вообще существует на требуемой частоте.

Это связано с тем, что некоторые из основных расчетов (без учета полиномов Цернике ) основаны на коэффициенте Штреля и здесь (отношение пиковой интенсивности аберрированного изображения по сравнению с идеальным изображением), чтобы выяснить, какой должна быть интенсивность источника и FWHM (Full - Width Half Max - ширина профиля света при половинной интенсивности), чтобы по существу измерить, где должен быть свет. Оба этих измерения зависят от длины волны.

Основное дополнительное чтение можно найти в The Isac Newton Group of Telescopes . Гораздо более углубленное чтение можно найти на факультете оптики Университета Аризоны .

Спасибо. Вы перечислили ряд вещей, которые масштабируются в зависимости от длины волны, и сказали, что они сложнее или дороже — я тоже могу это сделать. Но какой из них настолько труден или настолько дорог , что это шоу-стопор? Я прав, АО просто никогда не делается в видимом свете? Насколько это сложнее? Насколько дороже? Как я уже говорил, я надеюсь на что-то количественное. Принимая во внимание количество научных исследований, которые невозможно выполнить из-за того, что Хаббл слишком загружен. Есть ли в этих ссылках ответ на этот вопрос?
Нет хорошей метрики для расчета сложности вычислений, поэтому я не могу говорить об этом. Проблема действительно возникает, когда вы ограничены дифракцией, потому что вы не можете получить необходимую информацию, что происходит на более коротких длинах волн. Дифракционный предел: (1,22 * λ(в см))/диаметр(в см)
Почему наземные обсерватории не используют адаптивную оптику для видимых длин волн?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v