Warum verwenden bodengestützte Observatorien keine adaptive Optik für sichtbare Wellenlängen?

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Mit Techniken der adaptiven Optik (AO) können bodengestützte Observatorien die Auflösung erheblich verbessern, indem sie die Auswirkungen des astronomischen Sehens aktiv kompensieren .

Die atmosphärischen Effekte sind zeitlich und örtlich sehr unterschiedlich. Ein Parameter namens Isoplanatic Angle (IPA) wird verwendet, um die Winkelausdehnung auszudrücken, über die eine für einen Punkt optimierte Wellenfrontkorrektur (normalerweise ein Leitstern, künstlich oder natürlich) wirksam ist. Als Beispiel zeigt Tabelle 9.1 in dieser Ressource des Riesen-Magellan-Teleskops Werte für die IPA-Skalierung fast linear (tatsächlich: ) von 176 Bogensekunden bei einer Wellenlänge von 20 Mikrometern bis nur 4,2 Bogensekunden bei 0,9 Mikrometern.λ6/5

Dies legt eine IPA von 2 bis 3 Bogensekunden für sichtbare Wellenlängen nahe, was für sich genommen keine Killer-Einschränkung darstellt.

Es scheint jedoch, dass fast alle derzeit aktiven AO-Arbeiten ausschließlich in verschiedenen Infrarotwellenlängen durchgeführt werden, anscheinend bis zu 0,9 Mikrometer, aber nicht weiter . (AO wird auch rechnerisch implementiert, um Daten in der Radioastronomie anzuordnen .)

Liegt dies daran, dass die beobachtete Wellenlänge länger sein muss als die Leitwellenüberwachungswellenlänge? Weil es einfach viel schwieriger ist und es immer Hubble über der Atmosphäre für sichtbare Arbeit gibt, so dass es den zusätzlichen Aufwand nicht wert ist, oder gibt es einen anderen grundlegenderen Grund?

Ich bin nicht auf der Suche nach Spekulationen oder Meinungen, ich hätte gerne eine quantitative Erklärung (falls zutreffend) - hoffentlich mit einem Link zur weiteren Lektüre - danke!

uhoh
quelle
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Ich schlage dies nicht als Antwort vor, weil es eine Meinung ist - und ich kann nicht mit der Rechtfertigung sprechen, die von den Profis gemacht wird. Aber ich denke, der Grund, warum dies in NIR durchgeführt wird, liegt hauptsächlich darin, dass die "aufregende" Astronomie jetzt in nicht sichtbaren Wellenlängen durchgeführt wird und NIR in unserer Atmosphäre im Vergleich zu anderen nicht sichtbaren Wellenlängen eine geringere Extinktionsrate aufweist.
EastOfJupiter
@ EastOfJupiter danke! Der Grund, warum ich das gefragt habe, ist, dass ich kürzlich gehört habe, dass der Hubble chronisch stark überzeichnet ist. Ich frage nicht, warum der größte Teil der Arbeit im IR ist, ich frage, warum keiner der Arbeiten jemals sichtbar ist. Wenn Hubble das (scheinbar) einzige Teleskop mit sichtbarer Wellenlänge von dee-sub-arcsec für die gesamte Menschheit ist, scheint es einen erheblichen Druck zu geben, mindestens eine alternative Quelle zu erschließen. Es ist die Null , über die ich mich wundere.
Uhoh
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Es gibt Instrumente, die jetzt bis zu 600 nm arbeiten, aber die Frage bleibt offen.
Rob Jeffries
@RobJeffries Ich würde gerne davon hören! Möglicherweise haben Sie sich in Ihrem Kommentar für 2016 bereits der Möglichkeit entzogen . Es gibt auch die etwas verwandte Frage: Wird das E-ELT adaptive Optik bei sichtbaren Wellenlängen verwenden?
Uhoh

Antworten:

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Auf dieser Seite gibt es eine ziemlich gute Diskussion .

Es gibt mehrere Faktoren bei der Arbeit:

  1. Der kleinere isoplanatische Winkel, wie Sie bemerken. Dies begrenzt, wie viel vom Himmel Sie mit AO beobachten können, da sich Ihr Ziel im isoplanatischen Winkel eines ausreichend hellen Referenzsterns befinden muss. (Selbst bei Laserleitsternen besteht immer noch ein Bedarf an einem Referenzstern für die "Tip / Tilt" -Korrektur.) Der Unterschied in der Winkelfläche am Himmel bedeutet, dass die Fläche des Himmels, die theoretisch mit AO beobachtet werden kann, ungefähr beträgt 20-mal größer im nahen IR als im optischen, nur aufgrund des Unterschieds im isoplanatischen Winkel.

  2. Die Auswirkungen von Turbulenzen sind stärker und haben kürzere Zeitskalen in der Optik. Dies hat drei Auswirkungen:

    A. Die Korrekturoptik (z. B. ein verformbarer Spiegel) muss beweglichere Teile aufweisen ("eine nahezu perfekte Korrektur für eine Beobachtung im sichtbaren Licht (0,6 Mikrometer) mit einem 8-m-Teleskop würde ~ 6400 Aktuatoren erfordern, während ein ähnlicher Leistung bei 2 Mikron benötigt nur 250 Aktuatoren. ") und muss auf einer schnelleren Zeitskala arbeiten.

    B. Zusätzlich zur elektromechanischen Komplexität müssen Sie viel mehr Berechnungen durchführen, um alle diese Aktuatoren anzutreiben, und zwar in kürzerer Zeit. Die benötigte Rechenleistung steigt also.

    C. Um die Eingaben für die Korrekturberechnungen bereitzustellen, müssen Sie den Referenzstern auf einer viel feineren Winkelskala beobachten ("Eine große Anzahl von Aktuatoren erfordert eine ähnlich große Anzahl von Subaperturen im Wellenfrontsensor, dh für die Korrektur im sichtbaren Bereich sollte der Referenzstern ~ 25-mal heller sein als im Infrarotbereich. "). Dies begrenzt, wie viel vom Himmel Sie für noch mehr AO tun können: Ein Stern, der im nahen IR hell genug sein könnte, um einen isoplanatischen Bereich mit einer Breite von 20 bis 30 Bogensekunden zu korrigieren, ist nicht hell genug, um die entsprechenden 5- zu korrigieren. Bogensekundenweiter isoplanatischer Fleck im sichtbaren Bereich.

  3. Um Korrekturen vornehmen zu können, müssen Sie das Referenzobjekt in der Optik beobachten. Dies ist mit einem Nah-IR-Setup unter Verwendung eines optischen / IR-Strahlteilers einfach zu bewerkstelligen: Senden Sie das optische Licht an das AO-Gerät und das Nah-IR-Licht an das Nah-IR-Instrument. In der Optik verwenden Sie einen optischen Strahlteiler, um die Hälfte des Lichts zum Instrument und die andere Hälfte zum AO-Gerät zu senden. Dies bedeutet, dass das AO-Gerät nur die Hälfte des Lichts erhält, das es bei Verwendung eines Nahinfrarot-Instruments hätte, was die Korrekturen (noch) erschwert.

Schließlich gibt es ein Problem, das nichts mit der AO selbst zu tun hat: Sie benötigen unterschiedliche wissenschaftliche Instrumente, je nachdem, ob Sie im optischen oder im nahen IR arbeiten. Optische Instrumente verwenden Silizium-CCDs zur Detektion; Diese sind nur bis etwa 0,9-1 Mikrometer empfindlich. Nah-IR-Instrumente verwenden verschiedene Detektoren (normalerweise auf HgCdTe-Basis), die von etwa 1 bis 3 Mikrometern gut sind. (Nahinfrarot-Instrumente benötigen auch ein anderes Design, um die Kontamination durch Wärmeabgabe durch das Teleskop und die Optik für Beobachtungen bei Wellenlängen von mehr als 2 Mikrometern zu verringern.) In der Praxis war die Wahl also: Kombinieren Sie AO mit einem Nahinfrarot-Instrument und erhalten Sie gute Ergebnisse Leistung mit erschwinglicher / realisierbarer Technologie oder kombinieren Sie AO mit einem optischen Instrument und erzielen Sie eine sehr begrenzte Leistung mit teurerer (oder sogar bis vor kurzem unerreichbarer) Technologie.

Es gibt jedoch einige optische AO-Systeme, wie z. B. MagAO am Magellan-Teleskop (das sowohl ein optisches Instrument als auch ein Nah-IR-Instrument enthält und beide gleichzeitig korrigieren kann).

Peter Erwin
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Interessant! Ich frage , warum AO bis zu 0,9 um verwendet wird, aber nicht weiter - könnten Sie Ihre numerischen Vergleiche für beispielsweise 0,9 gegen 0,5 durchführen? Skalieren all diese Schwierigkeiten einfach ungefähr linear mit oder gibt es etwas, das mit einer viel schnelleren Geschwindigkeit viel schwieriger wird? Hat die Mindestwellenlänge für das astronomische Teleskop AO stetig abgenommen, da sich Technologie und Verständnis verbessert haben, oder gab es immer eine Wand zwischen 0,9 um und sichtbar? 1/λ
Uhoh
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@uhoh Ich habe tatsächlich vor ungefähr 7 Jahren Beobachtungen in den R- und I-Bändern (600-800 nm) mit einem AO-System namens NAOMI am William Herschel-Teleskop erhalten. Es erreichte nicht die Beugungsgrenze, eher 0,2 bis 0,3 Bogensekunden, war aber zu dieser Zeit mehr oder weniger einzigartig. Lucky Imaging wird normalerweise bei optischen Wellenlängen als billiger und erfolgreicher angesehen.
Rob Jeffries
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@uhoh Ich denke, das fehlende Stück in Ihrem Verständnis ist 0,9-1 Mikron ist magisch, aber nicht wegen der AO - es ist, weil Sie verschiedene wissenschaftliche Instrumente für das optische und das nahe IR benötigen. Ich habe meine Antwort so bearbeitet, dass sie diesen Punkt enthält (und einen weiteren Punkt über zusätzlichen Lichtverlust im Fall der optischen AO).
Peter Erwin
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Es gibt auch funktionierende optische AO-Systeme, die von der US Air Force (und wahrscheinlich einigen anderen Ländern) verwendet werden, um Satelliten auszuspionieren. Diese befinden sich auf kleinen (1-3 m) Teleskopen, was bedeutet, dass weniger Korrektur erforderlich ist, um die Beugungsgrenze zu erreichen, und sie betrachten extrem (nach astronomischen Maßstäben) helle Objekte, was die Dinge wahrscheinlich praktikabler macht.
Peter Erwin
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Als ehemaliger Mitarbeiter eines Unternehmens namens "Adaptive Optics Associates" haben Sie so ziemlich alles in der Antwort und den Kommentaren hier bestätigt.
Carl Witthoft
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Die einfache Antwort für den Wellenlängenteil lautet, dass sich die Leistung von AO-Systemen mit der kürzeren Wellenlänge verschlechtert. Wenn Sie die Wellenlängen des Lichts verkürzen, benötigen Sie eine feinere Plattenskala, um Abweichungen beim Sehen zu erkennen, die sehr teure (und in einigen Fällen nicht vorhandene) Hardware erfordern. Sie benötigen auch eine höhere AO-Frequenz (Fähigkeit, das Licht zu messen und das Teleskop zu verformen / neu zu fokussieren), um die höhere Lichtfrequenz zu berücksichtigen. Dies erfordert wiederum sehr teure Hardware, wenn sie überhaupt mit der erforderlichen Frequenz vorhanden ist.

Dies liegt daran, dass einige der grundlegenden Berechnungen (ohne Berücksichtigung von Zernike-Polynomen ) auf dem Strehl-Verhältnis und Here (Verhältnis der Spitzenintensität eines aberrierten Bildes im Vergleich zum perfekten Bild) basieren, um herauszufinden, wie intensiv die Quelle sein sollte und die FWHM (Full-Width Half Max - Breite des Lichtprofils bei halber Intensität), um im Wesentlichen zu messen, wo das Licht sein sollte. Beide Messungen sind wellenlängenabhängig.

Grundlegende weitere Informationen finden Sie unter The Isac Newton Group of Telescopes . An der Abteilung für Optik der Universität von Arizona finden Sie viel ausführlichere Informationen .

veda905
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Vielen Dank. Sie haben eine Reihe von Dingen aufgelistet, die mit der Wellenlänge skalieren, und gesagt, dass sie schwieriger sind oder sich teuer bewegen - das kann ich auch. Aber welches ist das, was so schwer oder so teuer ist, dass es ein Show-Stopper ist? Bin ich richtig, dass AO einfach nie im Sichtbaren gemacht wird? Wie viel schwieriger ist es? Wie viel teurer? Wie gesagt, ich hoffe auf etwas Quantitatives. In Anbetracht der Menge an Wissenschaft, die nicht möglich ist, weil der Hubble so überzeichnet ist. Hat einer dieser Links die Antwort auf diese Frage?
Uhoh
Es gibt keine gute Metrik für die Berechnung der Härte einer Berechnung, daher kann ich nicht wirklich damit sprechen. Das Problem tritt wirklich auf, wenn Sie beugungsbegrenzt sind, weil Sie nicht in der Lage sind, die benötigten Informationen zu erhalten, was bei kürzeren Wellenlängen der Fall ist. Beugungsgrenze: (1,22 * λ (in cm)) / Durchmesser (in cm)
veda905