Görünür dalga boyları için adaptif optik kullanan yer tabanlı gözlemevleri neden olmasın?

Uyarlanabilir Optik (AO) teknikleri, yer tabanlı gözlemevlerinin Astronomik Görmenin etkilerini aktif olarak telafi ederek çözünürlüğü önemli ölçüde iyileştirmelerine olanak tanır .

Atmosferik etkiler hem zaman hem de konum açısından oldukça değişkendir. İzoplanatik Açı (IPA) adı verilen bir parametre , bir nokta için optimize edilen belirli bir dalga önü düzeltmesinin (genellikle bir kılavuz yıldız, yapay veya doğal) etkili olacağı açısal kapsamı ifade etmek için kullanılır. Örnek olarak, bu Dev Macellan Teleskop kaynağındaki Tablo 9.1, IPA ölçeklemesi için değerleri neredeyse doğrusal olarak gösterir (aslında: $\sim\lambda^{6/5}$ ) 20 mikron dalga boyunda 176 arksecond'dan 0,9 mikronda sadece 4,2 arcseconds'a kadar.

Bu, kendi başına bir katil sınırlaması olmayan, görünür dalga boyları için 2 ila 3 ark saniyelik bir IPA önerir.

Bununla birlikte, şu anda aktif olan AO çalışmalarının neredeyse tamamı, çeşitli kızılötesi dalga boylarında, görünüşte 0.9 mikrona kadar yapılmış, ancak daha fazla değil gibi görünüyor . (AO ayrıca radyoastronomi alanındaki verileri sıralamak için hesaplamalı olarak uygulanır .)

Bu gözlemlenen dalga boyunun kılavuz yıldız izleme dalga boyundan daha uzun olması gerektiğinden mi? Çünkü çok daha zor ve görünür işler için her zaman atmosferin üzerinde Hubble var, bu yüzden ekstra çabaya değmez veya daha temel bir neden var mı?

Ben spekülasyon veya görüş arıyorum, (eğer geçerliyse) nicel bir açıklama istiyorum - umarım daha fazla okuma için bir bağlantı ile - teşekkürler!

— Hata! Beklemedik
kaynak

Bunu bir cevap olarak önermiyorum çünkü bu bir fikir - ve profesyoneller tarafından yapılan gerekçeyle konuşamam. Ancak NIR'da yapılmasının nedeninin büyük ölçüde `` heyecan verici '' astronomi artık görünür olmayan dalga boylarında yapıldığı ve NIR'in atmosferde diğer görünür olmayan dalga boylarına kıyasla daha düşük bir yok olma oranına sahip olduğunu düşünüyorum.

— EastOfJupiter

@EastOfJupiter teşekkürler! Bunu sormamın nedeni, Hubble'ın kronik olarak aşırı abartılı olduğunu duydum. Ben işlerin çoğunu IR içinde neden neden soruyorum sormuyorum hiçbiri işin olduğunu hiç görülebilir içinde. Hubble tüm insanlık için (görünüşte) sadece dee-sub-arcsec görünür dalga boyu teleskopuysa, en az bir alternatif kaynak açmak için önemli bir baskı var gibi görünüyor. Bu var sıfır bunu merak ediyorum.

— uhoh

Şu anda yaklaşık 600 nm'ye kadar çalışan enstrümanlar var, ancak soru hala duruyor.

— Rob Jeffries

@RJJeffries Bunu duymak isterim! 2016 yorumunuzdaki olasılıktan daha önce kaçmış olabilirsiniz . Biraz alakalı soru bulunmaktadır Will görünür dalga boylarında E-ELT kullanım Adaptif Optik?

— uhoh

Yanıtlar:

Bu sayfada oldukça iyi bir tartışma var .

İşte birkaç faktör vardır:

Not ettiğiniz gibi daha küçük izoplanatik açı. Bu, AO ile gökyüzünün ne kadarını gözlemleyebildiğinizi sınırlar, çünkü hedefinizin yeterince parlak bir referans yıldızının izoplanatik açısı içinde olması gerekir. (Lazer kılavuz yıldızlarında bile, hala "uç / eğim" düzeltmesi için bir referans yıldıza ihtiyaç vardır.) Gökyüzündeki açısal alandaki fark, gökyüzünün AO ile teorik olarak gözlemlenebilecek alanının yaklaşık IR'ye yakın yerde optikten 20 kat daha büyük, sadece izoplanatik açı farkından.
Türbülansın etkileri daha güçlüdür ve optikte daha kısa zaman aralıklarına sahiptir. Bunun üç etkisi vardır:

A. Düzeltici optiklerin (örneğin, deforme olabilen ayna) daha hareketli parçalara ("8 metrelik teleskopla görünür ışıkta (0.6 mikron) yapılan bir gözlem için mükemmele yakın bir düzeltme) sahip olması gerekirken, benzer bir şekilde 6400 aktüatör gerekir. 2 mikrondaki performans sadece 250 aktüatöre ihtiyaç duyar. ") ve daha hızlı bir zaman ölçeğinde çalışması gerekir.

B. Elektromekanik karmaşıklığa ek olarak, tüm bu aktüatörleri sürmek için hesaplamalarda ve daha kısa bir zaman ölçeğinde çok daha fazla şey yapmanız gerekecektir. Böylece gerekli hesaplama gücü artar.

C. Düzeltici hesaplamalar için girdi sağlamak amacıyla, referans yıldızı çok daha ince bir açısal ölçekte gözlemlemeniz gerekir ("Çok sayıda aktüatör, dalga kenarı sensöründe benzer sayıda çok sayıda alt kağıt gerektirir, bu da düzeltme için görünürde, referans yıldız kızılötesinde düzeltmekten ~ 25 kat daha parlak olmalıdır. "). Bu, gökyüzünün ne kadarını daha fazla AO yapabileceğinizi sınırlar: IR'yi yakın bir bölgede 20-30 yay genişliğinde izoplanmatik yama düzeltmek için yeterince parlak olabilecek bir yıldız, karşılık gelen 5- düzeltmek için yeterince parlak olmayacaktır. arksek genişliğinde izoplanatik yama görülebilir.
Düzeltme yapmak için optikteki referans nesneyi gözlemlemeniz gerekir. Optik / IR ışın ayırıcı kullanarak IR'ye yakın kurulumla bunu yapmak kolaydır: optik ışığı AO ekipmanına gönderin ve IR'ye yakın ışığı IR'ye yakın cihaza gönderin. Optikte, ışığın yarısını cihaza ve diğer yarısını AO ekipmanına göndermek için bir optik ışın ayırıcı kullanırsınız. Bu, AO ekipmanının, IR'ye yakın bir cihazla kullanıldığında ışığın yalnızca yarısını aldığı anlamına gelir, bu da düzeltmeleri yapmayı (hatta) zorlaştırır.

Son olarak, AO'nun kendisiyle ilgili olmayan bir sorun var, bu da optikte veya IR'ye yakın çalışmanıza bağlı olarak farklı bilim araçlarına ihtiyacınız var. Optik aletler algılama için silikon CCD kullanır; bunlar sadece yaklaşık 0.9-1 mikrona duyarlıdır. IR'ye yakın cihazlar, yaklaşık 1-3 mikrondan iyi olan farklı dedektörler (genellikle HgCdTe tabanlı) kullanır. (Yakın IR enstrümanı ayrıca teleskoptan gelen termal emisyondan kaynaklanan kirliliği ve 2 mikrondan daha uzun dalga boylarındaki gözlemler için optikleri azaltmak için farklı bir tasarıma ihtiyaç duyar.) Bu yüzden pratikte seçim yapıldı: AO'yu IR'ye yakın bir enstrüman ile birleştirin ve iyi olun performansı uygun fiyatlı / uygulanabilir teknoloji ile birleştirin veya AO'yu optik bir cihazla birleştirin ve daha pahalı (veya yakın zamana kadar ulaşılamaz) teknolojiyle çok sınırlı performans elde edin.

Bununla birlikte, var olan gibi görünmesini başlayan bir optik AO sistemleri, Magellan teleskop Magao (bir optik alet hem de sahiptir ve bir IR-yakını aleti, ve her ikisi de aynı anda düzeltebilir).

— Peter Erwin
kaynak

İlginç! Neden AO'nun 0.9um'a kadar kullanıldığını soruyorum ama daha fazla değil - Say 0.9 vs 0.5 için sayısal karşılaştırmalarınızı yapabilir misiniz? Tüm bu zorluklar,

1 / λ

$1/\lambda$ ya da ondan çok daha hızlı bir oranda zorlaşan bir şey var mı? Teknoloji ve anlayış geliştikçe astronomik teleskop AO için minimum dalga boyu azalıyor mu veya her zaman 0,9um ile görünür arasında bir duvar var mı?

— uhoh

@uhoh Aslında yaklaşık 7 yıl önce, R ve I bantlarında (600-800 nm), William Herschel teleskopunda NAOMI adlı bir AO sistemi ile gözlemler aldım. Kırılma sınırına ulaşmadı, daha çok 0.2-0.3 arcseconds gibi, ama o zamanlar aşağı yukarı benzersizdi. Şanslı Görüntüleme genellikle optik dalga boylarında daha ucuz ve daha başarılı olarak görülür.

— Rob Jeffries

@uhoh Ben Anlayışınız içinde eksik parçası 0,9-1 mikron olduğunu düşünüyorum olduğunu fakat bunun nedeni AO, büyülü - Eğer yakın-IR vs optik için farklı bilim aletleri gerektiğinden bu kadar. Cevabımı bu noktayı (ve optik AO kasasında ek ışık kaybıyla ilgili başka bir noktayı) içerecek şekilde düzenledim.

— Peter Erwin

ABD Hava Kuvvetleri (ve muhtemelen bazı ülkeler) tarafından uyduları izlemek için kullanılan çalışan optik AO sistemleri de vardır. Bunlar küçük (1-3 m) teleskoplar üzerinde, yani kırınım sınırına ulaşmak için daha az düzeltme gerekiyor ve muhtemelen (daha astronomik standartlara göre) parlak nesnelere bakıyorlar, bu da muhtemelen işleri daha uygun hale getiriyor.

— Peter Erwin

Adlı bir şirkette eski bir çalışan olarak konuşursanız, tahmin edersiniz ki, "Adaptif Optik Ortakları", Yanıt ve yorumlardaki hemen hemen her şeyi onaylayabilirim.

— Carl Witthoft

Dalgaboyu kısmı için basit cevap, AO sistemlerinin performansının baktığınız dalgaboyunda daha kısa kalmasıdır. Ne olduğunun temelleri, ışığın dalga boylarını kısalttıkça, çok pahalı (ve bazı durumlarda var olmayan) donanım gerektiren görme farklılıklarını tespit etmek için daha ince bir plaka ölçeğine ihtiyacınız vardır. Ayrıca, daha yüksek ışık frekansını açıklamak için daha yüksek bir AO frekansına (ışığı ölçme ve teleskopu deforme etme / yeniden odaklama yeteneği) ihtiyacınız vardır, bu gerekli frekansta varsa çok pahalı bir donanım gerektirir.

Bunun nedeni, bazı temel hesaplamaların ( Zernike polinomlarını dikkate almayan ) Strehl oranına ve burada (sapık bir görüntünün mükemmel görüntüye kıyasla tepe yoğunluğunun oranı) kaynağın yoğunluğunun ne olması gerektiğini ve esasen ışığın nerede olması gerektiğini ölçmek için FWHM (Tam Genişlik Yarım Maks - ışık profilinin yarım yoğunlukta genişliği). Bu ölçümlerin her ikisi de dalga boyuna bağlıdır.

Temel okumaları Isac Newton Teleskop Grubu'nda bulabilirsiniz . Arizona Optik Üniversitesi üniversitesinde çok daha derinlemesine okumalar bulunabilir .

— veda905
kaynak

Teşekkürler. Dalgaboyu ile ölçeklenen bir dizi şey listelediniz ve daha zor veya pahalı hareket ettiklerini söylediniz - bunu ben de yapabilirim. Ama hangisi o kadar zor ya da pahalı ki bir gösteri durdurucu? AO'nun görünürde hiç yapılmadığını düzeltir miyim? Ne kadar zor? Ne kadar daha pahalı? Bahsettiğim gibi nicel bir şey umuyorum. Hubble çok abartılı olduğu için yapılamayan bilim miktarı göz önüne alındığında. Bu bağlantılardan herhangi birinin bu sorunun cevabı var mı?

— uhoh

Bir hesaplamanın sertliğini hesaplamak için iyi bir metrik yoktur, bu yüzden gerçekten bununla konuşamam. Sorun gerçekten kırınım sınırlı olduğunuzda ortaya çıkar, çünkü ihtiyacınız olan bilgiyi daha kısa dalga boylarında elde edemezsiniz. Kırınım limiti: (1.22 * λ (cm)) / çap (cm)

— veda905