Pitanje:
Zašto zemaljske zvjezdarnice ne koriste adaptivnu optiku za vidljive valne duljine?
uhoh
2016-05-06 08:06:19 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Tehnike prilagodljive optike (AO) omogućavaju zemaljskim zvjezdarnicama dramatično poboljšati razlučivost aktivnom kompenzacijom učinaka Astronomskog viđenja.

Atmosferska efekti su prilično promjenjivi i u vremenu i u mjestu. Parametar nazvan Isoplanatic Angle (IPA) koristi se za izražavanje kutnog opsega preko kojeg će zadana korekcija valovnog fronta optimizirana za jednu točku (obično zvijezda vodilja, umjetna ili prirodna) biti učinkovita. Kao primjer, tablica 9.1 u ovom divovskom teleskopu Magellan prikazuje vrijednosti za IPA skaliranje gotovo linearno (zapravo: $ \ sim \ lambda ^ {6/5} $) od 176 lučnih sekundi pri valnoj duljini 20 mikrona na samo 4,2 lučne sekunde na 0,9 mikrona.

To sugerira IPA od 2 do 3 lučne sekunde za vidljive valne duljine, što samo po sebi nije ubojito ograničenje.

Međutim, čini se da se gotovo svi trenutno aktivni AO radovi rade isključivo u različitim infracrvenim valnim duljinama, očito do 0,9 mikrona, ali ne dalje. (AO se također računski primjenjuje za niz podataka u radioastronomiji.)

Je li to zato što promatrana valna duljina mora biti duža od valne duljine vodeće zvijezde koja nadgleda? Budući da je to jednostavno puno teže i uvijek postoji Hubble iznad atmosfere za vidljiv rad, pa se ne isplati dodatnog truda ili postoji još neki temeljniji razlog?

Ne tražim nagađanja ili mišljenja, Želio bih kvantitativno objašnjenje (ako se to odnosi) - nadam se s vezom za daljnje čitanje - hvala!

Ne predlažem ovo kao odgovor jer je to mišljenje - i ne mogu govoriti o opravdanju koje daju profesionalci. Ali mislim da je razlog tome što se to radi u NIR-u uglavnom zato što se 'uzbudljiva' astronomija sada radi u nevidljivim valnim duljinama, a NIR ima nižu stopu izumiranja u našoj atmosferi u usporedbi s ostalim nevidljivim valnim duljinama.
@EastOfJupiter hvala! Razlog zašto sam ovo pitao je taj što sam nedavno čuo za Hubbleovu kroničnu pretjeranu pretplatu. Ne pitam zašto je većina posla u IR-u, nego zašto ** nijedan ** rad ** nije ** vidljiv. Ako je Hubble (naizgled) jedini vidljivi valni duljina teleskopa dee-sub-arcsec za cijelo čovječanstvo, čini se da postoji značajan pritisak da se otvori barem jedan zamjenski izvor. To je ** nula ** o kojoj se pitam.
Postoje instrumenti koji rade do približno 600 nm, ali pitanje i dalje stoji.
@RobJeffries volio bih čuti o tome! Možda ste već izbjegli mogućnost u [vašem komentaru iz 2016.] (https://astronomy.stackexchange.com/questions/14795/why-arent-ground-based-observatories-using-adaptive-optics-for-visible-waveleng ? noredirect = 1 # komentar22697_14825). Tu je i donekle povezano pitanje [Hoće li E-ELT koristiti prilagodljivu optiku na vidljivim valnim duljinama?] (Https://astronomy.stackexchange.com/q/15006/7982)
Dva odgovori:
Peter Erwin
2016-05-09 03:09:35 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Na ovoj stranici postoji prilično dobra rasprava.

Djeluje nekoliko čimbenika:

  1. Manji izoplanatični kut , kao što ste primijetili. To ograničava koliko neba možete promatrati s AO, jer vaša meta mora biti unutar izoplanatičnog kuta dovoljno sjajne referentne zvijezde. (Čak i kod laserskih zvijezda vodilja, još uvijek postoji potreba za referentnom zvijezdom za korekciju "vrha / nagiba".) Razlika u kutnom području na nebu znači da će područje neba koje se teoretski može promatrati s AO biti približno 20 puta veći u blizini IR-a nego u optičkom, samo iz razlike u izoplanatičnom kutu.

  2. Učinci turbulencije su jači i imaju kraće vremenske okvire u optičkom. To ima tri učinka:

    A. Korektivna optika (npr. Zrcalo koje se može deformirati) mora imati više pokretnih dijelova ("gotovo savršena korekcija za promatranje provedeno u vidljivom svjetlu (0,6 mikrona) pomoću 8-metarskog teleskopa zahtijevalo bi ~ 6400 aktuatora, dok bi slične performanse na 2 mikrona treba samo 250 aktuatora. ") I trebaju raditi na bržem vremenskom rasponu.

    B. Pored elektromehaničke složenosti, za pogon svih tih aktuatora morat ćete učiniti puno više na način izračuna, i to u kraćem vremenskom razdoblju. Dakle, potrebna računalna snaga raste.

    C. Da biste osigurali ulaze za korektivne proračune, morate promatrati referentnu zvijezdu na puno finijoj kutnoj skali ("Velik broj aktuatora zahtijeva sličan broj subapertura u senzoru valovitog fronta, što znači da za korekciju u vidljiva, referentna zvijezda trebala bi biti ~ 25 puta sjajnija nego što je ispravljena u infracrvenoj. "). To ograničava koliko neba možete učiniti AO za još više: zvijezda koja bi mogla biti dovoljno svijetla u blizini IR-a da ispravi izoplanatsku mrlju široku 20-30 arcsec-a neće biti dovoljno svijetla da ispravi odgovarajućih 5- izoplanatski dio na cijelom luku na vidljivom.

  3. Da biste izvršili ispravke, morate promatrati referentni objekt u optičkom. To je lako učiniti s postavkom bliske infracrvene svjetlosti pomoću optičkog / infracrvenog razdjelnika zraka: pošaljite optičko svjetlo na AO opremu i pošaljite blisku infracrvenu svjetlost na instrument s bliskim IR-om. U optičkom svjetlu koristite optički razdjelnik zraka da biste polovicu svjetlosti poslali na instrument, a drugu polovicu na AO opremu. To znači da AO oprema dobiva samo upola manje svjetla nego što bi bila kada bi se koristila s instrumentom blizu IR, što otežava (čak i) ispravljanje ispravki.

Konačno, postoji problem koji nije povezan sa samim AO, a to je da su vam potrebni različiti znanstveni instrumenti, ovisno o tome radite li u optičkom ili bliskom IR-u. Optički instrumenti koriste silicijske CCD-ove za otkrivanje; oni su osjetljivi samo na oko 0,9-1 mikrona. Instrumenti u blizini IR-a koriste se različitim detektorima (obično na bazi HgCdTe), koji su dobri od oko 1-3 mikrona. (Instrumenti u blizini IR-a također trebaju drugačiji dizajn kako bi se smanjila kontaminacija toplinskom emisijom iz teleskopa i optike za promatranje na valnim duljinama duljim od 2 mikrona.) Dakle, u praksi je odabir: kombinirajte AO s instrumentom s bliskom infracrvenom zrakom i postignite dobar rezultat izvedbu s pristupačnom / izvedivom tehnologijom ili kombinirajte AO s optičkim instrumentom i postignite vrlo ograničene performanse sa skupljom (ili čak donedavno nedostižnom) tehnologijom.

Ipak, postoje i > počinju se pojavljivati ​​neki optički AO sustavi, poput MagAO na teleskopu Magellan (koji ima i optički instrument i bliski IR instrument i može ispraviti oba za istovremeno ).

Zanimljiv! Pitam zašto se AO koristi do ** 0,9 um **, ali ne dalje - biste li mogli izvršiti numeričku usporedbu recimo 0,9 vs 0,5? Da li se sve ove poteškoće jednostavno skaliraju približno linearno s $ 1 / \ lambda $ ili postoji nešto što postaje puno teže po stopi puno bržoj od te? Je li se minimalna valna duljina astronomskog teleskopa AO neprestano smanjivala kako su se tehnologija i razumijevanje poboljšavali ili je uvijek postojao zid između 0,9 um i vidljiv?
Malo mi je teško pročitati vaš povezani ArXiv-ov papir, ali mislim da je ovdje vaš poanta da se AO * doista koristi * sada za vidljive valne duljine, a postoje čak i recenzirane objavljene slike vidljive svjetlosti s 10-ih milli-arcsec rezolucije . Zapravo ako ste u svoj odgovor zalijepili primjer slike, redak "Pa (zapravo) oni * jesu *! Barem jedan, u svakom slučaju" izgleda kao da bi to bilo zakucavanje!
@uhoh Zapravo sam dobio opažanja prije otprilike 7 godina, u pojasu R i I (600-800 nm), s AO sustavom nazvanim NAOMI na teleskopu William Herschel. Nije došao do granice difrakcije, više poput 0,2-0,3 lučne sekunde, ali je u to vrijeme bio manje-više jedinstven. Lucky Imaging se obično gleda kao jeftiniji i uspješniji na optičkim valnim duljinama.
@RobJeffries Onaj na kanarskim otocima, ne onaj prije na Herschell St. u Sloughu, pretpostavljam. To je odlično! Mislim da se to sigurno računa kao potencijalno "prvo" sve dok pobijedite viđenje. Dakle, čini se da se odgovor razvija - postoji * postoji * Hubble, postoje zamjenske tehnike (Lucky imaging, speckle), sve je teže pronaći prirodnu zvijezdu vodilju kako se smanjuje IPA, potrebna je veća brzina i veći broj aktuatori, itd. i na IR-u ima dovoljno posla, i konačno, zapravo je * učinjeno!
@uhoh Mislim da nedostajući dio u vašem razumijevanju iznosi 0,9-1 mikrona * je * čaroban, ali ne zbog AO - to je zato što su vam potrebni različiti znanstveni instrumenti za optički u odnosu na bliski IR. Uredio sam svoj odgovor kako bih uključio ovu točku (i još jednu točku o dodatnom gubitku svjetlosti u optičkom AO slučaju).
Postoje i djelujući optički AO sustavi koje američko ratno zrakoplovstvo (a vjerojatno i neke druge zemlje) špijuniraju satelite. To su na malim teleskopima (1-3 m), što znači da je za postizanje granice difrakcije potrebna manja korekcija i promatraju izuzetno (prema astronomskim standardima) svijetle objekte, što vjerojatno stvari čini izvedivijima.
Hvala @PeterErwin na svemu. Pokazalo se da je riječ o puno većem pitanju i odgovoru nego što sam očekivao, ali ovdje je na jednom mjestu puno zaista korisnih informacija! Hvala i što ste spomenuli razlike u nizu senzora (Si vs HgCdTe) za vis u odnosu na IR. Ovo je jedini aspekt u kojem je promjena u vidljivo svjetlo (čini mi se) uokolo lakša od IR. Osim troškova modifikacija ili izrade novog instrumenta, zapravo nije teže na bilo koji način koristiti silicij od HgCdTe, zar ne?
@uhoh Da, silicijski detektori zrelija su tehnologija od HgCdTe (a tu je i sve ono * ostalo * industrijski dizajn izvan slike koji je učinio proizvodnju elektronike na bazi silicija jeftinijom ...). U gotovo svim su slučajevima optički instrumenti jeftiniji i jednostavniji za izradu od IR instrumenata.
Govoreći kao bivši zaposlenik u tvrtki pod nazivom, pogađate, "Adaptive Optics Associates", gotovo sve mogu potvrditi u odgovoru i komentarima ovdje.
veda905
2016-05-06 20:35:06 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Jednostavan odgovor za dio valne duljine jest da se performanse AO sustava pogoršavaju što kraće izgledate u valnoj duljini. Osnove onoga što se događa je kako idete na kraće valne duljine svjetlosti, potrebna vam je finija pločasta ljestvica za otkrivanje varijacija vida za koje je potreban vrlo skup (a u nekim slučajevima i nepostojeći) hardver. Također vam je potrebna veća AO frekvencija (sposobnost mjerenja svjetlosti i deformiranja / ponovnog fokusiranja teleskopa) da biste uzeli u obzir veću frekvenciju svjetlosti, ovo opet zahtijeva vrlo skupi hardver ako uopće postoji na potrebnoj frekvenciji.

To je zato što se neki od osnovnih izračuna (ne uzimajući u obzir polimere Zernikea) temelje na Strehlovom omjeru i ovdje (omjer vršnog intenziteta poremećene slike u odnosu na savršenu sliku) da bi se utvrdio koliki bi trebao biti intenzitet izvora i FWHM (pune širine Half Max - širina profila svjetlosti pri pola intenziteta) da u osnovi izmjerimo gdje treba biti svjetlost. Oba ova mjerenja ovise o valnoj duljini.

Osnovna daljnja očitanja mogu se naći na The Isac Newton Group of Telescopes. Mnogo detaljnija čitanja mogu se naći na sveučilištu u Arizoni, odsjeku optike.

Hvala. Naveli ste brojne stvari koje se skaliraju s valnom duljinom i rekli ste da su teže ili se skupo kreću - i ja to mogu. Ali koji je onaj koji je * toliko težak * ili * toliko skup * da je show-stoper? Jesam li u pravu da se AO jednostavno nikad ne radi na vidljivom? Koliko je teže? Koliko-skuplje? Kao što sam spomenuo, nadam se nečemu kvantitativnom. Uzimajući u obzir količinu znanosti koja se ne može učiniti jer je Hubble toliko pretplaćen. Ima li bilo koja od tih poveznica odgovor na ovo pitanje?
Ne postoji dobra metrika za izračunavanje tvrdoće izračuna, tako da s tim zapravo ne mogu razgovarati. Problem se stvarno pojavljuje kad vam je difrakcija ograničena jer ne možete dobiti potrebne informacije, što se događa na kraćim valnim duljinama. Granica difrakcije: (1,22 * λ (u cm)) / promjer (u cm)


Ova pitanja su automatski prevedena s engleskog jezika.Izvorni sadržaj dostupan je na stackexchange-u, što zahvaljujemo na cc by-sa 3.0 licenci pod kojom se distribuira.
Loading...