Por que os observatórios terrestres não usam óptica adaptativa para comprimentos de onda visíveis?

As técnicas de Óptica Adaptativa (AO) permitem que os observatórios terrestres melhorem drasticamente a resolução, compensando ativamente os efeitos da Visão Astronômica .

Os efeitos atmosféricos são bastante variáveis ​​no tempo e no local. Um parâmetro chamado Ângulo Isoplanático (IPA) é usado para expressar a extensão angular sobre a qual uma determinada correção de frente de onda otimizada para um ponto (geralmente uma estrela guia, artificial ou natural) será eficaz. Como exemplo, a Tabela 9.1 neste telescópio Magellan gigante valores mostras de recursos para IPA escamação quase linearmente (na verdade: ) a partir de 176 segundos de arco a um comprimento de onda de 20 micrómetros para apenas 4,2 segundos de arco em 0.9 microns.$\sim\lambda^{6/5}$

Isso sugere um IPA de 2 a 3 segundos de arco para comprimentos de onda visíveis, o que, por si só, não é uma limitação fatal.

No entanto, parece que quase todo o trabalho de AO atualmente ativo é feito exclusivamente em vários comprimentos de onda infravermelhos, aparentemente abaixo de 0,9 mícrons, mas não mais . (AO também é implementado computacionalmente para organizar dados em radioastronomia .)

Isso ocorre porque o comprimento de onda observado precisa ser maior que o comprimento de onda de monitoramento da estrela-guia? Como é simplesmente muito mais difícil e sempre existe um Hubble acima da atmosfera para um trabalho visível, portanto não vale a pena o esforço extra, ou existe outra razão mais fundamental?

Não estou à procura de especulações ou opiniões, gostaria de uma explicação quantitativa (se aplicável) - espero que com um link para outras leituras - obrigado!

Há uma discussão muito boa nesta página .

Existem vários fatores no trabalho:

1. O menor ângulo isoplanático, como você observa. Isso limita a quantidade de céu que você pode observar com a AO, já que seu alvo precisa estar dentro do ângulo isoplanático de uma estrela de referência suficientemente brilhante. (Mesmo com as estrelas-guia do laser, ainda é necessário uma estrela de referência para correção de "inclinação / inclinação".) A diferença na área angular no céu significa que a área do céu que teoricamente pode ser observada com AO será de aproximadamente 20 vezes maior no IR próximo do que no óptico, apenas pela diferença no ângulo isoplanático.

2. Os efeitos da turbulência são mais fortes e têm escalas de tempo mais curtas na óptica. Isso tem três efeitos:

   A. As ópticas corretivas (por exemplo, espelho deformável) precisam ter partes mais móveis ("uma correção quase perfeita para uma observação feita em luz visível (0,6 mícrons) com um telescópio de 8 m exigiria ~ 6400 atuadores, enquanto que um similar o desempenho em 2 mícrons precisa de apenas 250 atuadores. ") e precisa operar em uma escala de tempo mais rápida.

   B. Além da complexidade eletromecânica, você precisará fazer muito mais na forma de cálculos para acionar todos esses atuadores e em uma escala de tempo mais curta. Portanto, o poder de computação necessário aumenta.

   C. Para fornecer as entradas para os cálculos corretivos, é necessário observar a estrela de referência em uma escala angular muito mais fina ("Um grande número de atuadores requer um número igualmente grande de subaperturas no sensor de frente de onda, o que significa que, para correção no visível, a estrela de referência deve ser ~ 25 vezes mais brilhante que a correção no infravermelho. "). Isso limita quanto do céu você pode fazer AO para ainda mais: uma estrela que pode ser brilhante o suficiente no infravermelho próximo para corrigir uma região de 20 a 30 cm de largura de arco isoplanático não será brilhante o suficiente para corrigir os 5 patch isoplanático em todo o arco-íris no visível.

3. Para fazer correções, é necessário observar o objeto de referência na óptica. É fácil fazer isso com uma configuração de infravermelho próximo usando um divisor de feixe óptico / infravermelho: envie a luz óptica para o equipamento AO e envie a luz infravermelho próximo para o instrumento infravermelho próximo. Na óptica, você usa um divisor óptico para enviar metade da luz ao instrumento e a outra metade ao equipamento AO. Isso significa que o equipamento AO recebe apenas metade da luz que receberia se fosse usado com um instrumento próximo ao infravermelho, o que dificulta (ainda) a correção.

Finalmente, há um problema não relacionado à AO, que é a necessidade de diferentes instrumentos científicos, dependendo de você estar trabalhando na óptica ou no infravermelho próximo. Instrumentos ópticos usam CCDs de silicone para detecção; estes são sensíveis apenas a cerca de 0,9-1 mícrons. Os instrumentos de infravermelho próximo usam detectores diferentes (geralmente baseados em HgCdTe), que são bons de cerca de 1-3 microns. (O instrumento de infravermelho próximo também precisa de um design diferente para reduzir a contaminação por emissão térmica do telescópio e da óptica para observações em comprimentos de onda superiores a 2 mícrons.) Portanto, na prática, a escolha foi: combinar AO com um instrumento de infravermelho próximo e melhorar desempenho com tecnologia acessível / viável, ou combine AO ​​com um instrumento óptico e obtenha desempenho muito limitado com tecnologia mais cara (ou até, até recentemente, inatingível).

No entanto, não são alguns sistemas AO ópticas começam a aparecer, tal como Magao no telescópio Magellan (que tem tanto um instrumento óptico e um instrumento de infravermelho próximo, e pode corrigir para ambos simultaneamente).

A resposta simples para a parte do comprimento de onda é que o desempenho dos sistemas AO diminui o menor comprimento de onda que você olha. O básico do que acontece é que, à medida que diminui os comprimentos de onda da luz, você precisa de uma escala de placas mais fina para detectar variações na visão, o que requer hardware muito caro (e, em alguns casos, inexistente). Você também precisa de uma frequência AO mais alta (capacidade de medir a luz e deformar / reorientar o telescópio) para levar em conta a frequência mais alta da luz; isso novamente exige hardware muito caro, se existir na freqüência necessária.

Isso ocorre porque alguns dos cálculos básicos (sem levar em consideração os polinômios de Zernike ) são baseados na razão de Strehl e Aqui (razão da intensidade de pico de uma imagem aberrante em comparação à imagem perfeita) para descobrir qual deve ser a intensidade da fonte e o FWHM (Half Max de largura total - largura do perfil da luz com meia intensidade) para medir essencialmente onde a luz deve estar. Ambas as medições dependem do comprimento de onda.

Uma leitura mais básica pode ser encontrada no The Isac Newton Group of Telescopes . Uma leitura muito mais aprofundada pode ser encontrada no departamento de óptica da universidade do Arizona .