Tại sao các đài quan sát trên mặt đất không sử dụng quang học thích nghi cho các bước sóng khả kiến?

Các kỹ thuật Quang học Thích ứng (AO) cho phép các đài quan sát trên mặt đất cải thiện đáng kể độ phân giải bằng cách tích cực bù đắp cho các hiệu ứng của Nhìn thấy Thiên văn .

Các hiệu ứng khí quyển khá thay đổi theo cả thời gian và địa điểm. Tham số có tên Isoplanatic Angle (IPA) được sử dụng để biểu thị phạm vi góc trên - điều chỉnh mặt sóng đã cho được tối ưu hóa cho một điểm (thường là sao hướng dẫn, nhân tạo hoặc tự nhiên) sẽ có hiệu quả. Ví dụ, Bảng 9.1 trong tài nguyên Kính viễn vọng khổng lồ Magellan này hiển thị các giá trị cho tỷ lệ IPA gần như tuyến tính (thực tế: ) từ 176 arcs giây ở bước sóng 20 micron đến chỉ 4.2 vòng cung ở mức 0,9 micron.$\sim\lambda^{6/5}$

Điều này cho thấy IPA từ 2 đến 3 vòng cung cho bước sóng khả kiến, mà bản thân nó không phải là một giới hạn sát thủ.

Tuy nhiên, dường như tất cả các công việc AO hiện đang hoạt động được thực hiện riêng ở các bước sóng hồng ngoại khác nhau, rõ ràng là xuống còn 0,9 micron nhưng không còn nữa . (AO cũng được triển khai tính toán với dữ liệu mảng trong phóng xạ .)

Đây có phải là vì bước sóng quan sát cần phải dài hơn bước sóng giám sát sao hướng dẫn? Bởi vì nó đơn giản là khó hơn nhiều và luôn có Hubble ở trên bầu không khí cho công việc có thể nhìn thấy nên không đáng để nỗ lực thêm, hay còn có một lý do cơ bản nào khác?

Tôi không tìm kiếm suy đoán hoặc ý kiến, tôi muốn một lời giải thích định lượng (nếu áp dụng) - hy vọng với một liên kết để đọc thêm - cảm ơn!

Có một cuộc thảo luận khá tốt ở trang này .

Có một số yếu tố trong công việc:

1. Các góc isoplanatic nhỏ hơn, như bạn lưu ý. Điều này giới hạn mức độ bầu trời bạn có thể quan sát được với AO, vì mục tiêu của bạn cần nằm trong góc đẳng hướng của một ngôi sao tham chiếu đủ sáng. (Ngay cả với các ngôi sao dẫn đường bằng laser, vẫn cần một ngôi sao tham chiếu để hiệu chỉnh "đầu / nghiêng".) Sự khác biệt về diện tích góc trên bầu trời có nghĩa là khu vực bầu trời có thể quan sát được về mặt lý thuyết với AO Lớn hơn 20 lần ở gần IR so với quang học, chỉ từ sự khác biệt về góc đẳng hướng.

2. Các tác động của nhiễu loạn mạnh hơn và có thời gian ngắn hơn trong quang học. Điều này có ba tác dụng:

   A. Hệ thống quang học khắc phục (ví dụ, gương biến dạng) cần phải có nhiều bộ phận chuyển động hơn ("một hiệu chỉnh gần như hoàn hảo để quan sát được thực hiện trong ánh sáng khả kiến ​​(0,6 micron) với kính viễn vọng 8 m sẽ cần ~ 6400 bộ truyền động, trong khi tương tự hiệu suất ở 2 micron chỉ cần 250 bộ truyền động. ") và cần hoạt động với thời gian nhanh hơn.

   B. Ngoài sự phức tạp về cơ điện, bạn sẽ phải làm nhiều hơn trong cách tính toán để điều khiển tất cả các bộ truyền động đó và trong một khoảng thời gian ngắn hơn. Vì vậy, sức mạnh tính toán cần thiết tăng lên.

   C. Để cung cấp đầu vào cho các tính toán hiệu chỉnh, bạn cần quan sát ngôi sao tham chiếu ở tỷ lệ góc nhỏ hơn nhiều ("Một số lượng lớn bộ truyền động đòi hỏi một số lượng lớn phụ tương tự trong cảm biến mặt sóng, có nghĩa là để điều chỉnh trong phần nhìn thấy, ngôi sao tham chiếu phải sáng hơn ~ 25 lần so với hiệu chỉnh trong vùng hồng ngoại. "). Điều này giới hạn số lượng bầu trời bạn có thể thực hiện AO thậm chí nhiều hơn: một ngôi sao có thể đủ sáng ở vùng cận hồng ngoại để điều chỉnh một dải đồng vị rộng 20-30 arcsec sẽ không đủ sáng để điều chỉnh 5- tương ứng bản vá isoplanatic rộng arcsec trong nhìn thấy.

3. Để chỉnh sửa, bạn cần quan sát đối tượng tham chiếu trong quang. Điều này rất dễ thực hiện với thiết lập IR gần bằng cách sử dụng bộ tách chùm quang / IR: gửi ánh sáng quang đến thiết bị AO và gửi ánh sáng gần IR đến thiết bị gần IR. Trong quang học, bạn sử dụng bộ tách chùm quang để gửi một nửa ánh sáng đến thiết bị và nửa còn lại đến thiết bị AO. Điều này có nghĩa là thiết bị AO chỉ nhận được một nửa ánh sáng nếu nó được sử dụng với một thiết bị gần IR, khiến cho nó (thậm chí) khó thực hiện các chỉnh sửa hơn.

Cuối cùng, có một vấn đề không liên quan đến bản thân AO, đó là bạn cần các dụng cụ khoa học khác nhau tùy thuộc vào việc bạn làm việc trong quang học hay gần IR. Dụng cụ quang học sử dụng CCD silicon để phát hiện; chúng chỉ nhạy với khoảng 0,9-1 micron. Các thiết bị cận hồng ngoại sử dụng các máy dò khác nhau (thường dựa trên HgCdTe), hoạt động tốt từ khoảng 1-3 micron. . hiệu suất với công nghệ giá cả phải chăng / khả thi hoặc kết hợp AO với một thiết bị quang học và có hiệu suất rất hạn chế với công nghệ đắt tiền hơn (hoặc thậm chí, cho đến gần đây, không thể đạt được).

Tuy nhiên, có là một số hệ thống AO quang bắt đầu xuất hiện, chẳng hạn như MagAO trên kính viễn vọng Magellan (trong đó có cả một công cụ quang học và một công cụ gần như IR, và có thể điều chỉnh cho cả hai cùng một lúc).

Câu trả lời đơn giản cho phần bước sóng là hiệu suất của các hệ thống AO làm suy giảm bước sóng ngắn hơn mà bạn nhìn. Những điều cơ bản của những gì xảy ra là khi bạn đi ngắn hơn các bước sóng ánh sáng, bạn cần một thang đo mảnh hơn để phát hiện các biến thể trong việc nhìn thấy đòi hỏi phần cứng rất đắt (và trong một số trường hợp không tồn tại). Bạn cũng cần tần số AO cao hơn (khả năng đo ánh sáng và biến dạng / tái tập trung của kính thiên văn) để tính tần số ánh sáng cao hơn, điều này một lần nữa làm mất phần cứng rất tốn kém nếu nó tồn tại ở tần số yêu cầu.

Điều này là do một số tính toán cơ bản (không tính đến đa thức Zernike ) dựa trên tỷ lệ Stroundl và Ở đây (tỷ lệ cường độ cực đại của hình ảnh bị quang sai so với hình ảnh hoàn hảo) để tìm ra cường độ của nguồn nên và các FWHM (Full-width nửa Max - chiều rộng của thông tin về ánh sáng ở một nửa cường độ) để cơ bản đo nơi ánh sáng nên. Cả hai phép đo này đều phụ thuộc vào bước sóng.

Đọc thêm cơ bản có thể được tìm thấy tại Nhóm Kính thiên văn Isac Newton . Đọc nhiều hơn có thể được tìm thấy tại trường đại học Arizona Optics .