Perché gli osservatori terrestri non usano ottiche adattive per lunghezze d'onda visibili?

Le tecniche di ottica adattiva (AO) consentono agli osservatori terrestri di migliorare drasticamente la risoluzione compensando attivamente gli effetti della visione astronomica .

Gli effetti atmosferici sono piuttosto variabili sia nel tempo che nel luogo. Un parametro chiamato Isoplanatic Angle (IPA) viene utilizzato per esprimere l'estensione angolare su cui sarà efficace una determinata correzione del fronte d'onda ottimizzata per un punto (di solito una stella guida, artificiale o naturale). Come esempio, la Tabella 9.1 in questo Giant Magellan Telescope valori spettacoli risorse per IPA scalabilità quasi lineare (in realtà: ) da 176 arcseconds alla lunghezza d'onda di 20 micron di soli 4,2 secondi d'arco a 0.9 micron.$\sim\lambda^{6/5}$

Ciò suggerisce un IPA da 2 a 3 secondi d'arco per lunghezze d'onda visibili, che preso da solo non è una limitazione killer.

Tuttavia, sembra che quasi tutto il lavoro AO attualmente attivo sia svolto esclusivamente in varie lunghezze d'onda a infrarossi, apparentemente fino a 0,9 micron, ma non oltre . (AO è anche implementato a livello computazionale per array di dati in radioastronomia .)

Questo perché la lunghezza d'onda osservata deve essere più lunga della lunghezza d'onda di monitoraggio della stella guida? Perché è semplicemente molto più difficile e c'è sempre Hubble sopra l'atmosfera per un lavoro visibile, quindi non vale lo sforzo extra, o c'è un'altra ragione più fondamentale?

Non sto cercando speculazioni o opinioni, vorrei una spiegazione quantitativa (se applicabile) - si spera con un link per ulteriori letture - grazie!

C'è una discussione abbastanza buona in questa pagina .

Ci sono diversi fattori al lavoro:

1. L'angolo isoplanatico più piccolo, come si nota. Ciò limita la quantità di cielo che puoi osservare con AO, poiché il tuo obiettivo deve trovarsi all'interno dell'angolo isoplanatico di una stella di riferimento sufficientemente luminosa. (Anche con le stelle guida laser, c'è ancora bisogno di una stella di riferimento per la correzione "punta / inclinazione".) La differenza nell'area angolare del cielo significa che l'area del cielo che può essere teoricamente osservata con AO sarà circa 20 volte più grande nel vicino IR che nell'ottico, proprio dalla differenza di angolo isoplanatico.

2. Gli effetti della turbolenza sono più forti e hanno tempi più brevi nell'ottica. Questo ha tre effetti:

   A. L'ottica correttiva (ad es. Specchio deformabile) deve avere più parti mobili ("una correzione quasi perfetta per un'osservazione fatta alla luce visibile (0,6 micron) con un telescopio da 8 m richiederebbe ~ 6400 attuatori, mentre un simile le prestazioni a 2 micron richiedono solo 250 attuatori. ") e devono operare su un calendario più veloce.

   B. Oltre alla complessità elettromeccanica, dovrai fare molto di più in termini di calcoli per guidare tutti quegli attuatori e in tempi più brevi. Quindi la potenza di calcolo richiesta aumenta.

   C. Al fine di fornire gli input per i calcoli correttivi, è necessario osservare la stella di riferimento su una scala angolare molto più fine ("Un gran numero di attuatori richiede un numero altrettanto elevato di sottoappartimenti nel sensore del fronte d'onda, il che significa che per la correzione nel visibile, la stella di riferimento dovrebbe essere ~ 25 volte più luminosa della correzione nell'infrarosso. "). Ciò limita la quantità di cielo che puoi fare AO per ancora di più: una stella che potrebbe essere abbastanza luminosa nel vicino IR per correggere una zona isoplanatica larga 20-30 arcsec non sarà abbastanza luminosa per correggere il corrispondente 5- cerotto isoplanatico a livello di arcsec nel visibile.

3. Per apportare correzioni, è necessario osservare l'oggetto di riferimento nell'ottico. Questo è facile da fare con una configurazione near-IR usando un beamsplitter ottico / IR: invia la luce ottica all'apparecchiatura AO e invia la luce near-IR allo strumento near-IR. Nell'ottica, si utilizza un beamsplitter ottico per inviare metà della luce allo strumento e l'altra metà all'apparecchiatura AO. Ciò significa che l'apparecchiatura AO riceve solo la metà della luce che avrebbe se fosse utilizzata con uno strumento vicino all'IR, il che rende (anche) più difficile eseguire le correzioni.

Infine, esiste un problema non correlato all'AO stesso, ovvero che sono necessari diversi strumenti scientifici a seconda che si lavori nell'ottica o nel vicino IR. Gli strumenti ottici utilizzano CCD al silicio per il rilevamento; questi sono sensibili solo a circa 0,9-1 micron. Gli strumenti Near-IR utilizzano diversi rivelatori (solitamente basati su HgCdTe), che sono buoni da circa 1-3 micron. (Lo strumento Near-IR ha anche bisogno di un design diverso per ridurre la contaminazione dall'emissione termica del telescopio e dell'ottica per osservazioni a lunghezze d'onda superiori a 2 micron.) Quindi in pratica la scelta è stata: combinare AO con uno strumento near-IR e ottenere buoni risultati prestazioni con tecnologia conveniente / fattibile, o combinare AO con uno strumento ottico e ottenere prestazioni molto limitate con una tecnologia più costosa (o addirittura, fino a poco tempo fa irraggiungibile).

Tuttavia, ci sono alcuni sistemi AO ottici che iniziano ad apparire, come MagAO sul telescopio Magellan (che ha sia uno strumento ottico che uno vicino all'IR, e può correggere entrambi contemporaneamente).

La semplice risposta per la parte della lunghezza d'onda è che le prestazioni dei sistemi AO degradano la lunghezza d'onda più corta che si osserva. La base di ciò che accade è che quando si accorciano le lunghezze d'onda della luce, è necessaria una scala più fine per rilevare variazioni nel vedere che richiedono hardware molto costoso (e in alcuni casi inesistente). È inoltre necessaria una frequenza AO più elevata (capacità di misurare la luce e deformare / rifocalizzare il telescopio) per tenere conto della frequenza più elevata della luce, questo richiede ancora hardware molto costoso se esiste alla frequenza richiesta.

Questo perché alcuni dei calcoli di base (non prendendo in considerazione i polinomi di Zernike ) si basano sul rapporto Strehl e Here (rapporto tra l'intensità di picco di un'immagine aberrata rispetto all'immagine perfetta) per capire quale dovrebbe essere l'intensità della sorgente e il FWHM (Full-Width Half Max - larghezza del profilo della luce a metà intensità) per misurare essenzialmente dove dovrebbe essere la luce. Entrambe queste misurazioni dipendono dalla lunghezza d'onda.

Ulteriori letture di base sono disponibili presso The Isac Newton Group of Telescopes . Lettura molto più approfondita è disponibile presso il dipartimento di ottica dell'Università dell'Arizona .