Name: ロボ-AOを焦点に目に見える宇宙をもたらす (動画) | JoVE Journal
Uploaded: 2013-02-12T13:00:00.000+00:00
Duration: 10 min 35 s
Description: 学ぶRobo-AO適応光学系による大気乱流補償と可視光高分解能天体観測法。高出力レーザーと変形鏡を用いて0.1秒角の回折限界像を取得し、太陽系外惑星候補の確認や瞬間現象の追跡に貢献する自動化技術です。

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ロボ-AOシステムはからの助成金によって助成番号AST-0906060およびAST-0960343、下で国立科学財団によってパートナー機関、天文学と天体物理学カリフォルニア工科大学と大学間交流センター、協力することによって、サポートされています富士山。キューバ天文台財団とサミュエルOschinからの贈り物で。

1。プリ観察の手順<ol><li>観察したい天体のターゲットのリストを作成します。 </li><li>目的の各科学的フィルターとカメラの組み合わせで、必要な信号対雑音比を達成するために、ターゲットごとに必要な総露出時間を計算します。 </li><li>観測に先立って3日を超えるUSSTRATCOMすることが観察される天体のターゲットのリストを送信します。損害を与える可能性のある衛星せず、要求された各ターゲットにレーザーシステムを使用する回数安全 - 彼らは &quot;開いているウィンドウを &#39;示す予測回避メッセージ（PAM）を返送するでしょう。 </li><li>昼間に望遠鏡にロボのAOシステムをインストールし、すでに行われていない場合（1.5メートル上に、 例えばロボ-AOパロマー天文台と、CAのP60望遠鏡、 図2）。 </li><li>レーザー波面センサに内蔵望遠鏡とソースシミュレータを明らかにした最初の折り返しミラーを翻訳し、シミュレートされたレーザー光源をオンにします&lt;/ LI&gt; <li>波面センサーカメラ上でシミュレートレーザ像の位置を記録します。これらの位置は、シャックハルトマン波面センサーのための基準勾配の測定として使用され、次の上の天の測定値から減算されます。この手順では、温度変化に起因する機器のアラインメントの小さな光学的変化をキャリブレーションします。 </li><li>元の位置に第1の折り畳みミラーを返し、シミュレートされたレーザー光源をオフにします。 </li><li>夜の計画的な活動を知らせるとPAMへの更新または変更を受信するための観察に先立ってUSSTRATCOM 1時間にお問い合わせください。 </li><li>冗長シャッターが閉じたままで10 Wの紫外線レーザーをオンにします。液冷システムは、レーザーダイオードポンプ内の温度を調整して安定するまでに約1時間を必要とします。 </li><li>それを観察するための十分な暗すぎる一度条件が望遠鏡ドームを開いても安全であることを確認してください。これは、安全な範囲が含まれています湿度、露点うつ病、降水量、風速、及び浮遊粒子。 </li><li>比較的明るい星（M V≤5）のオーバーヘッドに望遠鏡ドームとポイントを開きます。 </li><li>スターはおおよそ最高のフォーカス（最小画像の幅）になるまで、ポジショニング望遠鏡副鏡による望遠鏡の焦点を定め直す。科学カメラの一つのライブ画像から推定マニュアルで十分です。 </li></ol> 2。高次補償光学補正<ol><li> PAMによると、十分に長い &quot;開かれた窓&quot;を持って天文ターゲットを選択します。 </li><li>少なくとも1分のバッファを持つ &quot;開かれた窓&quot;の終わりのためのアラームを設定します。アラームが観察されている間、消灯した場合は、すぐにシャッターレーザーを。 </li><li>選択したターゲットに向けて天体望遠鏡を指す。必要に応じて、ポインティング望遠鏡を調整することにより、科学のカメラの視野内のオブジェクト（複数可）を決めます。 </li><li>レーザーアップリンクチップチルトミラーが内部および冗長レーザーシャッターを開ける前に、その範囲の中央に配置されていることを確認します-空（ 図2）にレーザーを伝搬する。 </li><li>ポッケルスセル光シャッターの電源がオフになっている間に、波面センサーカメラからのデータ、約1200フレームの第2を記録します。 </li><li>このデータから中央値画像を計算します。これは、波面センサのカメラで撮影した画像から、任意の電気的または光学的バイアスを減算する背景フレームとして使用されます。 </li><li> 10キロからのレーザパルスは、波面センサに伝達されるようにポッケルスセルトリガ·システムの電源をオンにします。 </li><li>レーザー画像のシャックハルトマンパターンまで螺旋検索上りチップチルト鏡は波面センサーカメラ（ 図4B）に表示されます。位置での上り先端チルトミラーのままにしておきます。 </li><li>ポッケルスセルが一瞬oになっている間に、新しい波面センサーの背景画像を記録ffです。少しレーザーのような光の背景の変更はアップリンクチップチルト鏡によって異なる方向に指摘されているように、これが必要です。 </li><li>高次適応光学システムを起動します。この時点で2制御ループが同時に開始され、波面センサ小型レンズアレイによって作成された各レーザ画像の位置は、彼らが科学カメラに伝播する前に望遠鏡を入力する非平面光波を平らに変形可能なミラーアクチュエータを駆動するために使用される。位置測定の加重平均は、波面センサー上のレーザー画像のパターンのセンタリングを維持するために、アップリンクチップチルト鏡を指揮するために使用されます。 </li></ol> 3。 （事後登録修正付き）可視で観測<ol><li>希望観測フィルター（s）にフィルターホイールの位置を設定します。 </li><li>残留大気のプリズムの分散がで最小限に抑えられるように、ADCプリズムの角度を設定科学機器。 </li><li>最寄りの30Hzで〜10 Hzの最小フレーム転送フレームレートが、そこにあるようなEMCCDカメラの露光時間とフレームサイズを設定します。このレートでキャプチャされたデータは、典型的には、回折限界の角度分解能以下イントラ露出画像の動きを減らすことができます。 </li><li>ターゲットの最大強度は約半分の検出器のよく深さやかすかな目標のための300の最大値であるようなEMCCDカメラ上の電子増倍ゲインを設定します。 </li><li>少なくともそこになるまでかすかな目標については、15の恒星の大きさよりも大体大きいものは、EMCCDカメラのフレームレートを遅く〜5月10日光子が像点広がり関数のコアに検出される。一方、フレーム内および（角度 ​​分解能を減らす追加の画像モーションブラーにこのリード例えば refは40;。M R〜16.5 taの上の約2倍の回折限界分解能rgets）、いくつかのコア光子は適切な事後登録処理が必要になります。 </li><li>積算露光時間は1.2で計算された時間と等しくなるまで、EMCCDカメラからの画像の連続的なセットを記録。 </li></ol> 4。 （可視ヒントチルト補正による）赤外線で観測<ol><li>広帯域フィルタへのEMCCDカメラの前にフィルターホイールを設定し、明確なフィルターまたはλ&gt; 600nmのロングパスフィルター、 すなわち 。 </li><li>ライブ映像を見ながら、EMCCDカメラに先端チルトガイドソースとして使用するオブジェクトのピクセル位置に注意してください。 </li><li>次の値にカメラの読み出しの設定を行います。binピクセル4倍、2の合計×前述した位置を中心に2ビニングピクセルにフレーム転送サブフレームの読み出し領域を設定します。 </li><li> EMCCDカメラのフレームレートと電子増倍利得が先端チルトの明るさに一致するように設定ソースを導く。 300Hzのフレームレートが（〜30Hzの制御ループの帯域幅の補正）が優先されますが、低品質チップチルト補正を犠牲にして暗い天体のために、必要に応じて低下させることができる。 </li><li>先端·チルト制御ループを開始します。これは、現在のガイドのソース位置を計算し、ビニング画素領域の中央に、その位置を駆動するために速い先端チルト補正鏡を指令します。 </li><li>積算露光時間は1.2で計算された時間と等しくなるまで、赤外線カメラからの画像を記録します。最大の単一フレームの露出時間は、赤外発光の飽和によって、空、楽器やオブジェクトから、または赤外線アレイから暗電流によって制限されます。エクスポージャーは、第二の画分から数分の範囲であり得る。 </li></ol> 5。ナイト手続の終了<ol><li>望遠鏡のドームを閉じて、観察が完了したときにフラット画面に望遠鏡を向ける。 </li><li>レーザをオフそして15分以内に毎晩活動の概要とUSSTRATCOMにお問い合わせください。 </li><li>ドームフラットランプをオンにします。 </li><li>前の夜の間に使用される各天文フィルタのフラットスクリーン上のドームフラットランプから発生するフラットフィールド照明のEMCCDと赤外線カメラの両方でフルフレームの一連の画像を記録します。各ピクセルのフラットフィールド強度は望遠鏡、適応光学システム、フィルター、カメラの複合相対的量子効率を表しています。 </li><li>ドームフラットランプをオフにして、それぞれのカメラの前でブロッキングフィルタに切り替えます。 </li><li>露光時間と先行する夜の間に記録された画像フォーマットの範囲に対応する両方のカメラで暗い一連の画像を記録します。ダークフレームが記録されたデータからの暗電流やノイズに起因するバイアスを除去するために使用されます。 </li><li>望遠鏡を停めて下さい。 </li></ol> 6。画像を加工する<ol><li>シングルダーク作成c5.6に記録されている各暗い画像シリーズの中央値）からalibrationイメ​​ージ。 </li><li>対応する暗校正画像を減算してから、フレームの中央のピクセル値でイメージ全体を分割して、）5.4に記録されている各フラットフィールド画像シリーズの中央値を計算して、各カメラで各フィルタのフラットフィールドキャリブレーションイメージを作成します。 </li><li> EMCCDと赤外線カメラで記録された各上の天科学イメージのフラットフィールドキャリブレーション画像によって適切なダークキャリブレーション画像および除算を減算します。 </li><li>再中心明るいピクセルの位置を合わせて積み重ねられたイメージを作成するために一緒に画像を追加することにより、各観察から科学画像を校正されています。改善された画像を登録するためのより洗練されたルーチンは、39,41を使用することができます。 </li></ol>

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著者らは競合する経済的利益を宣言しない。

ここで紹介する方法はロボ-AOレーザー適応型光学系の手動操作について説明します。実際には、ロボAOは自動化された方法で動作し、手続きの大半が自動的に同じステップを実行ロボットシーケンサで制御されます。 ロボのAOシステムは、材料（〜USD600K）と労働力があっても1.5メートル望遠鏡の数分の一のコストであることと、適度なコストで簡単な複製のために設計されています。直径5メートルを超え、世界中のおよそ20光学望遠鏡がありますが、一から百以上よく1〜3メートルクラス数の望遠鏡とはロボ-AOクローンのための潜在的なホストとして投影されます。 1.5メートルP60望遠鏡で配置されている現在のシステムに加えて、できれば多くのクローンの最初は2メートルIGOマハラシュトラ州の望遠鏡42、インド、明るい星の代わりに波面センシング用レーザを使用したバリアントのために開発されていCされているテーブルマウンテン、カリフォルニア州の43で1メートル望遠鏡でommissioned。回折限界の科学革命が手にあってもよい。

天文イメージングの大気乱流の影響が第一クリスチャン·ホイヘンス4とアイザック·ニュートン5で何世紀も前に認識された。乱流の影響を補償するための第1の概念補償光学設計は、1950年代にホレス·バブコック6とウラジミールLinnik 7によって独立して出版された。米国防総省はその後、冷戦8時のイメージングの外国衛星の目的のための1970の最初の適応光学システムの開発に資金を供給した。民間の天文コミュニティは、1980年代に進展システム開発を行っているが、1992（参考文献9）における補償光学上の軍事研究の機密解除した後、天文10システムの数と複雑さの両方で爆発があった。 約20可視·赤外望遠鏡、今日の大部分は開口してよりより5メートルはequippeアール適応光学システムとD（ 例えば、参考文献 。11-19）。望遠鏡が光を集めるに大きくなり、その結果、よりできるように、補償光学を用いた分解能と感度に大きな利益がある。残念なことに、大望遠鏡適応光学システムは非常に複雑で、現在の技術に起因する近赤外の波長帯への操作が制限されている、彼らはしばしば大規模な観察オーバーヘッドと、サポートスタッフのチームを必要とし、これらの希少かつ貴重な資源へのアクセスでもある限られた。 サイズスペクトルのもう一方の端では、1〜3メートルのクラスで一から百までの望遠鏡の上によくありますが、これらの非常に少数のは、補償光学が付いています。さらに短い可視波長で、大気の乱れを補正し、彼らは大気乱流（ 図1）の非常に小さいボリュームに目を通すので、これらの小さい望遠鏡で現在の技術では扱いやすいとなります。乱-iの総量観測波長を持つ望遠鏡主鏡の直径と反比例とほぼ比例して光学誤差スケールをnduced。大型望遠鏡の近赤外光で使用されているのと同じ適応光学技術は控えめなサイズの望遠鏡で可視光を使用することができます。また、この規模の多くの望遠鏡がどちら改造されている（ 例えば、refは20）または完全に新しく、ロボットの遠隔および/ ​​または、自治能力（ 例えば refは21）を使用して構築し、大幅にこれらの施設の費用対効果を高めることができる。補償光学が装備されている場合、これらの望遠鏡は、大望遠鏡適応光学系22とそうでなければ非現実的または不可能である天文科学の多くの分野を追求する強力なプラットフォームを提供するであろう。混雑したフィールド内のターゲット23,24の数万人、長期モニタリング25,26、および高速過渡特性解析2の回折限界のターゲットを絞った調査図7に示すように、これらのささやかな開口部で補償光学で可能です。 この新たな発見空間を探索するために、我々は1-3メートル級の望遠鏡、ロボ-AO（; 図2 refs. 2,3）のための新しい経済的な適応光学システムを設計·実装した。他のレーザー適応光学システムと同様に、ロボAOは、いくつかの主要なシステムで構成されていますレーザーシステム、電子機器のセット、および望遠鏡のカセグレン焦点に取り付けられた器具（主鏡の後ろに、 図3）高速を収容光シャッター、波面センサ、波面補正器、科学機器と校正ソース。架空のロボAOのデザインは典型的なレーザーの適応光学システムが実際にどのように動作するかを示しています。 ロボ-AOレーザーシステムの中核は、望遠鏡の側面に同封プロジェクターアセンブリに取り付けられたQスイッチ10-Wの紫外線レーザである。レーザー自体は、レーザーで始まる両方の空の上で見かけたレーザビームの位置を安定させるとアップリンクチップチルト鏡、投影された直線偏光の角度を調整する際に、半波長板、プロジェクタは、追加の安全のためのレーザーの内部シャッターに加えて、冗長なシャッターを組み込んでと望遠鏡のたわみを補正する。調整可能な焦点ステージ上両凸レンズは、光学チップチルト鏡に共役さ15cmの出力開口レンズを埋めるためにレーザービームを拡大しています。出力レンズは10キロの視線距離にレーザー光を当てています。レーザーパルス（〜35nsの長い各100μs）のように離れてプロジェクター、望遠鏡（ 図2B）に向かって空気分子とリターンオフ光子レイリー散乱のほんの一部から大気を介して伝播。帰国散乱光子はレーザーの全体の経路に沿って上向きに由来する、それ以外の波面測定が不正確になるだろうスジのように表示されます。適応光学instの内rument、高速ポッケルスセル光シャッター28は唯一のスポットとして現れるレーザーで、その結果、10キロプロジェクターフォーカス周りの雰囲気だけの狭いスライスから帰国されたレーザ光 ​​を送信するために使用される。ポッケルスセルのスイッチングは、大気を介してレーザパルスの往復時間を考慮して遅延して、パルスレーザーと同じマスタークロックによって駆動されます。最終的には、起動された全ての光子兆で約1は、波面センサにより検出される。それでも、この放射束は、適応光学システムを運用するのに十分である。 紫外レーザーは、角膜とレンズ29の吸収が主な要因で人間の目には見えないという付加的な利点を持っています。このように、それはフラッシュ盲検パイロットにできなくなり、すべての可能なため（ つまり運転中に有害な放射線量を生産することができないと、任意のコントロール30を測定免除）のクラス1レーザーシステムと見なされます航空機の上空で人々のエクスポージャーは、通常、米国の31の連邦航空局の必要に応じてサイト上にある人間のスポッターが不要になります。残念なことに、地球の低軌道に人工衛星を損傷するレーザーの可能​​性が存在するかもしれません。このような理由から、それは適切な機関（米国32内の米戦略軍（USSTRATCOM） などによる）でレーザー活動を調整するために、安全性と責任の懸念の両方に推奨されます。 ロボ-AOカセグレン装置内入射したレーザ光 ​​を測定波面センサーは、シャックハルトマンセンサ33として知られており、小型レンズアレイ、光中継およびイメージングセンサを備えています。小型レンズアレイは、他の辺の上の正方形状の凸レンズのグリッドで、片側に平らな、屈折光学素子である。これは、光学望遠鏡の入射瞳に共役な位置に配置されている。時目から &#39;戻り光&#39;電子レーザーはlenslestアレイを通過し、上の天レーザーのイメージは、アレイ内レンズ（ 図4）のそれぞれの焦点に作成されます。レーザー画像のこのパターンはその後光学紫外線に最適化された電荷結合素子（CCD）カメラに中継されます。各画像の横方向のxy位置は、配列の各レンズを通る光の波の局所勾配や &quot;スロープ&quot;の尺度を与える。ロボ-AOとの各位置測定の信号対雑音比は、6〜10天頂角に依存して見ていた条件（100〜あたりの画像あたり200光電子までの信号と4つの画素の各々の検出器のノイズ6.5電子の範囲測定）。 光波の全体的な形状は、事前に計算された波面再構成マトリクスによって測定された斜面を乗じて算出される。再構成マトリックスは第一レンズレットアレイによって細分される瞳形状のモデルを作成することによって作成されます。個々の正規直交基底関数（75関数の合計は最大11 回ラジアル順にこの場合はディスク調和関数;。REF 34）がモデルと各レンズの向こう側にベストフィット平面に2-Dの最小二乗解の上に実現されている配列で計算されます。これは平均的な勾配の近似であるが、その差は簡単に投影された瞳孔の縁で部分的に点灯し、レンズの幾何学を扱うことの利点と、実際には無視できる程度である。影響行列はこのようにすべてのレンズにオフセットスロープを持つ各基底関数の単位振幅を変換することに由来しています。再構成マトリクスは次に特異値分解を用い影響行列の擬似逆を取ることによって作成されます。光の波の形状は基底の係数の点で分かったら、代償反転した形状は、高次波面補正に命じたことができます。測定を行うプロセスは、その後補正を適用し、このサイクルを繰り返す何度も繰り返して、積分制御ループの例です。ロボAOは大気の力学に追いつくために必要な、1.2 kHzのレートで、その制御ループを実行します。スケール1未満の係数（また積分制御ループのゲインとも呼ばれる）、および0.6〜一般的に近いが、まだ訂正の残留誤差を最小限に抑えながら、制御ループの安定性を維持するための補正信号に適用される光。 ロボ-AO内高次波面補正は35マイクロ·エレクトロ·メカニカル·システム（MEMS）可変鏡です。ロボAOは正確に計算された訂正形状に合わせて空間分解能で十分、ミラーの照射面を調整するアクチュエータ120を使用しています。アクチュエータは7μmまでの光学位相補償に対応して3.5μmの最大表面偏差の振幅を持っています。天文台での典型的な大気条件では、この補償の長さは5シグマよりも大きい乱流の振幅は、光学エラーを誘発し、したがって、かなりの補正の余裕をもたらします。さらに、変形ミラーは、縮小ダイナミックレンジを犠牲にして測定器と望遠鏡から生じる静電気光学誤差を補正することができます。 大気のプローブとしてレーザーを使用する1つの微妙な天体画像の動き36を測定することができない点です。帰国されたレーザ光は、それが投影されるため、常に空の同じ場所に表示されるはずですそこから、ほぼ同じ位置から見た。波面センサーで復帰されたレーザ光の波で測定し、任意の全体的な傾きは、機械的なポインティングエラーによって支配されています。チルト信号は、このように波面センサを中心としたシャックハルトマンパターンを維持し、レーザーシステムのアップリンクチップチルトミラーを駆動するために使用される。以下に説明するように補正する天体画像の動きは、科学カメラで別々に処理されます。 ロボAOは使用4は、軸外し放物面（OAP）achromatically科学カメラ（ 図3）に望遠鏡からの中継光に反映しています。中継パスが速い先端チルト補正鏡と同様のプリズムを一対の回転から成る大気分散補正（ADC）37を備えている 。 ADCは真上ではない雰囲気を介してオブジェクトを観察に関連する特定の問題を解決します雰囲気は画像を引き起こして、望遠鏡は標高の低い指摘するように全体的な効果は強くなって、プリズムとして機能し、波長の関数として光を屈折 - 特に適応光学補正により先鋭化されたもの - 地平線に対して垂直な方向に細長く表示される。 ADCは、効果的に大気のプリズムの分散（ 図5）の効果を否定し、入ってくる光に分散反対の量を追加することができます。 OAPリレーの最後にλ&lt;95の光を反射するダイクロイック可視である電子増倍電荷結合素子（EMCCD）カメラに0nmの赤外線カメラに向かって赤外光を透過しながら。 EMCCDカメラには、回折限界の角度分解能以下イントラ露出画像の動きを低減したフレームレートで非常に低い電子（検出器）ノイズ38,39、で画像をキャプチャする機能を持っています。再センタリング、これら一連の画像を積み重ねることによって、長時間露光画像は、最小限のノイズペナルティで合成することができる。 EMCCDカメラも赤外線カメラで画像の動きを安定させるために使用することができ、画像化された天文学的な源の位置の測定は、連続して、目的の場所に速い先端チルトに再指す画像を指揮するために使用できます。先に各カメラのは、天文フィルタの適切なセットを持つフィルターホイールのセットです。 内部望遠鏡とソースシミュレータは、キャリブレーションツールとして、ロボのAOシステムに統合されています。それは、同時に紫外線をシミュレートすることができますレーザー10キロで焦点と無限の黒ソース、ホスト望遠鏡の焦点比と射出瞳位置に一致する。ロボ-AO内の最初の折り畳みミラーは、適応光学系に望遠鏡の副鏡からすべての光を導く。フォールドミラーはまた、内部望遠鏡とソースシミュレータを明らかにするための方法のうち翻訳することができる電動ステージに搭載されている。 ロボのAOシステムが完全に自律的に動作するように意図されているが、補償光学観測の多くのステップのそれぞれを手動で実行することができます。このステップバイステップの手順、簡単な説明と共に、次のセクションで詳述されます。

ロボ-aoを焦点に目に見える宇宙をもたらす

Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

地上の光学望遠鏡の角度分解能は、乱流大気の劣化効果によって制限されます。大気が存在しない場合には、典型的な望遠鏡の角度分解能は、回折、 すなわち 、その主鏡の口径は、Dのサイズで割った利子の波長λによって制限されます。例えば、2.4メートルの主鏡を持つハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、〜0.04秒角の可視波長で角度分解能を持っています。雰囲気が若干異なる温度で空気で構成され、屈折のため、異なるインデックス、常に混合されています。彼らは不均質大気を通過する光の波は曲がっている。地上の望遠鏡がこれらの光の波を当てた場合、瞬間的なイメージは、時間の関数として変化、断片化して表示されます。その結果、長時間露光の画像は地上の望遠鏡を用いて取得 - 4倍直径でさえ望遠鏡HSTのeter - ぼやけて表示されると最高の状態でおよそ0.5から1.5秒角の角度分解能を持っています。 天文適応光学システムは、大気の揺らぎの影響を補償する。まず、入ってくる非平面波の形状は、波面センサによって近くの明るい星の測定値を用いて決定される。次に、変形ミラーなどの光学系の要素は、入射光の波の形状を補正するように命令される。追加の修正は、最終的には回折限界の画像を生成する、望遠鏡が見えるそれを通して動的に変化する雰囲気に追いつくのに十分な速度で行われております。 波面センサーの測定忠実度は、入射光を空間的にも時間的に1にサンプリングされどれだけに基づいています。細かいサンプリングは明るく参照オブジェクトを必要とします。明るい星は、数十〜数から撮像対象のための参照オブジェクトとして機能することができますがアーク秒離れて最高の条件で、最も興味深い天文目標は十分に明るい星が近くにありません。一つの解決策はまた、 &quot;レーザーガイド星&quot;として知られて知られている形状の人工的な参照を作成するには、天文学的なターゲットの方向に高出力レーザービームの焦点を合わせることです。ロボ-AOレーザー補償光学システム2,3は、レーザーガイド星を生成するために10キロの距離で焦点を当てた10 Wの紫外線レーザーを採用しています。レーザーガイド星の波面センサ測定値は、1.5メートル望遠鏡で約0.1秒角の角度分解能を持つ回折限界の画像が得適応光学補正を駆動します。

ロボ-AOレーザー適応光学系は大気の乱れを補正し、目に見えるで回折限界の解像度の画像を生成するために使用されており、 近赤外の波長帯図1Aは、1.0秒の弧の画像の幅と補償されていない大気乱流を介して赤色光に見られる一つの星のイメージ図を示し、図1Bは、補償光学補正後の同じ星を示しています。画像の幅は0.12秒角まで減少、1.5メートル望遠鏡で、この波長で0.10秒角の完璧な画像の幅よりもわずかに大きい。第一エアリーリング、回折の結果は、画像の周りのコア構造のようなかすかなリングとして見ることができます。この大幅に改良角度分解能は、バイナリと、複数の星系（ 例えば、 図1Cの発見を可能にし、 REFによる観測。40）とのような密な分野で非常に暗い星を検出するためのそうでなければ直接大気乱流を介して表示することは不可能だろう。メシエ3の球状星団（ 図6近赤外に見られるように）。レーザー補償光学で見ると、木星の雲の表面だけでなく、そのトランジット月ガニメデ（ 図7）のような太陽系のオブジェクトの機能は、さらに明確性の大きい程度で見ることができます。 <img alt="図1" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig1.jpg" /> 図1。可視波長で補償光学補正。各図は1.5を表し×空の上で1.5秒角の視野を。iで補償されていない大気乱流を通して見たシングルスター、M V = 3.5、（A）の長時間露光、単一の画像バンド（λ= 700から810 nm）のパロマー天文台の1.5メートル望遠鏡でP60。半値全幅（FWHM）は1.0秒角であり、（b）&lt;/ strong&gt;のロボのAOシステムを使用してレーザー適応光学補正付きと同じスター（）。恒星像のコアは、補償されていない画像の15倍ピーク輝度を有しており、0.12秒角の半値幅を持っています（C）は 0.14秒角の分離と連星は、m V = 8.4、の使用によって明らかにされるロボ-AO適応光学システム。それぞれのケースでは、先端傾斜ガイドは、目標自体を行った。 <img alt="図2" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig2.jpg" /> 図2。ロボ-AOレーザー適応型光学系（A）補償光学と科学機器はパロマー天文台のロボット1.5メートルP60望遠鏡のカセグレン焦点に設置されています。レーザーシステムおよびサポート·エレクトロニクスは、バランスの望遠鏡チューブの反対側に接続されています（B）はロボ-AO UVレーザービームP望遠鏡のドームの外ropagating。この長時間露光の写真では、レーザービームは、空気分子のレイリー散乱オフに起因する表示​​されていると、光のほんの一部はまた雰囲気のプローブとして使用する望遠鏡に向かって戻って散乱させる。レーザービームがあるため、UV光は写真を撮るために使用されるUV感度カメラにカラーフィルタを介して送信される方法のためオレンジ色に表示されます。 <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig2large.jpg" target="_blank">拡大図を表示するには、ここをクリックしてください</a> 。 <img alt="図3" fo:content-width="5.5in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3.jpg" /> 図3。ロボ-AO補償光学と科学機器（A）単純化されたCADモデル。望遠鏡の副鏡（ オレンジ ）から集光された光は、測定器の中央に小さな穴を通って入る軸外し放物面（OAP）鏡に向けた最初のフォールドミラーによって90度反射される前にリーメント。このミラーは、画像変形可能な鏡面上の望遠鏡瞳を。可変鏡から反射された後、紫外線ダイクロは、レーザ光 ​​（ 紫 ） をオフに分割し、レーザー波面センサに導く。波面センサー内に追加逆転OAPのミラーは最初OAPのミラーで反射レーザーの10キロ共役フォーカスによって導入された非一般的なパスの光学誤差を補正します。紫二色通過可視·近赤外光（ 緑 ）大気分散補正にOAP一対のミラーによってリレーされます。光は、可視光をダイクロイックに向かって焦点を当てて最終OAPミラーに先端チルト補正鏡で反射される。可視ダイクロは、電子増倍CCDに可視光（ 青 ） を反映しており、折りミラーに近赤外光（ 赤色 ） を送信するそして最終的に赤外線カメラへ。結合された紫外、望遠鏡とソースシミュレータ（ 黄色 ）からの可視·近赤外光が道の最初の折り返しミラーを翻訳することによって、補償光学と科学機器に向けることもできます。楽器パッケージの（B）が対応する写真。 <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig3large.jpg" target="_blank">拡大図を表示するにはここをクリック</a> 。 <img alt="図4" fo:content-width="6in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4.jpg" /> 図4。シャックハルトマン波面センサー。（）概念図。平らな波が小型レンズアレイを通過すると、画像の規則的なパターンは、検出器（ 青 ）上に形成されている。非平面波が小型レンズアレイを通過するとき、波の局所的な勾配は、tに影響配列の各レンズ（ 赤 ）によって形成される画像の彼はポジション。ロボ-AOシャックハルトマン波面センサーでレーザー画像の（B）のパターン。望遠鏡の瞳の形状によって決まる全体のパターン形状で、小型レンズアレイの各レンズによって形成されたとして、88箇所の各々は、10キロからのレーザ散乱のイメージです。参照画像の位置（ 手順1.6）に対して、各画像の相対変位は入射光の波の局所勾配の測定ができます。 <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig4large.jpg" target="_blank">拡大図を表示するには、ここをクリックしてください</a> 。 <img alt="図5" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig5.jpg" /> 図5。大気のプリズムの分散の補正。アダプティブオプティクスは、少なくとも球状星団メシエ15の11×16アーク2サブフィールドの画像を補正し45度の望遠鏡の仰角（）補償光学は、大気乱流の影響を補正しているが、大気中の角柱分散はまだ個々の星のイメージに影響を与えます。イメージが地平線までシャープ平行であり、年間で約1アークによる地平線に細長い垂直な第二間λのスペクトル帯域幅= 400から950 nmの（B）に加えて大気のプリズムの分散を打ち消すために、大気分散補正器を使用することにより、回折限界分解能イメージングが両方向で回収される。。 <img alt="図6" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig6.jpg" /> 図6。球状星団の画像メシエ3（a）44×44アーク2番目のフィールド·オブ·ビューは、z-バンドにおける球状星団メシエ3（λ= 830から950 nm）のコアの2分の長い補償されていないイメージ。 （B）同じiメイジは他の方法で見ることができなかった多くの星を明らかにロボAOを用いた補償光学補正を示す。 <img alt="図7" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig7.jpg" /> 図7。木星の画像は木星の（A）は 0.033秒の補償されていないスナップショット（42秒角の見かけの直径）R-バンド（λ= 560から670 nm）のインチ 。ロボ-AOレーザー補償光学補正付（B）は同じイメージ表面の雲の特徴を示すとより明確にガニメデ（矢印）を通過する。

それは地上の望遠鏡で撮像することができる前に、天体からの光が地球の大気乱流を通過する必要があります。理論上の最大角度分解能で直接描画を有効にするには、そのようなロボ-AO適応光学システムが採用しているもののような高度なテクニックを使用する必要があります。

ロボ-AOを焦点に目に見える宇宙をもたらす

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

この手順の全体的な目的は、天文イメージングに対する大気乱流の劣化影響を補正することです。光波が大気を通過すると、光波は歪んでしまいます。ここで説明する補正は、高出力レーザービームを天体の方向に集中させて、明るい人工参照源を作成することから始まります。次に、戻ってきたレーザー光波の形状を波面センサーで測定します。次に、光学系の変形可能な鏡にコマンドが送信され、天体からの光波を含むすべての入射光波の形状が補正されます。最終的に、補償光学補正は、1.5メートルの望遠鏡の可視波長で約0.1秒角の角度分解能で回折限界画像を回復します。この技術が大型望遠鏡施設で行われているような既存の方法に比べて優れている点は、当社のRobo AOシステムが可視波長で動作することです。もう一つの主な利点は、非常に効率的で完全にロボット化された自動化モードで動作することです。これらの機能を使用して、近くの星、最も重要なのは太陽系外惑星をホストすることが知られている星の近くの伴星を探します。近傍の恒星団内の星の運動を精密に計測し、超新星などの過渡現象の探索と画像取得を行います。このシステムの主な用途は、NASAのケプラーミッションのような一時的な惑星調査のサポートです。ケプラーがトランジット惑星の候補を見つけた場合、それは実際の惑星かもしれないし、天体物理学的な偽陽性かもしれない。そこで、ロボはこれらのシステムを調べて、近くの混合星を探すことで誤検知のシナリオを除外しようとしますが、これは何千ものケプラー候補が実際に惑星であることを確認するための重要なステップです。非常に多くの対象を必要とする調査に加え、robioのロボット性は迅速な対応に最適です。例えば、トランジェントサイエンスでは、銀河の核でトランジェントが発生すると想像してください。robioの絶妙な空間分解能は、これが中央のブラックホールによってしっかりと引き裂かれた星なのか、それともたまたま近くで起こった超新星爆発なのかを教えてくれます。さらに別の例は、私たちの太陽系で誰にはるかに近いかは、惑星とその衛星の天気と火山の長期的な高空間分解能モニタリングです。適度なサイズの望遠鏡にロボットアダプトシステムを装備するというアイデアは、費用対効果の高い方法で既存のインフラストラクチャを劇的に強化することを目的としています。日中は、ロボAOシステムのコンポーネントを望遠鏡に取り付けます。ここでは、補償光学が取り付けられ、次に電子機器が取り付けられ、最後にケーブルが取り付けられます。レーザーは常に望遠鏡に取り付けられており、システムが適切に校正された安全な操作時間を特定し、冗長なシャッターを閉じて紫外線レーザーチェックをオンにすると、望遠鏡のドームが観察できるほど暗くなったら安全に開く条件が整います。これには、湿度、露点、低迷、降水量、風速、および浮遊粒子に対して安全な範囲内にあることが含まれます。望遠鏡のドームを開き、頭上には比較的明るく、見かけの等級が5等級未満の星を指差します。星がほぼ最適な焦点になるまで望遠鏡の二次鏡を調整して、望遠鏡の焦点を合わせ直します。これは、サイエンスカメラの1つからのライブ画像を使用して推定するだけで十分です。望遠鏡を選択したターゲットに向けます。科学カメラの視野内にあるオブジェクトをフレーミングします view 必要に応じて望遠鏡の方向を調整します。アップリンク チップ チルト ミラー レーザーがその範囲の中央にあることを確認します。これが完了したら、内部の冗長レーザーシャッターを開いて、レーザービームが伝搬できるようにします。Wavefrontセンサーカメラからの1秒間のデータを、プロカルセルの光学シャッターをオフにした状態で約1200フレーム記録します。次に、このデータから画像の中央値を計算します。これは、Wavefrontセンサーカメラによってキャプチャされた画像から電気的または光学的なバイアスを差し引くための背景フレームとして使用されます。次に、pcalセルトリガーシステムをアクティブにして、10 kmからのレーザーパルスがWavefrontセンサーに送信されるようにします。レーザー画像のShaq HartmanパターンがWavefrontセンサーカメラに表示されるまで、アップリンクチップチルトミラーを調整します。アップリンクチップチルトミラーを所定の位置に置いたまま、pcalセルを一時的にオフにします。新しいWavefrontセンサーの背景画像を記録します。これは、アップリンクチップチルトミラーによってレーザーが異なる方向に向けられるため、光学背景がわずかに変化するために必要です。次に、高次補償光学システムを起動します。波面センサーからのレーザー画像の位置は、望遠鏡に入る非平面光波が科学カメラに入る前に平らにする鏡の形状を決定するために使用されます。位置測定値の加重平均は、波面センサーの中心にあるレーザー画像のパターンを維持するためにも使用されます。目的のフィルターを選択して、可視範囲での観察を開始します。大気分散補正プリズムの角度を設定して、残留大気プリズム分散を最小限に抑えます。次に、電子増倍CCGカメラのフレームサイズと露光時間を設定して、最小フレーム転送レートが約10ヘルツ、理想的には30ヘルツになるようにします。このキャプチャレートは、通常、回折制限された角度分解能を下回る露光内画像の動きを減少させます。E-M-C-C-D カメラの電子増倍ゲインを調整して、ターゲットの最大強度が検出器のウェル深度の約半分になるように、または暗い物体の暗いターゲットの最大値が 300 になるようにします。E-M-C-C-D カメラのフレーム レートを遅くして、画像点像分布関数のコアで約 5 から 10 個の光子が検出されるまで下げます。これにより、事後的なレジストレーション処理に十分な光子が存在することが保証されます。E-M-C-C-D カメラからの連続した画像セットを、計算された合計積分露光量に記録します。観測が完了したら、望遠鏡のドームを閉じて、望遠鏡をフラットスクリーンに向けます。ドームフラットランプをオンにします ドームフラットランプによって生成されたフラットフィールド照明の一連のフルフレーム画像を、E-M-C-C-Dカメラと赤外線カメラの両方の画面に記録します。観測中に使用される各天文フィルターについて。各ピクセルのフラットフィールド強度は、望遠鏡の量子効率の組み合わせを表しています。アダプティブオプティクスシステムフィルターとカメラは、ドームフラットランプをオフにし、各カメラの前にあるブロッキングフィルターに切り替えます。観察中に使用されたのと同じ範囲の露光時間と画像形式を使用して、両方のカメラで一連の暗い画像を記録します。ダークフレームは、記録されたデータからダークノイズ、電流ノイズ、および電子ノイズによるバイアスを除去するために使用されます。最後に、望遠鏡を駐車して電源を切ります。Robo AOレーザー補償光学システムは、大気の乱流を補正し、可視および近赤外波長での回折限界分解能画像を生成するために使用されます。左のパネルは、補償されていない乱流を通して赤色光で見た単一の星の典型的な画像を示しています。画像の幅は約1円弧です。次に、右側のパネルには同じ星が表示されています。補償光学補正後、画像の幅は 0.1 円弧よりわずかに大きい 0.12 秒角に減少します。使用したセットアップに 2 番目に最適な画像幅。最初のエアリーリングは、画像のコアの周りにかすかに見えることに注意してください。この大幅に改善された角度分解能により、連星系や多重星系の発見が可能になります。また、解像度が上がったことで、このメシエ3GLO星団の近赤外線画像に示されているように、密集したフィールド内のはるかに暗い星を検出することも可能になります。左側は補正されていない画像です。右がロボAO補正画像です。太陽系の天体の特徴も、より鮮明に見ることができます。ここの左側は、木星の補正されていないスナップショットです。右側は、より識別しやすい雲の特徴を示す修正された画像と、矢印で示されているトランジット衛星です。一度習得すれば、新しい天文ターゲットへのレーザー補償光学システムのセットアップをわずか数分で達成できます。実際には、ロボクジラは、ここで紹介したすべてのセットアップステップを1分以内に実行するロボットシーケンシングシステムによって制御される手順で自動的に動作します。この自動化システムにより、ロボは開発後、一晩あたり最大200回の観測を完了することができます。この技術により、研究者は近傍の伴星について史上最大のイメージング調査を行う道を開き、近くの何千もの星をカバーし、メインシーケンス全体およびそれ以降の多重度の特性を慎重かつ詳細に比較することが可能になりました。このビデオを見れば、適応光学システムを使用して大気の乱流の影響を補正および測定し、地上からの回折限界イメージングを回復する方法について十分に理解できるはずです。

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