Diese Frage und Antwort brachte mich zum Nachdenken. Wenn das atmosphärische Sehen bei sichtbaren Wellenlängen das Ergebnis einer Inhomogenität des Brechungsindex ist, wäre dies auch ein ähnliches Problem für Wellenlängen von mm bis cm? Aus einer Schnellsuche geht hervor, dass der Brechungsindex von Luft bei STP etwa 1.0003 (sichtbar) und 1.0002 (Radio) beträgt.
Wenn nicht, gibt es eine Möglichkeit, quantitativ zu verstehen, warum dies kein Problem ist?
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Tatsächlich werden die Techniken der adaptiven Optik bereits in der Radioastronomie eingesetzt. Sie sind in den grundlegenden Bildgebungsalgorithmen (z. B. CLEAN) enthalten, die zur Erstellung von Karten aus Funkinterferometern verwendet werden. In diesen Fällen werden sie normalerweise verwendet, um die künstliche Struktur zu korrigieren, die durch die Art und Weise eingeführt wird, wie das Interferometer den Himmel abtastet, und nicht um die Struktur, die durch das dazwischenliegende Material auferlegt wird. Bei niedrigen Frequenzen (sicherlich 1 GHz und darunter) werden sie jedoch auch verwendet, um die künstliche Struktur zu korrigieren, die den ankommenden Funkwellenfronten beim Durchgang durch die Ionosphäre auferlegt wird. Gegenwärtige große Niederfrequenzinstrumente (wie LWA und LOFAR) stützen sich stark auf diese Methoden.
Der Zweck der adaptiven Optik besteht darin, die Beugungsgrenze des Systems zu erreichen oder sich dieser zu nähern. Dies ist die maximale Auflösung, die aufgrund der Wellennatur elektromagnetischer Strahlung erreicht werden kann. Die Formel für die Beugungsgrenze (im Bogenmaß) lautet ungefährλ/D . Bei einem 30-Meter-Radioteleskop, das die 21-Zentimeter-Linie beobachtet, entspricht dies 0,007 Radiant oder etwa 24 Bogenminuten. Dies ist viel größer als die Beugungsgrenze eines optischen Teleskops im Subbogensekundenbereich; Egal, was Sie mit Ihrem Teleskop machen, Sie können es nicht besser machen. Sehen ist also einfach kein Faktor für die Radioastronomie mit einer Schüssel.
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