Sehen Punktbildfunktionen von großen Einzelteleskopen mit adaptiver Optik immer noch wie Airy-Funktionen für schmalbandige Filter aus?

diese Antwort auf die Behauptung, dass Teleskope der 30-m-Klasse eine Auflösung haben werden, die der von Hubble weit überlegen ist: stimmt das? erwähnt

...die Möglichkeit, mit adaptiver Optik nahezu beugungsbegrenzte Bilder zu erhalten.

Das bekannteste Beispiel für nahezu beugungsbegrenzte Optik ist das Hubble-Weltraumteleskop, das seit etwa 30 Jahren über der Erdatmosphäre betrieben wird. Durch umfangreiche Analyse der resultierenden Bilder eines einzelnen Sterns an mehreren unscharfen Positionen mittels Phasenwiedergewinnung war es möglich, eine statische Phasenfehlerkarte für das System zu bestimmen und daraus simulierte Punktbildfunktionen zu generieren, die dann berechnet werden können Wird verwendet, um Intensitätsbilder zu dekonvolutieren und sie auf wissenschaftlich fundierte Weise zu schärfen, um beispielsweise dunkle Merkmale in der Nähe viel hellerer Sterne zu erkennen.

Die folgenden Bilder stammen von Krist, Hook & Stoehr (2011) 20 Jahre optische Modellierung des Hubble-Weltraumteleskops mit Tiny Tim (Paywalled, auch researchgate .

Siehe auch WFC3-Unterstützung in Tiny Tim

Ich sollte auch JD Rhodes et al. (2007) The Stability of the Point-Spread Function of the Advanced Camera for Surveys on the Hubble Space Telescope and Implications for Weak Gravitational Lensing (auch arXiv und Caltech ) zitieren, die (unter anderem) das diskutierten Interaktion zwischen Nieselregen und PSF-Modellen.

Frage: Sehen Punktbildfunktionen von großen Single- 1- Teleskopen mit adaptiver Optik immer noch wie Airy-Funktionen für Schmalbandfilter aus?

Während die Phasenoberflächen des Hubble-Weltraumteleskops relativ statisch sind, besteht der ganze Sinn der adaptiven Optik darin, die Phasenkarte der Blende dynamisch zu modulieren, um die Wellenfrontverzerrung in der Atmosphäre zu kompensieren. Da dies nicht perfekt durchgeführt werden kann, kann sich die resultierende Punktstreufunktion von dem bekannten Beugungsmuster einer kreisförmigen Apertur unterscheiden, die durch ein zentrales Hindernis und Leitschaufeln verdeckt ist.

Wie sehen sie für einen Schmalbandfilter aus? Zeigen sie immer noch eine Airy-Disk?

1 im Gegensatz zu Wie sieht eine schmalbandige "Punktbildfunktion" für Langzeitbelichtungen aus der großen interferometrischen Apertur des VLT aus?

Von der HST-Seite der ESA heic1819 – Fotoveröffentlichung; Hubble enthüllt den kosmischen Fledermausschatten im Schlangenschwanz und was ist die Ursache all dieser scharfen, konzentrischen Ringe um helle Sterne in diesem HST-Bild? :

Hier ist ein zugeschnittener, monochromer ROI:

heic1819 — Fotoveröffentlichung; Hubble beschnitten, monochrom

Weiter gestreckt in Kontrast und Größe:

heic1819 — Fotoveröffentlichung; Hubble beschnitten, monochrom

Abbildung 2. Karte der kombinierten primären und sekundären Spiegeloberflächenfehler, die beim Polieren zurückblieben, erhalten durch Phasenwiedergewinnung auf stark defokussierten Sternbildern. Angezeigt zwischen ±30 nm Oberflächenfehler. Die HST- und WFPC2-Verdunkelungsmuster werden überlagert.

Abbildung 2. Karte der kombinierten primären und sekundären Spiegeloberflächenfehler, die beim Polieren zurückblieben, erhalten durch Phasenwiedergewinnung auf stark defokussierten Sternbildern. Angezeigt zwischen ±30 nm Oberflächenfehler. Die HST- und WFPC2-Verdunkelungsmuster werden überlagert.

Abbildung 3. Sphärisch abererierte beobachtete und simulierte PSFs von der Faint Object Camera unter Verwendung von (oberem) Filter F253M (253 nm zentrale Wellenlänge) und (unterem) Filter F486N. Die Modelle wurden unter Verwendung der alten (vor dem Start) optischen Oberflächenfehlerkarten, der neuen Karten aus der Phasenwiedergewinnung und keiner Oberflächenfehlerkarten erzeugt. Jede PSF hat einen Durchmesser von etwa 6 Bogensekunden. Die drei Lappen sind Schatten von den Rückhaltepolstern des Primärspiegels.

Abbildung 3. Sphärisch abererierte beobachtete und simulierte PSFs von der Faint Object Camera unter Verwendung von (oberem) Filter F253M (253 nm zentrale Wellenlänge) und (unterem) Filter F486N. Die Modelle wurden unter Verwendung der alten (vor dem Start) optischen Oberflächenfehlerkarten, der neuen Karten aus der Phasenwiedergewinnung und keiner Oberflächenfehlerkarten erzeugt. Jede PSF hat einen Durchmesser von etwa 6 Bogensekunden. Die drei Lappen sind Schatten von den Rückhaltepolstern des Primärspiegels.

Abbildung 9. (Links) Langzeitbelichtetes Bild des XZ Tauri-Binärsystems mit WFPC2 PC und Filter F675W. Ein Ausfluss aus dem System ist zu sehen, der sich nach oben rechts erstreckt, aber die Blendung der PSFs stört Details näher an den Sternen. (Rechts) Das Bild nach Subtraktion von zwei Tiny Tim PSFs, die an die Sterne angepasst sind. Die Reste der Beugungsspitzen wurden maskiert.

Abbildung 9. (Links) Langzeitbelichtetes Bild des XZ Tauri-Binärsystems mit WFPC2 PC und Filter F675W. Ein Ausfluss aus dem System ist zu sehen, der sich nach oben rechts erstreckt, aber die Blendung der PSFs stört Details näher an den Sternen. (Rechts) Das Bild nach Subtraktion von zwei Tiny Tim PSFs, die an die Sterne angepasst sind. Die Reste der Beugungsspitzen wurden maskiert.

Ich bin etwas verwirrt darüber, warum so viel über die HST- PSF diskutiert wird, wenn sich Ihre Frage nominell um bodengestütztes AO dreht ...
Warum sagen Sie auch "Schmalbandfilter" - haben Sie einen Grund zu der Annahme, dass die PSF für Breitbandfilter stark unterschiedlich ist?
@PeterErwin 2. Frage zuerst: Ich verlinke auf Was ist die Ursache all dieser scharfen, konzentrischen Ringe um helle Sterne in diesem HST-Bild? Skalierung mit λ / D Die Beugung ist chromatisch, sodass ein Schmalbandfilter ein Dutzend oder mehr deutliche Ringe zeigen kann. Genau wie Seifenblasen; Wenn Sie sie durch einen Schmalbandfilter betrachten, können Sie eine größere Anzahl von Interferenzbändern in viel dickeren Filmen sehen, aus dem gleichen Grund verwenden wir eine Niederdruck -Quecksilber- oder Natriumlampe, um Streifen mit einem optischen Flat zu sehen .
@PeterErwin 1. Frage: Ein Grund, warum ich vorstelle, wie die PSF von Hubble aussieht, ist genau das; um zu zeigen, warum der schmalbandige Teil meiner Frage wichtig ist. Ich mache es auch, um einen Kontrast zu allem zu schaffen, was in Antworten erscheint; Ich erklärte, dass die Phasenfehlerkarte des HST über die Apertur größtenteils statisch ist (sich nicht mit der Zeit ändert , aber mit Position und Nieselregen variiert), während für ein adaptives Optiksystem am Boden die Phasenfehlerkarte natürlich dynamisch ist. Damit bereite ich die Bühne für etwas, von dem ich erwarte, dass es eine ganz andere zeitintegrierte PSF ist. Vielleicht bin ich falsch; Ich kann es kaum erwarten, es herauszufinden!
Ah, okay, jetzt verstehe ich. Vielen Dank für die klaren Erklärungen. (Ich muss zugeben, dass meine umfangreiche Erfahrung mit HST- Bildern praktisch immer mit Breitband-Bildgebung war, und so wurde ich nie wirklich dazu gebracht, den wirklichen Unterschied zwischen Schmalband-PSFs und Breitband-PSFs zu sehen. Also habe ich etwas gelernt neu - danke!)

Antworten (1)

Ja, Schmalbandbilder, die mit adaptiver Optik auf bodengestützten Teleskopen aufgenommen werden, erzeugen Punktverteilungsfunktionen, die Airy-Scheiben ähneln.

Um dies zu beantworten, ging ich nach Daten fischen und fing beim ersten Versuch zufällig einen großartigen Fisch!

Ich ging zum Archiv des Keck-Observatoriums und wählte nur die NIRC2-Kamera aus, wobei ich einen 1-Monats-Datumsbereich angab, der weit genug in der Vergangenheit lag, dass es viele öffentlich verfügbare Daten geben sollte. Ich scrollte durch die Suchergebnisse, bis ich einen schmalbandigen Filter namens „H2O_ice“ fand. Der für diesen Filter in der Tabelle aufgeführte Wellenlängenbereich beträgt 2,99–3,14 µm, was einem 5%-Bandpass entspricht, der allgemein als schmalbandig angesehen wird.

So sieht ein Bild ( N2.20150112.58609.fits ) in diesem Filter mit einer Quadratwurzeldehnung aus, um das Beugungsmuster zu zeigen:

Geben Sie hier die Bildbeschreibung ein

Ich kann den ersten und zweiten Airy-Ring ausmachen. Sie sind klumpig, weil die AO-Korrektur nicht perfekt ist (wir wissen, dass es sich um ein AO-Bild handelt, weil AODMSTAT und andere Schlüsselwörter sagen, dass die AO-Schleifen geschlossen sind), und die Ringe sind aufgrund der Form der Hauptspiegelsegmente eher sechseckig als kreisförmig.

Es macht Sinn, dass Schmalband-AO-PSFs Airy-Funktionen ähneln sollten. Hier die ersten 3 Abbildungen im aktuellen Wiki-Artikel zu Airy Disk :

Geben Sie hier die Bildbeschreibung ein

Abb. 1 - Normalerweise gelten grundlegende Berechnungen wie diese für eine einzelne Lichtwellenlänge, und Sie sehen die Ringe.

Fig. 2 zeigt das optisch λ / D Abhängigkeit der Airy-Funktion von der Wellenlänge. Wenn der Filter breit genug ist, würde diese chromatische Dispersion dazu führen, dass der Ring in den Kern übergeht, und schließlich würde die photometrische Kurve eher wie eine Gaußsche Kurve aussehen. Es sind also tatsächlich BREITBAND-Filter, die mehr schlecht definierte Airy-Ringe zeigen als Schmalband-Filter.

Sie können diesen Effekt möglicherweise in Abb. 3 der ursprünglichen Frage sehen. Die beiden Reihen sind für die Filter F253M (oben) und F486N (unten). Bei HST-Filtern bedeutet „M“ mittlere Bandbreite und „N“ schmalbandig. Es sieht so aus, als gäbe es in der unteren Reihe eine feinere Struktur im Vergleich zu einer unscharferen radialen Verteilung in der oberen Reihe, aber diese PSFs sind sehr komplex, und das Bild wird gestreckt, um den äußeren Halo der PSF zu zeigen. Sie können den ersten Airy-Ring bei dieser Dehnung und Vergrößerung nicht sehr gut sehen.

Abb. 3 - Sie können deutlich das Beugungsmuster der Laserbeleuchtung erkennen, dem ultimativen realen Schmalbandlicht!

Schön! Ich verstehe, ich denke, "Quadratwurzeldehnung" macht die Diagramme wie den absoluten Wert der Amplitude.
Oh wow, ich habe nie diese Verbindung hergestellt, aber ja. Ich habe es nur als eine Möglichkeit betrachtet, die Variation auf niedriger Ebene zu zeigen und die Variation auf hoher Ebene zu quetschen.
Sehen Punktbildfunktionen von großen Einzelteleskopen mit adaptiver Optik immer noch wie Airy-Funktionen für schmalbandige Filter aus?
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