Name: Amener lUnivers visible en discussion avec Robo-AO (Vidéo) | JoVE Journal
Uploaded: 2013-02-12T13:00:00.000+00:00
Duration: 10 min 35 s
Description: Découvrez l'optique adaptative Robo-AO pour compenser la turbulence atmosphérique en astronomie. Ce système automatisé utilise un laser et un miroir déformable pour obtenir des images à haute résolution angulaire.

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Le système Robo-AO est pris en charge par des institutions partenaires, l&#39;Institut de technologie de Californie et le Centre inter-universitaire pour l&#39;astronomie et l&#39;astrophysique, par la National Science Foundation Grant dans nos AST-0906060-0960343 et AST, par une subvention de la Mt. Cuba Astronomical Foundation et par un don de Samuel Oschin.

1. Pré-respect des procédures <ol><li> Faites une liste des cibles astronomiques à observer. </li><li> Calculer les temps d&#39;exposition total requis pour chaque cible requise pour atteindre un rapport signal sur bruit dans chaque filtre et scientifique caméra combinaison désirée. </li><li> Transmet la liste de cibles astronomiques à observer pour USSTRATCOM plus de 3 jours à l&#39;avance des observations. Ils renverra un message d&#39;évitement prédictif (PAM) indique «fenêtres ouvertes» - les temps de sûr à utiliser le système de laser sur chaque cible demandée sans risquer d&#39;endommager les satellites. </li><li> Installez le système Robo-AO sur le télescope pendant la journée si ce n&#39;est pas déjà fait (par exemple Robo-AO sur le 1,5-m P60 télescope de l&#39;Observatoire Palomar, en Californie, figure 2). </li><li> Traduire le premier miroir fois pour révéler le télescope interne et simulateur de source pour le capteur de front d&#39;onde laser et d&#39;allumer la source laser simulé. &lt;/ Li&gt; <li> Enregistrer les positions des images simulées laser sur l&#39;appareil capteur de front d&#39;onde. Ces postes sont utilisés comme mesures de la pente de référence pour le capteur de front d&#39;onde Shack-Hartmann et sera soustraite de ce qui suit sur-ciel des mesures. Cette procédure calibre de petits changements optiques dans l&#39;alignement de l&#39;instrument en raison de l&#39;évolution des températures. </li><li> Retour le premier miroir fois à sa position initiale et éteignez la source laser simulé. </li><li> Contactez USSTRATCOM une heure avant l&#39;observation afin de les informer de l&#39;activité planifiée de la nuit et de recevoir des mises à jour ou des modifications à l&#39;APM. </li><li> Allumez le laser ultraviolet 10-W sur tout en laissant l&#39;obturateur fermé redondant. Système de refroidissement par liquide régule la température de la pompe à diode laser et au sein de la nécessite environ une heure pour se stabiliser. </li><li> Assurez-vous que les conditions sont sécuritaires pour ouvrir le dôme de télescope une fois qu&#39;il est assez sombre pour l&#39;observation. Cela comprend une zone de sécuritépour l&#39;humidité, la dépression du point de rosée, précipitations, vitesse du vent, et les particules en suspension. </li><li> Ouvrez le dôme du télescope et pointent vers une étoile relativement brillante (m V ≤ 5) les frais généraux. </li><li> Recentrer le rôle du télescope par le positionnement du miroir du télescope secondaire jusqu&#39;à ce que l&#39;étoile est, au mieux, au point approximative (plus petite largeur de l&#39;image). Estimation d&#39;emploi à partir d&#39;une image en direct de l&#39;une des caméras scientifiques est suffisante. </li></ol> 2. D&#39;ordre élevé d&#39;optique adaptative correction <ol><li> Choisissez une cible astronomique qui a une assez longue «fenêtre ouverte», selon le PAM. </li><li> Définir une alarme pour la fin de la «fenêtre ouverte» avec un tampon d&#39;au moins 1 minute. Si l&#39;alarme se déclenche lors d&#39;une observation, immédiatement obturateur du laser. </li><li> Pointez le télescope vers la cible sélectionnée astronomique. Cadrer l&#39;objet (s) dans le champ de vision des caméras scientifiques en ajustant la lunette de pointage selon les besoins. </li><li> Confirmer que le laser de liaison montante tip-tilt miroir est centré dans sa gamme avant d&#39;ouvrir les volets internes et laser redondant - multiplication du laser sur le ciel (Figure 2). </li><li> Enregistrer un second ensemble de données à partir de l&#39;appareil détecteur de front d&#39;onde, d&#39;environ 1200 trames, tandis que l&#39;obturateur optique Pockels cellule est désactivée. </li><li> Calculer une image médiane de ces données. Il sera utilisé comme une trame de fond à soustraire une polarisation électrique ou optique à partir d&#39;images capturées par la caméra à capteur de front d&#39;onde. </li><li> Activer le système de déclenchement de cellule de Pockels de telle sorte que les impulsions laser de 10 km sont transmis au capteur de front d&#39;onde. </li><li> Recherche en spirale montante du tip-tilt miroir jusqu&#39;à ce que le modèle de Shack-Hartmann d&#39;images laser apparaissent dans l&#39;appareil à capteur de front d&#39;onde (figure 4B). Laisser la liaison montante tip-tilt miroir en position. </li><li> Enregistrer une image nouveau capteur de front d&#39;onde de fond pendant que la cellule de Pockels est momentanément transformé off. Cela est nécessaire car les changements de fond optiques légèrement que le laser est pointé dans des directions différentes par la liaison montante tip-tilt miroir. </li><li> Démarrez le haut pour optique adaptative du système. À ce stade, deux boucles de commande sont-marche en même temps, les positions de chaque image laser créé par le réseau de microlentilles de front d&#39;onde du capteur sont utilisés pour commander les actionneurs de miroir déformable pour aplatir les ondes lumineuses non planes entrant dans le télescope avant de se propager aux caméras scientifiques . Une moyenne pondérée des mesures de position est également utilisé pour commander la liaison montante tip-tilt miroir pour maintenir la concentration de la configuration des images laser sur le capteur de front d&#39;onde. </li></ol> 3. Observation dans le visible (avec correction d&#39;enregistrement post-facto) <ol><li> Réglez la position des roues à filtres au filtre désiré observation (s). </li><li> Régler l&#39;angle des prismes ADC tels que la dispersion dans l&#39;atmosphère résiduelle est minimisée sur prismatiqueles instruments scientifiques. </li><li> Régler le temps d&#39;exposition et la taille d&#39;image de l&#39;appareil photo EMCCD telle qu&#39;il existe une fréquence de trame minimum de trame de transfert d&#39;environ 10 Hz, avec 30 Hz préféré. Les données saisies dans ce taux est généralement de réduire le mouvement de l&#39;image intra-exposition au-dessous de la résolution limitée par la diffraction angulaire. </li><li> Régler le gain d&#39;électrons sur la multiplication caméra EMCCD sorte que l&#39;intensité maximale des cibles est d&#39;environ la moitié de la profondeur bien ou du détecteur à une valeur maximale de 300 pour les cibles plus faibles. </li><li> Pour les cibles faibles, ceux approximativement supérieur à une magnitude stellaire de 15 ans, ralentir la vitesse de défilement de la caméra EMCCD jusqu&#39;à ce que il ya au moins ~ 10.05 photons détectés dans le noyau de la fonction d&#39;étalement de point de l&#39;image. Bien que cela mène à d&#39;autres flou de mouvement d&#39;image au sein des cadres et la réduction de la résolution angulaire (par exemple ref 40;. Environ le double de la résolution limitée par la diffraction sur les r ~ 16,5 m targets), les photons de base il faut plusieurs pour le traitement de l&#39;enregistrement correct post-facto. </li><li> Enregistrer une série continue d&#39;images provenant de la caméra EMCCD jusqu&#39;à ce que la durée totale d&#39;exposition intégré est égale à la durée calculée en 1.2. </li></ol> 4. Observation dans l&#39;infrarouge (avec Visible tip-tilt Correction) <ol><li> Régler la roue porte-filtres en face de la caméra EMCCD à un filtre à large bande, à savoir un filtre ou un certain λ&gt; 600 nm filtre passe-long. </li><li> Noter la position de pixel de l&#39;objet pour être utilisé comme source de guidage pointe d&#39;inclinaison de la caméra tout en consultant d&#39;EMCCD une image en direct. </li><li> Définissez les paramètres de lecture de caméra pour les valeurs suivantes: pixels bin par un facteur de 4, puis réglez la région transfert de trame de lecture de sous-trame à un total de 2 × 2 pixels entreposée centrées sur la position précédemment noté. </li><li> Réglez le taux de caméra EMCCD cadre et le gain de multiplication d&#39;électrons en fonction de la luminosité de l&#39;tip-tiltguider source. Une cadence de 300 Hz est préférable (pour une bande passante de correction de commande en boucle d&#39;environ 30 Hz), mais peut être abaissé si nécessaire pour des objets plus faibles au détriment de la qualité tip-tilt inférieure correction. </li><li> Démarrez le tip-tilt contrôle en boucle. Cela permettra de calculer la position du guide source de courant et de commander le jeûne tip-tilt miroir de correction pour conduire sa position au centre de la zone de pixels mis en cellule. </li><li> Enregistrer des images provenant de la caméra infrarouge jusqu&#39;à ce que la durée totale d&#39;exposition intégré est égale à la durée calculée en 1.2. Maximum les temps d&#39;exposition d&#39;une seule vue ne sera limité que par la saturation de l&#39;émission infrarouge, du ciel, un instrument ou un objet, ou par le courant d&#39;obscurité du tableau infrarouge. L&#39;exposition peut varier de quelques fractions de secondes à plusieurs minutes. </li></ol> 5. Fin des procédures Nuit <ol><li> Fermez le dôme du télescope et pointer le télescope à l&#39;écran plat lorsque l&#39;on observe est terminée. </li><li> Tournez le laseret contactez USSTRATCOM avec un résumé des activités nocturnes dans les 15 min. </li><li> Tournez le plafonnier à plat sur. </li><li> Enregistrer une série d&#39;images plein cadre sur les deux caméras EMCCD et infrarouge du flat-field illumination produite par la lampe dôme plat sur l&#39;écran plat pour chaque filtre astronomique utilisé au cours de la nuit précédente. L&#39;intensité de champ plat à chaque pixel représente la combinaison par rapport efficacité quantique de la lunette, système optique adaptatif, filtres et la caméra. </li><li> Tournez le plafonnier plat large et passer à des filtres de blocage à l&#39;avant de chaque caméra. </li><li> Enregistrer une série d&#39;images noires sur les deux caméras qui correspondent à l&#39;intervalle de temps d&#39;exposition et les formats d&#39;image enregistrées au cours de la nuit précédente. Les cadres noirs sont utilisés pour éliminer le biais dû au bruit électronique actuelle et sombre à partir des données enregistrées. </li><li> Garer le télescope. </li></ol> 6. Traitement des images <ol><li> Créer un unique c foncéalibration l&#39;image de la médiane de chaque série d&#39;images sombres enregistré en 5.6). </li><li> Créer une image d&#39;étalonnage de champ plat pour chaque filtre sur chaque caméra en calculant la moyenne de chaque série d&#39;image de champ plat enregistré dans 5,4), en soustrayant l&#39;image d&#39;étalonnage correspondant sombre, puis en divisant l&#39;image entière par la valeur de pixel médian dans le cadre. </li><li> Soustraire l&#39;image d&#39;étalonnage approprié sombre et diviser par l&#39;image d&#39;étalonnage plat-champ pour chaque image de la science sur le ciel enregistrées par les caméras EMCCD et infrarouge. </li><li> Recentrer la. Calibré images scientifiques de l&#39;observation en alignant le pixel le plus clair et ajouter des images pour créer une image empilé Routines plus sophistiquées d&#39;enregistrement d&#39;image améliorée peut également être utilisé 39,41. </li></ol>

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Les auteurs déclarent aucun conflit d&#39;intérêts financiers.

La méthode présentée ici décrit le fonctionnement manuel du Robo-AO laser optique adaptative du système. Dans la pratique, le Robo-AO fonctionne en mode automatisé, la grande majorité des procédures sont contrôlées par un séquenceur robot qui effectue les mêmes étapes automatiquement. Le système Robo-AO a été conçu pour la réplication simple à un coût modeste, avec des matériaux (~ USD600K) et le travail étant une fraction du coût de même un télescope de 1,5 m. Bien qu&#39;il existe une vingtaine de télescopes optiques à travers le monde plus de 5 m de diamètre, télescopes dans le nombre m classe 3.1 ainsi plus d&#39;une centaine et sont projetées comme des hôtes potentiels pour Robo-AO clones. En plus du système existant déjà à l&#39;1,5 m P60 télescope, le premier je l&#39;espère de nombreux clones est en cours de développement pour le télescope de 2 m IGO 42 dans le Maharashtra, en Inde, et une variante avec des étoiles brillantes au lieu d&#39;un laser pour la détection de front d&#39;onde est en cours de commissioned au télescope de 1 m à Table Mountain, CA 43. Une révolution dans la science limitée par la diffraction peut être à portée de main.

L&#39;impact de la turbulence atmosphérique sur l&#39;imagerie astronomique a été reconnue il ya des siècles par Christiaan Huygens 4 et Isaac Newton 5. Les premiers dessins conceptuels d&#39;optique adaptative pour compenser les effets de la turbulence ont été publiés indépendamment par Horace Babcock 6 et Vladimir Linnik 7 dans les années 1950. Le département américain de la Défense, puis a financé le développement des premiers systèmes optiques adaptative dans les années 1970 dans le but de satellites d&#39;imagerie étrangers pendant la guerre froide 8. La communauté astronomique civile a fait des progrès systèmes en développement dans les années 1980, mais, après déclassement de la recherche militaire sur l&#39;optique adaptative en 1992 (réf. 9), il ya eu une explosion dans le nombre et la complexité des systèmes astronomiques 10. La plupart des télescopes environ vingt visibles et infrarouges aujourd&#39;hui avec des ouvertures de plus de 5 mètres sont equipped avec optique adaptative des systèmes (p. ex. refs 11-19). Comme télescopes deviennent plus grands, et donc plus apte à capter la lumière, il ya des gains plus importants dans la résolution et la sensibilité lors de l&#39;utilisation d&#39;optique adaptative. Malheureusement, grand-télescope optique adaptative-systèmes sont extrêmement complexes et limités dans leur fonctionnement pour le proche infrarouge grâce à la technologie actuelle, ils nécessitent des équipes de personnel de soutien, souvent avec de grandes généraux d&#39;observation, et l&#39;accès à ces ressources rares et précieuses est également limitées. À l&#39;autre extrémité du spectre de taille, il ya bien plus d&#39;une centaine télescopes de la classe mètre 1-3, mais très peu d&#39;entre eux sont équipés d&#39;optique adaptative. Correction turbulence atmosphérique, même sur de courtes longueurs d&#39;onde visibles, devient traitable avec la technologie actuelle sur ces télescopes plus petits car ils regardent à travers un volume beaucoup plus petit de la turbulence atmosphérique (Figure 1). Le montant total de la turbulence-induced échelles d&#39;erreur optiques presque proportionnellement avec le diamètre du miroir primaire du télescope et inversement avec la longueur d&#39;onde d&#39;observation. La même optique adaptative technologie qui est utilisée avec une lumière proche infrarouge sur des télescopes plus grands peuvent être utilisés avec de la lumière visible sur les télescopes de taille modeste. En outre, de nombreux télescopes de cette échelle sont soit monté ultérieurement (par exemple ref. 20) ou nouvellement construites avec des capacités entièrement robotisée, éloignées et / ou autonome (par exemple, ref. 21), augmentant ainsi considérablement la rentabilité de ces installations. S&#39;il est équipé d&#39;optique adaptative, ces télescopes offrent une plate-forme impérieuse de poursuivre de nombreux domaines de la science astronomique qui sont autrement difficile ou impossible avec grand télescope optique adaptative systèmes 22. Limitée par la diffraction des enquêtes ciblées de dizaines de milliers de cibles, 23,24 surveillance à long terme 25,26, rapide et caractérisation transitoire dans des domaines très fréquentés 27, sont possibles avec l&#39;optique adaptative sur ces ouvertures modestes. Pour explorer cet espace découverte, nous avons conçu et mis en œuvre un nouveau économiques optique adaptative du système pour 1-3 télescopes de la classe mètres, Robo-AO (réf. 2,3; figure 2). Comme avec les autres laser optique adaptative systèmes, Robo-AO comprend plusieurs systèmes principaux: le système laser, un ensemble d&#39;appareils électroniques, et un instrument monté au foyer du télescope Cassegrain (derrière le miroir primaire; figure 3) qui abrite une grande vitesse obturateur optique, capteur de front d&#39;onde, des correcteurs de front d&#39;onde, des instruments scientifiques et des sources d&#39;étalonnage. La conception Robo-AO représenté ici illustre comment un laser typique optique adaptative système fonctionne dans la pratique. Le noyau du système Robo-AO laser est un laser Q-switched ultraviolet 10-W monté dans un ensemble clos projecteur sur le côté de la lunette. En commençant par le laser lui-même, le laserprojecteur incorpore ensuite un obturateur redondant, en plus de l&#39;obturateur interne du laser, pour plus de sécurité, une plaque demi-onde pour ajuster l&#39;angle de polarisation linéaire projetée, et une liaison montante tip-tilt miroir à la fois de stabiliser la position du laser apparente faisceau sur le ciel et à corriger la flexion de télescope. Une lentille bi-convexe sur une scène mise au point réglable élargit le faisceau laser pour remplir une lentille 15 cm ouverture de sortie, qui est optiquement conjugué à la pointe d&#39;inclinaison de miroir. La lentille concentre la lumière de sortie laser à une distance de la ligne de visée de 10 km. Comme les impulsions laser (~ 35 ns toutes les 100 ms longues) se propagent à travers l&#39;atmosphère loin du projecteur, une infime partie de la dispersion des photons Rayleigh off molécules d&#39;air et de retour vers le télescope (Figure 2B). Les photons dispersés proviennent retour sur tout le trajet vers le haut du laser, et qui seraient autrement apparaître comme une traînée qui rendrait les mesures de front d&#39;onde inexactes. Dans le inst optique adaptativeRUMENT, un obturateur à grande vitesse cellule de Pockels optique 28 est utilisé pour transmettre la lumière laser de retour de seulement juste une tranche étroite de l&#39;atmosphère autour de la mise au point du projecteur 10 km, ce qui entraîne le laser apparaissant comme une tache. Commutation de la cellule de Pockels est attaqué par l&#39;horloge maître même que le laser pulsé, avec un retard de tenir compte du temps aller-retour de l&#39;impulsion laser à travers l&#39;atmosphère. En fin de compte, seulement une personne sur mille milliards de photons lancés est détecté par le capteur de front d&#39;onde. Malgré tout, ce flux énergétique est suffisante pour faire fonctionner le système optique adaptative. Le laser ultraviolet a l&#39;avantage supplémentaire d&#39;être invisible à l&#39;œil humain, principalement en raison de l&#39;absorption dans la cornée et le cristallin 29. En tant que tel, il est incapable de flash-aveugles pilotes et est considéré comme un système laser de classe 1 (soit incapable de produire des niveaux de rayonnement nuisibles pendant le fonctionnement et exempts de toute mesure de contrôle 30) pour la mesure du possiblel&#39;exposition des personnes à bord des aéronefs survolant, ce qui élimine la nécessité pour les observateurs humains situés sur le site que normalement requise par la Federal Aviation Authority aux États-Unis 31. Malheureusement, la possibilité pour le laser d&#39;endommager certains satellites en orbite terrestre basse peuvent exister. Pour cette raison, il est recommandé pour des questions de sécurité et de responsabilité de coordonner les activités des deux lasers avec un organisme approprié (par exemple avec US Strategic Command (USSTRATCOM) au sein de l&#39;US 32). Le capteur de front d&#39;onde, qui mesure la lumière laser entrant dans l&#39;instrument Robo-AO Cassegrain l&#39;on appelle un capteur Shack-Hartmann 33, et comprend un réseau de microlentilles, le relais optique et le capteur d&#39;image. Le réseau de microlentilles est un élément optique de réfraction, à plat sur une face, avec une grille de forme carrée lentilles convexes sur l&#39;autre côté. Il est situé dans une position optiquement conjuguée de la pupille d&#39;entrée du télescope. Lorsque la «lumière de retour &#39;de ee laser passe à travers la matrice lenslest, des images du laser sur-ciel sont créés à la mise au point de chacune des lentilles de la matrice (figure 4). Ce schéma d&#39;images laser est ensuite transmis à un optiquement UV optimisé charge-coupled device (CCD). La position xy latérale de chaque image donne une mesure de la pente locale ou &quot;pente&quot; de l&#39;onde lumineuse à travers chaque lentille de la matrice. Le rapport signal sur bruit de chaque mesure de position avec Robo-AO varie de 6 à 10 en fonction de conditions angle zénithal et voyant (6,5 électrons de bruit de détecteur dans chacun des quatre pixels avec un signal variant de 100 à 200 photoélectrons par image par mesure). La forme générale de l&#39;onde lumineuse est alors calculé en multipliant les pentes mesurées par une matrice précalculée front d&#39;onde reconstructeur. La matrice reconstructeur est créé en faisant d&#39;abord un modèle de la géométrie pupille qui est sous-divisé par le réseau de microlentilles. Individuel base orthonormalefonctions (fonctions de disque dans ce cas harmoniques jusqu&#39;au rang 11 ème radiale, pour un total de 75 fonctions, ref. 34) sont réalisés sur le modèle et une 2-D des moindres carrés solution au plan de meilleur ajustement à travers chaque lentille dans la matrice est calculée. Bien que ce soit une approximation de la pente moyenne, la différence est négligeable en pratique, avec l&#39;avantage de traiter facilement de la géométrie des lentilles partiellement éclairées sur les bords de la pupille projetée. Une matrice d&#39;influence est donc dérivé qui convertit amplitudes unitaires pour chaque fonction de base de la pente de décalage pour chaque objectif. La matrice reconstructeur est alors créée en prenant la pseudo-inverse de la matrice d&#39;influence en utilisant décomposition en valeurs singulières. Une fois la forme de l&#39;onde lumineuse est connu en termes de coefficients de l&#39;ensemble de base, une forme de compensation inverse peut être commandé sur le correcteur de front d&#39;onde d&#39;ordre élevé. Le procédé de fabrication d&#39;une mesure, puis en appliquant une correction, et en répétant ce cycleà plusieurs reprises, est un exemple d&#39;un contrôle intégral de la boucle. Robo-AO exécute son contrôle en boucle à un taux de 1,2 kHz, nécessaire pour faire face à la dynamique de l&#39;atmosphère. Un facteur d&#39;échelle (également connu comme le gain de la boucle de commande intégrale) de moins de 1, et en général proche de 0,6, est appliqué au signal de correction pour maintenir la stabilité de la boucle de commande, tout en minimisant l&#39;erreur résiduelle de correction lumière. Le correcteur de front d&#39;onde d&#39;ordre élevé dans les Robo-AO est un micro-électro-mécanique (MEMS) miroir déformable 35. Robo-AO 120 utilise des actionneurs pour régler la surface éclairée du miroir, dans une résolution spatiale suffisante pour s&#39;adapter à la forme exacte calculée correction. Les actionneurs ont une amplitude maximale de la surface de déviation de 3,5 um, qui correspond à la compensation de phase optique d&#39;un maximum de 7 um. Dans des conditions typiques de l&#39;atmosphère à observatoires astronomiques, cette compensation de longueur est supérieure à 5 sigma de l&#39;l&#39;amplitude de la turbulence induite erreur optique et entraîne par conséquent marge importante correction. En outre, le miroir déformable peut compenser les erreurs statiques optiques découlant de l&#39;instrument et le télescope au coût de la plage dynamique réduite. Une subtilité à l&#39;aide d&#39;un laser comme sonde de l&#39;atmosphère est son incapacité à mesurer le mouvement image astronomique 36. Le retour de la lumière laser est considérée à peu près à partir de la même position à partir de laquelle il est prévu et doit donc toujours dans le même emplacement sur le ciel. Toute inclinaison globale mesurée dans l&#39;onde de la lumière laser de retour par le capteur de front d&#39;onde est dominé par des erreurs de pointage mécanique. Le signal d&#39;inclinaison est utilisé pour entraîner la liaison montante du système laser de pointe d&#39;inclinaison de miroir, maintenant ainsi le motif de Shack-Hartmann centrée sur le capteur de front d&#39;onde. Correction mouvement de l&#39;image astronomique est traité séparément avec les caméras scientifiques comme expliqué ci-dessous. Robo-AO utilisequatre au large de l&#39;axe parabolique (OAP) reflète à la lumière du relais de la lunette sur les caméras scientifiques achromatique (figure 3). Le chemin d&#39;accès comprend un relais rapide tip-tilt miroir de correction, ainsi que d&#39;un correcteur de dispersion atmosphérique (ADC) 37 composé d&#39;une paire de prismes de rotation. L&#39;ADC permet de résoudre un problème particulier lié à l&#39;observation des objets à travers l&#39;atmosphère qui ne sont pas directement au-dessus: l&#39;atmosphère agit comme un prisme et réfracte la lumière en fonction de la longueur d&#39;onde, avec l&#39;effet global de plus en plus fort que le télescope pointe inférieure en élévation, qui donne des images - en particulier ceux qui ont été aiguisée par optique adaptative correction - à paraître allongée dans la direction perpendiculaire à la ligne d&#39;horizon. Cet appareil permet d&#39;ajouter un montant en face de la dispersion de la lumière entrante, ce qui annule l&#39;effet de la dispersion atmosphérique prismatique (figure 5). À la fin de la PAO est un relais dichroïque réfléchit la lumière visible que de λ &lt;950 nm à une paire électron-multiplication charge-coupled device (EMCCD) caméra tout en transmettant la lumière infrarouge en direction d&#39;une caméra infrarouge. L&#39;appareil EMCCD a la capacité de capturer des images à très faible électronique (détecteur) 38,39 bruit, à une cadence qui permet de réduire le mouvement de l&#39;image intra-exposition au-dessous de la résolution angulaire limité par diffraction. En re-centrage et l&#39;empilement d&#39;une série de ces images, une image longue exposition peut être synthétisé avec une pénalité minimum de bruit. L&#39;appareil EMCCD peut également être utilisé pour stabiliser le mouvement d&#39;image de la caméra infrarouge; mesures de la position d&#39;une source astronomique imagée peut être utilisé pour commander en continu la vitesse d&#39;inclinaison de la pointe des repointer l&#39;image à un emplacement souhaité. Avant chaque caméra est un ensemble de roues à filtres avec un ensemble approprié de filtres astronomiques. Un simulateur interne télescope et la source est intégrée dans le système Robo-AO comme un outil d&#39;étalonnage. Il peut simuler simultanément le rayonnement ultravioletfocalisation du laser à 10 km et une source corps noir à l&#39;infini, ce qui correspond rapport focal du télescope d&#39;accueil et position de la pupille de sortie. Le premier miroir de pliage à l&#39;intérieur de Robo-AO dirige la lumière provenant de l&#39;ensemble miroir secondaire du télescope dans le système optique adaptative. Le miroir de repliement est également monté sur une platine motorisée qui peut être traduit de la manière à révéler la lunette interne et simulateur de source. Bien que le système Robo-AO est destiné à fonctionner de façon complètement autonome, chacune des nombreuses étapes d&#39;une observation optique adaptative peut être exécuté manuellement. Cette procédure étape par étape, avec une brève explication, est détaillée dans la section suivante.

amener l&#39;univers visible en discussion avec robo-ao

Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

La résolution angulaire de télescopes terrestres optiques est limitée par les effets dégradants de l&#39;atmosphère turbulente. En l&#39;absence d&#39;une atmosphère, la résolution angulaire d&#39;un télescope classique n&#39;est limitée que par la diffraction, c&#39;est à dire, la longueur d&#39;onde d&#39;intérêt, λ, divisé par la taille de l&#39;ouverture de son miroir primaire, D. Par exemple, le télescope spatial Hubble (HST), avec un miroir primaire de 2,4 m, a une résolution angulaire de longueurs d&#39;onde visibles de secondes d&#39;arc ~ 0,04. L&#39;atmosphère est composée de l&#39;air à des températures légèrement différentes, et donc des indices de réfraction différents, mélangeant constamment. Les ondes lumineuses sont courbées lors de leur passage à travers l&#39;atmosphère inhomogène. Quand un télescope au sol concentre ces ondes lumineuses, des images instantanées apparaissent fragmentées, changeant en fonction du temps. En conséquence, longue exposition des images acquises à l&#39;aide de télescopes au sol - même des télescopes à quatre fois le diamètremètre de la TVH - sont floues et ont une résolution angulaire d&#39;environ 0,5 à 1,5 secondes d&#39;arc, au mieux. Astronomiques optique adaptative systèmes de compenser les effets de la turbulence atmosphérique. Tout d&#39;abord, la forme de l&#39;entrée d&#39;onde non plane est déterminée en utilisant des mesures d&#39;une étoile brillante par un capteur de front d&#39;onde. Ensuite, un élément dans le système optique, tel qu&#39;un miroir déformable, est commandé pour corriger la forme d&#39;onde de la lumière incidente. D&#39;autres corrections sont effectuées à un taux suffisant pour faire face à l&#39;atmosphère qui change dynamiquement grâce à laquelle le télescope regarde, en fin de compte la production de diffraction limitée images. La fidélité de la mesure du capteur de front d&#39;onde est basée sur la façon dont la lumière entrante est échantillonné spatialement et temporellement 1. Échantillonnage plus fin nécessite objets de référence claires. Alors que les étoiles les plus brillantes peuvent servir de référence pour les objets cibles d&#39;imagerie de plusieurs dizainesde secondes d&#39;arc de suite dans les meilleures conditions, les plus intéressantes cibles astronomiques n&#39;ont pas suffisamment brillantes étoiles à proximité. Une solution consiste à focaliser un faisceau laser de grande puissance dans la direction de la cible astronomique pour créer une référence artificielle de forme connue, également connu comme une «étoile guide laser. Le Robo-AO laser système d&#39;optique adaptative 2,3 utilise un laser ultraviolet 10-W focalisé à une distance de 10 km à générer une étoile guide laser. Mesures des capteurs de front d&#39;onde de l&#39;étoile guide laser conduire la correction d&#39;optique adaptative traduit par diffraction limitée des images qui ont une résolution angulaire de ~ 0,1 secondes d&#39;arc sur un télescope de 1,5 m.

Le Robo-AO laser optique adaptative système est utilisé pour compenser la turbulence atmosphérique et de produire limitée par la diffraction des images de résolution dans le visible et . proche infrarouge Figure 1A montre une image d&#39;une étoile vue à la lumière rouge à travers la turbulence atmosphérique sans compensation avec une largeur d&#39;image de 1,0 seconde d&#39;arc figure 1B montre la même étoile après correction d&#39;optique adaptative:. la largeur de l&#39;image diminue à 0,12 secondes d&#39;arc , légèrement plus grande que la largeur de l&#39;image parfaite de 0,10 secondes d&#39;arc à cette longueur d&#39;onde sur un télescope 1,5-m. Le premier anneau d&#39;Airy, en raison de la diffraction, on peut voir que l&#39;anneau pâle comme la structure autour du noyau de l&#39;image. Cette résolution nettement améliorée angulaire permet la découverte de systèmes d&#39;étoiles binaires et multiples (figure 1C par exemple, et observations ref. 40) et pour la détection des étoiles beaucoup plus faibles dans les champs denses, tels quel&#39;amas globulaire Messier de 3 (vu dans le proche infrarouge; Figure 6) qui serait autrement impossible de voir directement à travers la turbulence atmosphérique. Caractéristiques du système solaire d&#39;objets, tels que la surface du nuage de Jupiter ainsi que sa lune Ganymède en transit (Figure 7), peut aussi être vu avec un plus grand degré de clarté lorsqu&#39;on la visionne à laser optique adaptative. <img alt="Figure 1" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig1.jpg" /> Figure 1. L&#39;optique adaptative correction des longueurs d&#39;onde visibles. Chaque chiffre représente un 1,5 x 1,5 seconde d&#39;arc champ de vue sur le ciel. (A) Une image à long exposition unique d&#39;une seule étoile, m = 3,5 V, vu à travers la turbulence atmosphérique non compensée dans i bande (λ = 700 - 810 nm) à l&#39;1,5 m P60 télescope de Palomar Observatory. La pleine largeur à mi-hauteur (FWHM) est de 1,0 secondes d&#39;arc. (B) &lt;/ Strong&gt; La star de même que dans (A) avec le laser correction d&#39;optique adaptative à l&#39;aide du système Robo-AO. Le noyau de l&#39;image stellaire a 15 fois la luminosité de crête de l&#39;image non compensée et a une FWHM de 0,12 secondes d&#39;arc. (C) Une étoile binaire, V = 8,4 m, avec une séparation de 0,14 secondes d&#39;arc se révèle à travers l&#39;utilisation de Robo-AO optique adaptative du système. Dans chaque cas, tip-tilt guidage a été effectuée la cible elle-même. <img alt="Figure 2" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig2.jpg" /> Figure 2. Le Robo-AO laser optique adaptative du système. (A) Les optiques adaptatives et des instruments scientifiques sont installés au foyer Cassegrain du robot de 1,5 m P60 télescope de l&#39;Observatoire Palomar. Le système de laser et de l&#39;électronique de support sont fixés à des côtés opposés du tube de télescope pour l&#39;équilibre. (B) Les UV-AO Robo faisceau laser propagating sur le dôme du télescope. Sur cette photo, une longue exposition, le faisceau laser est visible en raison de Rayleigh hors des molécules d&#39;air, une petite fraction de la lumière diffuse également de retour vers le télescope pour être utilisé comme une sonde dans l&#39;atmosphère. Le faisceau laser est orange à cause de la façon dont la lumière UV est transmise à travers les filtres de couleur sur la caméra sensible aux UV utilisé pour prendre la photo. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig2large.jpg" target="_blank">Cliquez ici pour agrandir la figure</a> . <img alt="Figure 3" fo:content-width="5.5in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3.jpg" /> Figure 3. Robo-AO optique adaptative et instruments scientifiques. (A) simplifiée du modèle CAO. La lumière focalisée par le miroir secondaire télescope (orange) pénètre à travers un petit trou au centre de l&#39;instrumentment avant d&#39;être réfléchi par 90 degrés par le premier miroir de pliage vers un parabolique hors axe (PAO) de miroir. Ce miroir des images de l&#39;élève télescope sur la surface du miroir déformable. Après réflexion sur le miroir déformable, une dichroïque UV se sépare de la lumière laser (violet) et la dirige vers le détecteur de front d&#39;onde laser. Un miroir inversé PAO supplémentaires dans le capteur de front d&#39;onde corrige les erreurs de chemin non communs optiques introduites par le foyer conjugué de 10 km du laser se reflétant sur le miroir PAO premier. La lumière visible et le proche infrarouge (vert) passant par le dichroïque UV est relayée par une paire de miroirs PAO au correcteur de dispersion atmosphérique. La lumière est alors réfléchie par le miroir pointe de correction d&#39;inclinaison d&#39;un miroir PAO finale qui focalise la lumière vers le miroir dichroïque visible. Le dichroïque visible reflète la lumière visible (bleu) à la CCD électronique multiplication et transmet la lumière dans le proche infrarouge (rouge) pour un miroir de repliementet, finalement, à la caméra infrarouge. Le combiné UV, la lumière visible et le proche infrarouge par le télescope et le simulateur de source (jaune) peuvent être adressées à l&#39;optique adaptative et d&#39;instruments scientifiques en traduisant le premier miroir fois hors de la voie. (B) Une photographie correspondante du bloc d&#39;instruments . <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig3large.jpg" target="_blank">Cliquez ici pour agrandir la figure</a> . <img alt="Figure 4" fo:content-width="6in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4.jpg" /> Figure 4. Shack-Hartmann capteur de front d&#39;onde. (A) Schéma conceptuel. Comme une onde plane passe à travers le réseau de microlentilles, d&#39;un motif régulier d&#39;images est formée sur le détecteur (bleu). Quand une onde non plane passe par le réseau de microlentilles, le gradient local de l&#39;onde T affectea position des images formées par chaque lentille de la matrice (rouge). (B) de motif laser dans l&#39;image Robo-AO Shack-Hartmann capteur de front d&#39;onde. Chacun des 88 points est une image de la dispersion de 10 km laser comme formées par chaque lentille de la matrice de petites lentilles, avec la forme du motif global déterminé par la géométrie de la pupille du télescope. Le déplacement relatif de chaque image par rapport à la position de l&#39;image de référence (procédure 1.6) donne une mesure de la pente locale de l&#39;onde lumineuse entrante. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig4large.jpg" target="_blank">Cliquez ici pour agrandir la figure</a> . <img alt="Figure 5" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig5.jpg" /> Figure 5. Correction de la dispersion atmosphérique prismatique. L&#39;optique adaptative corrige les images d&#39;un 11 × 16 arc second sous-champ de l&#39;amas globulaire Messier 15 à une. élévation télescope de 45 degrés (A) Alors que l&#39;optique adaptative corrige les effets de la turbulence atmosphérique, atmosphérique dispersion prismatique touche encore les images d&#39;étoiles individuelles: les images sont parallèles forte à l&#39;horizon, tandis perpendiculaire allongée à l&#39;horizon d&#39;environ 1 seconde d&#39;arc sur une largeur de bande spectrale de λ = 400 à 950 nm (B) En utilisant en outre un correcteur de dispersion atmosphérique pour compenser la dispersion atmosphérique prismatique, l&#39;imagerie par diffraction-limited-résolution est récupéré dans les deux sens.. <img alt="Figure 6" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig6.jpg" /> Figure 6. Les images de l&#39;amas globulaire Messier 3 (A) 44 × 44 seconde d&#39;arc champ de vue, à 2 minutes de temps l&#39;image non compensée du noyau de l&#39;amas globulaire Messier 3 en z-bande. (Λ = 830 à 950 nm) . (B) La même image montré avec optique adaptative correction à l&#39;aide Robo-AO révélant de nombreuses stars qui pourraient autrement ne pas être vu. <img alt="Figure 7" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig7.jpg" /> Figure 7. Images de Jupiter (A) Un instantané 0.033 secondes sans compensation de Jupiter (diamètre apparent de 42 secondes d&#39;arc) dans r-bande (λ = 560 - 670 nm). (B). La même image avec Robo-AO correction au laser optique adaptative montrant les caractéristiques de surface des nuages ​​et le transit de Ganymède (flèche) avec une plus grande clarté.

Lumière des objets astronomiques doivent voyager à travers l&#39;atmosphère turbulente de la terre avant d&#39;être imagée par les télescopes au sol. Pour activer l&#39;imagerie directe au maximum une résolution angulaire théorique, des techniques de pointe telles que celles utilisées par le Robo-AO optique adaptative système doit être utilisé.

Amener l&#39;Univers visible en discussion avec Robo-AO

The angular  resolution of ground-based optical telescopes is limited by the degrading  effects of the turbulent atmosphere. In the absence of an ...

L’objectif général de cette procédure est de compenser les effets dégradants des turbulences atmosphériques sur l’imagerie astronomique. Lorsque les ondes lumineuses traversent l’atmosphère, elles sont déformées. La compensation décrite ici commence par la focalisation d’un faisceau laser de haute puissance dans la direction d’un objet astronomique pour créer une source de référence artificielle brillante.Ensuite, la forme de l’onde lumineuse laser de retour est mesurée à l’aide d’un capteur de front d’onde. Ensuite, une commande est envoyée au miroir déformable dans le système optique pour corriger la forme de toutes les ondes lumineuses entrantes, y compris celles provenant d’objets astronomiques. En fin de compte, la correction de l’optique adaptative récupère des images limitées par la diffraction avec une résolution angulaire d’environ 0,1 seconde d’arc aux longueurs d’onde visibles sur un télescope de 1,5 mètre.L’un des principaux avantages de cette technique par rapport aux méthodes existantes comme celles réalisées dans les grandes installations de télescopes est que notre système Robo AO exploite une longueur d’onde visible. L’autre avantage principal est qu’il fonctionne dans un mode automatisé très efficace, entièrement robotisé. À l’aide de ces capacités, nous rechercherons des compagnons proches d’étoiles proches, surtout celles connues pour héberger des exoplanètes.Nous effectuerons des mesures de précision des mouvements des étoiles dans les amas stellaires proches, et nous rechercherons et obtiendrons des images d’événements transitoires tels que les supernova. L’une des principales utilisations de ce système est le soutien aux études de planètes transitoires comme la mission Kepler de la NASA. Si Kepler voit une planète candidate en transit, il peut s’agir d’une vraie planète ou d’un faux positif astrophysique.Ainsi, robo examine ces systèmes pour essayer d’exclure les scénarios de faux positifs en recherchant des étoiles mélangées à proximité, et c’est une étape clé pour confirmer que les milliers de candidats Kepler sont en fait des planètes. Outre les enquêtes qui nécessitent un très grand nombre de cibles, la nature robotique de robio est parfaitement adaptée à une réponse rapide. La science transitoire, par exemple, imagine qu’un transitoire se déclenche sur le noyau d’une galaxie.La résolution spatiale exquise de robio peut vous dire s’il s’agit d’une étoile étroitement déchirée par le trou noir central, ou simplement d’une explosion de supernova qui s’est produite à proximité. Un autre exemple encore plus proche de celui de notre propre système solaire, est la surveillance à long terme à haute résolution spatiale du temps et des volcans dans les planètes et leurs lunes. L’idée d’équiper des télescopes de taille modeste d’un système d’adaptation robotique vise à améliorer considérablement l’infrastructure existante de manière rentable.Installez les composants du système robo AO sur le télescope pendant la journée. Ici, l’optique adaptative est montée, puis l’électronique, et enfin le câblage est installé. Notez que le laser est toujours monté sur le télescope avec le système correctement calibré pour les temps de sécurité de fonctionnement identifiés, et avec l’obturateur redondant fermé tournant sur la vérification du laser ultraviolet, les conditions sont sûres pour ouvrir le dôme du télescope une fois qu’il fait suffisamment sombre pour l’observation.Cela inclut le fait d’être dans une plage de sécurité pour l’humidité, le point de rosée, la dépression, les précipitations, la vitesse du vent et les particules en suspension dans l’air. Ouvrez le dôme du télescope et pointez une étoile au-dessus de vous qui est relativement brillante, avec une magnitude apparente inférieure à cinq. Refocalisez le télescope en ajustant le miroir secondaire du télescope jusqu’à ce que l’étoile soit à peu près à son meilleur foyer.L’estimation de cela, à l’aide d’une image en direct de l’une des caméras scientifiques, est suffisante. Pointez le télescope vers la cible sélectionnée. Cadrez les objets dans le champ de vision des caméras scientifiques en ajustant la direction du télescope si nécessaire.Vérifiez que le laser à miroir inclinable de l’extrémité de la liaison montante est centré dans sa portée. Une fois cela fait, ouvrez les obturateurs laser internes et redondants pour permettre au faisceau laser de se propager. Enregistrez une seconde de données à partir de la caméra à capteur Wavefront, soit environ 1200 images, pendant que les obturateurs optiques de la cellule procal sont éteints.Calculez maintenant une image médiane à partir de ces données. Il sera utilisé comme cadre d’arrière-plan pour soustraire tout biais électrique ou optique des images capturées par la caméra du capteur Wavefront. Ensuite, activez le système de déclenchement de la cellule pcal afin que les impulsions laser de 10 kilomètres soient transmises au capteur Wavefront.Ajustez le miroir d’inclinaison de l’extrémité de la liaison montante jusqu’à ce que le motif Shaq Hartman des images laser apparaisse dans la caméra du capteur Wavefront. Laissez le miroir d’inclinaison de l’extrémité de liaison montante en position avec la cellule pcal éteinte momentanément. Enregistrez une nouvelle image d’arrière-plan du capteur Wavefront.Ceci est nécessaire car le fond optique change légèrement lorsque le laser est pointé dans différentes directions par le miroir d’inclinaison de l’extrémité de la liaison montante. Démarrez maintenant le système d’optique adaptative d’ordre élevé. Les positions des images laser du capteur Wavefront sont utilisées pour déterminer une forme de miroir qui aplatira les ondes lumineuses non planes entrant dans le télescope avant qu’elles n’entrent dans la caméra scientifique.Une moyenne pondérée des mesures de position est également utilisée pour maintenir le motif des images laser au centre du capteur Wavefront. Commencez à observer dans la plage visible en choisissant le filtre souhaité. Réglez l’angle des prismes correcteurs de dispersion atmosphérique pour minimiser la dispersion prismatique atmosphérique résiduelle.Ensuite, réglez la taille d’image et le temps d’exposition de la caméra CCG multiplicatrice d’électrons de sorte qu’il y ait un taux de transfert d’image minimum d’environ 10 hertz et idéalement de 30 hertz. Ce taux de capture réduit généralement le mouvement de l’image intra-exposition en dessous de la résolution angulaire limitée par la diffraction. Ajustez le gain de multiplication des électrons sur la caméra E-M-C-C-D de sorte que l’intensité maximale de la cible soit d’environ la moitié de la profondeur du puits du détecteur ou à une valeur maximale de 300 pour les cibles plus faibles pour les objets faibles.Ralentissez la fréquence d’images de la caméra E-M-C-C-D jusqu’à ce qu’environ cinq à 10 photons soient détectés au cœur de la fonction d’étalement du point d’image. Cela permet de s’assurer qu’il y a suffisamment de photons pour le traitement de l’enregistrement a posteriori. Enregistrez un ensemble continu d’images à partir de la caméra E-M-C-C-D pour l’exposition totale intégrée calculée.Une fois l’observation terminée, fermez le dôme du télescope et pointez le télescope vers l’écran plat. Allumez la lampe plate dôme Enregistrez une série d’images plein format de l’éclairage à champ plat produit par la lampe plate dôme sur l’écran pour les caméras E-M-C-C-D et infrarouges. Pour chaque filtre astronomique utilisé lors de l’observation.L’intensité du champ plat à chaque pixel représente l’efficacité quantique combinée du télescope. Les filtres du système optique adaptatif et la caméra éteignent la lampe plate en forme de dôme et passent aux filtres bloquants devant chaque caméra. Enregistrez une série d’images sombres sur les deux caméras en utilisant la même gamme de temps d’exposition et de formats d’image que ceux utilisés lors des observations.Les trames sombres sont utilisées pour supprimer les biais dus au bruit sombre, actuel et électronique des données enregistrées. Enfin, garez le télescope et éteignez-le. Le système d’optique adaptative laser Robo AO est utilisé pour compenser les turbulences atmosphériques et produire des images à résolution limitée par diffraction dans les longueurs d’onde visibles et proches infrarouges.Le panneau de gauche montre une image typique d’une seule étoile vue en lumière rouge à travers une turbulence non compensée. La largeur de l’image est d’environ un arc. Deuxièmement, le panneau de droite montre la même étoile.Après correction optique adaptative, la largeur de l’image diminue à 0,12 seconde d’arc, légèrement plus grande que l’arc de 0,1. Deuxième largeur d’image parfaite pour la configuration utilisée. Notez que le premier anneau aérien peut être vu faiblement autour du centre de l’image.Cette résolution angulaire nettement améliorée permet la découverte de systèmes binaires et d’étoiles multiples. La résolution accrue permet également de détecter des étoiles beaucoup plus faibles dans des champs denses, comme le montre cette image proche infrarouge de l’amas Messier Three GLO. À gauche, l’image non compensée.Sur la droite se trouve l’image corrigée du robo AO. Les caractéristiques des objets du système solaire peuvent également être vues avec plus de clarté. Ici, à gauche, un instantané non compensé de Jupiter.Sur la droite se trouve l’image corrigée montrant des caractéristiques nuageuses plus facilement identifiables, et la lune en transit gani me indiquée par la flèche. Une fois maîtrisé, la mise en place d’un système d’optique adaptative laser sur une nouvelle cible astronomique peut être réalisée en quelques minutes seulement. En pratique, robo whale fonctionne automatiquement avec les procédures contrôlées par un système de séquençage robotique qui effectue toutes les étapes de configuration présentées ici en moins d’une minute.Avec ce système d’automatisation, robo est capable d’effectuer jusqu’à 200 observations par nuit après son développement. Cette technique a ouvert la voie aux chercheurs pour effectuer le plus grand relevé d’imagerie jamais réalisé pour des compagnons proches, couvrant des milliers d’étoiles proches et permettant une comparaison minutieuse et détaillée des propriétés de multiplicité sur l’ensemble de la séquence principale et au-delà. Après avoir regardé cette vidéo, vous devriez avoir une bonne compréhension de la façon d’utiliser un système d’optique adaptative pour corriger et mesurer les effets de la turbulence atmosphérique et récupérer l’imagerie limitée par diffraction du sol.

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