Warum verwenden bodengestützte Observatorien keine adaptive Optik für sichtbare Wellenlängen?

Techniken der adaptiven Optik (AO) ermöglichen es bodengestützten Observatorien, die Auflösung dramatisch zu verbessern, indem sie die Auswirkungen des astronomischen Seeings aktiv kompensieren .

Die atmosphärischen Effekte sind sowohl zeitlich als auch örtlich sehr variabel. Ein Parameter namens Isoplanatic Angle (IPA) wird verwendet, um die Winkelausdehnung auszudrücken, über die eine gegebene Wellenfrontkorrektur, die für einen Punkt (normalerweise ein künstlicher oder natürlicher Leitstern) optimiert ist, wirksam ist. Als Beispiel zeigt Tabelle 9.1 in dieser Ressource des Riesen-Magellan-Teleskops Werte für die IPA-Skalierung fast linear (eigentlich: ∼ λ 6 / 5 ) von 176 Bogensekunden bei einer Wellenlänge von 20 Mikrometer auf nur 4,2 Bogensekunden bei 0,9 Mikrometer.

Dies deutet auf einen IPA von 2 bis 3 Bogensekunden für sichtbare Wellenlängen hin, was für sich genommen keine tödliche Einschränkung darstellt.

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

Liegt das daran, dass die beobachtete Wellenlänge länger sein muss als die Überwachungswellenlänge des Leitsterns? Weil es einfach viel schwieriger ist und Hubble immer über der Atmosphäre für sichtbare Arbeit steht, lohnt sich der zusätzliche Aufwand nicht, oder gibt es einen anderen, grundlegenderen Grund?

Ich suche keine Spekulation oder Meinung, ich hätte gerne eine quantitative Erklärung (falls zutreffend) - hoffentlich mit einem Link zum Weiterlesen - danke!

Ich schlage dies nicht als Antwort vor, weil es eine Meinung ist - und ich kann nicht mit der Begründung der Profis sprechen. Aber ich denke, dass der Grund dafür, dass es in NIR gemacht wird, hauptsächlich darin liegt, dass die „aufregende“ Astronomie jetzt in nicht sichtbaren Wellenlängen durchgeführt wird und NIR im Vergleich zu anderen nicht sichtbaren Wellenlängen eine geringere Extinktionsrate in unserer Atmosphäre aufweist.
@EastOfJupiter danke! Der Grund, warum ich das gefragt habe, ist, dass ich kürzlich davon gehört hatte, dass Hubble chronisch stark überbucht ist. Ich frage nicht, warum die meiste Arbeit im IR ist, ich frage, warum keine der Arbeiten jemals sichtbar ist. Wenn Hubble das (scheinbar) einzige Teleskop für sichtbare Wellenlängen im tiefen Sub-Bogensekundenbereich 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.
Es gibt Instrumente, die jetzt bis hinunter zu etwa 600 nm arbeiten, aber die Frage bleibt bestehen.
@RobJeffries Das würde ich gerne hören! Möglicherweise sind Sie in Ihrem Kommentar von 2016 dieser Möglichkeit bereits entgangen . Es gibt auch die etwas verwandte Frage Wird das E-ELT adaptive Optik bei sichtbaren Wellenlängen verwenden?

Antworten (2)

Es gibt eine ziemlich gute Diskussion auf dieser Seite .

Es sind mehrere Faktoren am Werk:

  1. Der kleinere isoplanatische Winkel, wie Sie bemerken. Dies schränkt den Umfang des Himmels ein, den Sie mit AO beobachten können, da sich Ihr Ziel innerhalb des isoplanatischen Winkels eines ausreichend hellen Referenzsterns befinden muss. (Auch bei Laser-Leitsternen ist immer noch ein Referenzstern für die "Tip/Tilt"-Korrektur erforderlich.) Der Unterschied im Winkelbereich am Himmel bedeutet, dass der Bereich des Himmels, der theoretisch mit AO beobachtet werden kann, etwa gleich groß ist 20-mal größer im nahen Infrarot 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 mehr bewegliche Teile haben ("eine nahezu perfekte Korrektur für eine Beobachtung im sichtbaren Licht (0,6 Mikrometer) mit einem 8-m-Teleskop würde ~ 6400 Aktuatoren erfordern, während eine ähnliche Leistung bei 2 Mikron benötigt nur 250 Aktuatoren.") und muss auf einer schnelleren Zeitskala betrieben werden.

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

    C. Um die Eingaben für die Korrekturberechnungen zu liefern, müssen Sie den Referenzstern auf einer viel feineren Winkelskala beobachten ("Eine große Anzahl von Aktuatoren erfordert eine ähnlich große Anzahl von Subaperturen im Wellenfrontsensor, was bedeutet, dass für die Korrektur im sichtbaren sollte der Referenzstern ~ 25 mal heller sein als im infraroten zu korrigieren."). Dies schränkt den Anteil des Himmels ein, für den Sie noch mehr AO machen können: Ein Stern, der im nahen IR hell genug sein könnte, um einen 20-30 Bogensekunden breiten isoplanatischen Fleck zu korrigieren, wird nicht hell genug sein, um den entsprechenden 5- Bogensekunde breiter isoplanatischer Fleck im Sichtbaren.

  3. Um Korrekturen vorzunehmen, müssen Sie das Referenzobjekt in der Optik beobachten. Dies ist mit einem Nah-IR-Aufbau mit einem optischen/IR-Strahlteiler einfach zu bewerkstelligen: Senden Sie das optische Licht an die AO-Ausrüstung 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 zur AO-Ausrüstung zu senden. Das bedeutet, dass die AO-Ausrüstung nur halb so viel Licht bekommt, wie wenn sie mit einem Nah-IR-Instrument verwendet würde, was es (noch) schwieriger macht, die Korrekturen durchzuführen.

Schließlich gibt es noch ein Problem, das nichts mit dem AO selbst zu tun hat, nämlich dass Sie unterschiedliche wissenschaftliche Instrumente benötigen, je nachdem, ob Sie im optischen oder im nahen Infrarot arbeiten. Optische Instrumente verwenden Silizium-CCDs zur Erkennung; diese sind nur bis etwa 0,9-1 Mikrometer empfindlich. Nah-IR-Instrumente verwenden verschiedene Detektoren (normalerweise HgCdTe-basiert), die von etwa 1-3 Mikron gut sind. (Nah-IR-Instrumente benötigen auch ein anderes Design, um die Kontamination durch thermische Emission des Teleskops und der Optik für Beobachtungen bei Wellenlängen von mehr als 2 Mikrometern zu reduzieren.) In der Praxis lautete die Wahl also: Kombinieren Sie AO mit einem Nah-IR-Instrument und Sie werden gut Leistung mit erschwinglicher/machbarer Technologie, oder kombinieren Sie AO mit einem optischen Instrument und erhalten Sie eine sehr begrenzte Leistung mit teurerer (oder sogar bis vor kurzem unerreichbarer) Technologie.

Nichtsdestotrotz tauchen einige optische AO-Systeme auf, wie z. B. MagAO am Magellan-Teleskop (das sowohl ein optisches Instrument als auch ein Nah-IR-Instrument hat und beide gleichzeitig korrigieren kann).

Interessant! Ich frage, warum AO bis zu 0,9 um verwendet wird, aber nicht weiter - könnten Sie Ihre numerischen Vergleiche für beispielsweise 0,9 vs. 0,5 durchführen? All diese Schwierigkeiten skalieren einfach grob linear mit 1 / λ oder gibt es etwas, das mit einer viel schnelleren Geschwindigkeit viel schwieriger wird? Hat sich die minimale Wellenlänge für astronomische Teleskop-AO stetig verringert, da sich die Technologie und das Verständnis verbessert haben, oder gab es immer eine Wand zwischen 0,9 um und sichtbar?
Ihr verlinktes ArXiv-Papier ist für mich etwas schwer zu lesen, aber ich denke, Ihr Punkt hier ist, dass AO jetzt tatsächlich für sichtbare Wellenlängen verwendet wird, und es gibt sogar begutachtete veröffentlichte sichtbare Lichtbilder mit einer Auflösung von 10 Millibogensekunden. Wenn Sie ein Beispielbild in Ihre Antwort eingefügt haben, scheint es mit der Zeile "Nun (eigentlich) sind sie ! Mindestens eines sowieso" ein Slam-Dunk zu sein!
@uhoh Ich habe tatsächlich vor etwa 7 Jahren Beobachtungen im R- und I-Band (600-800 nm) mit einem AO-System namens NAOMI am William Herschel-Teleskop erhalten. Es erreichte nicht die Beugungsgrenze, eher 0,2-0,3 Bogensekunden, war aber zu dieser Zeit mehr oder weniger einzigartig. Lucky Imaging wird normalerweise als billiger und erfolgreicher bei optischen Wellenlängen angesehen.
@RobJeffries Der auf den Kanarischen Inseln, nicht der früher in der Herschell Street in Slough, nehme ich an. Das ist klasse! Ich denke, es zählt sicherlich als potenzieller „Erster“, solange Sie das Sehen erheblich übertreffen. Es sieht also so aus, als würde sich die Antwort weiterentwickeln - es gibt Hubble, es gibt alternative Techniken (Lucky Imaging, Speckle), es wird immer schwieriger, einen natürlichen Leitstern zu finden, da IPA reduziert wird, es erfordert eine höhere Geschwindigkeit und eine größere Anzahl von Aktuatoren, usw. und es gibt genug zu tun bei IR, und endlich ist es tatsächlich geschafft !
@uhoh Ich denke, das fehlende Stück in Ihrem Verständnis ist 0,9-1 Mikrometer magisch, aber nicht wegen der AO - es liegt daran, dass Sie unterschiedliche 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 zum zusätzlichen Lichtverlust im optischen AO-Fall).
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 machbarer macht.
Danke @PeterErwin für alles. Es stellte sich heraus, dass es eine viel größere Frage und Antwort war, als ich erwartet hatte, aber hier gibt es jetzt viele wirklich nützliche Informationen an einem Ort! Vielen Dank auch für die Erwähnung der Sensorarray-Unterschiede (Si vs. HgCdTe) für vis vs. IR. Dies ist der einzige Aspekt, bei dem der Wechsel zu sichtbarem Licht (scheint mir) rundum einfacher ist als IR. Abgesehen von den Kosten für Modifikationen oder den Bau eines neuen Instruments ist es in keiner Weise schwieriger, Silizium als HgCdTe zu verwenden, oder?
@uhoh Ja, Siliziumdetektoren sind eine ausgereiftere Technologie als HgCdTe (und es gibt all das andere Industriedesign außerhalb der Bildgebung, das dazu beigetragen hat, die Herstellung von Elektronik auf Siliziumbasis billiger zu machen ...). In fast allen Fällen sind optische Instrumente billiger und einfacher zu bauen als IR-Instrumente.
Als ehemaliger Mitarbeiter einer Firma namens „Adaptive Optics Associates“ kann ich so ziemlich alles in der Antwort und den Kommentaren hier bestätigen.

Die einfache Antwort für den Wellenlängenteil lautet, dass die Leistung von AO-Systemen abnimmt, je kürzer die Wellenlänge ist. Die Grundlagen dessen, was passiert, sind, wenn Sie die Wellenlängen des Lichts verkürzen, benötigen Sie eine feinere Plattenskala, um Variationen im Sehen zu erkennen, was sehr teure (und in einigen Fällen nicht vorhandene) Hardware erfordert. 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 bei 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 Bilds im Vergleich zu einem perfekten Bild) basieren, um herauszufinden, wie hoch die Intensität der 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 dieser Messungen sind wellenlängenabhängig.

Grundlegende weiterführende Lektüre finden Sie unter The Isac Newton Group of Telescopes . Eine viel ausführlichere Lektüre finden Sie in der Optikabteilung der Universität von Arizona .

Danke. Sie haben eine Reihe von Dingen aufgelistet, die mit der Wellenlänge skalieren, und gesagt, dass sie schwieriger oder teurer sind - das kann ich auch. Aber welches ist das, das so hart oder so teuer ist, dass es ein Hingucker ist? Liege ich richtig, dass AO einfach nie im Sichtbaren gemacht wird? Wie viel schwieriger ist es? Wie viel teurer? Wie ich bereits erwähnt habe, hoffe ich auf etwas Quantitatives. In Anbetracht der Menge an Wissenschaft, die nicht durchgeführt werden kann, weil das Hubble so überzeichnet ist. Hat einer dieser Links die Antwort auf diese Frage?
Es gibt keine gute Metrik zur Berechnung der Härte einer Berechnung, daher kann ich dazu nicht wirklich etwas sagen. 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)
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