Portare l'Universo visibile in Focus con Robo-AO

Lo scopo generale di questa procedura è quello di compensare gli effetti degradanti della turbolenza atmosferica sull'imaging astronomico. Quando le onde luminose attraversano l'atmosfera, vengono distorte. La compensazione qui descritta inizia focalizzando un raggio laser ad alta potenza nella direzione di un oggetto astronomico per creare una sorgente di riferimento artificiale luminosa.

Successivamente, la forma dell'onda luminosa laser di ritorno viene misurata con un sensore del fronte d'onda. Successivamente, viene inviato un comando allo specchio deformabile nel sistema ottico per correggere la forma di tutte le onde luminose in entrata, comprese quelle provenienti da oggetti astronomici. In definitiva, la correzione dell'ottica adattiva recupera immagini limitate dalla diffrazione con una risoluzione angolare di circa 0,1 secondi d'arco a lunghezze d'onda visibili su un telescopio da 1,5 metri.

Uno dei principali vantaggi di questa tecnica rispetto ai metodi esistenti come quelli eseguiti presso grandi strutture di telescopi è che il nostro sistema Robo AO opera a lunghezze d'onda visibili. L'altro vantaggio principale è che funziona in una modalità automatizzata molto efficiente e completamente robotizzata. Usando queste capacità, cercheremo compagni stretti per le stelle vicine, soprattutto quelle note per ospitare esopianeti.

Eseguiremo misure di precisione dei moti delle stelle negli ammassi stellari vicini, e cercheremo e otterremo immagini di eventi transitori come le supernove. Un uso chiave di questo sistema è a supporto delle indagini sui pianeti transitori come la missione Kepler della NASA. Se Kepler vede un candidato pianeta in transito, potrebbe essere un pianeta reale o potrebbe essere un falso positivo astrofisico.

Quindi robo guarda a questi sistemi per cercare di escludere scenari falsi positivi cercando stelle mescolate nelle vicinanze, e questo è un passo fondamentale per confermare che le migliaia di candidati Kepler sono in realtà pianeti. Oltre alle indagini che richiedono un numero estremamente elevato di target, la natura robotica di robio si adatta perfettamente alla risposta rapida. La scienza transitoria, per esempio, immagina che un transitorio si esploda sul nucleo di una galassia.

La squisita risoluzione spaziale di robio può dirvi se si tratta di una stella che viene strappata dal buco nero centrale, o solo di un'esplosione di supernova che è esplosa nelle vicinanze. Un altro esempio, molto più vicino a chi nel nostro sistema solare, è il monitoraggio a lungo termine ad alta risoluzione spaziale del tempo e dei vulcani nei pianeti e nelle loro lune. L'idea di dotare telescopi di dimensioni modeste di un sistema di adattamento robotico ha lo scopo di migliorare notevolmente l'infrastruttura esistente in modo economico.

Installare i componenti del sistema robo AO sul telescopio durante le ore diurne. Qui viene montata l'ottica adattiva, quindi l'elettronica e infine il cablaggio. Si noti che il laser è sempre montato sul telescopio con i tempi di sicurezza del sistema correttamente calibrati per il funzionamento identificati e, con l'otturatore ridondante chiuso, attivare il controllo laser ultravioletto, le condizioni sono sicure per aprire la cupola del telescopio una volta che è abbastanza buio per l'osservazione.

Ciò include l'essere in un intervallo di sicurezza per umidità, punto di rugiada, depressione, precipitazioni, velocità del vento e particelle sospese nell'aria. Apri la cupola del telescopio e punta verso una stella sopra la testa che è relativamente luminosa, con magnitudine apparente inferiore a cinque. Rimettere a fuoco il telescopio regolando lo specchio secondario del telescopio fino a quando la stella non è approssimativamente al suo miglior fuoco.

Per una stima di ciò, è sufficiente utilizzare un'immagine dal vivo da una delle telecamere scientifiche. Puntare il telescopio verso il bersaglio selezionato. Inquadrare gli oggetti nel campo visivo delle telecamere scientifiche regolando la direzione del telescopio secondo necessità.

Verificare che il laser a specchio inclinabile con punta in uplink sia centrato nel suo raggio d'azione. Fatto ciò, aprire gli otturatori laser interni e ridondanti per consentire la propagazione del raggio laser. Registra un secondo di dati dalla fotocamera con sensore Wavefront, circa 1200 fotogrammi mentre gli otturatori ottici della cella procal sono disattivati.

Ora calcola un'immagine mediana da questi dati. Questo verrà utilizzato come fotogramma di sfondo per sottrarre qualsiasi distorsione elettrica o ottica dalle immagini catturate dalla fotocamera con sensore Wavefront. Successivamente, attiva il sistema di attivazione della cella pcal in modo che gli impulsi laser da 10 chilometri vengano trasmessi al sensore Wavefront.

Regolare lo specchio di inclinazione della punta dell'uplink fino a quando il modello di immagini laser di Shaq Hartman non appare nella fotocamera del sensore Wavefront. Lasciare lo specchio di inclinazione della punta di uplink in posizione con la cella pcal momentaneamente spenta. Registra una nuova immagine di sfondo del sensore Wavefront.

Ciò è necessario poiché lo sfondo ottico cambia leggermente poiché il laser viene puntato in direzioni diverse dallo specchio di inclinazione della punta di uplink. Ora avvia il sistema ottico adattivo di ordine superiore. Le posizioni delle immagini laser del sensore Wavefront vengono utilizzate per determinare la forma di uno specchio che appiattirà le onde luminose non planari che entrano nel telescopio prima che entrino nella fotocamera scientifica.

Una media ponderata delle misurazioni della posizione viene utilizzata anche per mantenere il modello di immagini laser al centro del sensore del fronte d'onda. Inizia l'osservazione nel campo visibile scegliendo il filtro desiderato. Impostare l'angolo dei prismi correttori di dispersione atmosferica per ridurre al minimo la dispersione prismatica atmosferica residua.

Quindi, imposta la dimensione del fotogramma e il tempo di esposizione della fotocamera CCG a moltiplicazione di elettroni in modo che ci sia una velocità di trasferimento del fotogramma minima di circa 10 hertz e idealmente 30 hertz. Questa velocità di acquisizione riduce in genere il movimento dell'immagine all'interno dell'esposizione al di sotto della risoluzione angolare limitata dalla diffrazione. Regolare il guadagno di moltiplicazione elettronica sulla fotocamera E-M-C-C-D in modo tale che l'intensità massima del bersaglio sia circa la metà della profondità del pozzetto del rivelatore o a un valore massimo di 300 per bersagli più deboli per oggetti deboli.

Rallentare la frequenza dei fotogrammi della fotocamera EMC fino a quando non vengono rilevati da cinque a 10 fotoni nel nucleo della funzione di diffusione del punto dell'immagine. Ciò garantisce che ci siano abbastanza fotoni per l'elaborazione della registrazione post-facto. Registra una serie continua di immagini dalla fotocamera E-M-C-C-D per l'esposizione integrata totale calcolata.

Al termine dell'osservazione, chiudere la cupola del telescopio e puntare il telescopio verso lo schermo piatto. Accendere la lampada piatta a cupola Registrare una serie di immagini a pieno formato dell'illuminazione a campo piatto prodotta dalla lampada piatta a cupola sullo schermo sia per la fotocamera E-M-C-C-D che per le telecamere a infrarossi. Per ogni filtro astronomico utilizzato durante l'osservazione.

L'intensità del campo piatto ad ogni pixel rappresenta l'efficienza quantistica combinata del telescopio. I filtri del sistema ottico adattivo e la telecamera spengono la lampada piatta a cupola e passano ai filtri di blocco davanti a ciascuna telecamera. Registra una serie di immagini scure su entrambe le fotocamere utilizzando la stessa gamma di tempi di esposizione e formati di immagine utilizzati durante le osservazioni.

I dark frame vengono utilizzati per rimuovere i bias dovuti al rumore scuro, corrente ed elettronico dai dati registrati. Infine, parcheggiare il telescopio e spegnerlo. Il sistema ottico adattivo laser Robo AO viene utilizzato per compensare la turbolenza atmosferica e produrre immagini a risoluzione limitata di diffrazione a lunghezze d'onda visibili e del vicino infrarosso.

Il pannello di sinistra mostra un'immagine tipica di una singola stella vista in luce rossa attraverso una turbolenza non compensata. La larghezza dell'immagine è di circa un arco. In secondo luogo, il pannello di destra mostra la stessa stella.

Dopo la correzione dell'ottica adattiva, la larghezza dell'immagine diminuisce a 0,12 secondi d'arco, leggermente più grande di 0,1 archi. Seconda larghezza dell'immagine perfetta per la configurazione utilizzata. Si noti che il primo anello arioso può essere visto debolmente intorno al centro dell'immagine.

Questa risoluzione angolare molto migliorata consente la scoperta di sistemi binari e di stelle multiple. L'aumento della risoluzione consente anche la rilevazione di stelle molto più deboli in campi densi, come mostrato in questa immagine nel vicino infrarosso dell'ammasso a tre GLO. A sinistra c'è l'immagine non compensata.

A destra c'è l'immagine corretta del robo AO. Anche le caratteristiche degli oggetti del sistema solare possono essere viste con maggiore chiarezza. Qui a sinistra c'è un'istantanea non compensata di Giove.

A destra c'è l'immagine corretta che mostra le caratteristiche delle nuvole più facilmente identificabili e la luna in transito è indicata dalla freccia. Una volta padroneggiato, la configurazione di un sistema ottico adattivo laser su un nuovo bersaglio astronomico può essere realizzata in pochi minuti. In pratica, robo whale opera automaticamente con le procedure controllate da un sistema di sequenziamento robotico che esegue tutte le fasi di configurazione qui presentate in meno di un minuto.

Con questo sistema di automazione, robo è in grado di completare fino a 200 osservazioni a notte dopo il suo sviluppo. Questa tecnica ha spianato la strada ai ricercatori per eseguire la più grande indagine di imaging mai effettuata per compagne vicine, coprendo migliaia di stelle vicine e consentendo un confronto attento e dettagliato delle proprietà di molteplicità nell'intera sequenza principale e oltre. Dopo aver visto questo video, dovresti avere una buona comprensione di come utilizzare un sistema ottico adattivo per correggere e misurare gli effetti della turbolenza atmosferica e recuperare le immagini a diffrazione limitata dal suolo.