Name: 로보-AO와 초점에 보이는 세계를 가져 오는 (동영상) | JoVE Journal
Uploaded: 2013-02-12T13:00:00.000+00:00
Duration: 10 min 35 s
Description: 학습하세요 Robo-AO 적응광학 시스템을 이용한 천문 영상 기술로 대기 난류를 보정하고 가시광선 파장에서 회절한계 해상도를 달성하는 방법을 배우세요. 이 기술은 외계행성 후보 확인과 천체 관측 효율성을 크게 향상시킵니다.

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로보-AO 시스템은 교부금으로 부여 Nos. 대서양 표준시 - 0906060와 대서양 표준시 - 0960343, 아래에있는 국립 과학 재단 (National Science Foundation)에 의해 파트너 기관, 천문학 및 천체 물리학을위한 캘리포니아 공과 대학 및 인터 대학 센터, 협력하여 지원 산. 쿠바 천문 재단과 사무엘 Oschin의 선물로.

1. 사전 관찰 절차 <ol><li> 관찰 할 천문 목표의 목록을 확인하십시오. </li><li> 원하는 각 과학 필터와 카메라 조합에 필요한 신호 대 잡음 비율을 달성하기 위해 각 대상에 필요한 총 노출 시간을 계산합니다. </li><li> 관찰에 앞서 3 일 이상 큰 USSTRATCOM에 관찰 할 천문 목표의 목록을 전송한다. 잠재적으로 위성을 손상없이 각 요청 대상에 레이저 시스템을 사용하여 시간 안전 - 그들은 &#39;열려있는 창&#39;을 나타내는 예측 회피 메시지​​ (PAM) 다시 보내드립니다. </li><li> 이미 (; 그림 2 Palomar 천문대, CA에서 1.5 m P60 망원경의 예 로보-AO)하지 않으면 낮 동안 망원경에 로보-AO 시스템을 설치합니다. </li><li> 레이저 파면 센서로 내부 망원경과 소스 시뮬레이터를 공개하는 최초의 배 거울을 번역하고, 시뮬레이션 레이저 소스를 설정합니다. &lt;/ 리&gt; <li> 파면 센서 카메라의 시뮬레이션 레이저 이미지의 위치를​​ 기록합니다. 이 위치는 쉑 - 하트만의 파면 센서에 대한 참조 기울기 측정으로 사용됩니다 다음과 같은 온 하늘 측정에서 공제됩니다. 이 절차는 변화하는 온도로 인해 악기 정렬의 작은 광학 변경 사항을 calibrates. </li><li> 원래 위치에 첫 배 미러를 반환하고 시뮬레이션 레이저 소스를 해제합니다. </li><li> 전에 밤의 계획 활동을 알려하고 업데이트 또는 PAM 변경 사항을 수신 관찰에 USSTRATCOM 한 시간을 문의하시기 바랍니다. </li><li> 중복 셔터가 닫혀 떠나는 동안의 10 W 자외선 레이저를 켜십시오. 액체 냉각 시스템은 레이저에서 다이오드 펌프의 온도를 조절하고 약 안정화 할 수있는 시간이 필요합니다. </li><li> 그 관찰에 충분한 어두운되면 조건이 망원경 돔을 엽니 안전 있는지 확인합니다. 이 안전한 범위를 포함습도를 들어, 노점 우울증, 강수량, 바람 속도, 공기 입자. </li><li> 상대적으로 밝은 별 (m V는 ≤ 5) 오버 헤드로 망원경 돔과 지점을 엽니 다. </li><li> 별까지 망원경 보조 미러 대략 가장 초점 (작은 이미지 폭)에있는 위치에서 망원경 촛점을 다시 맞춰. 과학 카메라 중 하나에서 라이브 이미지에서 수동 견적은 충분합니다. </li></ol> 2. 고 주문 적응 광학 보정 <ol><li> PAM에 따라 충분히 긴 &#39;열린 창&#39;이 천문 대상을 선택합니다. </li><li> 최소 1 분은 버퍼있는 &#39;열린 창&#39;의 끝 부분에 대한 알람을 설정할 수 있습니다. 알람이 관찰하는 동안 해제되면 바로 셔터 레이저를. </li><li> 선택한 천문 대상에 대한 망원경을 가리 킵니다. 필요에 따라 포인팅 망원경을 조정하여 과학 카메라의 뷰 필드에서 객체 (들) 프레임. </li><li> 레이저 업 링크 팁 - 틸트 거울은 내부와 중복 레이저 셔터를 열기 전에 범위의 중심에되어 있는지 확인 - 하늘에있는 레이저 (그림 2) 전파. </li><li> Pockels 셀 광 셔터가 해제되는 동안, 파면 센서 카메라, 약 1,200 프레임의 데이터의 두 번째를 기록합니다. </li><li> 이 데이터에서 중간 이미지를 계산할 수 있습니다. 이것은 파면 센서 카메라로 캡처 된 이미지에서 전기 또는 광 편견을 빼야하는 배경 프레임으로 사용됩니다. </li><li> 10km의 레이저 펄스가 파면 센서로 전송하는 등의 Pockels 셀 실행 시스템을 켜십시오. </li><li> 나선형 검색은 레이저 이미지의 쉑 - 하트만 패턴까지 업 링크 팁 - 틸트 거울 파면 센서 카메라 (그림 4B)에 나타납니다. 위치에 업 링크 팁 - 틸트 거울을 둡니다. </li><li> Pockels 세포가 일시적으로 O를 설정하는 동안 새로운 파면 센서 배경 이미지를 기록합니다FF. 약간 레이저 등 광학 배경 변경 사항이 업 링크 팁 - 틸트 거울에 의해 서로 다른 방향으로 지적되기 때문에이 필요합니다. </li><li> 높은 순서 적응 광학 시스템을 시작합니다. 이 시점에 두 제어 루프는 동시에 시작되며, 파면 센서 lenslet 어레이에 의​​해 만들어진 각 레이저 이미지의 위치들은 과학 카메라로 전달하기 전에 망원경을 입력 비평 빛의 파동을 평평하게 변형 미러 액추에이터를 구동하는 데 사용됩니다 . 위치 측정의 가중 평균도 파면 센서에 대한 레이저 이미지의 패턴의 centration을 유지하기 위해 업 링크 팁 - 틸트 미러를 지휘하는 데 사용됩니다. </li></ol> 3. (후자가 등록 보정 포함) 볼에 관찰 <ol><li> 원하는 관찰 필터 (들)에 필터 휠의 위치를​​ 설정합니다. </li><li> 잔여 대기 프리즘 분산이에 최소화되는 등의 ADC 프리즘의 각도를 설정합니다과학 장비. </li><li> 선호하는 30 Hz에서와 ~ 10 Hz의 최소 프레임 전송 프레임 속도가 있다는 등의 EMCCD 카메라의 노출 시간과 프레임 크기를 설정합니다. 이 속도로 캡처 된 데이터는 일반적으로 회절 - 제한된 각도 해상도 아래에서 간 노출 이미지 움직임을 줄일 수 있습니다. </li><li> 대상의 최대 강도는 약 절반 검출기의 건강과 깊이 또는 희미 대상 300의 최대 값에 있다는 등의 EMCCD 카메라의 전자 - 곱셈 게인을 설정합니다. </li><li> 적어도이 때까지 희미한 목표를 들어, 15 별의 크기보다 약 더 사람들은 EMCCD 카메라의 프레임 속도를 낮춰 ~ 5-10 광자는 이미지 점 확산 함수 (point spread function)의 핵심에서 감지된다. 동안 프레임 내의 (각 해상도를 줄이는 추가 이미지 모션 흐리게이 리드 예를 들어 심판이 40,. m R ~ 16.5 타에 대략 두 번 회절 - 제한된 해상도rgets)은 여러 핵심 광자는 적절한 사후자가 등록 처리를 위해 필요합니다. </li><li> 전체 통합 노출 시간이 1.2로 계산 시간을 질 때까지 EMCCD 카메라에서 이미지의 연속 집합을 기록합니다. </li></ol> 4. (공개 팁 - 틸트 보정 포함) 적외선에서 관찰 <ol><li> 광대역 필터에 EMCCD 카메라 앞의 필터 휠을 설정 필터 삭제 또는 λ&gt; 600nm 긴 패스 필터를 즉. </li><li> 라이브 이미지를 보면서 EMCCD 카메라 팁 - 틸트 안내 소스로 사용할 객체의 픽셀 위치를 확인합니다. </li><li> 다음과 같은 값으로 카메라 판독 설정 : 빈 픽셀 4의 요소를 기준으로, 2 총 × 앞에서 설명한 위치에 중심이 binned 픽셀로 프레임 전송 서브 프레임 판독 영역을 설정합니다. </li><li> 팁 - 기울기의 밝기와 일치하도록 EMCCD 카메라 프레임 속도 및 전자 증배 게인을 설정소스를 안내. 300 Hz의 프레임 속도는 (~ 30 Hz의 제어 루프 보정 대역폭) 선호되어 있지만, 낮은 품질의 팁 - 틸트 교정 비용 희미 개체에 필요한 낮아 할 수 있습니다. </li><li> 팁 - 틸트 제어 루프를 시작합니다. 이것은 현재 가이드 소스 위치를 계산하고 binned 픽셀 영역의 중앙에 위치을 유도 빠른 팁 - 틸트 수정 거울을받는 것입니다. </li><li> 전체 통합 노출 시간이 1.2로 계산 시간을 질 때까지 적외선 카메라에서 이미지를 기록합니다. 최대 단일 프레임 노출 시간은 하늘, 악기 또는 개체에서, 또는 적외선 배열에서 어두운 전류에 의해 만 적외선 방출의 포화에 의해 제한됩니다. 노출은 두 번째의 분수에서 몇 분까지 다양 할 수 있습니다. </li></ol> 5. 야간 절차의 끝 <ol><li> 망원경 돔을 닫고 관찰이 완료되면 평면 화면에 망원경을 가리 킵니다. </li><li> 레이저를 꺼15 분 내에 야간 활동의 요약 USSTRATCOM에 문의하십시오. </li><li> 에있는 돔 평면 램프를 켜십시오. </li><li> 위의 밤에 사용되는 각 천문 필터의 평면 스크린에 돔 평면 램프에 의해 생성 된 평면 필드에 조명 EMCCD와 적외선 카메라 모두에 풀 프레임 일련의 이미지를 기록합니다. 각 픽셀의 평면 필드 강도는 망원경, 적응 광학 시스템, 필터 및 카메라의 결합 상대 양자 효율을 나타냅니다. </li><li> 돔 평면 램프를 끄고 각 카메라 앞의 차단 필터로 전환합니다. </li><li> 위의 밤에 기록 된 노출 시간 및 이미지 형식의 범위에 해당하는 두 카메라에 어두운 일련의 이미지를 기록합니다. 어두운 프레임은 기록 된 데이터의 어두운 현재와 전자 노이즈에 의한 편견을 제거하는 데 사용됩니다. </li><li> 망원경을 공원. </li></ol> 6. 처리 이미지 <ol><li> 하나의 어두운 C를 만들기5.6에 기록 된 각각의 어두운 이미지 시리즈의 중간)에서 alibration 이미지입니다. </li><li> , 5.4에 기록 된 각 평면 필드에 이미지 시리즈)의 평균을 계산 해당 어두운 보정 이미지를 뺀 다음 프레임의 중간 픽셀 값에 의해 전체 이미지를 나누어 각 카메라의 각 필터에 대한 평면 필드 보정 이미지를 만듭니다. </li><li> EMCCD와 적외선 카메라에서 녹화 한 각 온 하늘 과학 이미지의 평면 필드 보정 이미지하여 해당 어두운 보정 이미지와 격차을 뺍니다. </li><li> 다시 중심으로 가장 밝은 픽셀을 정렬하고 스택 이미지를 만들려면 함께 이미지를 추가하여 각 전망대에서 과학 이미지를 보정. 향상된 이미지 등록에 대한 더 많은 정교한 루틴은 39,41 사용할 수 있습니다. </li></ol>

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저자는 경쟁 재정 이익을 선언하지 않습니다.

여기에 제시된 방법은 로보-AO 레이저 적응 광학 시스템의 수동 조작에 대해 설명합니다. 실제로, 로보-AO는 자동화 된 방식으로 운영, 절차의 대부분은 자동으로 동일한 단계를 수행 로봇 시퀀서에 의해 제어됩니다. 로보-AO 시스템 자료 (~ USD600K)과 심지어 1.5 m 망원경의 비용의 일부분되는 노동과 겸손한 비용으로 간단 복제 설계되었습니다. 직경 5m보다 큰 세계 약 스무 광학 망원경이 있지만 하나, 100 이상 잘 1~3미터 클래스 번호 망원경과는 로보-AO 클론에 대한 잠재적 인 호스트로 예상됩니다. 1.5 m P60 망원경에 배포 된 현재의 시스템뿐만 아니라, 희망적으로 많은 클론의 첫 번째는 2 m IGO 마하라 슈트라에있는 망원경 42, 인도, 밝은 별이 아닌 파면 감지 용 레이저를 사용하여 변형을 위해 개발되고 있습니다 이 C 것테이블 마운틴, CA 43에서 1 m 망원경에 ommissioned. 회절 - 제한된 과학 혁명은 손에있을 수 있습니다.

천문 영상에 대기 난류의 영향이 처음 크리스쳔 호이겐스 4 아이작 뉴턴 (5)에 의해 수세기 전 인정 받았습니다. 난류의 영향을 보상하는 최초의 개념 적응 광학 디자인은 1950 년대 호레이스 뱁콕 6 블라디미르 Linnik (7)에 의해 독립적으로 출판되었다. 미 국방부는 냉전 8시 이미지 외국 위성을 목적으로 1970 년대에서 처음으로 적응 광학 시스템의 개발을 지원해 왔습니다. 민간 천문 사회는 1980 년대에 진행 개발 시스템을 만든 있지만, 1992 (ref. 9)에 적응 광학에 대한 군사 연구 declassification 후, 천문 시스템 (10)의 수와 복잡성 모두에서 폭발이 있었 대요. 대략 20 보이는 적외선 망원경 오늘날의 대부분의 개구로 큰 5 미터 equippe 아르적응 광학 시스템 (예 : 심판이 판결. 11-19)로 D. 망원경은 빛을 수집에 더 큰, 그래서 더 할 수있게되면, 적응 광학을 사용하여 해상도와 감도에 큰 이득이 있습니다. 불행하게도, 대형 망원경 적응 광학 시스템은 매우 복잡하고 현재의 기술로 인해 가까운 적외선 파장에 자신의 작업에 제한됩니다, 그들은 종종 대형 관찰 오버 헤드와 지원 직원의 팀을 필요로하고,이 부족하고 가치있는 리소스에 대한 액세스도 있습니다 제한. 크기 스펙트럼의 다른 쪽 끝에서 1-3m 클래스 1-100 망원경으로도 많이 있지만, 이들 중 거의가 적응 광학을 갖추고 있습니다. 사람들이 대기 난류의 아주 작은 볼륨 (그림 1)를 통해 볼 때문에, 심지어 짧은 눈에 보이는 파장에서, 대기 난류를 수정하면이 작은 망원경에 현재의 기술로 취급하기 쉬운됩니다. 난류-I의 총 금액망원경 기본 미러 직경과 반비례 관찰 파장과 거의 비례 광학 오류 비늘을 nduced. 큰 망원경에 가까운 적외선 빛으로 사용하는 것과 동일한 적응 광학 기술은 겸손한 크기의 망원경에 표시 빛으로 사용할 수 있습니다. 또한,이 규모의 많은 망원경은 하나 (20. 예를 들어 심판)을 단장으로하는 새로 크게 이러한 시설의 비용 효율성을 증가 완벽한 로봇, 원격 및 / 또는 자율적 기능 (예 : 심판이. 21)와 함께 만들었습니다. 적응 광학을 갖춘 경우이 망원경은 큰 망원경 적응 광학 시스템 22 기타 비현실적 또는 불가능 천문 과학의 여러 지역을 추구 할 수있는 강력한 플랫폼을 제공합니다. 사람들이 많은 분야 2 목표 23,24, 장기 모니터링 25,26, 및 빠른 과도 특성 수만의 회절 - 제한된 대상으로 설문 조사7, 이러한 겸손한 개구에 적응 광학으로 가능합니다. 이 새로운 발견 공간을 탐험하기 위해, 우리는 1~3미터 클래스 망원경, 로보-AO (; 그림 2 refs. 2,3)에 대한 새로운 경제적 적응 광학 시스템을 설계 및 구현하고 있습니다. , 전자 집합 및 (주 거울 뒤에, 그림 3) 망원경의 Cassegrain 포커스에 장착 악기 고속을 보유하고 레이저 시스템 : 다른 레이저 적응 광학 시스템과 마찬가지로, 로보-AO은 몇 가지 주요 시스템 구성 광 셔터, 파면 센서, 파면의 correctors, 과학 기기 및 교정 소스. 여기에 묘사 된 로보-AO 디자인은 전형적인 레이저 적응 광학 시스템이 연습에서 작동하는 방법을 보여줍니다. 로보-AO 레이저 시스템의 핵심은 망원경의 측면에 동봉 된 프로젝터 어셈블리에 장착 된 Q-스위치 10 W의 자외선 레이저입니다. 레이저 자체 레이저를 시작으로모두 하늘에있는 명백한 레이저 빔의 위치를​​ 안정화하고 업 링크 팁 - 틸트 거울, 예상 선형 편광의 각도를 조절 할 수있는 반 파장 판, 프로젝터는 추가 안전을 위해 레이저의 내부 셔터에 추가하여 중복 셔터를, 통합 그리고 망원경 굴곡에 대한 수정 할 수 있습니다. 수동으로 초점 조절이 무대에서 이중 볼록 렌즈는 광학 팁 - 틸트 거울에 결합한되는 15cm 출력 조리개 렌즈를 기입 할 수있는 레이저 빔을 확장합니다. 출력 렌즈는 10 킬로미터 가시 거리에 레이저 빛을 초점을 맞추고 있습니다. 레이저 펄스 (~ 35 ns의 시간마다 100 μs)로 떨어져 프로젝터, 망원경 (그림 2B)에 대한 공기 분자 및 반품 해제 광자 레일 레이 산란의 작은 분수에서 분위기를 통해 전파. 재 분산 된 광자는 레이저의 전체 경로를 따라 위쪽으로 발생한하고, 그렇지 않으면 파면 측정이 부정확 할 것 연속으로 나타납니다. 적응 광학 inst 이내rument, 고속 Pockels 세포 광학 셔터 28 만 곳으로 나타나는 레이저의 결과로, 10km 프로젝터 초점 주변의 대기의 좁은 슬라이스에서 돌아 레이저 빛을 전송하는 데 사용됩니다. Pockels 셀의 전환은 분위기를 통해 레이저 펄스의 왕복 시간 계정에 지연과 함께 펄스 레이저와 동일한 마스터 클럭에 의해 구동됩니다. 궁극적으로, 출시 때마다 조 광자 만에 대한 하나 파면 센서에 의해 검출된다. 그럼에도 불구하고,이 빛나는 플럭스는 적응 광학 시스템을 운영하기에 충분한 것입니다. 자외선 레이저 각막과 렌즈 29 흡수에 주로 인해 사람의 눈에 보이지 않는 것의 추가 혜택이 있습니다. 따라서, 그것은 플래시 맹인 조종사 할 수없는 모든 가능한에 대해 (즉, 작업 중에 손상 방사선 수준을 생산 수없는 및 제어 30 측정 면제) 클래스 1 레이저 시스템으로 간주됩니다일반적으로 미국 31 내에서 연방 항공국에 의해 필요한 사이트에있는 인간의 관측병에 대한 필요성을 제거 overflying 항공기에 사람의 노출. 불행하게도, 낮은 지구 궤도의 일부 위성을 손상 할 수있는 레이저의 가능성이있을 수 있습니다. 이러한 이유로, 그것은 적절한 기관 (미국 32에서 미국 전략 사령부 (USSTRATCOM)의 예)와 레이저 활동을 조정하기 위해 안전 및 책임 사항을 모두 사용하는 것이 좋습니다. 로보-AO Cassegrain 장비에서 들어오는 레이저 광을 측정 파면 센서가있는 판잣집 - 하트만 센서 33로 알려져 있으며, lenslet 배열, 광학 릴레이 및 이미징 센서를 포함하고 있습니다. lenslet 배열은 다른 쪽 사각형 볼록 렌즈의 격자로, 한면에 평면, 굴절 광학 요소입니다. 그것은 광학 망원경의 입구 학생에 결합한 위치에 자리 잡고 있습니다. 언제 일에서 &#39;반환 빛&#39;전자 레이저 lenslest 배열을 통과, 온 하늘 레이저의 이미지가 배열의 렌즈 (그림 4)의 각의 초점에서 만들어집니다. 레이저 이미지의 패턴은 다음 광학 UV-최적화 된 전하 결합 소자 (CCD) 카메라로 중계됩니다. 각 이미지의 측면 XY 위치는 로컬 그라디언트 또는 배열의 각 렌즈를 통해 빛 물결의 &#39;경사&#39;의 척도를 제공합니다. 로보-AO 각 위치 측정의 신호 대 잡음 비율은 6 ~ 10 개와 각도에 따라 그리고 보는 조건 (100에서 당 이미지 당 200 photoelectrons에 이르기까지 다양한 신호를 4 개의 픽셀의 각 검출기 노이즈의 6.5 전자로 범위 측정). 빛 파도의 전체 모양은 다음 사전 계산 된 파면의 reconstructor 매트릭스에 의해 측정 된 슬로프를 곱하여 계산됩니다. reconstructor 매트릭스가 처음 lenslet 배열에 의해 하위로 나눈 값입니다 학생 형상의 모델을 만들어 생성됩니다. 개인 오르토 - 일반 기준함수는 (75 함수의 총 11 일 방사상 위해이 경우에는 디스크 고조파 기능까지;. 심판 34) 각 렌즈에 걸쳐 모델과 최적 비행기로 2-D 최소 제곱 솔루션을 통해 실현됩니다 에 배열이 계산됩니다. 이 평균 기울기에 대한 추정이지만, 차이는 쉽게 예상 학생의 가장자리에 부분적으로 조명 렌즈의 형상을 취급의 이익과 함께 연습 무시할 수 있습니다. 영향 매트릭스 따라서 모든 렌즈에 대한 오프셋 기울기 각으로 기능에 대한 단위 진폭을 변환하는 파생됩니다. reconstructor 매트릭스는 이후 단 값 분해를 사용하여 영향을 모체의 의사 역을 이용해 생성됩니다. 빛 파도의 형태가 기초 집합의 계수의 관점에서 알려진되면 보상 역 모양은 높은 순서 파면의 교정기에 명령 할 수 있습니다. 측정을 만드는 과정은 다음 수정을 적용,이주기를 반복계속해서, 통합 제어 루프의 예입니다. 로보-AO는 대기의 역학을 유지하기 위해 필요한, ​​1.2 kHz에서의 속도는 제어 루프를 실행합니다. 규모 계수 (또한 통합 제어 루프의 게인라고도 함) 미만 1 및 0.6에 일반적으로 가까이는 여전히 수정의 잔류 오류를 최소화하면서 제어 루프의 안정성을 유지하기 위해 보정 신호에 적용됩니다 빛. 로보-AO 내 높은 순서 파면의 교정기는 마이크로 전자 기계 - 시스템 (MEMS) 변형 거울 35. 로보-AO는 거울 조명 표면 정확하게 계산 수정 모양에 맞게 공간 해상도로 충분히 조정 120 액츄에이터를 사용합니다. 액츄에이터는 최대 7 μm까지 광학 위상 보상에 해당하는 3.5 μm의 최대 표면 편차 진폭을 갖추고 있습니다. 천문 관측의 일반적인 대기 상태에서이 보상 길이의 큰 5 시그마입니다난류의 진폭은 광학 오류 및 중요한 수정 헤드 룸에 따라서 결과를 유도. 또한, 변형 거울은 감소 동적 범위의 비용으로 악기와 망원경에서 발생하는 정적 광 오류를 보정 할 수 있습니다. 분위기 프로브로 레이저를 사용하는 하나의 교묘는 천문 이미지 모션 36을 측정하기위한 수 없다는 것입니다. 반환 레이저 광은이 예상된다, 따라서 항상 하늘 같은 위치에 나타납니다있는 대략 같은 위치에서 가장 잘 보입니다. 파면 센서에 의해 반환 레이저 빛의 파장에서 측정 된 전체 기울기는 기계 지적 오류에 의해 지배된다. 기울기 신호는 따라서 파면 센서를 중심 쉑 - 하트만 패턴을 유지, 레이저 시스템의 업 링크 팁 - 틸트 미러를 운전하는 데 사용됩니다. 아래에 설명했던 것과 같이, 천문 이미지 모션을 수정하는 것은 과학 카메라와 개별적으로 처리됩니다. 로보-AO는 사용넷 오프 축 포물선 (OAP) achromatically 과학 카메라 (그림 3)에 망원경에서 릴레이 빛 반사. 릴레이 경로는 빠른 팁 - 틸트 수정 거울뿐만 아니라 프리즘을 회전 한 쌍의 구성 대기 분산 ​​교정기 (ADC) 37이 포함되어 있습니다. 이미지를 일으키는, 고도에서 낮은 지적 분위기는 프리즘 역할을하고 파장의 함수로 빛을 반사, 전체적인 효과가 망원경으로 강한되고 함께 : ADC가 직접 오버 헤드가없는 분위기를 통해 개체를 관찰에 관련된 특정 문제를 해결 - 특히 적응 광학 보정에 의해 날카롭게 한 것과 - 수평선에 정상적인 방향으로 길쭉한 표시합니다. ADC는 효과적으로 대기 프리즘 분산 (그림 5)의 효과를 negating, 수신 빛 분산의 반대 금액을 추가 할 수 있습니다. OAP 릴레이의 끝에서 λ &lt;95 빛을 반영하는 표시 이색 성입니다전자 - 곱 전하 결합 장치 (EMCCD) 카메라 0 nm의 적외선 카메라에 대한 적외선을 전송하는 동안. EMCCD 카메라의 회절 - 제한된 각도 해상도 아래에서 간 노출 이미지 모션을 줄여 프레임 속도로 매우 낮은 전자 (검출기) 소음 38,39, 이미지를 캡처 할 수있는 기능이 있습니다. 다시 중심으로 이러한 일련의 이미지를 쌓아하면 오래 노출 이미지는 최소한의 소음 벌금을 합성 할 수 있습니다. EMCCD 카메라는 적외선 카메라에서 이미지 움직임을 안정화하는 데 사용할 수 있습니다, 이미징 천문 소스의 위치 측정은 지속적으로 원하는 위치로 빠른 팁 - 틸트로 다시 가리 이미지를 지휘하는 데 사용할 수 있습니다. 앞서 각 카메라는 천문 필터의 적절한 설정과 필터 바퀴의 집합입니다. 내부 망원경 및 소스 시뮬레이터는 교정 도구로 로보-AO 시스템에 통합되어 있습니다. 그것은 동시에 자외선을 시뮬레이션 할 수 있습니다호스트 망원경의 초점 비율과 출구 동공 위치를 일치 10km와 인피니티의 흑체 소스에서 레이저 초점. 로보-AO에서 첫 번째 배 거울이 적응 광학 시스템 망원경의 보조 미러의 모든 빛을 진두 지휘하고 있습니다. 배 거울은 또한 내부 망원경과 소스 시뮬레이터을 표시하는 방법에서 번역 할 수있는 동력 무대에 장착되어 있습니다. 로보-AO 시스템이 완전히 자율적 인 방식으로 운영하기위한 것입니다 동안, 적응 광학 관측 많은 각 단계를 수동으로 수행 할 수 있습니다. 이 단계별 절차는, 간단한 설명과 함께 다음 섹션에 자세히 설명되어 있습니다.

로보-ao와 초점에 보이는 세계를 가져 오는

Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

지상 기반의 광학 망원경의 각도 해상도는 난류 분위기의 저하 효과에 의해 제한됩니다. 분위기의 부재에서 전형적인 망원경의 각도 해상도는 회절, 즉, 그 주요 거울의 구멍, D의 크기로 나누어 관심의 파장, λ에 의해 제한됩니다. 예를 들어, 2.4-m 기본 거울 허블 우주 망원경 (하와이 표준시)는, ~ 0.04 아크 초 보이는 파장에서 각 해상도를 갖추고 있습니다. 분위기가 약간 다른 온도에서 공기로 구성하고, 굴절 따라서 서로 다른 인덱스, 지속적으로 혼합되어 있습니다. 그들은 inhomogeneous 분위기 통과로 빛의 파장은 우회합니다. 땅에 망원경이 빛의 파장을 초점을 맞추고 있습니다 때, 즉시 이미지는 시간의 함수로 변경, 조각난 나타납니다. 심지어는 망원경을 네 번 diam와 함께 - 그 결과, 오래 노출 이미지는 지상 기반 망원경을 사용하여 획득하와이 표준시의 eter이 - 흐릿 표시하고 최적의 약 0.5-1.5 아크 초 각도 해상도를 갖추고 있습니다. 천문 적응 광학 시스템은 대기 난류의 영향을 보상. 첫째, 수신 비평 파의 형태는 파면 센서에 의해 근처의 밝은 별의 측정을 사용하여 결정됩니다. 다음과 같은 변형 거울로 광학 시스템에서 요소는 들어오는 빛 파도의 모양을 수정하는 명령입니다. 추가 수정이 망원경은 궁극적으로 회절 - 제한된 이미지를 생산에 보이는이를 통해 역동적으로 변화하는 분위기와 유지하기에 충분한 속도로 이루어집니다. 파면 센서 측정 충실도는 들어오는 빛이 spatially과 시간적 1 샘플 얼마나 잘에 기반을두고 있습니다. 양질의 샘플링은 밝은 참조 개체를 필요로합니다. 가장 밝은 별은 수십에 대한 몇 가지의 이미징 타겟에 대한 참조 객체로 제공 할 수 있지만아크 초 거리에 가장 좋은 조건에서, 가장 흥미로운 천문 목표는 충분히 밝은 별이 없 거든. 하나의 솔루션은 또한 &#39;레이저 가이드 스타&#39;로 알려진 알려진 형태의 인공 참조를 생성 할 수있는 천문 타겟의 방향으로 높은 전력 레이저 빔을 집중하는 것입니다. 로보-AO 레이저 적응 광학 시스템 2,3는 레이저 가이드 스타를 생성하는 10km의 거리에 초점을 맞춘 10-W 자외선 레이저를 사용하고 있습니다. 레이저 가이드 스타의 파면 센서 측정 1.5 m 망원경에 ~ 0.1 아크 초 각도 해상도를 회절 - 제한된 이미지에 발생하는 적응 광학 보정을 유도.

로보-AO 레이저 적응 광학 시스템은 대기 난류에 대한 보상 및 표시에서 회절 - 제한된 해상도 이미지를 생산하고하는 데 사용됩니다 . 가까운 적외선 파장 그림 1A는 두번째 1.0 아크의 이미지 폭 uncompensated 대기 난류를 통해 붉은 빛에서 볼 빛나는 별 하나의 이미지를 보여줍니다 그림 1B는 적응 광학 보정 후 같은 성을 보여줍니다. 이미지 폭 0.12 아크 초 감소 , 1.5 m 망원경에서이 파장에서 0.10 아크 초 완벽한 이미지 폭보다 약간 큰. 첫 번째 통풍이 잘되는 반지, 회절의 결과는, 이미지의 핵심 주변 구조와 같은 희미한 고리로 볼 수 있습니다. 이 많이 개선 각도 해상도는 바이너리와 여러 스타 시스템 (예를 들어 그림 1C 및 검색을 가능하게 심판에 의해이었습니다. 40)와 같은 조밀 한 분야에서 많은 희미 스타의 검출을위한그렇지 않으면 직접 대기 난류를 통해 볼 수 할 수없는 것, 메시에 (3)의 구형 클러스터 (그림 6에 가까운 적외선에 표시). 이러한 목성뿐만 아니라 transiting 달 가니메데 (그림 7)의 구름의 표면과 같은 태양열 시스템 개체의 특징은, 또한 레이저 적응 광학으로 볼 명확성의 큰 학위를 볼 수 있습니다. <img alt="그림 1" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig1.jpg" /> 1 그림. 적응 광학은 각 수치는 1.5을 나타냅니다 보이는 파장의 수정. × 하늘 1.5 아크 초 뷰 필드. (A) 전에서 uncompensated 대기 난류를 통해 본 하나의 별, m V = 3.5,의 장기 노출 하나의 이미지 - 밴드 (λ = 700-810 nm의) Palomar 천문대에서 1.5 m P60 망원경에. 반 최대의 전체 폭 (FWHM) 1.0 아크 초입니다. (B) &lt;이/ strong&gt;을 로보-AO 시스템을 사용하여 (A)와 레이저 적응 광학 보정에서와 같은 별. 별 이미지의 핵심은 uncompensated 이미지의 15 배 최대 밝기를 가지고 있으며 0.12 아크 초 FWHM이 있습니다. (C) 0.14 아크 초 분리있는 이진 스타, m V = 8.4가의 사용을 통해 드러난다 로보-AO 적응 광학 시스템. 각각의 경우에, 팁 - 틸트 가이드는 대상 자체를 수행되었다. <img alt="그림 2" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig2.jpg" /> 그림 2. 로보-AO 레이저 적응 광학 시스템. (A) 적응 광학 및 과학 장비는 Palomar 천문대에서 로봇 1.5 m P60 망원경의 Cassegrain 초점에 설치되어 있습니다. 레이저 시스템 및 지원 전자는 균형 망원경 관의 반대편에 부착되어 있습니다. (B) 로보-AO의 UV 레이저 빔 P는망원경 돔에서 ropagating. 이 긴 노출 사진에서 레이저 빔 인해 레일 레이는 공기 분자에서 산란을 볼 수 있습니다, 빛의 작은 분수도 분위기 프로브으로 사용할 망원경을 향해 없앤다. 레이저 빔 때문에 UV 빛은 사진을 찍하는 데 사용되는 UV 감지 카메라에 컬러 필터를 통해 전송되는 방식에 오렌지가 나타납니다. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig2large.jpg" target="_blank">큰 그림을 보려면 여기를 클릭하십시오</a> . <img alt="그림 3" fo:content-width="5.5in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3.jpg" /> 그림 3. 로보-AO 적응 광학 및 과학 장비. (A) A 단순화 된 CAD 모델입니다. 망원경 보조 미러 (오렌지)에서 초점을 맞춘 빛은 instru의 중심에 작은 구멍을 통해 입력오프 축 포물선 (OAP) 거울을 향한 첫 번째 배 거울에 의해 90도에 반영되기 전에 ment. 이 거울은 이미지를 변형 거울 표면에있는 망원경 학생. 변형 거울에서 반사 한 후, UV 이색는 레이저 빛 (자외선)을 해제 분할 및 레이저 파면 센서에 연결해줍니다. 파면 센서에서 추가적인 역전 OAP 거울은 첫 번째 OAP 거울 오프 반사 레이저의 10 킬로미터 켤레 초점이 도입되지 않은 일반적인 경로 광학 오류를 해결합니다. UV 이색 성을 통해 볼 수 있으며 가까운 적외선 (녹색) 전달은 대기 분산 ​​교정기에 OAP 미러 한 쌍의에 의해 전달됩니다. 빛이 다음 보이는 이색 성을 향해 빛을 초점을 맞추고 마지막 OAP 거울에 팁 - 기울기 보정 거울에 의해 반사된다. 보이는 이색는 전자 - 배가 CCD에 보이는 빛 (파란색)을 반영하고 배 거울에 가까운 적외선 (빨간색)를 전송그리고 궁극적으로 적외선 카메라. 통합 UV, 망원경 및 소스 시뮬레이터 (노란색)에서 볼 수 있으며 가까운 적외선 빛이 방법 첫 번째 배 거울을 번역하여 적응 광학 및 과학 장비로 이동 할 수 있습니다. 악기 패키지 (B) A 해당 사진 . <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig3large.jpg" target="_blank">큰 그림을 보려면 여기를 클릭하십시오</a> . <img alt="그림 4" fo:content-width="6in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4.jpg" /> 4 그림. 판잣집 - 하트만 파면 센서. (A) 개념적 다이어그램. 평면 파도 lenslet 배열을 통과으로, 이미지의 일반적인 패턴은 검출기 (파란색) 상에 형성된다. 비평 파도가 lenslet 배열을 통과하면 파도의 로컬 그라디언트는 t에 영향을배열 (빨간색)의 각 렌즈에 의해 형성된 이미지의 그는 순위입니다. (B) 로보-AO 쉑 - 하트만 파면 센서의 레이저 이미지의 패턴. 88 곳의 각 망원경 학생의 형상에 의해 결정 전체 패턴 모양으로, lenslet 배열의 각 렌즈에 의해 형성된으로 10km에서 레이저 산란의 이미지입니다. 참조 이미지 위치 (절차 1.6)에 대해 각 이미지의 상대 변위는 들어오는 빛 파도의 로컬 기울기의 측정을 할 수 있습니다. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig4large.jpg" target="_blank">더 큰 그림을 보려면 여기를 클릭하십시오</a> . <img alt="그림 5" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig5.jpg" /> 그림 5. 대기 프리즘 분산의 수정. 적응 광학은 11의 이미지를 수정 × 구형 클러스터의 16 아크 초 subfield의 메시에 15. 적응 광학은 대기 난류의 영향을 해결하는 동안 45도의 망원경 해발 고도는 (A), 대기 프리즘 분산은 여전히 개인 별의 이미지에 영향을 이미지 수평선에 날카로운 평행이며,여 동안 약 1 아크의 수평선에 가늘고 긴 수직 두 번째 λ의 스펙트럼 대역폭 = 400-950 nm의 (B) 또한 대기 프리즘 분산을 중화하기 위해 대기 분산 ​​교정기를 사용하여 회절 - 제한된 해상도 이미징이 두 방향으로 회복된다.. <img alt="그림 6" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig6.jpg" /> 6 그림. 구형 클러스터 메시 3 이미지 (A) 44 × 44 아크 초 뷰 필드, 구형 클러스터 Z-밴드 메시 3 코어의 2 분 길이 uncompensated 이미지. (λ = 830-950 nm의) . (B) 동일한 전마법사는 달리 볼 수 없습니다 많은 별을 공개 로보-AO를 사용하여 적응 광학 보정을 표시했습니다. <img alt="그림 7" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig7.jpg" /> 그림 7. 목성의 이미지 R-밴드 목성의 (A) A 0.033 초 uncompensated 스냅 샷 (42 아크 초 명백한 직경) (λ = 560-670 nm의).. (B) 로보-AO 레이저 적응 광학 보정과 같은 이미지 표면 클라우드 기능을 보여 주며 더 명료하게 가니메데 (화살표)를 transiting.

이 지상 기반 망원경으로 이미징 할 수 있습니다 전에 천문 개체의 빛은 지구 난류 분위기를 통해 여행을해야합니다. 최대 이론 각 해상도에서 직접 이미지를 사용하려면 예 로보-AO 적응 - 광학 시스템에 의해 고용 된 것과 같은 고급 기술이 사용되어야합니다.

로보-AO와 초점에 보이는 세계를 가져 오는

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

이 절차의 전반적인 목적은 천문학적 이미징에 대한 대기 난기류의 저하 효과를 보상하는 것입니다. 광파가 대기를 통과할 때 왜곡됩니다. 여기에 설명된 보정은 고출력 레이저 빔을 천체 방향으로 집중시켜 밝은 인공 참조 소스를 생성하는 것으로 시작됩니다.다음으로, 되돌아오는 레이저 광파의 형상을 파면 센서로 측정한다. 다음으로, 광학 시스템의 변형 가능한 거울로 명령을 보내 천체에서 오는 광파를 포함하여 들어오는 모든 광파의 모양을 수정합니다. 궁극적으로 적응형 광학 보정은 1.5미터 망원경의 가시 파장에서 약 0.1각초의 각도 해상도로 회절 제한 이미지를 복구합니다.대형 망원경 시설에서 수행되는 것과 같은 기존 방법에 비해 이 기술의 주요 장점 중 하나는 Robo AO 시스템이 가시광선 파장을 작동한다는 것입니다. 또 다른 주요 장점은 매우 효율적이고 완전한 로봇 자동화 모드에서 작동한다는 것입니다. 이러한 기능을 사용하여 우리는 가까운 별, 가장 중요하게는 외계행성이 있는 것으로 알려진 별과 가까운 동료를 찾을 것입니다.우리는 가까운 성단에 있는 별의 움직임을 정밀하게 측정하고 초신성과 같은 일시적인 사건의 이미지를 검색하고 얻을 것입니다. 이 시스템의 주요 용도는 NASA의 케플러 미션과 같은 일시적인 행성 조사를 지원하는 것입니다. 만약 케플러가 통과 행성 후보를 본다면, 그것은 실제 행성일 수도 있고, 천체물리학적 거짓 긍정(false positive)일 수도 있다.그래서 robo는 가까운 곳에 혼합된 별들을 찾아 거짓 긍정 시나리오를 배제하기 위해 이러한 시스템을 살펴보고, 이것은 수천 개의 케플러 후보들이 실제로 행성이라는 것을 확인하는 핵심 단계입니다. 매우 많은 수의 표적이 필요한 설문 조사 외에도 robio의 로봇 특성은 빠른 응답에 완벽하게 적합합니다. 예를 들어, 과도과학은 은하의 핵에서 과도현상이 일어난다고 상상한다.로비오의 절묘한 공간 해상도는 이것이 중심 블랙홀에 의해 단단히 찢어지는 별인지, 아니면 근처에서 우연히 일어난 초신성 폭발인지 알려줄 수 있습니다. 또 다른 예로, 우리 태양계에서 누구에 훨씬 더 가까운 것은 행성과 위성의 날씨와 화산에 대한 장기간의 높은 공간 해상도 모니터링입니다. 적당한 크기의 망원경에 로봇 어댑터 시스템을 장착한다는 아이디어는 비용 효율적인 방식으로 기존 인프라를 획기적으로 향상시키기 위한 것입니다.낮 시간 동안 망원경에 robo AO 시스템의 구성 요소를 설치하십시오. 여기에서 적응형 광학 장치가 장착되고, 그 다음에 전자 장치가 장착되고, 마지막으로 케이블링이 설치됩니다. 레이저는 항상 시스템이 적절하게 보정된 작동 안전 시간이 식별된 상태로 망원경에 장착되며, 자외선 레이저 점검을 위한 중복 셔터가 닫힌 상태에서 관찰할 수 있을 만큼 충분히 어두워지면 망원경 돔을 열 수 있는 조건이 안전합니다.여기에는 습도, 이슬점, 강하, 강수량, 풍속 및 공기 중 입자에 대한 안전한 범위에 있는 것이 포함됩니다. 망원경 돔을 열고 머리 위에 있는 비교적 밝은 별, 겉보기 등급이 5보다 작은 별을 가리킵니다. 별이 거의 최상의 초점이 될 때까지 망원경 보조 미러를 조정하여 망원경의 초점을 다시 맞춥니다.이를 추정하면 과학 카메라 중 하나의 라이브 이미지를 사용하는 것으로 충분합니다. 망원경으로 선택한 목표물을 가리킵니다. 필요에 따라 망원경 방향을 조정하여 과학 카메라의 시야에 있는 물체의 구도를 잡습니다.업링크 팁 틸트 미러 레이저가 해당 범위의 중앙에 있는지 확인합니다. 이 작업이 완료되면 내부 및 중복 레이저 셔터를 열어 레이저 빔이 전파될 수 있도록 합니다. procal cell optical shutters가 꺼져 있는 동안 Wavefront 센서 카메라에서 약 1200프레임의 데이터를 1초 동안 기록합니다.이제 이 데이터에서 중앙값 이미지를 계산합니다. 이것은 Wavefront 센서 카메라로 캡처한 이미지에서 전기적 또는 광학적 바이어스를 빼기 위한 배경 프레임으로 사용됩니다. 다음으로, 10km의 레이저 펄스가 Wavefront 센서로 전송되도록 pcal cell triggering 시스템을 활성화합니다.레이저 이미지의 Shaq Hartman 패턴이 Wavefront 센서 카메라에 나타날 때까지 업링크 팁 틸트 미러를 조정합니다. 업링크 팁 틸트 미러를 제자리에 두고 pcal 셀을 잠시 끕니다. 새 Wavefront 센서 배경 이미지를 기록합니다.이것은 레이저가 업링크 팁 틸트 미러에 의해 다른 방향을 향할 때 광학 배경이 약간 변경됨에 따라 필요합니다. 이제 고차 적응형 광학 시스템을 시작합니다. Wavefront 센서의 레이저 이미지 위치는 과학 카메라에 들어가기 전에 망원경으로 들어오는 비평면 광파를 평평하게 만드는 거울 모양을 결정하는 데 사용됩니다.위치 측정의 가중 평균은 Wavefront 센서의 중심에서 레이저 이미지의 패턴을 유지하는 데에도 사용됩니다. 원하는 필터를 선택하여 가시 범위에서 관찰을 시작합니다. 잔류 대기 프리즘 분산을 최소화하기 위해 대기 분산 보정 프리즘의 각도를 설정합니다.다음으로, 전자 곱셈 CCG 카메라의 프레임 크기와 노출 시간을 설정하여 최소 프레임 전송 속도가 약 10Hz, 이상적으로는 30Hz가 되도록 합니다. 이 캡처 속도는 일반적으로 회절 제한 각도 해상도 이하로 노출 내 이미지 움직임을 감소시킵니다. 대상의 최대 강도가 검출기 웰 깊이의 약 절반이 되거나 희미한 물체에 대한 희미한 대상의 경우 최대값 300이 되도록 E-M-C-C-D 카메라의 전자 곱셈 이득을 조정합니다.이미지 포인트 확산 기능의 핵심에서 약 5-10개의 광자가 감지될 때까지 E-M-C-C-D 카메라의 프레임 속도를 늦춥니다. 이렇게 하면 사후 등록 처리를 위한 충분한 광자가 있는지 확인할 수 있습니다. 계산된 총 통합 노출을 위해 E-M-C-C-D 카메라의 연속 이미지 세트를 기록합니다.관측이 완료되면 망원경 돔을 닫고 망원경을 평면 스크린으로 향하게 합니다. 돔 플랫 램프 켜기 돔 플랫 램프가 생성하는 플랫 필드 조명의 일련의 전체 프레임 이미지를 E-M-C-C-D 및 적외선 카메라의 화면에 기록합니다. 관측 중에 사용되는 각 천문 필터에 대해.각 픽셀의 flat field intensity는 망원경의 결합된 양자 효율을 나타냅니다. 적응형 광학 시스템 필터 및 카메라는 돔 플랫 램프를 끄고 각 카메라 전면의 차단 필터로 전환합니다. 관찰 중에 사용된 것과 동일한 범위의 노출 시간과 이미지 형식을 사용하여 두 카메라에서 일련의 어두운 이미지를 기록합니다.다크 프레임은 기록된 데이터에서 어둡고, 현재 및 전자 노이즈로 인한 바이어스를 제거하는 데 사용됩니다. 마지막으로 망원경을 주차하고 끕니다. Robo AO 레이저 적응형 광학 시스템은 대기 난류를 보정하고 가시광선 및 근적외선 파장에서 회절 제한 해상도 이미지를 생성하는 데 사용됩니다.왼쪽 패널은 보상되지 않은 난기류를 통해 붉은 빛으로 보이는 단일 별의 일반적인 이미지를 보여줍니다. 이미지 너비는 약 1개의 호입니다. 둘째, 오른쪽 패널에는 같은 별이 표시됩니다.적응형 광학 보정 후 이미지 너비는 0.12 arc sec로 감소하여 0.1 arc보다 약간 큽니다. 사용된 설정을 위한 두 번째 완벽한 이미지 너비입니다. 첫 번째 바람이 잘 통하는 고리는 이미지의 중심부 주변에서 희미하게 볼 수 있습니다.이렇게 훨씬 향상된 각도 해상도는 쌍성계와 다중항성계를 발견할 수 있게 해준다. 증가된 해상도는 또한 더 메시에 3개의 GLO 성단의 근적외선 이미지에서 볼 수 있듯이 밀도가 높은 장에서 훨씬 더 희미한 별을 감지할 수 있게 합니다. 왼쪽은 보정되지 않은 이미지입니다.오른쪽은 robo AO 보정 이미지입니다. 태양계 물체의 특징도 더 선명하게 볼 수 있습니다. 여기 왼쪽은 목성의 보정되지 않은 스냅샷입니다.오른쪽에는 더 쉽게 식별할 수 있는 구름 특징을 보여주는 수정된 이미지와 화살표로 표시된 통과하는 달 gani me가 있습니다. 일단 숙달되면 새로운 천문 목표물에 레이저 적응형 광학 시스템을 설정하는 데 몇 분 만에 달성할 수 있습니다. 실제로 로보 웨일은 여기에 제시된 모든 설정 단계를 1분 이내에 수행하는 로봇 시퀀싱 시스템에 의해 제어되는 절차에 따라 자동으로 작동합니다.이 자동화 시스템을 통해 robo는 개발 후 하룻밤에 최대 200개의 관측을 완료할 수 있습니다. 이 기술은 연구자들이 가까운 동료에 대한 사상 최대 규모의 이미징 조사를 수행하여 수천 개의 가까운 별을 커버하고 전체 주염기서열과 그 이후에 걸쳐 다중성 특성을 신중하고 상세하게 비교할 수 있는 길을 열었습니다. 이 비디오를 시청한 후에는 적응형 광학 시스템을 사용하여 대기 난류의 영향을 수정 및 측정하고 지상에서 회절 제한 이미징을 복구하는 방법을 잘 이해하게 될 것입니다.

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