Name: Skupienie się na widzialnym wszechświecie dzięki Robo-AO (Wideo) | JoVE Journal
Uploaded: 2013-02-12T13:00:00.000+00:00
Duration: 10 min 35 s
Description: Poznaj system Robo-AO do adaptacyjnej optyki, który kompensuje turbulencję atmosferyczną i uzyskuje obrazy o rozdzielczości 0,1 sekundy kątowej w zakresie widzialnym. Ta metoda wspiera badania egzoplanet i zjawisk przejściowych.

ai_agent_IP

ai_agent

maintenance

instantTrialDurationMinutes

isBiopharma

enableNewMyJoveSectionDesign

educationFeatures

seoMetaApi

ai_copilot_institution_blacklist

ai_chat_institution_blacklist

freeAccessWindow

ssoRoleCapture

scheduledMaintenanceBanner

joveLabsFeatures

disable_autoplay_for_bots

extended_trial_duration

5 minutes

System Robo-AO jest wspierany przez współpracujące instytucje partnerskie, California Institute of Technology i Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, przez National Science Foundation w ramach grantów nr AST-0906060 i AST-0960343, przez grant z Mt. Cuba Astronomical Foundation oraz przez dar od Samuela Oschina.

1. Procedury poprzedzające obserwację
<ol>
 <li>Sporządź listę celów astronomicznych, które mają być obserwowane.</li>
 <li>Oblicz łączne czasy ekspozycji potrzebne każdemu obiektowi do osiągnięcia wymaganego stosunku sygnału do szumu w każdej pożądanej kombinacji filtra naukowego i kamery.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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).</li>
 <li>Przełóż pierwsze zwierciadło składane, aby odsłonić wewnętrzny teleskop i symulator źródła, do czujnika czoła fali laserowej i włącz symulowane źródło lasera.</li>
 <li>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.</li>
 <li>Przywróć pierwsze lustro fałdowe do pierwotnej pozycji i wyłącz symulowane źródło lasera.</li>
 <li>Skontaktuj się z USSTRATCOM na godzinę przed obserwacją, aby poinformować ich o planowanej nocnej aktywności i otrzymać wszelkie aktualizacje lub zmiany w PAM.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>Otwórz kopułę teleskopu i skieruj na stosunkowo jasną gwiazdę (mV ≤ 5) nad głową.</li>
 <li>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.</li>
</ol>
2. Korekcja optyki adaptatywnej wysokiego rzędu
<ol>
 <li>Wybierz cel astronomiczny, który ma wystarczająco długie "otwarte okno" zgodnie z PAM.</li>
 <li>Ustaw alarm na koniec "otwartego okna" z buforem na co najmniej 1 minutę. Jeśli alarm włączy się podczas obserwacji, natychmiast wyłącz laser.</li>
 <li>Skieruj teleskop w stronę wybranego celu astronomicznego. Wykadruj obiekt(y) w polu view kamer naukowych, dostosowując w razie potrzeby skierowanie teleskopu.</li>
 <li>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).</li>
 <li>Nagraj sekundę danych z kamery z czujnikiem czoła fali, około 1200 klatek, gdy migawka optyczna ogniwa Pockels jest wyłączona.</li>
 <li>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.</li>
 <li>Włącz system wyzwalania ogniw Pockelsa tak, aby impulsy laserowe z odległości 10 km były przesyłane do czujnika czoła fali.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
</ol>
3. Obserwacja w widzialnym (z korektą rejestracji po fakcie) 
<ol>
 <li>Ustaw położenie kół filtrów na żądany filtr(y) obserwacyjny.</li>
 <li>Ustaw kąt pryzmatów ADC tak, aby szczątkowa atmosferyczna dyspersja pryzmatyczna była zminimalizowana na instrumentach naukowych.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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 Mr ~ 16,5), do prawidłowego przetwarzania rejestracji post facto potrzebnych jest kilka fotonów rdzeniowych.</li>
 <li>Rejestrować ciągły zestaw obrazów z kamery EMCCD do momentu, gdy całkowity zintegrowany czas ekspozycji zrówna się z czasem obliczonym w ppkt 1.2.</li>
</ol>
4. Obserwacje w podczerwieni (z widoczną korekcją pochylenia) 
<ol>
 <li>Ustaw koło filtrów przed kamerą EMCCD na filtr szerokopasmowy, tj. filtr przezroczysty lub filtr długoprzepustowy λ > 600 nm.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
</ol>
5. Procedury na koniec nocy
<ol>
 <li>Zamknij kopułę teleskopu i skieruj teleskop na płaski ekran po zakończeniu obserwacji.</li>
 <li>Wyłącz laser i skontaktuj się z USSTRATCOM z podsumowaniem nocnych zajęć w ciągu 15 minut.</li>
 <li>Włącz płaską lampę kopułkową.</li>
 <li>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.</li>
 <li>Wyłącz płaską lampę kopułkową i przełącz na filtry blokujące znajdujące się przed każdą kamerą.</li>
 <li>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.</li>
 <li>Zaparkuj teleskop.</li>
</ol>
6. Przetwarzanie obrazów
<ol>
 <li>Utwórz pojedynczy ciemny obraz kalibracyjny z mediany każdej serii ciemnych obrazów zarejestrowanych w 5.6).</li>
 <li>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.</li>
 <li>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.</li>
 <li>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 obrazu39,41.</li>
</ol>

<ol><li>Baranec, C., Dekany, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Study+of+a+MEMS-based+Shack-Hartmann+wavefront+sensor+with+adjustable+pupil+sampling+for+astronomical+adaptive+optics%5BTitle%5D)+AND+%22Applied+Optics%22%5BJournal%5D)">Study of a MEMS-based Shack-Hartmann wavefront sensor with adjustable pupil sampling for astronomical adaptive optics.</a> Applied Optics. 47, 5155-5162 (2008).</li>
<li>Baranec, C., Riddle, R., Ramaprakash, A. N., Law, N., Tendulkar, S., Kulkarni, S. R., Dekany, R., Bui, K., Davis, J., Burse, M., Das, H., Hildebrandt, S., Smith, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Robo-AO%3A+autonomous+and+replicable+laser-adaptive-optics+and+science+system%5BTitle%5D)+AND+%22Proc.+SPIE%22%5BJournal%5D)">Robo-AO: autonomous and replicable laser-adaptive-optics and science system.</a> Proc. SPIE. 8447, 844704-84 (2012).</li>
<li>Autonomous laser-adaptive-optics for few-meter-class telescopes [Internet]. , Robo-AO Collaboration. Available from:
		
	 <a target="_blank" href="http://www.astro.caltech.edu/Robo-AO/">http://www.astro.caltech.edu/Robo-AO/</a> (2012).</li>
<li>Huygens, C. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aHuygens%2C+C+%22The+Celestial+Worlds+discover%27d%3A+or%2C+Conjectures+concerning+the+inhabitants%2C+plants+and+productions+of+the+worlds+in+the+planets%22">The Celestial Worlds discover'd: or, Conjectures concerning the inhabitants, plants and productions of the worlds in the planets</a>. , (1722).</li>
<li>Newton, I. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aNewton%2C+I+%22Opticks%22">Opticks</a>. , The Royal Society. (1704).</li>
<li>Babcock, H. W. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((The+possibility+of+compensating+astronomical+seeing%5BTitle%5D)+AND+%22Publications+of+the+Astronomical+Society+of+the+Pacific%22%5BJournal%5D)">The possibility of compensating astronomical seeing.</a> Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 65, 229-236 (1953).</li>
<li>Linnik, V. P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((On+the+possibility+of+reducing+atmospheric+seeing+in+the+image+quality+of+stars%5BTitle%5D)+AND+%22Opt.+Spectrosc%22%5BJournal%5D)">On the possibility of reducing atmospheric seeing in the image quality of stars.</a> Opt. Spectrosc. 3, 401-402 (1957).</li>
<li>Duffner, R. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aDuffner%2C+R+%22The+Adaptive+Optics+Revolution%3A+A+History%22">The Adaptive Optics Revolution: A History</a>. , Univ. New Mexico Press. Albuquerque. (2009).</li>
<li>Laser Guide Star Adaptive Optics. Fugate, R. Q. Proc. Workshop, March 10-12, , Starfire Optical Range, Phillips Lab./LITE. Kirtland AFB, NM. (1992).</li>
<li>Hardy, J. W. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aHardy%2C+JW+%22Adaptive+Optics+for+Astronomical+Telescopes%22">Adaptive Optics for Astronomical Telescopes</a>. , Oxford, New York. (1998).</li>
<li>Hart, M. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Recent+advances+in+astronomical+adaptive+optics%5BTitle%5D)+AND+%22Applied+Optics%22%5BJournal%5D)">Recent advances in astronomical adaptive optics.</a> Applied Optics. 49, D17-D29 (2010).</li>
<li>Davies, R., Kasper, M. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Adaptive+Optics+for+Astronomy%5BTitle%5D)+AND+%22Annu.+Rev.+Astron.+Astrophys%22%5BJournal%5D)">Adaptive Optics for Astronomy.</a> Annu. Rev. Astron. Astrophys. , In Press (2012).</li>
<li>Esposito, S., Riccardi, A., Pinna, E., Puglisi, A., Quirós-Pacheco, F., Arcidiacono, C., Xompero, M., Briguglio, R., Agapito, G., Busoni, L., Fini, L., Argomedo, J., Gherardi, A., Stefanini, P., Salinari, P., Brusa, G., Miller, D., Guerra, J. C. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Large+Binocular+Telescope+Adaptive+Optics+System%3A+new+achievements+and+perspectives+in+adaptive+optics%5BTitle%5D)+AND+%22Proc.+SPIE%22%5BJournal%5D)">Large Binocular Telescope Adaptive Optics System: new achievements and perspectives in adaptive optics.</a> Proc. SPIE. 8149, 814902(2011).</li>
<li>Wizinowich, P., Acton, D. S., Shelton, C., Stomski, P., Gathright, J., Ho, K., Lupton, W., Tsubota, K., Lai, O., Max, C., Brase, J., An, J., Avicola, K., Olivier, S., Gavel, D., Macintosh, B., Ghez, A., Larkin, J. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((First+Light+Adaptive+Optics+Images+from+the+Keck+II+Telescope%3A+A+New+Era+of+High+Angular+Resolution+Imagery%5BTitle%5D)+AND+%22Publications+of+the+Astronomical+Society+of+the+Pacific%22%5BJournal%5D)">First Light Adaptive Optics Images from the Keck II Telescope: A New Era of High Angular Resolution Imagery.</a> Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112, 315-319 (2000).</li>
<li>Minowa, Y., Hayano, Y., Oya, S., Hattori, M., Guyon, O., Egner, S., Saito, Y., Ito, M., Takami, H., Garrel, V., Colley, S., Golota, T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Performance+of+Subaru+adaptive+optics+system+AO188%5BTitle%5D)+AND+%22Proc.+SPIE%22%5BJournal%5D)">Performance of Subaru adaptive optics system AO188.</a> Proc. SPIE. 7736, 77363N(2010).</li>
<li>Marchetti, E., Brast, R., Delabre, B., Donaldson, R., Fedrigo, E., Frank, C., Hubin, N., Kolb, J., Lizon, J. -L., Marchesi, M., Oberti, S., Reiss, R., Santos, J., Soenke, C., Tordo, S., Baruffolo, A., Bagnara, P. The CAMCAO Consortium. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((On-sky+Testing+of+the+Multi-Conjugate+Adaptive+Optics+Demonstrator%5BTitle%5D)+AND+%22The+Messenger%22%5BJournal%5D)">On-sky Testing of the Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator.</a> The Messenger. , 129-128 (2007).</li>
<li>The Gemini Multi-Conjugate Adaptive System sees star light. Rigaut, F., Neichel, B., Bec, M., Boccas, M., d'Orgeville, C., Fesquet, V., Galvez, R., Gausachs, G., Trancho, G., Trujillo, C., Edwards, M., Carrasco, R. OSA Conference on Adaptive Optics: Methods, Analysis and Applications, , (2011).</li>
<li>Hart, M., Milton, N. M., Baranec, C., Powell, K., Stalcup, T., McCarthy, D., Kulesa, C., Bendek, E. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((A+ground-layer+adaptive+optics+system+with+multiple+laser+guide+stars%5BTitle%5D)+AND+%22Nature%22%5BJournal%5D)">A ground-layer adaptive optics system with multiple laser guide stars.</a> Nature. 466, 727-729 (2010).</li>
<li>Troy, M., Dekany, R. G., Brack, G., Oppenheimer, B. R., Bloemhof, E. E., Trinh, T., Dekens, F. G., Shi, F., Hayward, T. L., Brandl, B. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Palomar+adaptive+optics+project%3A+status+and+performance%5BTitle%5D)+AND+%22Proc.+SPIE%22%5BJournal%5D)">Palomar adaptive optics project: status and performance.</a> Proc. SPIE. 4007, 31-40 (2000).</li>
<li>Cenko, S. B., Fox, D. B., Moon, D. -S., Harrison, F. A., Kulkarni, S. R., Henning, J. R., Guzman, C. D., Bonati, M., Smith, R. M. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((The+automated+Palomar+60+inch+telescope%5BTitle%5D)+AND+%22Publications+of+the+Astronomical+Society+of+the+Pacific%22%5BJournal%5D)">The automated Palomar 60 inch telescope.</a> Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118, 1396-1406 (2006).</li>
<li>Shporer, A., Brown, T., Lister, T., Street, R., Tsapras, Y., Bianco, F., Fulton, B., Howell, A. The LCOGT Network. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((The+Astrophysics+of+Planetary+Systems%3A+Formation%2C+Structure%2C+and+Dynamical+Evolution%5BTitle%5D)+AND+%22Proceedings+of+the+International+Astronomical+Union%2C+IAU+Symposium%22%5BJournal%5D)">The Astrophysics of Planetary Systems: Formation, Structure, and Dynamical Evolution.</a> Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. 276, 553-555 (2011).</li>
<li>Baranec, C., Dekany, R., Kulkarni, S., Law, N., Ofek, E., Kasliwal, M., Velur, V. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Deployment+of+low-cost+replicable+laser+adaptive+optics+on+1-3+meter+class+telescopes%5BTitle%5D)+AND+%22Astro2010%3A+The+Astronomy+and+Astrophysics+Decadal+Survey%22%5BJournal%5D)">Deployment of low-cost replicable laser adaptive optics on 1-3 meter class telescopes.</a> Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. , (2009).</li>
<li>Ofek, E. O., Law, N., Kulkarni, S. R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Mass+makeup+of+galaxies%5BTitle%5D)+AND+%22Astro2010%3A+The+Astronomy+and+Astrophysics+Decadal+Survey%22%5BJournal%5D)">Mass makeup of galaxies.</a> Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. , (2009).</li>
<li>Morton, T. D., Johnson, J. A. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((On+the+low+false+positive+probabilities+of+Kepler+planet+candidates%5BTitle%5D)+AND+%22The+Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">On the low false positive probabilities of Kepler planet candidates.</a> The Astrophysical Journal. 738, 170(2011).</li>
<li>Erickcek, A. L., Law, N. M. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Astrometric+microlensing+by+local+dark+matter+subhalos%5BTitle%5D)+AND+%22The+Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Astrometric microlensing by local dark matter subhalos.</a> The Astrophysical Journal. 729, 49(2011).</li>
<li>Law, N. M., Kulkarni, S. R., Dekany, R. G., Baranec, C. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Planets+around+M-dwarfs+-+astrometric+detection+and+orbit+characterization%5BTitle%5D)+AND+%22Astro2010%3A+The+Astronomy+and+Astrophysics+Decadal+Survey%22%5BJournal%5D)">Planets around M-dwarfs - astrometric detection and orbit characterization.</a> Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. , (2009).</li>
<li>Kulkarni, S. R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Cosmic+Explosions+%28Optical+Transients%29%5BTitle%5D)+AND+%22arXiv%3A1202.2381%22%5BJournal%5D)">Cosmic Explosions (Optical Transients).</a> arXiv:1202.2381. , (2012).</li>
<li>Goldstein, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Pockels+Cell+Primer%5BTitle%5D)+AND+%22Laser+Focus%22%5BJournal%5D)">Pockels Cell Primer.</a> Laser Focus. , (1968).</li>
<li>Zigman, S. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Effects+of+near+ultraviolet+radiation+on+the+lens+and+retina%5BTitle%5D)+AND+%22Documenta+Ophthalmologica%22%5BJournal%5D)">Effects of near ultraviolet radiation on the lens and retina.</a> Documenta Ophthalmologica. 55, 375-391 (1983).</li>
<li>American National Standard for Safe Use of Lasers. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=%22ANSI+Z136.1-2007%22">ANSI Z136.1-2007</a>. , Laser Institute of America. Orlando. (2007).</li>
<li>Thompson, L. A., Teare, S. W. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Rayleigh+laser+guide+star+systems%3A+application+to+the+University+of+Illinois+seeing+improvement+system%5BTitle%5D)+AND+%22Publications+of+the+Astronomical+Society+of+the+Pacific%22%5BJournal%5D)">Rayleigh laser guide star systems: application to the University of Illinois seeing improvement system.</a> Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114, 1029-1042 (2002).</li>
<li>Department of Defense. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=%22Instruction+3100.11.+Illumination+of+objects+in+space+by+lasers%22">Instruction 3100.11. Illumination of objects in space by lasers</a>. , (2000).</li>
<li>Platt, B. C., Shack, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((History+and+principles+of+Shack-Hartmann+wavefront+sensing%5BTitle%5D)+AND+%22J.+Refract.+Surg%22%5BJournal%5D)">History and principles of Shack-Hartmann wavefront sensing.</a> J. Refract. Surg. 17, S573-S577 (2001).</li>
<li>Disk Harmonic Functions for Adaptive Optics Simulations. Milton, N. M., Lloyd-Hart, M. OSA conference on Adaptive Optics: Analysis and Methods, , (2005).</li>
<li>MEMS deformable mirrors in astronomical adaptive optics. Bifano, T., Cornelissen, S., Bierden, P. 1st AO4ELT conference, , (2005).</li>
<li>Rigaut, F., Gendron, G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Laser+guide+star+in+adaptive+optics%3A+the+tilt+determination+problem%5BTitle%5D)+AND+%22Astron.+Astrophys%22%5BJournal%5D)">Laser guide star in adaptive optics: the tilt determination problem.</a> Astron. Astrophys. 261, 677-684 (1992).</li>
<li>Devaney, N., Goncharov, A. V., Dainty, J. C. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Chromatic+effects+of+the+atmosphere+on+astronomical+adaptive+optics%5BTitle%5D)+AND+%22Applied+Optics%22%5BJournal%5D)">Chromatic effects of the atmosphere on astronomical adaptive optics.</a> Applied Optics. 47, 8(2008).</li>
<li>Basden, A. G., Haniff, C. A., Mackay, C. D. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Photon+counting+strategies+with+low-light-level+CCDs%5BTitle%5D)+AND+%22Monthly+Notices+of+the+Royal+Astronomical+Society%22%5BJournal%5D)">Photon counting strategies with low-light-level CCDs.</a> Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 345, 985-991 (2003).</li>
<li>Law, N. M., Mackay, C. D., Baldwin, J. E. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Lucky+imaging%3A+high+angular+resolution+imaging+in+the+visible+from+the+ground%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomy+and+Astrophysics%22%5BJournal%5D)">Lucky imaging: high angular resolution imaging in the visible from the ground.</a> Astronomy and Astrophysics. 446, 739-745 (2006).</li>
<li>Law, N. M., Kraus, A. L., Street, R., Fulton, B. J., Hillenbrand, L. A., Shporer, A., Lister, T., Baranec, C., Bloom, J. S., Bui, K., Burse, M. P., Cenko, S. B., Das, H. K., Davis, J. C. T. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Three+new+eclipsing+white-dwarf+-+M-dwarf+binaries+discovered+in+a+search+for+transiting+Planets+around+M-dwarfs%5BTitle%5D)+AND+%22The+Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Three new eclipsing white-dwarf - M-dwarf binaries discovered in a search for transiting Planets around M-dwarfs.</a> The Astrophysical Journal. , In Press (2012).</li>
<li>Law, N. M., Mackay, C. D., Dekany, R. G., Ireland, M., Lloyd, J. P., Moore, A. M., Robertson, J. G., Tuthill, P., Woodruff, H. C. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Getting+Lucky+with+Adaptive+Optics%3A+Fast+Adaptive+Optics+Image+Selection+in+the+Visible+with+a+Large+Telescope%5BTitle%5D)+AND+%22The+Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Getting Lucky with Adaptive Optics: Fast Adaptive Optics Image Selection in the Visible with a Large Telescope.</a> The Astrophysical Journal. 692, 924-930 (2009).</li>
<li>Gupta, R., Burse, M., Das, H. K., Kohok, A., Ramaprakash, A. N., Engineer, S., Tandon, S. N. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((IUCAA+2+meter+telescope+and+its+first+light+instrument+IFOSC%5BTitle%5D)+AND+%22Bulletin+of+the+Astronomical+Society+of+India%22%5BJournal%5D)">IUCAA 2 meter telescope and its first light instrument IFOSC.</a> Bulletin of the Astronomical Society of India. 30, 785(2002).</li>
<li>Choi, P. I., Severson, S. A., Rudy, A. R., Gilbreth, B. N., Contreras, D. S., McGonigle, L. P., Chin, R. M., Horn, B., Hoidn, O., Spjut, E., Baranec, C., Riddle, R. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((KAPAO%3A+a+Pomona+College+adaptive+optics+instrument%5BTitle%5D)+AND+%22Bulletin+of+the+American+Astronomical+Society%22%5BJournal%5D)">KAPAO: a Pomona College adaptive optics instrument.</a> Bulletin of the American Astronomical Society. 43, (2011).</li>
</ol>

Autorzy deklarują brak sprzecznych interesów finansowych.

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.

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 VladimiraLinnika7 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 dużychteleskopów22. Ograniczone dyfrakcją ukierunkowane badania dziesiątek tysięcy obiektów23,24, długoterminowe monitorowanie25,26 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 11tego 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.

skupienie się na widzialnym wszechświecie dzięki robo-ao

Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

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-AO2,3 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.

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.
<img alt="Obrazy wzorów dyfrakcji fotonów, A-C; analiza dyfrakcji optycznej w badaniach mikroskopowych." src="/files/ftp_upload/50021/50021fig1.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rysunek 1"> 
 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, mV =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, mV =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.
<img alt="Konfiguracja teleskopu robotycznego z optyką adaptacyjną; system laserowy do badań nad wzbudzeniem optycznym." src="/files/ftp_upload/50021/50021fig2.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rysunek 2"> 
 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. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig2large.jpg" target="_blank"> Kliknij tutaj, aby wyświetlić powiększony rysunek</a>.
<img alt="Układ spektroskopii optycznej; ścieżki lasera UV; schemat i urządzenia do analizy emisji." fo:content-width="5.5in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rycina 3"> 
 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. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig3large.jpg" target="_blank"> Kliknij tutaj, aby wyświetlić powiększoną rycinę</a>.
<img alt="Schemat czujnika czoła fali Shacka-Hartmanna; detekcja fazy fali świetlnej za pomocą macierzy soczewek i detektora." fo:content-width="6in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rysunek 4"> 
 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. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig4large.jpg" target="_blank"> Kliknij tutaj, aby wyświetlić większy rysunek</a>.
<img alt="Obraz mikroskopowy fluorescencji komórkowej; analiza danych dla badania lokalizacji molekularnej." src="/files/ftp_upload/50021/50021fig5.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rycina 5"> 
 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.
<img alt="Obrazy dyfrakcji białek z mikroskopii A i B, wizualizujące różnice w strukturze krystalicznej." src="/files/ftp_upload/50021/50021fig6.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rysunek 6"> 
 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.
<img alt="Obserwacja uderzenia w Jowisza; obrazy teleskopowe; badanie astronomiczne; analiza nauk o planetach." src="/files/ftp_upload/50021/50021fig7.jpg" data-altupdatedat="1787630408000" data-alt="Rycina 7"> 
 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.

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.

Skupienie się na widzialnym wszechświecie dzięki 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 ...

Ogólnym celem tej procedury jest skompensowanie degradującego wpływu turbulencji atmosferycznych na obrazowanie astronomiczne. Gdy fale świetlne przechodzą przez atmosferę, są zniekształcone. Opisana tutaj kompensacja rozpoczyna się od skupienia wiązki laserowej o dużej mocy w kierunku obiektu astronomicznego w celu stworzenia jasnego sztucznego źródła odniesienia.Następnie mierzy się kształt powracającej fali świetlnej lasera za pomocą czujnika czoła fali. Następnie do odkształcalnego zwierciadła w układzie optycznym wysyłane jest polecenie, aby skorygować kształt wszystkich przychodzących fal świetlnych, w tym tych pochodzących od obiektów astronomicznych. Ostatecznie korekcja optyki adaptatywnej odzyskuje obrazy o ograniczonej dyfrakcji z rozdzielczością kątową około 0,1 sekundy kątowej w zakresie widzialnym na teleskopie o długości 1,5 metra.Jedną z głównych zalet tej techniki w porównaniu z istniejącymi metodami, takimi jak te wykonywane w dużych teleskopach, jest to, że nasz system Robo AO operuje na falach widzialnych. Drugą główną zaletą jest to, że działa w bardzo wydajnym, w pełni zrobotyzowanym trybie zautomatyzowanym. Korzystając z tych możliwości, będziemy poszukiwać bliskich towarzyszy pobliskich gwiazd, przede wszystkim tych, o których wiadomo, że posiadają egzoplanety.Będziemy wykonywać precyzyjne pomiary ruchów gwiazd w pobliskich gromadach gwiazd, a także poszukiwać i uzyskiwać obrazy zdarzeń przejściowych, takich jak supernowa. Kluczowym zastosowaniem tego systemu jest wspieranie przeglądów planet przejściowych, takich jak misja Kepler. Jeśli Kepler dostrzeże kandydatkę na tranzytującą planetę, może to być prawdziwa planeta lub astrofizyczny fałszywy alarm.Robo przygląda się więc tym systemom, próbując wykluczyć fałszywie pozytywne scenariusze, szukając mieszanych gwiazd w pobliżu, a to jest kluczowym krokiem w potwierdzeniu, że tysiące kandydatów na Keplera to w rzeczywistości planety. Oprócz badań, które wymagają niezwykle dużej liczby celów, robotyczna natura robio doskonale nadaje się do szybkiego reagowania. Na przykład nauka o stanach przejściowych wyobraża sobie, że stan przejściowy wybucha w jądrze galaktyki.Znakomita rozdzielczość przestrzenna robio może powiedzieć, czy jest to gwiazda ciasno rozrywana przez centralną czarną dziurę, czy tylko eksplozja supernowej, która przypadkiem wybuchła w pobliżu. Jeszcze innym przykładem, znacznie bliższym komu w naszym Układzie Słonecznym, jest długoterminowy monitoring przestrzenny o wysokiej rozdzielczości pogody i wulkanów na planetach i ich księżycach. Pomysł wyposażenia skromnych rozmiarów teleskopów w zrobotyzowany system adapto ma na celu radykalne ulepszenie istniejącej infrastruktury w opłacalny sposób.Zainstaluj elementy systemu robo AO na teleskopie w ciągu dnia. Tutaj montowana jest optyka adaptatywna, następnie elektronika, a na końcu instalowane jest okablowanie. Należy pamiętać, że laser jest zawsze montowany do teleskopu z prawidłowo skalibrowanym systemem zidentyfikowanymi bezpiecznymi czasami działania, a przy nadmiarowej zamkniętej przesłonie włącz test lasera ultrafioletowego, warunki są bezpieczne, aby otworzyć kopułę teleskopu, gdy jest wystarczająco ciemna do obserwacji.Obejmuje to przebywanie w bezpiecznym zakresie wilgotności, punktu rosy, depresji, opadów, prędkości wiatru i cząstek unoszących się w powietrzu. Otwórz kopułę teleskopu i skieruj się na gwiazdę nad głową, która jest stosunkowo jasna, o jasności obserwowanej mniejszej niż 5 magnitudo. Ponownie ustaw ostrość teleskopu, regulując zwierciadło wtórne teleskopu, aż gwiazda będzie w przybliżeniu w najlepszej ostrości.Oszacowanie tego na podstawie obrazu na żywo z jednej z kamer naukowych jest wystarczające. Skieruj teleskop w stronę wybranego celu. Wykadruj obiekty w polu widzenia kamer naukowych, dostosowując w razie potrzeby kierunek teleskopu.Upewnij się, że laser z lustrem pochylającym końcówkę łącza w górę jest wyśrodkowany w swoim zasięgu. Po wykonaniu tej czynności otwórz wewnętrzne i nadmiarowe migawki lasera, aby umożliwić propagację wiązki laserowej. Nagraj jedną sekundę danych z kamery z czujnikiem Wavefront, około 1200 klatek, gdy migawki optyczne komórki procal są wyłączone.Teraz oblicz medianę obrazu na podstawie tych danych. Zostanie to wykorzystane jako ramka tła do odjęcia wszelkich odchyleń elektrycznych lub optycznych od obrazów zarejestrowanych przez kamerę z czujnikiem Wavefront. Następnie aktywuj system wyzwalania komórek PCAL tak, aby impulsy laserowe z odległości 10 kilometrów były przesyłane do czujnika Wavefront.Dostosuj lustro pochylenia końcówki łącza w górę, aż wzór obrazów laserowych Shaqa Hartmana pojawi się w kamerze czujnika Wavefront. Pozostaw lustro pochylania końcówki łącza w pozycji z chwilowo wyłączoną komórką pcal. Nagraj nowy obraz tła czujnika czoła fali.Jest to konieczne, ponieważ tło optyczne zmienia się nieznacznie, gdy laser jest skierowany w różnych kierunkach przez lustro pochylane końcówki łącza w górę. Teraz uruchom adaptacyjny system optyczny wysokiego rzędu. Pozycje obrazów laserowych z czujnika Wavefront są wykorzystywane do określenia kształtu lustra, które spłaszczy niepłaskie fale świetlne wpadające do teleskopu, zanim wejdą do kamery naukowej.Średnia ważona pomiarów położenia jest również wykorzystywana do utrzymania wzorca obrazów laserowych w środku czujnika Wavefront. Rozpocznij obserwację w zakresie widzialnym, wybierając żądany filtr. Ustaw kąt pryzmatów korektora dyspersji atmosferycznej, aby zminimalizować resztkową dyspersję pryzmatyczną atmosfery.Następnie ustaw rozmiar klatki i czas ekspozycji kamery CCG zwielokrotniającej elektrony, tak aby minimalna częstotliwość przesyłania klatek wynosiła około 10 Hz, a najlepiej 30 Hz. Ta szybkość przechwytywania zwykle zmniejsza ruch obrazu podczas ekspozycji poniżej rozdzielczości kątowej ograniczonej dyfrakcją. Dostosuj wzmocnienie zwielokrotnienia elektronów w kamerze E-M-C-C-D tak, aby maksymalna intensywność celu wynosiła w przybliżeniu połowę głębokości studzienki detektora lub maksymalną wartość 300 dla słabszych celów dla słabych obiektów.Zmniejsz liczbę klatek na sekundę w aparacie E-M-C-C-D, aż do momentu, gdy w rdzeniu funkcji rozproszenia punktów obrazu zostanie wykrytych około pięciu do 10 fotonów. Gwarantuje to, że jest wystarczająca ilość fotonów do przetworzenia rejestracji po fakcie. Rejestruj ciągły zestaw obrazów z aparatu E-M-C-C-D w celu obliczenia całkowitej zintegrowanej ekspozycji.Po zakończeniu obserwacji zamknij kopułę teleskopu i skieruj teleskop na płaski ekran. Włączanie płaskiej lampy kopułkowej Zapisz na ekranie serię pełnoklatkowych obrazów oświetlenia płaskiego pola wytwarzanego przez płaską lampę kopułkową zarówno dla kamer E-M-C-C-D, jak i kamer na podczerwień. Dla każdego filtra astronomicznego użytego podczas obserwacji.Natężenie płaskiego pola w każdym pikselu reprezentuje łączną wydajność kwantową teleskopu. Filtry adaptacyjnego układu optycznego i kamera wyłączają płaską lampę kopułkową i przełączają się na filtry blokujące przed każdą kamerą. Zarejestruj serię ciemnych obrazów na obu kamerach, korzystając z tego samego zakresu czasów naświetlania i formatów obrazu, które były używane podczas obserwacji.Ciemne ramki służą do usuwania uprzedzeń spowodowanych ciemnymi, prądowymi i elektronicznymi szumami z nagranych danych. Na koniec zaparkuj teleskop i wyłącz go. Laserowy system optyki adaptatywnej Robo AO służy do kompensacji turbulencji atmosferycznych i tworzenia obrazów o ograniczonej rozdzielczości dyfrakcyjnej w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni.Lewy panel pokazuje typowy obraz pojedynczej gwiazdy widzianej w czerwonym świetle przez nieskompensowane turbulencje. Szerokość obrazu wynosi około jednego łuku. Po drugie, prawy panel pokazuje tę samą gwiazdę.Po korekcji optyką adaptatywną szerokość obrazu zmniejsza się do 0,12 sekundy kątowej, czyli nieco większej niż 0,1 sekundy kątowej. Druga idealna szerokość obrazu dla używanej konfiguracji. Zauważ, że pierwszy przewiewny pierścień jest słabo widoczny wokół rdzenia obrazu.Ta znacznie poprawiona rozdzielczość kątowa umożliwia odkrycie układów podwójnych i wielokrotnych gwiazd. Zwiększona rozdzielczość pozwala również na detekcję znacznie słabszych gwiazd w gęstych polach, jak pokazano na powyższym zdjęciu gromady trzech GLO w bliskiej podczerwieni. Po lewej stronie znajduje się obraz bez kompensacji.Po prawej stronie znajduje się poprawiony obraz robo AO. Cechy obiektów Układu Słonecznego można również dostrzec z większą wyrazistością. Tutaj, po lewej, znajduje się nieskompensowane zdjęcie Jowisza.Po prawej stronie znajduje się poprawiony obraz pokazujący łatwiejsze do zidentyfikowania cechy chmur oraz przechodzący księżyc gani me wskazany przez strzałkę. Po opanowaniu konfiguracji laserowego systemu optyki adaptatywnej na nowym celu astronomicznym można osiągnąć w ciągu zaledwie kilku minut. W praktyce robo-wieloryb działa automatycznie, a procedury są kontrolowane przez zrobotyzowany system sekwencjonowania, który wykonuje wszystkie przedstawione tutaj kroki konfiguracji w mniej niż minutę.Dzięki temu systemowi automatyzacji robo jest w stanie wykonać do 200 obserwacji w ciągu nocy po jego opracowaniu. Technika ta utorowała naukowcom drogę do przeprowadzenia największego w historii przeglądu obrazowego bliskich towarzyszy, obejmującego tysiące pobliskich gwiazd i pozwalającego na dokładne i szczegółowe porównanie właściwości mnogości w całym ciągu głównym i poza nim. Po obejrzeniu tego filmu powinieneś dobrze zrozumieć, jak używać adaptacyjnego systemu optycznego do korygowania i mierzenia skutków turbulencji atmosferycznych oraz odzyskiwania obrazowania z ograniczoną dyfrakcją z ziemi.

bringing-the-visible-universe-into-focus-with-robo-ao

Research

JoVE Journal

Engineering

Inżynieria

Skupienie widocznego wszechświata dzięki Robo-AO

W ostatnim czasie pojawiło się wiele perspektyw dla interaktywnych systemów człowiek-robot. W niniejszym artykule opisujemy integrację nowego urządzenia robotycznego z oprogramowaniem open source, które pozwala na szybkie stworzenie biblioteki funkcji interaktywnych. Następnie przedstawiamy zastosowanie kliniczne w ramach neurorehabilitacji.

Rehabilitacja haptyczno-graficzna: integracja robota z biblioteką środowisk wirtualnych i zastosowanie w terapii udarów mózgu

Ogólnym celem tej metody jest ustanowienie eksperymentalnej procedury opartej na SSVEP poprzez integrację wielu programów komputerowych, aby umożliwić badanie interakcji mózg-robot z robotami humanoidalnymi, co jest perspektywiczne w pomaganiu chorym i starszym, a także wykonywaniu niehigienicznych lub niebezpiecznych prac.

Eksperymentalna procedura oparta na SSVEP dla interakcji mózg-robot z robotami humanoidalnymi

Ludzka percepcja głębi w stereoskopowych filmach 3D zależy od odległości kamery, punktu zbieżności, odległości i znajomości obiektu. W artykule przedstawiono zrobotyzowaną metodę szybkiego i wiarygodnego zbierania danych testowych podczas operacji na otwartym sercu na żywo w celu określenia idealnej konfiguracji kamery.

Zrobotyzowane testowanie pozycji kamer w celu określenia idealnej konfiguracji do stereoskopowej wizualizacji 3D operacji na otwartym sercu

Ten artykuł przedstawia projekt i implementację modułu automatycznej chirurgii opartej na rekonstrukcji 3D opartej na rzeczywistości rozszerzonej (AR). System umożliwia zdalną operację, umożliwiając chirurgom inspekcję zrekonstruowanych cech i odtworzenie chirurgicznych ruchów ręki tak, jakby wykonywali operację w bliskiej odległości.

Automatyczna chirurgia przezcewnikowej wymiany zastawki aortalnej z wykorzystaniem rozszerzonej rzeczywistości

Przedstawiamy tutaj protokół symulacji i monitorowania skalowanego półautomatycznego procesu montażu, realizowany wspólnie z robotem współpracującym oraz weryfikacją za pomocą systemu widzenia komputerowego w celu kontroli jakości.

Symulacja procesu montażu w skali z udziałem ramienia robotycznego i monitorowania za pomocą systemu wizualnego w celu kontroli jakości

Przedstawiono uogólnioną, zgodną z zasadami FAIR metodę dla ekspertów dziedzinowych, którzy chcą zintegrować narzędzia symulacyjne i do przetwarzania danych w zautomatyzowane przepływy pracy dla wirtualnych eksperymentów 3D. Przykład neutroniki pokazuje, jak skonfigurować lokalną instancję Galaxy, integrując OpenMC i narzędzia do konwersji plików, uruchamiać przepływy pracy z Omniverse oraz wizualizacje skonwertowanych wyników 3D.

Integracja zautomatyzowanych przepływów symulacji z wizualizacją 3D do wirtualnych eksperymentów w Metaverse

Pobieranie próbek gazu z płomieni na skalę laboratoryjną z analizą online wszystkich gatunków za pomocą spektrometrii mas to skuteczna metoda badania złożonej mieszaniny związków chemicznych występujących podczas procesów spalania. W połączeniu z przestrajalną miękką jonizacją za pomocą generowanego przez synchrotron promieniowania próżniowo-ultrafioletowego, technika ta dostarcza informacji o rozdzielczości izomerów i potencjalnie wolnych od fragmentów widm masowych.

Eksperymenty z płomieniem w zaawansowanym źródle światła: nowe spojrzenie na procesy tworzenia sadzy

Opisany jest prosty protokół przygotowania zredukowanego tlenku grafenu za pomocą światła widzialnego i plazmonicznej nanocząstki.

Indukowana światłem widzialnym redukcja tlenku grafenu przy użyciu nanocząstek plazmonicznych

Ilustrujemy zastosowanie analizy rezonansowej reakcji jądrowej 1H(15N,αγ)12C (NRA) do ilościowej oceny gęstości atomów wodoru na powierzchni, objętości i w warstwie międzyfazowej materiałów stałych. Opisano przypowierzchniowy profil głębokości wodoru monokryształu Pd(110) i stosów SiO2/Si(100).

Kwantyfikacja stężeń wodoru w warstwach powierzchniowych i granicznych faz oraz materiałach sypkich poprzez profilowanie głębokości z analizą reakcji jądrowej

To badanie opisuje protokół do pomiaru poziomów ekspozycji w paśmie 2,4 GHz, unikając niepewności spowodowanych użyciem osobistych ekspozymetrów jako urządzeń pomiarowych. Te zmiany poziomów narażenia powinny być brane pod uwagę, w szczególności w badaniach zgodności, w których limity narażenia są określane na podstawie danych niezakłóconych.

Skuteczna analiza warunków narażenia ludzi za pomocą dozymetrów noszonych na ciele w paśmie 2,4 GHz

Poznaj system Robo-AO do adaptacyjnej optyki, który kompensuje turbulencję atmosferyczną i uzyskuje obrazy o rozdzielczości 0,1 sekundy kątowej w zakresie widzialnym. Ta metoda wspiera badania egzoplanet i zjawisk przejściowych.

Skupienie się na widzialnym wszechświecie dzięki Robo-AO

Przeglądaj więcej filmów