¿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 Visión Astronómica .

Los efectos atmosféricos son bastante variables tanto en el tiempo como en el lugar. Se utiliza un parámetro llamado Ángulo isoplanático (IPA) para expresar la extensión angular sobre la cual será efectiva una corrección de frente de onda dada optimizada para un punto (generalmente una estrella guía, artificial o natural). Como ejemplo, la Tabla 9.1 en este recurso del Telescopio Magallanes Gigante muestra valores para escalar IPA casi linealmente (en realidad: ∼ λ 6 / 5 ) de 176 segundos de arco a una longitud de onda de 20 micras a solo 4,2 segundos de arco a 0,9 micras.

Esto sugiere un IPA de 2 a 3 segundos de arco para longitudes de onda visibles, que tomado por sí solo 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 infrarrojas, aparentemente hasta 0,9 micrones, pero no más . (AO también se implementa computacionalmente para datos de matriz en radioastronomía ).

¿Se debe a que la longitud de onda observada debe ser más larga que la longitud de onda de seguimiento de la estrella guía? Porque simplemente es mucho más difícil y siempre hay un Hubble sobre la atmósfera para trabajo visible, por lo que no vale la pena el esfuerzo adicional, ¿o hay otra razón más fundamental?

No estoy buscando especulaciones u opiniones, me gustaría una explicación cuantitativa (si corresponde), con suerte con un enlace para leer más, ¡gracias!

No propongo esto como respuesta porque es una opinión, y no puedo hablar de la justificación que hacen los profesionales. Pero creo que la razón por la que se está haciendo en NIR es en gran parte porque la astronomía 'emocionante' ahora se está haciendo en longitudes de onda no visibles, y NIR tiene una tasa de extinción más baja en nuestra atmósfera en comparación con otras longitudes de onda no visibles.
@EastOfJupiter gracias! La razón por la que pregunté esto es que recientemente escuché que el Hubble está crónicamente sobresuscrito. No estoy preguntando por qué la mayor parte del trabajo está en IR, estoy preguntando por qué ninguno de los trabajos está visible . Si Hubble es (aparentemente) el único telescopio de longitud de onda visible dee-sub-arcsec para toda la humanidad, parece que hay una presión significativa para abrir al menos una fuente alternativa. Es el cero lo que me pregunto.
Ahora hay instrumentos que funcionan hasta aproximadamente 600 nm, pero la pregunta sigue en pie.
@RobJeffries ¡Me encantaría saber sobre eso! Es posible que ya haya eludido la posibilidad en su comentario de 2016 . También está la pregunta algo relacionada ¿ Usará el E-ELT Óptica Adaptativa en longitudes de onda visibles?

Respuestas (2)

Hay una discusión bastante buena en esta página .

Hay varios factores en juego:

  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 las estrellas guía láser, todavía se necesita una estrella de referencia para la corrección de "punta/inclinación".) La diferencia en el área angular del cielo significa que el área del cielo que teóricamente se puede observar con AO será de 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 de tiempo más cortas en el óptico. Esto tiene tres efectos:

    A. La óptica correctiva (p. ej., espejo deformable) debe tener más partes móviles ("una corrección casi perfecta para una observación realizada en luz visible (0,6 micrones) con un telescopio de 8 m requeriría ~ 6400 actuadores, mientras que una corrección similar el rendimiento a 2 micrones necesita solo 250 actuadores") y necesita operar en una escala de tiempo más rápida.

    B. Además de la complejidad electromecánica, tendrá que hacer muchos más cálculos para impulsar 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 el visible, la estrella de referencia debe ser ~ 25 veces más brillante que para corregir en el infrarrojo"). Esto limita la cantidad de cielo que puede hacer AO para obtener aún más: una estrella que podría ser lo suficientemente brillante en el IR cercano para corregir un parche isoplanático de 20-30 segundos de arco de ancho no será lo suficientemente brillante para corregir el correspondiente 5- Parche isoplanático de arcsec de ancho en el visible.

  3. Para realizar 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 de AO y envíe la luz de IR cercano al instrumento de IR cercano. En el óptico, 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 recibe la mitad de la luz que obtendría si se usara con un instrumento de infrarrojo cercano, lo que hace que sea (aún) más difícil hacer las correcciones.

Finalmente, hay un problema que no está relacionado con el AO en sí mismo, y es que necesita diferentes instrumentos científicos dependiendo de si está 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 micrones. Los instrumentos de infrarrojo cercano usan diferentes detectores (generalmente basados ​​en HgCdTe), que son buenos entre 1 y 3 micras. (El instrumento de IR cercano también necesita un diseño diferente para reducir la contaminación de la emisión térmica del telescopio y la óptica para las observaciones en longitudes de onda superiores a 2 micras). Así que, en la práctica, la elección ha sido: combinar AO con un instrumento de IR cercano y obtener buenos resultados. rendimiento con tecnología asequible/factible, o combinar AO con un instrumento óptico y obtener un rendimiento muy limitado con tecnología más costosa (o incluso, hasta hace poco, inalcanzable).

No obstante, están comenzando a aparecer algunos sistemas ópticos de AO, como MagAO en el telescopio Magellan (que tiene un instrumento óptico y un instrumento de infrarrojo cercano, y puede corregir ambos simultáneamente).

¡Interesante! Estoy preguntando por qué AO se usa hasta 0.9um pero no más. ¿Podría hacer sus comparaciones numéricas para decir 0.9 vs 0.5? ¿Todas estas dificultades simplemente escalan aproximadamente linealmente con 1 / λ ¿O hay algo que se está volviendo mucho más difícil a un ritmo mucho más rápido que eso? ¿Ha disminuido constantemente la longitud de onda mínima para el telescopio astronómico AO a medida que la tecnología y la comprensión han mejorado, o siempre ha habido una pared entre 0,9 um y visible?
Su artículo ArXiv vinculado es un poco difícil de leer para mí, pero creo que su punto aquí es que AO se usa ahora para longitudes de onda visibles, e incluso hay imágenes de luz visible publicadas revisadas por pares con 10 de resolución de milisegundos de arco. En realidad, si pegó una imagen de ejemplo en su respuesta, con la línea "¡Bueno (en realidad) lo son ! Al menos uno, de todos modos" ¡parece que sería un golpe!
@uhoh Obtuve observaciones hace aproximadamente 7 años, en las bandas R e I (600-800 nm), con un sistema AO llamado NAOMI en el telescopio William Herschel. No llegó al límite de difracción, más bien a 0,2-0,3 segundos de arco, pero era más o menos único en ese momento. Lucky Imaging generalmente se considera más barato y más exitoso en longitudes de onda ópticas.
@RobJeffries El que está en las Islas Canarias, no el que antes estaba en Herschell St. en Slough, supongo. ¡Eso es genial! Creo que ciertamente cuenta como un potencial 'primero', siempre y cuando superes la capacidad de ver sustancialmente. Así que parece que la respuesta está evolucionando: está el Hubble, hay técnicas alternativas (imágenes de la suerte, motas), se vuelve cada vez más difícil encontrar una estrella guía natural a medida que se reduce el IPA, requiere una mayor velocidad y una mayor cantidad de actuadores, etc. y hay suficiente trabajo por hacer en IR, y finalmente, ¡realmente se ha hecho!
@uhoh, creo que la pieza que falta en su comprensión es que 0.9-1 micrones es mágico, pero no por el AO, es porque necesita diferentes instrumentos científicos para el óptico frente al IR cercano. Edité mi respuesta para incluir este punto (y otro punto sobre la pérdida adicional de luz en el caso de AO óptico).
También hay sistemas AO ópticos en funcionamiento utilizados por la Fuerza Aérea de los EE. UU. (y probablemente algunos otros países) para espiar satélites. Estos están en telescopios pequeños (1-3 m), lo que significa que se requiere menos corrección para alcanzar el límite de difracción, y están mirando objetos extremadamente brillantes (según los estándares astronómicos), lo que probablemente hace que las cosas sean más factibles.
Gracias @PeterErwin por todo. Resultó ser una pregunta y una respuesta mucho más amplias de lo que esperaba, ¡pero ahora hay mucha información realmente útil en un solo lugar! Gracias también por mencionar las diferencias de la matriz de sensores (Si vs HgCdTe) para vis vs IR. Este es el único aspecto en el que cambiar a luz visible es (me parece) más fácil que IR. Excepto por el gasto de hacer modificaciones o construir un nuevo instrumento, en realidad no es más difícil usar silicio que HgCdTe de ninguna manera, ¿verdad?
@uhoh Sí, los detectores de silicio son una tecnología más madura que HgCdTe (y existe todo ese otro diseño industrial fuera de la imagen que se ha utilizado para abaratar la fabricación de productos electrónicos basados ​​en silicio...). En casi todos los casos, los instrumentos ópticos son más baratos y fáciles de construir que los instrumentos IR.
Hablando como ex empleado de una empresa llamada, lo adivinaste, "Adaptive Optics Associates", puedo confirmar casi todo en la respuesta y los comentarios aquí.

La respuesta simple para la parte de la longitud de onda es que el rendimiento de los sistemas AO se degrada cuanto más corta es la longitud de onda que mira. Lo básico de lo que sucede es que a medida que se acortan las longitudes de onda de la luz, se necesita una escala de placa más fina para detectar variaciones en la visualización, lo que requiere un hardware muy costoso (y en algunos casos inexistente). También necesita una frecuencia AO más alta (capacidad para medir la luz y deformar/reenfocar el telescopio) para tener en cuenta la frecuencia más alta de la luz, esto nuevamente requiere un hardware muy costoso si existe en 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 Here (relación de la intensidad máxima de una imagen aberrada en comparación con una imagen perfecta) para averiguar cuál debe ser la intensidad de la fuente y el FWHM (Full-Width Half Max - ancho del perfil de luz a la mitad de la intensidad) para medir esencialmente dónde debería estar la luz. Ambas medidas dependen de la longitud de onda.

La lectura básica adicional se puede encontrar en The Isac Newton Group of Telescopes . Puede encontrar lecturas mucho más profundas en el departamento de Óptica de la Universidad de Arizona .

Gracias. Ha enumerado una serie de cosas que se escalan con la longitud de onda y ha dicho que son más difíciles o que se mueven más caras; yo también puedo hacerlo. Pero, ¿cuál es el que es tan duro o tan caro que es un obstáculo para el espectáculo? ¿Tengo razón en que AO simplemente nunca se hace en lo visible? ¿Cuánto más difícil es? ¿Cuánto más caro? Como mencioné, espero algo cuantitativo. Teniendo en cuenta la cantidad de ciencia que no se puede hacer porque el Hubble tiene demasiadas solicitudes. ¿Alguno de esos enlaces tiene la respuesta a esta pregunta?
No existe una buena métrica para calcular la dureza de un cálculo, por lo que realmente no puedo hablar de eso. El problema realmente surge cuando la difracción es limitada porque no puede obtener la información que necesita, lo que sucede en longitudes de onda más cortas. Límite de difracción: (1,22 * λ(en cm))/diámetro (en cm)
¿Por qué los observatorios terrestres no utilizan óptica adaptativa para longitudes de onda visibles?
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