地上の観測所が可視波長の補償光学を使用しないのはなぜですか？

アダプティブオプティクス（AO）技術を使用すると、地上の観測所が天文観測の影響を積極的に補正することにより、解像度を劇的に向上させることができます。

大気の影響は、時間と場所の両方でかなり変動します。アイソプラナティック角度（IPA）と呼ばれるパラメーターを使用して、1点（通常は人工または自然のガイドスター）に対して最適化された特定の波面補正が有効になる角度範囲を表します。一例として、この表9.1 巨大マゼラン望遠鏡 IPAがほぼ直線的にスケーリングするためのリソースが示す値（実際には：）20ミクロンの波長で176秒角から0.9ミクロンでのみ4.2秒角です。$\sim\lambda^{6/5}$

これは、可視波長のIPAが2〜3アーク秒であることを示唆しています。これは、それだけではキラー制限ではありません。

ただし、現在アクティブなAO作業のほとんどすべてが、さまざまな赤外線波長でのみ行われているようです。これは、明らかに0.9ミクロンまでですが、それ以上はありません。（AOはまた、電波天文学でデータを配列するために計算的に実装されています。）

これは、観測される波長がガイド星の監視波長よりも長い必要があるためですか？それは単にはるかに困難であり、目に見える作業のために大気の上にハッブルが常にあるので、それは余分な努力の価値がないのですか、それとも別の根本的な理由があるのですか？

私は推測や意見を探しているのではありません。定量的な説明（該当する場合）が欲しいのですが、さらに読むためのリンクがあれば幸いです。

このページでかなり良い議論があります。

作業にはいくつかの要素があります。

1. お気づきのように、より小さなアイソプラナティック角度。これは、ターゲットが十分に明るい基準星のアイソプラナティック角度内にある必要があるため、AOで観測できる空の量を制限します。（レーザーガイド星を使用した場合でも、「ティップ/チルト」補正用の基準星は依然として必要です。）空の角度領域の違いは、AOで理論的に観測できる空の領域が約であることを意味しますアイソプラナティック角度の違いから、近赤外線の方が光学よりも20倍大きくなります。

2. 乱気流の影響はより強く、光学系のタイムスケールがより短くなります。これには3つの効果があります。

   A.矯正光学系（変形可能ミラーなど）は可動部分を増やす必要があります（「8メートル望遠鏡で可視光（0.6ミクロン）で行われる観察のほぼ完全な矯正には、約6400アクチュエータが必要ですが、同様の2ミクロンのパフォーマンスで必要なアクチュエータは250個だけです。」）、より速いタイムスケールで動作する必要があります。

   B.電気機械の複雑さに加えて、これらのすべてのアクチュエータを駆動するための計算方法をより短時間で実行する必要があります。したがって、必要な計算能力が上がります。

   C.補正計算用の入力を提供するには、基準星をより細かい角度スケールで観察する必要があります（「多数のアクチュエーターには、波面センサーに同様に多数のサブアパーチャが必要です。つまり、補正のために可視では、基準星は赤外線で補正するよりも25倍明るいはずです。」）これにより、AOを実行できる空の量がさらに制限されます。近赤外線で20〜30秒角の領域のアイソプラナティックパッチを修正するのに十分明るい可能性がある星は、対応する5を修正するのに十分な明るさ​​ではありません。目に見える弧状幅のアイソプラナティックパッチ。

3. 補正を行うには、光学系で参照オブジェクトを観察する必要があります。これは、光学/ IRビームスプリッターを使用した近赤外線セットアップで簡単に実行できます。光学光をAO機器に送信し、近​​赤外線光を近赤外線機器に送信します。オプティカルでは、光ビームスプリッターを使用して、光の半分を機器に送り、残りの半分をAO機器に送ります。これは、AO装置が近IR機器で使用された場合に比べて半分の光しか得られないことを意味し、補正を（さらに）困難にします。

最後に、AO自体とは無関係の問題があります。つまり、光学式と近赤外のどちらで作業しているかによって、異なる科学機器が必要になります。光学機器はシリコンCCDを使用して検出します。これらは、約0.9〜1ミクロンの感度しかありません。近赤外機器は、さまざまな検出器（通常はHgCdTeベース）を使用しています。（近赤外機器は、2ミクロンよりも長い波長での観測のために望遠鏡や光学系からの熱放射による汚染を減らすために、別の設計も必要とします。）したがって、実際には、AOを近赤外機器と組み合わせて、良好な結果が得られます。手頃な価格/実現可能なテクノロジーでパフォーマンスを向上させるか、AOを光学機器と組み合わせて、より高価な（または最近まで達成不可能だった）テクノロジーでパフォーマンスを非常に制限します。

それにもかかわらず、そこにあるように表示され始め、いくつかの光学AOシステム、マゼラン望遠鏡上がmagao（光学機器の両方有し及び近IR機器は、両方同時にために補正することができます）。

波長部分の簡単な答えは、AOシステムのパフォーマンスは、見る波長の短い方を劣化させるということです。起こることの基本は、光の波長を短くするにつれて、非常に高価な（場合によっては存在しない）ハードウェアを必要とする視界の変動を検出するために、より細かいプレートスケールが必要です。また、より高いAO周波数（光を測定し、望遠鏡を変形/リフォーカスする能力）も必要です。これは、光のより高い周波数を考慮する必要があります。これも、必要な周波数でハードウェアが存在する場合、非常に高価なハードウェアを必要とします。

これは、いくつかの基本的な計算（ゼルニケ多項式を考慮しない）は、ストレール比とここ（完全な画像と比較した収差のある画像のピーク強度の比）に基づいており、ソースの強度が何であるかを把握する必要があるためです。FWHM（フル幅のハーフマックス-半分の強度で光の分布の幅）は、光がなければならない場合、本質的に測定します。これらの測定はどちらも波長に依存します。

基本的な詳細については、Isac Newton Group of Telescopesを参照してください。アリゾナ大学の光学学科では、さらに詳しい解説を読むことができます。