Đây Câu hỏi và trả lời đã cho tôi suy nghĩ. Nếu nhìn thấy khí quyển ở bước sóng khả kiến là kết quả của tính không đồng nhất chiết suất, thì đó cũng là một vấn đề tương tự đối với bước sóng mm đến cm? Từ một tìm kiếm nhanh, chỉ số khúc xạ của không khí tại STP là khoảng 1.0003 (hiển thị) và 1.0002 (radio).
Nếu không, có cách nào để hiểu một cách định lượng tại sao nó không phải là vấn đề không?
Hình ảnh từ Wikipedia
Câu trả lời:
Trên thực tế, các kỹ thuật quang học thích nghi đã được sử dụng trong thiên văn vô tuyến. Chúng được ẩn trong các thuật toán hình ảnh cơ bản (ví dụ: SẠCH) được sử dụng để tạo ra các bản đồ từ giao thoa kế vô tuyến. Trong những trường hợp đó, chúng thường được sử dụng để hiệu chỉnh cấu trúc nhân tạo được giới thiệu bằng cách giao thoa kế lấy mẫu bầu trời, thay vì cấu trúc được áp đặt bởi vật liệu can thiệp. Nhưng ở tần số thấp (1 GHz trở xuống, chắc chắn), chúng cũng được sử dụng để hiệu chỉnh cấu trúc nhân tạo áp đặt trên các mặt sóng vô tuyến tới khi chúng đi qua tầng điện ly. Các thiết bị tần số thấp hiện tại (như LWA và LOFAR) phụ thuộc rất nhiều vào các phương pháp này.
Mục đích của quang học thích ứng là đạt hoặc tiếp cận giới hạn nhiễu xạ của hệ thống, đây là độ phân giải tối đa có thể đạt được do bản chất sóng của bức xạ điện từ. Công thức cho giới hạn nhiễu xạ (theo radian) là xấp xỉ . Đối với kính viễn vọng vô tuyến 30 mét quan sát đường 21 cm, công việc này đạt tới 0,007 radian, tương đương khoảng 24 phút. Giá trị này lớn hơn nhiều so với giới hạn nhiễu xạ dưới cung thứ hai của kính thiên văn quang học; bất kể bạn làm gì với kính viễn vọng của mình, bạn không thể làm tốt hơn điều này, vì vậy việc nhìn thấy đơn giản không phải là một yếu tố cho thiên văn vô tuyến một món ăn.