Skupienie się na widzialnym wszechświecie dzięki Robo-AO

Podsumowanie

Światło z obiektów astronomicznych musi przejść przez burzliwą atmosferę Ziemi, zanim będzie mogło być zobrazowane przez teleskopy naziemne. Aby umożliwić bezpośrednie obrazowanie w maksymalnej teoretycznej rozdzielczości kątowej, należy zastosować zaawansowane techniki, takie jak te stosowane w systemie optyki adaptacyjnej Robo-AO.

Streszczenie

Rozdzielczość kątowa naziemnych teleskopów optycznych jest ograniczona przez degradujące efekty burzliwej atmosfery. W przypadku braku atmosfery rozdzielczość kątowa typowego teleskopu jest ograniczona jedynie dyfrakcją, tj. długością fali λ podzieloną przez wielkość apertury zwierciadła głównego, D. Na przykład Kosmiczny Teleskop Hubble'a (HST), ze zwierciadłem głównym o długości 2,4 m, ma rozdzielczość kątową w zakresie widzialnym wynoszącą ~0,04 sekundy kątowej. Atmosfera składa się z powietrza o nieco różnych temperaturach, a więc o różnych współczynnikach załamania światła, stale się mieszających. Fale świetlne są zakrzywiane, gdy przechodzą przez niejednorodną atmosferę. Kiedy teleskop naziemny skupia te fale świetlne, natychmiastowe obrazy wydają się fragmentaryczne, zmieniając się w funkcji czasu. W rezultacie, obrazy z długim czasem naświetlania uzyskane za pomocą teleskopów naziemnych – nawet teleskopów o średnicy czterokrotnie większej od HST – wydają się rozmazane i mają rozdzielczość kątową wynoszącą w najlepszym razie od około 0,5 do 1,5 sekundy kątowej.

Astronomiczne systemy adaptacyjnej optyki kompensują efekty turbulencji atmosferycznych. Po pierwsze, kształt nadchodzącej fali nieplanarnej jest określany za pomocą pomiarów pobliskiej jasnej gwiazdy przez czujnik czoła fali. Następnie element w układzie optycznym, taki jak odkształcalne lustro, otrzymuje polecenie skorygowania kształtu wpadającej fali świetlnej. Dodatkowe poprawki są dokonywane w tempie wystarczającym do nadążania za dynamicznie zmieniającą się atmosferą, przez którą patrzy teleskop, ostatecznie uzyskując obrazy o ograniczonej dyfrakcji.

Wierność pomiaru czujnika czoła fali zależy od tego, jak dobrze docierające światło jest próbkowane przestrzennie i czasowo¹. Dokładniejsze próbkowanie wymaga jaśniejszych obiektów referencyjnych. Podczas gdy najjaśniejsze gwiazdy mogą służyć jako obiekty referencyjne do obrazowania obiektów oddalonych od kilku do kilkudziesięciu sekund kątowych w najlepszych warunkach, większość interesujących obiektów astronomicznych nie ma wystarczająco jasnych gwiazd w pobliżu. Jednym z rozwiązań jest skupienie wiązki laserowej o dużej mocy w kierunku celu astronomicznego w celu stworzenia sztucznego odniesienia o znanym kształcie, znanego również jako "laserowa gwiazda prowadząca". System laserowej optyki adaptatywnej Robo-AO^2,3 wykorzystuje laser ultrafioletowy o mocy 10 W skierowany na odległość 10 km w celu wygenerowania laserowej gwiazdy prowadzącej. Pomiary czoła fali gwiazdy prowadzącej lasera napędzają korekcję optyki adaptatywnej, co skutkuje obrazami o ograniczonej dyfrakcji i rozdzielczości kątowej ~0,1 sekundy kątowej na teleskopie o długości 1,5 m.

Wprowadzenie

Wpływ turbulencji atmosferycznych na obrazowanie astronomiczne został po raz pierwszy rozpoznany wieki temu przez Christiaana Huygensa⁴ i Isaaca Newtona⁵. Pierwsze koncepcyjne projekty optyki adaptatywnej kompensujące skutki turbulencji zostały opublikowane niezależnie przez Horace'a Babcocka6 i Vladimira^Linnika7 w latach pięćdziesiątych XX wieku. Departament Obrony USA sfinansował wówczas rozwój pierwszych systemów optyki adaptywnej w latach siedemdziesiątych XX wieku w celu obrazowania obcych satelitów podczas zimnej wojny^.. Cywilna społeczność astronomiczna poczyniła postępy w rozwoju systemów w latach 80.; Jednak po odtajnieniu wojskowych badań nad optyką adaptatywną w 1992 roku (Ref. ⁹), nastąpiła eksplozja zarówno liczby, jak i złożoności systemów astronomicznych¹⁰.

Większość z około dwudziestu dzisiejszych teleskopów w zakresie widzialnym i podczerwonym o aperturach większych niż 5 metrów jest wyposażona w systemy optyki adaptacyjnej (np. refs. ^11-19). W miarę jak teleskopy stają się coraz większe, a tym samym bardziej zdolne do zbierania światła, następuje większy wzrost rozdzielczości i czułości przy użyciu optyki adaptatywnej. Niestety, systemy optyki adaptacyjnej do dużych teleskopów są niezwykle złożone i ograniczone w swoim działaniu do długości fal bliskiej podczerwieni ze względu na obecną technologię; Wymagają one zespołów personelu pomocniczego, często z dużymi kosztami ogólnymi, a dostęp do tych rzadkich i cennych zasobów jest również ograniczony.

Na drugim końcu spektrum rozmiarów znajduje się ponad sto teleskopów w klasie 1-3 metrów, ale bardzo niewiele z nich jest wyposażonych w optykę adaptatywną. Korekcja turbulencji atmosferycznych, nawet na krótszych falach widzialnych, staje się możliwa do zrealizowania przy użyciu obecnej technologii w tych mniejszych teleskopach, ponieważ patrzą one przez znacznie mniejszą objętość turbulencji atmosferycznych (Rysunek 1). Całkowita ilość błędu optycznego wywołanego turbulencjami skaluje się prawie proporcjonalnie do średnicy zwierciadła głównego teleskopu i odwrotnie proporcjonalnie do długości fali obserwacyjnej. Ta sama technologia optyki adaptacyjnej, która jest używana w przypadku światła bliskiej podczerwieni w większych teleskopach, może być używana w świetle widzialnym w teleskopach o niewielkich rozmiarach. Dodatkowo, wiele teleskopów tej skali jest albo modernizowanych (np. nr ²⁰), albo budowanych na nowo z w pełni zrobotyzowanymi, zdalnymi i/lub autonomicznymi możliwościami (np. nr ²¹), co znacznie zwiększa opłacalność tych urządzeń. Gdyby teleskopy te zostały wyposażone w optykę adaptatywną, stanowiłyby atrakcyjną platformę do prowadzenia badań w wielu dziedzinach nauk astronomicznych, które w innym przypadku byłyby niepraktyczne lub niemożliwe w przypadku systemów optyki adaptacyjnej dużych^{teleskopów22}. Ograniczone dyfrakcją ukierunkowane badania dziesiątek tysięcy obiektów^23,24, długoterminowe monitorowanie^25,26 i szybka charakterystyka stanów przejściowych w zatłoczonych polach²⁷ są możliwe dzięki optyce adaptatywnej na tych skromnych aperturach.

Aby zbadać tę nową przestrzeń odkrywczą, zaprojektowaliśmy i wdrożyliśmy nowy, ekonomiczny system optyki adaptacyjnej dla teleskopów klasy 1-3 metrów, Robo-AO (refs. ^2,3; Rysunek 2). Podobnie jak w przypadku innych laserowych systemów optyki adaptacyjnej, Robo-AO składa się z kilku głównych systemów: systemu laserowego; zestaw elektroniki; oraz instrument zamontowany w ognisku Cassegraina teleskopu (za zwierciadłem głównym; Rysunek 3) Mieści się w nim szybka migawka optyczna, czujnik czoła fali, korektory czoła fali, instrumenty naukowe i źródła kalibracji. Przedstawiona tu konstrukcja Robo-AO ilustruje, jak w praktyce działa typowy laserowy system adaptacyjnej optyki.

Sercem systemu laserowego Robo-AO jest 10-W ultrafioletowy laser z przełączaniem Q, zamontowany w zamkniętym projektorze z boku teleskopu. Począwszy od samego lasera, projektor laserowy jest wyposażony w nadmiarową migawkę, oprócz wewnętrznej migawki lasera, co zapewnia dodatkowe bezpieczeństwo; płytka półfalowa do regulacji kąta rzutowanej polaryzacji liniowej; oraz zwierciadło typu uplink tip-tilt, które zarówno stabilizuje pozorną pozycję wiązki laserowej na niebie, jak i koryguje wygięcie teleskopu. Podwójnie wypukła soczewka na regulowanym stoliku ostrości rozszerza wiązkę lasera, wypełniając soczewkę o aperturze wyjściowej 15 cm, która jest optycznie sprzężona z lustrem odchylanym końcówką. Soczewka wyjściowa skupia światło lasera na odległość 10 km w linii wzroku. Gdy impulsy laserowe (o długości ~35 ns co 100 μs) rozchodzą się w atmosferze z dala od projektora, niewielka część fotonów Rayleigha rozprasza cząsteczki powietrza i wraca w kierunku teleskopu (Rysunek 2B). Powracające rozproszone fotony powstają wzdłuż całej ścieżki lasera skierowanej w górę i w przeciwnym razie wyglądałyby jak smuga, która sprawiłaby, że pomiary czoła fali byłyby niedokładne. W instrumencie optyki adaptatywnej szybka migawka optyczna Pockels²⁸ służy do przesyłania światła laserowego powracającego tylko z wąskiego wycinka atmosfery wokół ogniskowania projektora o długości 10 km, co powoduje, że laser wygląda jak plamka. Przełączanie ogniwa Pockelsa jest napędzane przez ten sam zegar główny, co laser impulsowy, z opóźnieniem uwzględniającym czas podróży impulsu laserowego przez atmosferę w obie strony. Ostatecznie tylko około jeden na każdy bilion wystrzelonych fotonów jest wykrywany przez czujnik czoła fali. Mimo to ten strumień promieniowania jest wystarczający do działania systemu optyki adaptacyjnej.

Laser ultrafioletowy ma dodatkową zaletę, że jest niewidoczny dla ludzkiego oka, głównie dzięki absorpcji przez rogówkę i soczewkę²⁹. W związku z tym nie jest w stanie oślepić pilotów i jest uważany za system laserowy klasy 1 (tj. niezdolny do wytwarzania szkodliwych poziomów promieniowania podczas pracy i zwolniony z wszelkich środków kontroli³⁰) w odniesieniu do wszystkich możliwych zagrożeń osób w przelatujących samolotach, eliminując potrzebę obecności obserwatorów znajdujących się na miejscu, zgodnie z normalnymi wymogami Federalnego Urzędu Lotnictwa w ^USA.. Niestety, istnieje możliwość, że laser uszkodzi niektóre satelity na niskiej orbicie okołoziemskiej. Z tego powodu zarówno ze względów bezpieczeństwa, jak i odpowiedzialności zaleca się koordynowanie działań laserowych z odpowiednią agencją (np. z Dowództwem Strategicznym USA (USSTRATCOM) w ramach U.S.32).

Czujnik czoła fali, który mierzy przychodzące światło laserowe w instrumencie Robo-AO Cassegrain, jest znany jako czujnik Shack-Hartmann³³ i zawiera układ soczewek, przekaźnik optyczny i czujnik obrazowania. Układ soczewek to refrakcyjny element optyczny, płaski z jednej strony, z siatką wypukłych soczewek w kształcie kwadratu po drugiej stronie. Znajduje się w pozycji optycznie sprzężonej ze źrenicą wejściową teleskopu. Gdy "światło powrotne" z lasera przechodzi przez najsłabszy układ soczewek, obrazy lasera na niebie są tworzone w ognisku każdej z soczewek w matrycy (rysunek 4). Ten wzór obrazów laserowych jest następnie optycznie przekazywany do zoptymalizowanej pod kątem promieniowania UV kamery ze sprzężeniem ładunkowym (CCD). Boczne położenie x-y każdego obrazu jest miarą lokalnego gradientu lub "nachylenia" fali świetlnej przechodzącej przez każdą soczewkę matrycy. Stosunek sygnału do szumu w każdym pomiarze pozycji za pomocą Robo-AO waha się od 6 do 10 w zależności od kąta zenitalnego i warunków widzenia (6,5 elektronów szumu detektora w każdym z czterech pikseli przy sygnale w zakresie od 100 do 200 fotoelektronów na obraz na pomiar).

Ogólny kształt fali świetlnej jest następnie obliczany przez pomnożenie zmierzonych nachyleń przez wstępnie obliczoną macierz rekonstruktora czoła fali. Macierz rekonstruktora jest tworzona przez utworzenie modelu geometrii źrenicy, która jest dzielona przez układ soczewek. Poszczególne ortonormalne funkcje bazowe (w tym przypadku dyskowe funkcje harmoniczne do 11^tego rzędu promieniowego, co daje w sumie 75 funkcji; odnośnik ³⁴) są realizowane na modelu i obliczane jest rozwiązanie 2-D metodą najmniejszych kwadratów dla najlepiej dopasowanej płaszczyzny na każdej soczewce w tablicy. Chociaż jest to przybliżenie do średniego gradientu, w praktyce różnica jest znikoma, a zaletą jest łatwa obsługa geometrii częściowo oświetlonych soczewek na krawędziach rzutowanej źrenicy. W ten sposób wyprowadza się macierz wpływu, która przekształca amplitudy jednostkowe dla każdej funkcji bazowej z przesunięciem nachylenia dla każdej soczewki. Macierz rekonstruktora jest następnie tworzona przez pobranie pseudoodwrotności macierzy wpływu przy użyciu dekompozycji wartości osobliwych. Gdy kształt fali świetlnej jest znany pod względem współczynników zbioru bazowego, na korektorze czoła fali wyższego rzędu można nakazać kompensacyjny kształt odwrotny. Proces dokonywania pomiaru, a następnie stosowania poprawki i powtarzania tego cyklu w kółko, jest przykładem integralnej pętli sterowania. Robo-AO wykonuje swoją pętlę sterującą z częstotliwością 1,2 kHz, niezbędną do nadążania za dynamiką atmosfery. Współczynnik skali (znany również jako wzmocnienie całkowej pętli sterowania) mniejszy niż 1 i zwykle bliski 0,6 jest stosowany do sygnału korekcyjnego w celu utrzymania stabilności pętli sterującej przy jednoczesnym zminimalizowaniu błędu resztkowego skorygowanego światła.

Korektor czoła fali wysokiego rzędu w Robo-AO to odkształcalne zwierciadło mikro-elektromechaniczne (MEMS)³⁵. Robo-AO wykorzystuje 120 siłowników do regulacji oświetlonej powierzchni lustra, wystarczających w rozdzielczości przestrzennej, aby dokładnie dopasować się do obliczonego kształtu korekcyjnego. Siłowniki charakteryzują się maksymalną amplitudą odchylenia powierzchni wynoszącą 3,5 μm, co odpowiada optycznej kompensacji fazowej do 7 μm. W typowych warunkach atmosferycznych w obserwatoriach astronomicznych ta długość kompensacji jest większa niż 5 sigma amplitudy błędu optycznego wywołanego turbulencjami, a zatem skutkuje znacznym zapasem korekcji. Co więcej, odkształcalne zwierciadło może kompensować statyczne błędy optyczne powstające w instrumencie i teleskopie kosztem zmniejszonego zakresu dynamiki.

Jedną z subtelności używania lasera jako sondy atmosfery jest jego niezdolność do pomiaru ruchu obrazu astronomicznego³⁶. Powracające światło laserowe jest oglądane mniej więcej z tej samej pozycji, z której jest emitowane, dlatego zawsze powinno pojawiać się w tym samym miejscu na niebie. Każde całkowite nachylenie mierzone w powracającej fali światła laserowego przez czujnik czoła fali jest zdominowane przez mechaniczne błędy wskazywania. Sygnał przechyłu jest wykorzystywany do napędzania zwierciadła pochylenia końcówki i pochylenia systemu laserowego, utrzymując w ten sposób wzór Shacka-Hartmanna wyśrodkowany na czujniku czoła fali. Korekcja ruchu obrazu astronomicznego jest obsługiwana oddzielnie w kamerach naukowych, jak wyjaśniono poniżej.

Robo-AO używa czterech pozaosiowych zwierciadeł parabolicznych (OAP) do achromatycznego przekazywania światła z teleskopu do kamer naukowych (Rysunek 3). Tor przekaźnikowy zawiera zwierciadło korygujące szybkie nachylenie końcówki, a także korektor dyspersji atmosferycznej (ADC)³⁷ składający się z pary obracających się pryzmatów. ADC rozwiązuje szczególny problem związany z obserwacją obiektów przez atmosferę, które nie znajdują się bezpośrednio nad głową: atmosfera działa jak pryzmat i załamuje światło w funkcji długości fali, przy czym ogólny efekt staje się silniejszy, gdy teleskop jest skierowany niżej na wysokość, powodując, że obrazy - zwłaszcza te, które zostały wyostrzone przez korekcję optyki adaptatywnej - wydają się wydłużone w kierunku normalnym do horyzontu. Przetwornik ADC może dodać przeciwną ilość dyspersji do wpadającego światła, skutecznie negując efekt atmosferycznej dyspersji pryzmatycznej (rysunek 5). Na końcu przekaźnika OAP znajduje się widzialny dichroik, który odbija światło λ < 950 nm do kamery EMCCD (Electr-Multiponging-Charge-coupled Device), jednocześnie przesyłając światło podczerwone w kierunku kamery na podczerwień. Kamera EMCCD ma możliwość rejestrowania obrazów o bardzo niskim poziomie szumów elektronicznych (detektorowych)^38,39, z liczbą klatek na sekundę, która redukuje ruch obrazu podczas ekspozycji poniżej rozdzielczości kątowej ograniczonej dyfrakcją. Poprzez ponowne wyśrodkowanie i ułożenie serii tych obrazów można zsyntetyzować obraz z długim czasem naświetlania przy minimalnej redukcji szumów. Kamera EMCCD może być również używana do stabilizacji ruchu obrazu w kamerze na podczerwień; Pomiary położenia obrazowanego źródła astronomicznego mogą być wykorzystywane do ciągłego sterowania szybkim pochyleniem końcówki w celu ponownego skierowania obrazu w żądane miejsce. Przed każdą kamerą znajduje się zestaw kół filtrowych z odpowiednim zestawem filtrów astronomicznych.

Wewnętrzny symulator teleskopu i źródła jest zintegrowany z systemem Robo-AO jako narzędzie do kalibracji. Może jednocześnie symulować ognisko lasera ultrafioletowego na odległości 10 km i źródło ciała doskonale czarnego na nieskończoności, dopasowując współczynnik ogniskowej teleskopu macierzystego i położenie źrenicy wyjściowej. Pierwsze zwierciadło fałdowe w Robo-AO kieruje całe światło ze zwierciadła wtórnego teleskopu do systemu optyki adaptacyjnej. Składane zwierciadło jest również zamontowane na zmotoryzowanym stoliku, który można przesunąć na bok, aby odsłonić wewnętrzny teleskop i symulator źródła.

Chociaż system Robo-AO ma działać w całkowicie autonomiczny sposób, każdy z wielu etapów obserwacji optyki adaptatywnej może być wykonany ręcznie. Ta procedura krok po kroku, wraz z krótkim wyjaśnieniem, została szczegółowo opisana w następnej sekcji.

Protokół

1. Procedury poprzedzające obserwację

1. Sporządź listę celów astronomicznych, które mają być obserwowane.
2. Oblicz łączne czasy ekspozycji potrzebne każdemu obiektowi do osiągnięcia wymaganego stosunku sygnału do szumu w każdej pożądanej kombinacji filtra naukowego i kamery.
3. Prześlij listę celów astronomicznych do obserwacji do USSTRATCOM na więcej niż 3 dni przed obserwacjami. Wyślą z powrotem predykcyjny komunikat unikania (PAM) wskazujący "otwarte okna" - czas, w którym można bezpiecznie użyć systemu laserowego na każdym żądanym celu bez potencjalnego uszkodzenia satelitów.
4. Zainstaluj system Robo-AO na teleskopie w ciągu dnia, jeśli jeszcze tego nie zrobiłeś (np. Robo-AO na 1,5-metrowym teleskopie P60 w Obserwatorium Palomar w Kalifornii; Rysunek 2).
5. Przełóż pierwsze zwierciadło składane, aby odsłonić wewnętrzny teleskop i symulator źródła, do czujnika czoła fali laserowej i włącz symulowane źródło lasera.
6. Rejestruj pozycje symulowanych obrazów laserowych w kamerze z czujnikiem czoła fali. Pozycje te są używane jako referencyjne pomiary nachylenia dla czujnika czoła fali Shacka-Hartmanna i zostaną odjęte od następujących pomiarów na niebie. Ta procedura kalibruje niewielkie zmiany optyczne w ustawieniu przyrządu spowodowane zmieniającymi się temperaturami.
7. Przywróć pierwsze lustro fałdowe do pierwotnej pozycji i wyłącz symulowane źródło lasera.
8. Skontaktuj się z USSTRATCOM na godzinę przed obserwacją, aby poinformować ich o planowanej nocnej aktywności i otrzymać wszelkie aktualizacje lub zmiany w PAM.
9. Włącz laser ultrafioletowy o mocy 10 W, pozostawiając nadmiarową migawkę zamkniętą. System chłodzenia cieczą reguluje temperaturę pomp diodowych w laserze i potrzebuje około godziny na stabilizację.
10. Sprawdź, czy warunki są bezpieczne, aby otworzyć kopułę teleskopu, gdy jest wystarczająco ciemno do obserwacji. Obejmuje to bezpieczny zakres wilgotności, obniżenie punktu rosy, opady, prędkość wiatru i cząstki unoszące się w powietrzu.
11. Otwórz kopułę teleskopu i skieruj na stosunkowo jasną gwiazdę (m_V ≤ 5) nad głową.
12. Ponownie ustaw ostrość teleskopu, ustawiając zwierciadło wtórne teleskopu, aż gwiazda znajdzie się w przybliżeniu najlepszej ostrości (najmniejsza szerokość obrazu). Wystarczająca jest ręczna estymacja na podstawie obrazu na żywo z jednej z kamer naukowych.

2. Korekcja optyki adaptatywnej wysokiego rzędu

1. Wybierz cel astronomiczny, który ma wystarczająco długie "otwarte okno" zgodnie z PAM.
2. Ustaw alarm na koniec "otwartego okna" z buforem na co najmniej 1 minutę. Jeśli alarm włączy się podczas obserwacji, natychmiast wyłącz laser.
3. Skieruj teleskop w stronę wybranego celu astronomicznego. Wykadruj obiekt(y) w polu view kamer naukowych, dostosowując w razie potrzeby skierowanie teleskopu.
4. Upewnij się, że lustro odchylane końcówki łącza laserowego jest wyśrodkowane w swoim zakresie przed otwarciem wewnętrznych i nadmiarowych przesłon laserowych - propagując laser na niebie (Rysunek 2).
5. Nagraj sekundę danych z kamery z czujnikiem czoła fali, około 1200 klatek, gdy migawka optyczna ogniwa Pockels jest wyłączona.
6. Na podstawie tych danych oblicz medianę obrazu. Zostanie to wykorzystane jako ramka tła do odjęcia wszelkich odchyleń elektrycznych lub optycznych od obrazów uchwyconych przez kamerę z czujnikiem czoła fali.
7. Włącz system wyzwalania ogniw Pockelsa tak, aby impulsy laserowe z odległości 10 km były przesyłane do czujnika czoła fali.
8. Spiralnie przeszukaj lustro z końcówką i pochyleniem łącza w górę, aż wzór obrazów laserowych Shacka-Hartmanna pojawi się w kamerze czujnika czoła fali (rysunek 4B). Pozostaw lusterko uchylne końcówki łącza na swoim miejscu.
9. Nagraj nowy obraz tła czujnika czoła fali, gdy komórka Pockelsa jest chwilowo wyłączona. Jest to konieczne, ponieważ tło optyczne zmienia się nieznacznie, gdy laser jest skierowany w różnych kierunkach przez lustro uchylne z końcówką łącza w górę.
10. Uruchom wysokiej klasy system optyki adaptacyjnej. W tym momencie uruchamiane są jednocześnie dwie pętle sterowania; Pozycje każdego obrazu laserowego utworzonego przez matrycę soczewek czujnika Wavefront są wykorzystywane do napędzania odkształcalnych siłowników zwierciadła w celu spłaszczenia niepłaskich fal świetlnych docierających do teleskopu, zanim rozejdą się one do kamer naukowych. Średnia ważona pomiarów położenia jest również wykorzystywana do sterowania lustrem uchylnym końcówki łącza w górę w celu utrzymania wyśrodkowania wzoru obrazów laserowych na czujniku czoła fali.

3. Obserwacja w widzialnym (z korektą rejestracji po fakcie)

1. Ustaw położenie kół filtrów na żądany filtr(y) obserwacyjny.
2. Ustaw kąt pryzmatów ADC tak, aby szczątkowa atmosferyczna dyspersja pryzmatyczna była zminimalizowana na instrumentach naukowych.
3. Ustaw czas ekspozycji i rozmiar klatki w kamerze EMCCD tak, aby minimalna częstotliwość przesyłania klatek wynosiła ~10 Hz, przy czym preferowane jest 30 Hz. Dane przechwycone z tą szybkością zazwyczaj redukują ruch obrazu podczas ekspozycji poniżej rozdzielczości kątowej ograniczonej dyfrakcją.
4. Ustaw wzmocnienie zwielokrotnienia elektronów w kamerze EMCCD tak, aby maksymalna intensywność celów wynosiła w przybliżeniu połowę głębokości studzienki detektora lub maksymalną wartość 300 dla słabszych celów.
5. W przypadku słabych obiektów, tych w przybliżeniu większych niż 15 magnitudo, spowalniają liczbę klatek na sekundę kamery EMCCD, aż do momentu, gdy w rdzeniu funkcji rozproszenia punktu obrazu zostanie wykrytych co najmniej ~5-10 fotonów. Chociaż prowadzi to do dodatkowego rozmycia ruchu obrazu w obrębie kadrów i zmniejszenia rozdzielczości kątowej (np. ref. ⁴⁰; Mniej więcej dwa razy większa rozdzielczość niż ograniczona dyfrakcją na obiektach M_r ~ 16,5), do prawidłowego przetwarzania rejestracji post facto potrzebnych jest kilka fotonów rdzeniowych.
6. Rejestrować ciągły zestaw obrazów z kamery EMCCD do momentu, gdy całkowity zintegrowany czas ekspozycji zrówna się z czasem obliczonym w ppkt 1.2.

4. Obserwacje w podczerwieni (z widoczną korekcją pochylenia)

1. Ustaw koło filtrów przed kamerą EMCCD na filtr szerokopasmowy, tj. filtr przezroczysty lub filtr długoprzepustowy λ > 600 nm.
2. Zwróć uwagę na położenie w pikselach obiektu, który ma być używany jako źródło prowadnicy pochylenia końcówki w kamerze EMCCD podczas patrzenia na obraz na żywo.
3. Ustaw ustawienia odczytu kamery na następujące wartości: piksele kosza o współczynnik 4 i ustaw obszar odczytu ramki podrzędnej transferu klatek na łącznie 2 × 2 piksele w bloku wyśrodkowane w poprzednio zanotowanej pozycji.
4. Ustaw liczbę klatek na sekundę kamery EMCCD i wzmocnienie zwielokrotnienia elektronów, aby dopasować jasność źródła prowadzącego do pochylenia końcówki. Preferowana jest częstotliwość odświeżania 300 Hz (dla pasma korekcji pętli sterowania ~30 Hz), ale w razie potrzeby można ją obniżyć w przypadku słabszych obiektów kosztem niższej jakości korekcji pochylenia końcówki.
5. Uruchom pętlę sterowania przechylaniem. Spowoduje to obliczenie bieżącej pozycji źródła prowadnicy i nakażenie szybkiemu lustrowi korygującemu pochylenie końcówki, aby przesunęło swoją pozycję do środka obszaru pikseli w koszu.
6. Rejestruj obrazy z kamery termowizyjnej do momentu, gdy całkowity zintegrowany czas ekspozycji zrówna się z czasem obliczonym w punkcie 1.2. Maksymalne czasy naświetlania pojedynczej klatki będą ograniczone jedynie nasyceniem wynikającym z emisji podczerwonej, z nieba, instrumentu lub obiektu, lub ciemnym prądem z matrycy podczerwieni. Ekspozycje mogą wynosić od ułamków sekundy do kilku minut.

5. Procedury na koniec nocy

1. Zamknij kopułę teleskopu i skieruj teleskop na płaski ekran po zakończeniu obserwacji.
2. Wyłącz laser i skontaktuj się z USSTRATCOM z podsumowaniem nocnych zajęć w ciągu 15 minut.
3. Włącz płaską lampę kopułkową.
4. Nagrać serię pełnoklatkowych obrazów zarówno za pomocą EMCCD, jak i kamer na podczerwień, przedstawiających oświetlenie płaskiego pola wytwarzanego przez płaską lampę kopułkową na płaskim ekranie dla każdego filtra astronomicznego użytego poprzedniej nocy. Natężenie płaskiego pola w każdym pikselu reprezentuje łączną względną wydajność kwantową teleskopu, systemu optyki adaptacyjnej, filtrów i kamery.
5. Wyłącz płaską lampę kopułkową i przełącz na filtry blokujące znajdujące się przed każdą kamerą.
6. Nagraj serię ciemnych obrazów za pomocą obu aparatów odpowiadających zakresowi czasów naświetlania i formatom obrazów zarejestrowanym poprzedniej nocy. Ciemne ramki służą do usuwania odchyleń spowodowanych ciemnym prądem i szumem elektronicznym z nagranych danych.
7. Zaparkuj teleskop.

6. Przetwarzanie obrazów

1. Utwórz pojedynczy ciemny obraz kalibracyjny z mediany każdej serii ciemnych obrazów zarejestrowanych w 5.6).
2. Utwórz obraz kalibracyjny płaskiego pola dla każdego filtra w każdej kamerze, obliczając medianę każdej serii obrazów płaskiego pola zarejestrowanej w 5.4), odejmując odpowiadający mu ciemny obraz kalibracyjny, a następnie dzieląc cały obraz przez medianę wartości pikseli w kadrze.
3. Odejmij odpowiedni ciemny obraz kalibracyjny i podziel przez obraz kalibracyjny płaskiego pola dla każdego obrazu naukowego na niebie zarejestrowanego przez EMCCD i kamery na podczerwień.
4. Ponownie wyśrodkuj skalibrowane obrazy naukowe z każdej obserwacji, wyrównując najjaśniejszy piksel, a następnie dodaj obrazy razem, aby utworzyć obraz skumulowany. Można również zastosować bardziej wyrafinowane procedury poprawiające rejestrację obrazu^39,41.

Wyniki

System laserowej optyki adaptacyjnej Robo-AO jest wykorzystywany do kompensacji turbulencji atmosferycznych i uzyskiwania obrazów o rozdzielczości ograniczonej dyfrakcją w zakresie fal widzialnych i bliskiej podczerwieni. Rysunek 1A przedstawia obraz pojedynczej gwiazdy widzianej w świetle czerwonym przez niekompensowane turbulencje atmosferyczne, gdzie szerokość obrazu wynosi 1,0 sekundy łuku. Rysunek 1B pokazuje tę samą gwiazdę po korekcji optyką adaptacyjną: szerokość obrazu zmniejsza się do 0,12 sekundy łuku, co jest wartością nieco większą niż idealna szerokość obrazu wynosząca 0,10 sekundy łuku dla tej długości fali w teleskopie 1,5-m. Pierwszy pierścień Airy'ego, będący wynikiem dyfrakcji, jest widoczny jako słaba struktura pierścieniowata wokół rdzenia obrazu. Tak znacznie poprawiona rozdzielczość kątowa umożliwia odkrywanie układów gwiazd podwójnych i wielokrotnych (np. Rysunek 1C oraz obserwacje w ref. ⁴⁰) oraz detekcję znacznie słabszych gwiazd w gęstych polach, takich jak gromada kulista Messier 3 (widoczna w bliskiej podczerwieni; Rysunek 6), co w przeciwnym razie byłoby niemożliwe do bezpośredniego zaobserwowania przez turbulencje atmosferyczne. Cechy obiektów z układu słonecznego, takie jak powierzchnia chmur Jowisza oraz jego przechodzący księżyc Ganimedes (Rysunek 7), mogą być również widoczne z większą przejrzystością przy zastosowaniu laserowej optyki adaptacyjnej.

Rysunek 1. Korekcja optyki adaptacyjnej w zakresie fal widzialnych. Każdy obraz przedstawia pole widzenia na niebie o rozmiarach 1,5 × 1,5 sekundy łuku. (A) Pojedynczy obraz z długim czasem ekspozycji pojedynczej gwiazdy, m_V =3,5, widzianej przez niekompensowaną turbulencję atmosferyczną w paśmie i (λ = 700 - 810 nm) przy użyciu teleskopu P60 o średnicy 1,5 m w Obserwatorium Palomar. Pełna szerokość połówki maksimum (FWHM) wynosi 1,0 sekundy łuku. (B) Ta sama gwiazda co w (A) z korekcją laserowej optyki adaptacyjnej przy użyciu systemu Robo-AO. Rdzeń obrazu gwiazdy ma 15-krotnie wyższą jasność szczytową niż obraz niekompensowany i posiada FWHM wynoszącą 0,12 sekundy łuku. (C) Układ podwójny gwiazd, m_V =8,4, z separacją 0,14 sekundy łuku, ujawniony dzięki zastosowaniu systemu optyki adaptacyjnej Robo-AO. W każdym przypadku prowadzenie tip-tilt było realizowane na samym celu.

Rysunek 2. System laserowej optyki adaptacyjnej Robo-AO. (A) Optyka adaptacyjna i instrumenty naukowe są zainstalowane w ognisku Cassegraina robotycznego teleskopu P60 o średnicy 1,5 m w Obserwatorium Palomar. System laserowy i elektronika sterująca są przymocowane do przeciwległych stron tubusu teleskopu w celu zachowania równowagi. (B) Wiązka lasera UV Robo-AO rozprzestrzeniająca się z kopuły teleskopu. Na tej fotografii z długim czasem ekspozycji wiązka laserowa jest widoczna dzięki rozpraszaniu Rayleigha na cząsteczkach powietrza; niewielka część światła rozprasza się z powrotem w stronę teleskopu, służąc jako sonda atmosfery. Wiązka laserowa wydaje się pomarańczowa ze względu na sposób, w jaki światło UV przechodzi przez filtry kolorystyczne w kamerze czułej na UV, której użyto do wykonania zdjęcia. Kliknij tutaj, aby wyświetlić powiększony rysunek.

Rycina 3. Optyka adaptacyjna Robo-AO i instrumenty naukowe. (A) Uproszczony model CAD. Światło skupione z wtórnego lustra teleskopu (pomarańczowe) wpada przez mały otwór w centrum instrumentu, a następnie zostaje odbite o 90 stopni przez pierwsze lustro zwrotne w stronę lustra parabolicznego pozaosiowego (OAP). Lustro to odwzorowuje źrenicę teleskopu na powierzchni lustra odkształcalnego. Po odbiciu od lustra odkształcalnego dichroik UV oddziela światło laserowe (fioletowe) i kieruje je do czujnika czoła fali lasera. Dodatkowe odwrócone lustro OAP wewnątrz czujnika czoła fali koryguje błędy optyczne ścieżki nie wspólnej, wprowadzone przez 10 km sprzężonej ogniskowej lasera odbijającego się od pierwszego lustra OAP. Światło widzialne i bliskiej podczerwieni (zielone) przechodzące przez dichroik UV jest przekazywane przez parę luster OAP do korektora dyspersji atmosferycznej. Następnie światło jest odbijane przez lustro korygujące tip-tilt do końcowego lustra OAP, które skupia światło w stronę dichroika światła widzialnego. Dichroik światła widzialnego odbija światło widzialne (niebieskie) do CCD z mnożeniem elektronów i przepuszcza światło bliskiej podczerwieni (czerwone) do lustra zwrotnego, a ostatecznie do kamery podczerwieni. Połączone światło UV, widzialne i bliskiej podczerwieni z teleskopu i symulatora źródła (żółte) może zostać skierowane do optyki adaptacyjnej i instrumentów naukowych poprzez przesunięcie pierwszego lustra zwrotnego z drogi wiązki. (B) Odpowiadająca temu fotografia zestawu instrumentów. Kliknij tutaj, aby wyświetlić powiększoną rycinę.

Rysunek 4. Czujnik czoła fali Shacka-Hartmanna. (A) Schemat koncepcyjny. Gdy płaska fala przechodzi przez macierz soczewek, na detektorze powstaje regularny wzór obrazów (niebieski). Gdy przez macierz soczewek przechodzi fala niepłaska, lokalny gradient fali wpływa na położenie obrazów tworzonych przez każdą soczewkę macierzy (czerwony). (B) Wzór obrazów laserowych w czujniku czoła fali Shacka-Hartmanna Robo-AO. Każda z 88 plamek jest obrazem rozproszenia lasera z odległości 10 km, utworzonym przez każdą z soczewek macierzy, przy czym ogólny kształt wzoru jest określony przez geometrię źrenicy teleskopu. Względne przesunięcie każdego obrazu w stosunku do referencyjnego położenia obrazu (Procedura 1.6) pozwala na pomiar lokalnego gradientu nadchodzącej fali świetlnej. Kliknij tutaj, aby wyświetlić większy rysunek.

Rycina 5. Korekcja dyspersji pryzmatycznej atmosfery. Obrazy podpola o rozmiarach 11 × 16 sekund łuku gromady kulistej Messier 15, skorygowane za pomocą optyki adaptacyjnej przy elewacji teleskopu wynoszącej 45 stopni. (A) Podczas gdy optyka adaptacyjna koryguje efekty turbulencji atmosferycznych, dyspersja pryzmatyczna atmosfery nadal wpływa na obrazy poszczególnych gwiazd: obrazy są ostre równolegle do horyzontu, natomiast są wydłużone prostopadle do horyzontu o około 1 sekundy łuku w pasmie spektralnym λ = 400 - 950 nm. (B) Dzięki dodatkowemu zastosowaniu korektora dyspersji atmosferycznej w celu przeciwdziałania dyspersji pryzmatycznej atmosfery, odzyskano obrazowanie o rozdzielczości ograniczonej dyfrakcją w obu kierunkach.

Rysunek 6. Obrazy gromady kulistej Messier 3. (A) Niekorygowany obraz jądra gromady kulistej Messier 3 w pasmie z (λ = 830 - 950 nm) z polem widzenia 44 × 44 sekundy łuku i czasem ekspozycji 2 minuty. (B) Ten sam obraz po zastosowaniu korekcji optyki adaptacyjnej za pomocą Robo-AO, ujawniający wiele gwiazd, które w przeciwnym razie nie byłyby widoczne.

Rycina 7. Obrazy Jowisza. (A) Niekompensowany snapshot Jowisza (średnica pozorna 42 sekund łuku) wykonany w czasie 0,033 s w pasmie r (λ = 560 - 670 nm). (B) Ten sam obraz z korekcją laserowej optyki adaptacyjnej Robo-AO, ukazujący cechy chmur powierzchniowych oraz tranzyt Ganimedesa (strzałka) z większą wyrazistością.

Dyskusja

Przedstawiona tutaj metoda opisuje ręczną obsługę systemu laserowej optyki adaptacyjnej Robo-AO. W praktyce Robo-AO działa w sposób zautomatyzowany; Zdecydowana większość procedur jest kontrolowana przez zrobotyzowany sekwencer, który automatycznie wykonuje te same kroki.

System Robo-AO został zaprojektowany z myślą o prostej replikacji przy umiarkowanych kosztach, przy czym materiały (~USD600K) i robocizna stanowią ułamek kosztów nawet 1,5-metrowego teleskopu. Podczas gdy na całym świecie istnieje około dwudziestu teleskopów optycznych o średnicy większej niż 5 m, liczba teleskopów w klasie 1-3 m znacznie przekracza sto i są one projektowane jako potencjalni gospodarze dla klonów Robo-AO. Oprócz obecnego systemu zastosowanego w 1,5-metrowym teleskopie P60, pierwszy z miejmy nadzieję wielu klonów jest opracowywany dla 2-metrowego teleskopu IGO⁴² w Maharasztrze w Indiach, a wariant wykorzystujący jasne gwiazdy zamiast lasera do wykrywania czoła fali jest uruchamiany w 1-metrowym teleskopie w Górze Stołowej. CA⁴³. Rewolucja w nauce o ograniczonej dyfrakcji może być na wyciągnięcie ręki.