Bringing the Visible Universe in Focus mit Robo-AO

Das übergeordnete Ziel dieses Verfahrens ist es, die beeinträchtigenden Auswirkungen atmosphärischer Turbulenzen auf die astronomische Bildgebung zu kompensieren. Wenn Lichtwellen die Atmosphäre durchdringen, werden sie verzerrt. Die hier beschriebene Kompensation beginnt mit der Fokussierung eines Hochleistungslaserstrahls in Richtung eines astronomischen Objekts, um eine helle künstliche Referenzquelle zu erzeugen.

Als nächstes wird die Form der zurückkommenden Laserlichtwelle mit einem Wellenfrontsensor gemessen. Als nächstes wird ein Befehl an den verformbaren Spiegel im optischen System gesendet, um die Form aller einfallenden Lichtwellen, einschließlich der von astronomischen Objekten, zu korrigieren. Letztendlich stellt die Korrektur der adaptiven Optik beugungsbegrenzte Bilder mit einer Winkelauflösung von etwa 0,1 Bogensekunden bei sichtbaren Wellenlängen an einem 1,5-Meter-Teleskop wieder her.

Ein Hauptvorteil dieser Technik gegenüber bestehenden Methoden, wie sie an großen Teleskopen durchgeführt werden, besteht darin, dass unser Robo AO-System mit sichtbaren Wellenlängen arbeitet. Der andere Hauptvorteil besteht darin, dass es in einem sehr effizienten, vollständig robotergestützten automatisierten Modus arbeitet. Mit diesen Fähigkeiten werden wir nach engen Begleitern zu nahen Sternen suchen, vor allem nach solchen, von denen bekannt ist, dass sie Exoplaneten beherbergen.

Wir werden Präzisionsmessungen der Bewegungen von Sternen in nahen Sternhaufen durchführen und Bilder von transienten Ereignissen wie Supernovae suchen und erhalten. Eine wichtige Anwendung für dieses System ist die Unterstützung von transienten Planetendurchmusterungen wie der Kepler-Mission der NASA. Wenn Kepler einen Transitplaneten sieht, könnte es sich um einen echten Planeten handeln oder um ein astrophysikalisches Fehlalarm

Robo schaut sich also diese Systeme an, um zu versuchen, falsch positive Szenarien auszuschließen, indem es nach gemischten Sternen in der Nähe sucht, und dies ist ein wichtiger Schritt, um zu bestätigen, dass die Tausenden von Kepler-Kandidaten tatsächlich Planeten sind. Neben Befragungen, die eine extrem große Anzahl von Zielen erfordern, eignet sich die robotische Natur von robio perfekt für eine schnelle Reaktion. Die Transientenwissenschaft stellt sich zum Beispiel vor, dass ein Transient auf dem Kern einer Galaxie explodiert.

Die exquisite räumliche Auflösung von robio kann Ihnen sagen, ob es sich um einen Stern handelt, der vom zentralen Schwarzen Loch eng zerrissen wird, oder nur um eine Supernova-Explosion, die zufällig in der Nähe explodiert. Ein weiteres Beispiel, das in unserem eigenen Sonnensystem viel näher dran ist, ist die langfristige und hochauflösende Überwachung von Wetter und Vulkanen in Planeten und ihren Monden. Die Idee, Teleskope von bescheidener Größe mit einem robotischen Adaptosystem auszustatten, soll die bestehende Infrastruktur auf kosteneffiziente Weise dramatisch verbessern.

Installieren Sie die Komponenten des robo AO Systems bei Tageslicht am Teleskop. Hier wird die adaptive Optik montiert, dann die Elektronik und schließlich die Verkabelung installiert. Beachten Sie, dass der Laser immer am Teleskop montiert ist, das System ordnungsgemäß kalibriert ist, die sicheren Betriebszeiten angegeben sind, und dass der redundante Verschluss den UV-Lasertest einschaltet, damit die Teleskopkuppel sicher geöffnet werden kann, sobald es dunkel genug für die Beobachtung ist.

Dazu gehört, dass sie sich in einem sicheren Bereich für Feuchtigkeit, Taupunkt, Vertiefung, Niederschlag, Windgeschwindigkeit und Partikel in der Luft befinden. Öffnen Sie die Teleskopkuppel und zeigen Sie auf einen Stern über Ihnen, der relativ hell ist, mit einer scheinbaren Helligkeit von weniger als fünf. Fokussieren Sie das Teleskop neu, indem Sie den Fangspiegel des Teleskops so einstellen, dass der Stern ungefähr seine beste Schärfe hat.

Eine Abschätzung anhand eines Live-Bildes von einer der Wissenschaftskameras ist ausreichend. Richten Sie das Teleskop auf das ausgewählte Ziel. Rahmen Sie die Objekte im Sichtfeld der Wissenschaftskameras ein, indem Sie die Teleskoprichtung nach Bedarf anpassen.

Vergewissern Sie sich, dass der Uplink-Tip-Tilt-Spiegellaser in seinem Bereich zentriert ist. Sobald dies geschehen ist, öffnen Sie die internen und redundanten Laserverschlüsse, damit sich der Laserstrahl ausbreiten kann. Nehmen Sie eine Sekunde lang Daten von der Kamera mit Wavefront-Sensor auf, ca. 1200 Bilder, während die optischen Verschlüsse der Prokcalzelle ausgeschaltet sind.

Berechnen Sie nun aus diesen Daten ein Medianbild. Dies wird als Hintergrundrahmen verwendet, um elektrische oder optische Verzerrungen von Bildern zu subtrahieren, die von der Wavefront-Sensorkamera aufgenommen wurden. Aktivieren Sie als Nächstes das pcal-Zellauslösesystem, so dass Laserpulse aus 10 Kilometern Entfernung an den Wavefront-Sensor übertragen werden.

Stellen Sie den Neigungsspiegel der Uplink-Spitze so ein, dass das Shaq-Hartman-Muster der Laserbilder in der Wavefront-Sensorkamera angezeigt wird. Lassen Sie den Kippspiegel der Uplink-Spitze in Position, während die PCAL-Zelle vorübergehend ausgeschaltet ist. Nehmen Sie ein neues Hintergrundbild des Wellenfrontsensors auf.

Dies ist notwendig, da sich der optische Hintergrund leicht ändert, da der Laser durch den Uplink-Tip-Tilt-Spiegel in verschiedene Richtungen gerichtet wird. Starten Sie nun das adaptive Optiksystem hoher Ordnung. Die Positionen der Laserbilder vom Wellenfrontsensor werden verwendet, um eine Spiegelform zu bestimmen, die die nicht-planaren Lichtwellen, die in das Teleskop eintreten, abflacht, bevor sie in die Wissenschaftskamera eintreten.

Ein gewichteter Durchschnitt der Positionsmessungen wird auch verwendet, um das Muster der Laserbilder in der Mitte des Wavefront-Sensors beizubehalten. Beginnen Sie mit der Beobachtung im sichtbaren Bereich, indem Sie den gewünschten Filter auswählen. Legen Sie den Winkel der Korrektorprismen für die atmosphärische Dispersion fest, um die verbleibende atmosphärische prismatische Dispersion zu minimieren.

Als nächstes stellen Sie die Bildgröße und die Belichtungszeit der elektronenmultiplizierenden CCG-Kamera so ein, dass eine minimale Bildübertragungsrate von ca. 10 Hertz und idealerweise 30 Hertz vorliegt. Diese Erfassungsrate reduziert in der Regel die Bildbewegung während der Belichtung unterhalb der beugungsbegrenzten Winkelauflösung. Stellen Sie die Elektronenmultiplikationsverstärkung an der E-M-C-C-D-Kamera so ein, dass die maximale Intensität des Ziels etwa die Hälfte der Vertiefungstiefe des Detektors oder bei einem Maximalwert von 300 für schwächere Ziele für lichtschwache Objekte beträgt.

Verlangsamen Sie die Bildrate der E-M-C-C-D-Kamera, bis etwa fünf bis 10 Photonen im Kern der Bildpunktspreizungsfunktion erfasst werden. Dadurch wird sichergestellt, dass genügend Photonen für die post-facto-Registrierungsverarbeitung vorhanden sind. Nehmen Sie einen kontinuierlichen Satz von Bildern von der E-M-C-C-D-Kamera auf, um die berechnete integrierte Gesamtbelichtung zu erhalten.

Wenn die Beobachtung abgeschlossen ist, schließen Sie die Teleskopkuppel und richten Sie das Teleskop auf den Flachbildschirm. Schalten Sie die Flachkuppellampe ein Nehmen Sie eine Reihe von Vollformatbildern der Flachfeldbeleuchtung auf, die von der Flachstrahlerlampe auf dem Bildschirm sowohl für die E-M-C-C-D- als auch für die Infrarotkamera erzeugt wird. Für jeden astronomischen Filter, der während der Beobachtung verwendet wird.

Die Flat-Field-Intensität an jedem Pixel stellt die kombinierte Quanteneffizienz des Teleskops dar. Adaptive optische Systemfilter und Kamera schalten die Flachkuppellampe aus und schalten auf die Blocking-Filter vor jeder Kamera um. Nehmen Sie mit beiden Kameras eine Reihe von dunklen Bildern mit demselben Belichtungszeitbereich und denselben Bildformaten auf, die während der Beobachtungen verwendet wurden.

Die Dark Frames werden verwendet, um Verzerrungen aufgrund von dunklem, aktuellem und elektronischem Rauschen aus den aufgezeichneten Daten zu entfernen. Stellen Sie abschließend das Teleskop ab und schalten Sie es aus. Das roboteradaptive Optiksystem Robo AO wird verwendet, um atmosphärische Turbulenzen zu kompensieren und beugungsbegrenzte Bilder im sichtbaren und nahen Infrarot zu erzeugen.

Das linke Bild zeigt ein typisches Bild eines einzelnen Sterns, das bei rotem Licht durch unkompensierte Turbulenzen zu sehen ist. Die Bildbreite beträgt etwa einen Bogen. Zweitens zeigt das rechte Feld denselben Stern.

Nach der Korrektur der adaptiven Optik verringert sich die Bildbreite auf 0,12 Bogensekunden, etwas größer als die 0,1 Bogensekunden. Zweite perfekte Bildbreite für das verwendete Setup. Beachten Sie, dass der erste luftige Ring schwach um den Kern des Bildes herum zu sehen ist.

Diese deutlich verbesserte Winkelauflösung ermöglicht die Entdeckung von Doppelstern- und Mehrfachsternsystemen. Die erhöhte Auflösung ermöglicht auch die Detektion von viel schwächeren Sternen in dichten Feldern, wie in diesem Nahinfrarotbild des messier three GLO-Haufens gezeigt. Auf der linken Seite ist das unkompensierte Bild zu sehen.

Auf der rechten Seite ist das robo AO korrigierte Bild. Auch die Merkmale von Objekten des Sonnensystems sind klarer zu erkennen. Hier links ist ein unkompensierter Schnappschuss von Jupiter.

Auf der rechten Seite ist das korrigierte Bild zu sehen, das leichter erkennbare Wolkenmerkmale zeigt, und der transitierende Mond ist durch den Pfeil gekennzeichnet. Einmal gemeistert, kann die Einrichtung eines laseradaptiven optischen Systems auf einem neuen astronomischen Ziel in nur wenigen Minuten erreicht werden. In der Praxis arbeitet Robo Whale automatisch mit den Verfahren, die von einem robotergestützten Sequenzierungssystem gesteuert werden, das alle hier vorgestellten Einrichtungsschritte in weniger als einer Minute ausführt.

Mit diesem Automatisierungssystem ist robo in der Lage, nach seiner Entwicklung bis zu 200 Beobachtungen pro Nacht durchzuführen. Diese Technik ebnete den Weg für Forscher, die bisher größte bildgebende Durchmusterung naher Begleiter durchzuführen, die Tausende von nahen Sternen abdeckt und einen sorgfältigen und detaillierten Vergleich der Multiplizitätseigenschaften über die gesamte Hauptreihe und darüber hinaus ermöglicht. Nachdem Sie sich dieses Video angesehen haben, sollten Sie ein gutes Verständnis dafür haben, wie Sie ein adaptives optisches System verwenden, um die Auswirkungen atmosphärischer Turbulenzen zu korrigieren und zu messen und beugungsbegrenzte Bilder vom Boden aus wiederherzustellen.