为什么地面观测站不对可见波长使用自适应光学元件？

自适应光学（AO）技术可通过主动补偿天文观测的影响，使地面观测站大大提高分辨率。

大气影响在时间和位置上都变化很大。使用称为等平面角（IPA）的参数表示角度范围，针对该角度范围，针对一个点（通常是人造或自然的引导星）优化的给定波前校正将有效。如在该示例中，表9.1 巨型麦哲伦望远镜几乎线性地缩放为IPA资源显示的值（实际上是：）从在在0.9微米的20微米的波长只有4.2弧秒176个弧秒。$\sim\lambda^{6/5}$

这表明可见光波长的IPA为2至3弧秒，这本身并不是致命的限制。

但是，似乎几乎所有当前活跃的AO工作都是专门在各种红外波长下完成的，显然只有0.9微米，但没有做更多。（AO还通过计算实现，用于在射电天文学中排列数据。）

这是因为观测到的波长需要比引导星监测的波长长吗？因为这要困难得多，并且总是有哈勃在大气层上方进行可见工作，所以这不值得付出额外的努力，还是还有其他更根本的原因？

我不是在寻求猜测或意见，我想要一个定量的解释（如果适用的话）-希望有一个链接供进一步阅读-谢谢！

在此页面上有一个很好的讨论。

有几个因素在起作用：

1. 如您所注意到的，较小的等平面角。这限制了使用AO可以观察到多少天空，因为目标必须位于足够明亮的参考恒星的等平面角内。（即使使用激光制导星，仍需要参考星来进行“倾斜/倾斜”校正。）天空角度区域的差异意味着理论上可以用AO观测到的天空区域约为仅由于等平面角的差异，近红外的光学距离比光学大20倍。

2. 湍流的影响更强，在光学上的时间尺度更短。这具有三个效果：

   A.校正光学器件（例如，可变形镜）需要具有更多的可移动部件（“对于使用8米望远镜在可见光（0.6微米）中进行观察的近乎完美的校正，将需要约6400个执行器，而类似的2微米的高性能只需要250个执行器。

   B.除了机电方面的复杂性，您还必须在更短的时间范围内以更多的计算方式来驱动所有这些执行器。因此，所需的计算能力会提高。

   C.为了提供校正计算的输入，您需要在更精细的角度尺度上观察参考星（“大量的执行器在波前传感器中需要同样大量的子孔径，这意味着要进行校正在可见光中，参考星的亮度应比在红外线中校正的亮度高约25倍。”）这限制了您可以做AO的天空的范围，甚至更多：一颗可能在近红外中足够亮以校正20-30 arcsec宽等平面斑的区域的星星将不会足够亮以校正相应的5-可见弧范围内的等平面斑。

3. 为了进行校正，您需要观察光学系统中的参考物体。使用光学/红外分束器进行近红外设置很容易做到：将光发送到AO设备，然后将近红外光发送到近红外仪器。在光学系统中，您可以使用分光镜将一半的光发送到仪器，将另一半的光发送到AO设备。这意味着AO设备仅获得与近红外仪器一起使用时的一半亮度，这使得（甚至）更难进行校正。

最后，还有一个与AO本身无关的问题，那就是您需要使用不同的科学仪器，具体取决于您是在光学还是近红外领域工作。光学仪器使用硅CCD进行检测；这些仅对约0.9-1微米敏感。近红外仪器使用不同的检测器（通常基于HgCdTe），其探测距离约为1-3微米。（近红外仪器还需要不同的设计，以减少望远镜和光学元件的热辐射对波长大于2微米的观测所造成的污染。）因此，在实践中，选择是：将AO与近红外仪器结合使用，以获得良好的性能。使用负担得起的/可行的技术来实现最佳性能，或者将AO与光学仪器结合使用，而使用更昂贵（甚至直到最近还无法实现）的技术才能获得非常有限的性能。

尽管如此，是开始出现一些光学AO系统，如MagAO上麦哲伦望远镜（其具有两个光学仪器和近IR仪器，并且可以校正同时使用）。

波长部分的简单答案是，AO系统的性能会降低您所寻找的较短波长。发生这种情况的基本原理是，当您缩短光的波长时，需要使用更细的平板刻度来检测视线中的变化，这需要非常昂贵的（有时是不存在的）硬件。您还需要更高的AO频率（能够测量光线和使望远镜变形/重新聚焦）以解决更高的光线频率，如果它完全以所需的频率存在，那么这又需要非常昂贵的硬件。

这是因为某些基本计算（不考虑Zernike多项式）是基于Strehl比率和Here（像差图像的峰值强度与理想图像的峰值强度之比）来确定光源的强度以及的FWHM（全宽半最大值-在半强度的光的分布的宽度），以基本上测量在光应。这些测量都与波长有关。

基本的进一步阅读可以在Isac Newton望远镜组中找到。在亚利桑那大学的光学系中可以找到更多的深入阅读。