왜 지상 관측소가 가시 파장에 적응 형 광학 장치를 사용하지 않습니까?

적응 형 광학 (AO) 기술은 지상 관측소가 천문학 의 영향을 적극적으로 보상함으로써 해상도를 획기적으로 향상시킵니다 .

대기 효과는 시간과 위치에 따라 매우 다양합니다. IPA ( Isoplanatic Angle) 라는 매개 변수는 한 지점 (일반적으로 가이드 스타, 인공 또는 자연)에 대해 최적화 된 주어진 파면 보정이 효과적인 각도 범위를 표현하는 데 사용됩니다. 예를 들어,이 Giant Magellan Telescope 리소스의 표 9.1은 IPA 스케일링 값을 20 마이크론 파장에서 176 초에서 0.9 마이크론 단 4.2 초로 거의 선형 적으로 (실제로 ) 스케일링하는 값을 보여줍니다 .$\sim\lambda^{6/5}$

이것은 가시 파장에 대해 2 ~ 3 arcseconds의 IPA를 제안하며, 이는 그 자체로는 킬러 제한이 아닙니다.

그러나, 현재 활성화 된 AO 작업이, 다양한 적외선 파장에서 독점적으로 수행되는 거의 모든 것 명백하게 0.9 미크론하지만 더에 . (AO는 또한 방사성 천문학에서 데이터 를 배열 하기 위해 계산적으로 구현 됩니다.)

관찰 된 파장이 가이드 스타 모니터링 파장보다 길어야합니까? 그것은 단지 훨씬 더 어렵고 눈에 보이는 작업을 위해 항상 허블이 있기 때문에 추가 노력의 가치가 없거나 더 근본적인 이유가 있습니까?

나는 추측이나 의견을 찾지 않고, 정량적 설명을 원합니다 (해당되는 경우)-더 읽기를위한 링크가 있기를 바랍니다-감사합니다!

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직장에는 여러 가지 요소가 있습니다.

1. 아시다시피, 더 작은 등각 각도. AO로 관찰 할 수있는 하늘의 양이 제한됩니다. 대상이 밝고 충분한 참조 별의 등각 투영 각도 내에 있어야하기 때문입니다. (레이저 가이드 스타의 경우에도 "팁 / 틸트"보정을위한 참조 스타가 여전히 필요합니다.) 하늘의 각도 영역의 차이는 이론적으로 AO로 관찰 할 수있는 하늘의 영역이 isoplanatic angle의 차이로 인해 광학에서보다 근적외선에서 20 배 더 큽니다.

2. 난기류의 영향은 광학에서 더 강하고 더 짧습니다. 이것은 세 가지 효과가 있습니다 :

   A. 교정 광학 장치 (예 : 변형 가능한 거울)는 더 움직일 수있는 부품을 가져야합니다 ( "8m 망원경으로 가시 광선 (0.6 미크론)에서 관찰 한 경우 거의 완벽하게 교정하려면 ~ 6400 개의 액추에이터가 필요함) 2 미크론의 성능은 250 개의 액추에이터 만 필요합니다. ") 더 빠른 타임 스케일로 작동해야합니다.

   B. 전자 기계적 복잡성 외에도, 모든 액추에이터를 구동하고 더 짧은 시간 단위로 계산하는 데 훨씬 더 많은 계산이 필요합니다. 따라서 필요한 컴퓨팅 성능이 향상됩니다.

   C. 보정 계산을위한 입력을 제공하기 위해서는 훨씬 더 작은 각도 스케일에서 기준 별을 관찰해야합니다 ( "많은 액츄에이터는 파면 센서에 유사하게 많은 수의 서브 조리개를 필요로합니다. 가시 광선에서 기준 별은 적외선에서 수정하는 것보다 ~ 25 배 더 밝아 야합니다. "). 이것은 당신이 AO를 훨씬 더 많이 할 수있는 양을 제한합니다. 근적외선에서 20-30 arcsec 너비의 등 평면 패치를 교정하기에 충분히 밝을 수있는 별은 해당 5-를 교정하기에 충분히 밝지 않습니다. 아크 섹 전체 등방성 패치.

3. 수정하려면 광학에서 기준 물체를 관찰해야합니다. 이는 광학 / IR 빔 스플리터를 사용하여 근적외선 설정으로 쉽게 수행 할 수 있습니다. 광학 광을 AO 장비로 보내고 근적외선을 근적외선 기기로 보냅니다. 광학에서는 광학 빔 스플리터를 사용하여 빛의 절반을 장비로 보내고 다른 절반을 AO 장비로 보냅니다. 이것은 AO 장비가 근적외선 기기와 함께 사용될 경우 빛의 절반 만 가져 와서 보정하기가 더 어렵다는 것을 의미합니다.

마지막으로, AO 자체와 관련이없는 문제가 있습니다. 광학 또는 근적외선에서 작업하는지에 따라 다른 과학 도구가 필요하다는 것입니다. 광학 기기는 감지를 위해 실리콘 CCD를 사용합니다. 이들은 약 0.9-1 미크론까지만 민감하다. 근적외선 기기는 약 1 ~ 3 미크론에서 좋은 다른 검출기 (보통 HgCdTe 기반)를 사용합니다. (근적외선 계측기는 망원경과 광학 장치에서 2 미크론보다 긴 파장에서 관측하기 위해 열 방출로 인한 오염을 줄이기 위해 다른 설계가 필요합니다.) 실제로 AO를 근적외선 계측기와 결합하여 좋은 결과를 얻습니다. 저렴하고 실행 가능한 기술로 성능을 향상 시키거나 AO를 광학 기기와 결합하여 더 비싼 (또는 최근까지는 달성 할 수없는) 기술로 성능을 크게 제한하십시오.

그럼에도 불구하고, 거기에 있는 같은 나타나기 시작 일부 광 AO 시스템 마젤란 망원경 MagAO (광학 기기를 모두 보유 하고 근거리 IR 기기는 모두 동시에 보정 가능).

파장 부분에 대한 간단한 대답은 AO 시스템의 성능이 보이는 파장이 짧아진다는 것입니다. 일어나는 일의 기본은 빛의 파장을 더 짧게 할 때, 매우 비싼 (경우에 따라 존재하지 않는) 하드웨어를 필요로하는 변화를 감지하기 위해서는 더 미세한 플레이트 스케일이 필요합니다. 또한 더 높은 AO 주파수 (조명을 측정하고 망원경을 변형 / 리 포커스 할 수있는 기능)가 더 높은 주파수의 빛을 설명해야합니다. 필요한 주파수에 전혀 존재하지 않으면 매우 비싼 하드웨어가 다시 필요합니다.

이는 Zernike 다항식 을 고려 하지 않은 일부 기본 계산 이 Strehl 비율 과 Here (완벽한 이미지와 비교 한 수차 이미지의 피크 강도 비율 )를 기반으로 하여 소스의 강도가 무엇인지 파악하기 때문입니다. 기본적으로 빛의 위치를 ​​측정하기 위한 FWHM (Full-Width Half Max- 절반 강도에서 빛의 프로파일 너비). 이러한 측정은 모두 파장에 따라 다릅니다.

기본 추가 정보는 Isac Newton 망원경 그룹 에서 찾을 수 있습니다 . 더 자세한 정보는 University of Arizona Optics 부서 에서 찾을 수 있습니다 .