¿Por qué los observatorios terrestres no utilizan óptica adaptativa para longitudes de onda visibles?

Las técnicas de óptica adaptativa (AO) permiten que los observatorios terrestres mejoren drásticamente la resolución al compensar activamente los efectos de la observación astronómica .

Los efectos atmosféricos son bastante variables tanto en tiempo como en ubicación. Un parámetro llamado ángulo isoplanático (IPA) se usa para expresar la extensión angular sobre la cual una corrección de frente de onda dada optimizada para un punto (generalmente una estrella guía, artificial o natural) será efectiva. Como ejemplo, la Tabla 9.1 en este Giant Magellan Telescope muestra los valores de recursos para IPA de escala casi linealmente (en realidad: ) a partir de 176 segundos de arco en una longitud de onda de 20 micrómetros a sólo 4,2 segundos de arco a 0.9 micras.$\sim\lambda^{6/5}$

Esto sugiere un IPA de 2 a 3 segundos de arco para longitudes de onda visibles, lo que en sí mismo no es una limitación mortal.

Sin embargo, parece que casi todo el trabajo de AO actualmente activo se realiza exclusivamente en varias longitudes de onda infrarroja, aparentemente hasta 0,9 micras, pero no más . (AO también se implementa computacionalmente para agrupar datos en radioastronomía ).

¿Es esto porque la longitud de onda observada debe ser más larga que la longitud de onda de monitoreo de la estrella guía? Debido a que es simplemente mucho más difícil y siempre hay Hubble por encima de la atmósfera para el trabajo visible, por lo que no vale la pena el esfuerzo adicional, ¿o hay otra razón más fundamental?

No busco especulaciones ni opiniones, me gustaría una explicación cuantitativa (si corresponde), ojalá con un enlace para leer más, ¡gracias!

Hay una muy buena discusión en esta página .

Hay varios factores en el trabajo:

1. El ángulo isoplanático más pequeño, como notas. Esto limita la cantidad de cielo que puede observar con AO, ya que su objetivo debe estar dentro del ángulo isoplanático de una estrella de referencia lo suficientemente brillante. (Incluso con estrellas de guía láser, todavía existe la necesidad de una estrella de referencia para la corrección de "inclinación / inclinación"). La diferencia en el área angular en el cielo significa que el área del cielo que teóricamente se puede observar con AO será aproximadamente 20 veces más grande en el IR cercano que en el óptico, solo por la diferencia en el ángulo isoplanático.

2. Los efectos de la turbulencia son más fuertes y tienen escalas temporales más cortas en la óptica. Esto tiene tres efectos:

   A. La óptica correctiva (p. Ej., Espejo deformable) necesita tener más partes móviles ("una corrección casi perfecta para una observación realizada en luz visible (0.6 micras) con un telescopio de 8 m requeriría ~ 6400 actuadores, mientras que un similar el rendimiento a 2 micras necesita solo 250 actuadores ") y debe funcionar en una escala de tiempo más rápida.

   B. Además de la complejidad electromecánica, tendrá que hacer mucho más en el camino de los cálculos para manejar todos esos actuadores, y en una escala de tiempo más corta. Por lo tanto, la potencia informática requerida aumenta.

   C. Para proporcionar las entradas para los cálculos correctivos, debe observar la estrella de referencia en una escala angular mucho más fina ("Una gran cantidad de actuadores requiere una cantidad igualmente grande de subaperturas en el sensor de frente de onda, lo que significa que para la corrección en lo visible, la estrella de referencia debería ser ~ 25 veces más brillante que corregir en el infrarrojo "). Esto limita la cantidad de cielo que puede hacer AO por más: una estrella que podría ser lo suficientemente brillante en el IR cercano para corregir un parche isoplanático de 20-30 arcos de ancho de arco no será lo suficientemente brillante como para corregir los 5 parche isoplanático de ancho de arco en lo visible.

3. Para hacer correcciones, debe observar el objeto de referencia en la óptica. Esto es fácil de hacer con una configuración de IR cercano utilizando un divisor de haz óptico / IR: envíe la luz óptica al equipo AO y envíe la luz de IR cercano al instrumento de IR cercano. En la óptica, utiliza un divisor de haz óptico para enviar la mitad de la luz al instrumento y la otra mitad al equipo AO. Esto significa que el equipo AO solo obtiene la mitad de la luz que si se usara con un instrumento de infrarrojo cercano, lo que hace que (incluso) sea más difícil hacer las correcciones.

Finalmente, hay un problema no relacionado con el AO en sí mismo, que es que necesitas diferentes instrumentos científicos dependiendo de si estás trabajando en el óptico o en el IR cercano. Los instrumentos ópticos utilizan CCD de silicio para la detección; estos solo son sensibles a aproximadamente 0.9-1 micras. Los instrumentos de IR cercano usan diferentes detectores (generalmente basados ​​en HgCdTe), que son buenos de aproximadamente 1-3 micras. (El instrumento de IR cercano también necesita un diseño diferente para reducir la contaminación por emisiones térmicas del telescopio y la óptica para observaciones a longitudes de onda superiores a 2 micras). Por lo tanto, en la práctica la elección ha sido: combinar AO con un instrumento de IR cercano y obtener un buen rendimiento con tecnología asequible / factible, o combine AO ​​con un instrumento óptico y obtenga un rendimiento muy limitado con tecnología más costosa (o incluso, hasta hace poco, inalcanzable).

Sin embargo, hay son algunos sistemas ópticos AO comienzan a aparecer, como Magao en el telescopio Magellan (que tiene tanto un instrumento óptico y un instrumento de IR cercano, y puede corregir para ambos simultáneamente).

La respuesta simple para la parte de longitud de onda es que el rendimiento de los sistemas AO degrada cuanto más corta sea la longitud de onda. Lo básico de lo que sucede es que a medida que acorta las longitudes de onda de la luz, necesita una escala de placa más fina para detectar variaciones en la visión que requieren hardware muy costoso (y en algunos casos no existente). También necesita una frecuencia AO más alta (capacidad de medir la luz y deformar / reenfocar el telescopio) para tener en cuenta la frecuencia más alta de luz, esto nuevamente requiere hardware muy costoso si existe en absoluto a la frecuencia requerida.

Esto se debe a que algunos de los cálculos básicos (sin tener en cuenta los polinomios de Zernike ) se basan en la relación de Strehl y Aquí (relación de la intensidad máxima de una imagen aberrada en comparación con la imagen perfecta) para determinar cuál debería ser la intensidad de la fuente y la FWHM (Full-anchura Media Max - anchura del perfil de la luz en un medio de intensidad) para medir esencialmente en donde la luz debe ser. Ambas medidas dependen de la longitud de onda.

Lecturas básicas adicionales se pueden encontrar en The Isac Newton Group of Telescopes . Se puede encontrar una lectura mucho más profunda en el departamento de Óptica de la universidad de Arizona .