Pourquoi les observatoires au sol n'utilisent-ils pas l'optique adaptative pour les longueurs d'onde visibles?

Les techniques d' optique adaptative (AO) permettent aux observatoires basés au sol d'améliorer considérablement la résolution en compensant activement les effets de la vision astronomique .

Les effets atmosphériques sont assez variables dans le temps et le lieu. Un paramètre appelé Angle isoplanatique (IPA) est utilisé pour exprimer l'étendue angulaire sur laquelle une correction de front d'onde donnée optimisée pour un point (généralement une étoile guide, artificielle ou naturelle) sera efficace. Par exemple, le tableau 9.1 de cette ressource du télescope géant de Magellan montre des valeurs pour une mise à l'échelle IPA presque linéaire (en fait: ) de 176 secondes d'arc à une longueur d'onde de 20 microns à seulement 4,2 secondes d'arc à 0,9 microns.$\sim\lambda^{6/5}$

Cela suggère une IPA de 2 à 3 secondes d'arc pour les longueurs d'onde visibles, ce qui en soi n'est pas une limitation tueur.

Cependant, il semble que presque tout le travail AO actuellement actif se fasse exclusivement dans diverses longueurs d'onde infrarouges, apparemment jusqu'à 0,9 microns mais pas plus . (AO est également implémenté par calcul pour rassembler des données en radioastronomie .)

Est-ce parce que la longueur d'onde observée doit être plus longue que la longueur d'onde de surveillance des étoiles guides? Parce que c'est tout simplement beaucoup plus difficile et qu'il y a toujours Hubble au-dessus de l'atmosphère pour un travail visible, donc cela ne vaut pas l'effort supplémentaire, ou y a-t-il une autre raison plus fondamentale?

Je ne cherche pas de spéculation ou d'opinion, je voudrais une explication quantitative (si cela s'applique) - j'espère avec un lien pour une lecture plus approfondie - merci!

Il y a une assez bonne discussion sur cette page .

Il y a plusieurs facteurs à l'œuvre:

1. Le plus petit angle isoplanatique, comme vous le constatez. Cela limite la quantité de ciel que vous pouvez observer avec AO, car votre cible doit être dans l'angle isoplanatique d'une étoile de référence suffisamment brillante. (Même avec les étoiles de guidage laser, il existe toujours un besoin d'une étoile de référence pour la correction "tip / tilt".) La différence de zone angulaire sur le ciel signifie que la zone du ciel qui peut théoriquement être observée avec AO sera d'environ 20 fois plus grand dans le proche IR que dans l'optique, juste à partir de la différence d'angle isoplanatique.

2. Les effets de la turbulence sont plus forts et ont des échelles de temps plus courtes dans l'optique. Cela a trois effets:

   A. L'optique corrective (par exemple, un miroir déformable) doit avoir plus de parties mobiles ("une correction presque parfaite pour une observation faite en lumière visible (0,6 microns) avec un télescope de 8 m nécessiterait ~ 6400 actionneurs, alors qu'un similaire les performances à 2 microns ne nécessitent que 250 actionneurs. ") et doivent fonctionner sur une échelle de temps plus rapide.

   B. En plus de la complexité électromécanique, vous devrez faire beaucoup plus en termes de calculs pour piloter tous ces actionneurs, et dans un délai plus court. La puissance de calcul requise augmente donc.

   C. Afin de fournir les entrées pour les calculs correctifs, vous devez observer l'étoile de référence sur une échelle angulaire beaucoup plus fine ("Un grand nombre d'actionneurs nécessite un nombre similaire de sous-ouvertures dans le capteur de front d'onde, ce qui signifie que pour la correction dans le visible, l'étoile de référence devrait être ~ 25 fois plus lumineuse que pour corriger dans l'infrarouge. "). Cela limite la quantité de ciel que vous pouvez faire AO pour encore plus: une étoile qui pourrait être assez brillante dans le proche IR pour corriger une région isoplanatique de 20-30 arcsec de large ne sera pas assez brillante pour corriger le 5- correspondant patch isoplanatique à l'échelle de l'arcsec dans le visible.

3. Pour effectuer des corrections, vous devez observer l'objet de référence dans l'optique. Ceci est facile à faire avec une configuration proche IR utilisant un diviseur de faisceau optique / IR: envoyez la lumière optique à l'équipement AO et envoyez la lumière proche IR à l'instrument proche IR. Dans l'optique, vous utilisez un séparateur de faisceau optique pour envoyer la moitié de la lumière à l'instrument et l'autre moitié à l'équipement AO. Cela signifie que l'équipement AO n'obtient que la moitié de la lumière qu'il aurait s'il était utilisé avec un instrument proche infrarouge, ce qui rend (encore) plus difficile les corrections.

Enfin, il y a un problème sans rapport avec l'AO lui-même, à savoir que vous avez besoin de différents instruments scientifiques selon que vous travaillez dans l'optique ou le proche infrarouge. Les instruments optiques utilisent des CCD en silicium pour la détection; ceux-ci ne sont sensibles qu'à environ 0,9-1 microns. Les instruments proche infrarouge utilisent différents détecteurs (généralement à base de HgCdTe), qui sont bons d'environ 1 à 3 microns. (L'instrument proche infrarouge a également besoin d'une conception différente pour réduire la contamination par les émissions thermiques du télescope et de l'optique pour les observations à des longueurs d'onde supérieures à 2 microns.) Ainsi, dans la pratique, le choix a été: combiner l'AO avec un instrument proche infrarouge et obtenir de bons résultats performances avec une technologie abordable / faisable, ou combinez l'AO avec un instrument optique et obtenez des performances très limitées avec une technologie plus chère (ou même, jusqu'à récemment, inaccessible).

Néanmoins, il existe des systèmes optiques AO commencent à apparaître, comme Magao sur le télescope Magellan (qui a à la fois un instrument optique et un instrument proche infrarouge, et peut corriger les deux en même temps).

La réponse simple pour la partie longueur d'onde est que les performances des systèmes AO dégradent la longueur d'onde la plus courte que vous regardez. L'essentiel de ce qui se passe est que lorsque vous raccourcissez les longueurs d'onde de la lumière, vous avez besoin d'une échelle de plaque plus fine pour détecter les variations de la vue, ce qui nécessite un matériel très coûteux (et dans certains cas inexistant). Vous avez également besoin d'une fréquence AO plus élevée (capacité de mesurer la lumière et de déformer / recentrer le télescope) pour tenir compte de la fréquence plus élevée de la lumière, cela prend à nouveau du matériel très coûteux s'il existe à la fréquence requise.

En effet, certains des calculs de base (sans tenir compte des polynômes de Zernike ) sont basés sur le rapport de Strehl et Ici (rapport de l'intensité maximale d'une image aberrée par rapport à une image parfaite) pour déterminer quelle devrait être l'intensité de la source et le FWHM (Full-Width Half Max - largeur du profil de la lumière à demi-intensité) pour mesurer essentiellement où la lumière doit être. Ces deux mesures dépendent de la longueur d'onde.

De plus amples informations de base peuvent être trouvées sur le groupe de télescopes Isac Newton . Une lecture beaucoup plus approfondie peut être trouvée au département d'optique de l' université d'Arizona .