Bringe det synlige univers i Focus med Robo-AO

Summary

Lys fra astronomiske objekter skal rejse gennem jordens turbulente atmosfære, før det kan afbildes ved jordbaserede teleskoper. For at aktivere direkte billeddannelse ved maksimal teoretisk kantede opløsning, skal avancerede teknikker såsom de ansat af Robo-AO adaptive-optik-systemet anvendes.

Abstract

Den vinkelopløsning på jordbaserede optiske teleskoper er begrænset af de nedbrydende virkninger af den turbulente atmosfære. I mangel af en atmosfære, er vinkelopløsning på en typisk teleskop kun begrænset af diffraktion, dvs bølgelængden af interesse, λ divideret med størrelsen af det primære spejlets blænde, D. For eksempel har Hubble Space Telescope (HST), med en 2,4-m primær spejl, en vinkelopløsning ved synlige bølgelængder af ~ 0,04 buesekunder. Atmosfæren består af luft ved lidt forskellige temperaturer, og derfor forskellige brydningsindekser, konstant blanding. Lysbølger er bøjet når de passerer gennem den inhomogene atmosfære. Når et teleskop på jorden fokuserer disse lysbølger, øjeblikkelige billeder vises fragmenteret, ændrer sig som en funktion af tiden. Som et resultat, erhvervede lang eksponering billeder med jordbaserede teleskoper - selv teleskoper med fire gange diameter af HST - vist sløret og har en kantet opløsning på ca 0,5 til 1,5 buesekunder i bedste fald.

Astronomiske adaptive-optiske systemer kompensere for virkningerne af atmosfærisk turbulens. For det første er formen af ​​den indkommende ikke-plan bølge bestemt under anvendelse af målinger af en nærliggende klar stjerne med en bølgefrontsensor. Dernæst er et element i det optiske system, såsom et deformerbart spejl, befalet at korrigere formen af ​​den indkommende lysbølge. Yderligere korrektioner er foretaget med en tilstrækkelig hastighed til at holde op med dynamisk skiftende atmosfære, hvorigennem teleskop ser ud, i sidste ende producerer diffraktion-begrænset billeder.

Nøjagtigheden af bølgefrontsensoren målingen er baseret på, hvor godt det indkommende lys rumligt og tidsligt stikprøven ^1. Finere prøveudtagning kræver lysere referenceobjekter. Mens de klareste stjerner kan tjene som reference-objekter til billeddiagnostik mål fra flere til et tocifretaf buesekunder væk i de bedste betingelser, gør mest interessante astronomiske mål ikke har tilstrækkeligt klare stjerner i nærheden. En løsning er at fokusere en kraftig laser stråle i retning af det astronomiske mål at skabe en kunstig reference kendt form, også kendt som en »laser guide stjerne«. The Robo-AO laser adaptive optik ^2,3 anvender en 10-W ultraviolet laser fokuseret i en afstand af 10 km at frembringe en laser guide stjerne. Bølgefrontsensor målinger af laser guide stjerne drive adaptiv optik korrektion resulterer i diffraktionsbegrænset billeder, der har en vinkelopløsning på ~ 0,1 buesekunder på en 1,5 meter teleskop.

Introduction

Virkningen af atmosfærisk turbulens på astronomiske billeddannelse blev først anerkendt århundreder siden af Christiaan Huygens ⁴ og Isaac Newton ^5. De første konceptuelle adaptiv optik designs for at kompensere for effekten af turbulens blev offentliggjort uafhængigt af Horace Babcock ⁶ og Vladimir Linnik ⁷ i 1950'erne. Det amerikanske Department of Defense derefter finansieret udviklingen af de første adaptive-optiske systemer i 1970'erne med henblik på billedbehandling udenlandske satellitter under den kolde krig ^8. Den civile astronomiske samfund gjort fremskridt udvikle systemer i 1980'erne, men efter afklassificering af militær forskning i adaptiv optik i 1992 (ref. ^9), der var en eksplosion i både antallet og kompleksiteten af astronomiske systemer ^10.

De fleste af de cirka 20 synlige og infrarøde teleskoper i dag med åbninger større end 5 meter er equipped med adaptive-optik-systemer (f.eks refs. ^11-19). Som teleskoper bliver større, og dermed bedre i stand til at indsamle lys, er der større gevinster i opløsning og følsomhed, når du bruger adaptiv optik. Desværre, stor-teleskopet adaptive-optiske systemer er ekstremt komplekse og begrænsede i deres operation til nær-infrarøde bølgelængder på grund af den nuværende teknologi, og de kræver hold af hjælpepersonale, ofte med store observere generalomkostninger, og adgang til disse knappe og værdifulde ressourcer, er også begrænset.

I den anden ende af størrelsen spektret er der et godt stykke over 1-100 teleskoper i 1-3 meter klassen, men meget få af disse er forsynet med adaptiv optik. Korrigering atmosfærisk turbulens, selv ved kortere synlige bølgelængder, bliver medgørlig med den nuværende teknologi på disse mindre teleskoper fordi de ser gennem et meget mindre volumen af atmosfærisk turbulens (figur 1). Den totale mængde af turbulens-induced optiske fejl skalaer næsten proportionalt med teleskopet primær spejl diameter og omvendt med at observere bølgelængde. Den samme adaptiv-optik teknologi, der bruges med nær-infrarødt lys på de større teleskoper kan anvendes med synligt lys på beskedne størrelse teleskoper. Derudover er mange teleskoper af denne størrelsesorden enten blive eftermonteret (f.eks ref. ²⁰⁾ eller nybygget med fuldt robotic, fjerntliggende og / eller autonome kapaciteter (f.eks ref. ^21), en betydelig forøgelse af omkostningseffektiviteten af disse faciliteter. Hvis udstyret med adaptiv optik, ville disse teleskoper tilbyde et overbevisende platform til at forfølge mange områder af astronomiske videnskab, som ellers er upraktisk eller umuligt med store teleskop adaptive-optik-systemer ^22. Diffraktion-begrænsede målrettede undersøgelser af titusinder af målene ^23,24, langsigtet overvågning ^25,26, og hurtig forbigående karakterisering i overfyldte områder ²7, er mulige med adaptiv optik på disse beskedne åbninger.

For at udforske denne nye opdagelse plads, har vi udviklet og implementeret en ny økonomisk adaptiv optik system i 1-3 meter klassen teleskoper, Robo-AO (ref. ^{2,3 og} figur 2). Som med andre laser adaptiv optik systemer omfatter Robo-AO flere hovedsystemer: lasersystemet, et sæt elektronik og et instrument monteret ved optikkens Cassegrain fokusering (bag det primære spejl, figur 3), som huser en højhastighedsforbindelse optisk lukker, bølgefrontsensor, wavefront korrektorer, videnskab instrumenter og kalibrering kilder. Den Robo-AO design afbildet heri illustrerer, hvordan en typisk laser adaptiv-optik system fungerer i praksis.

Kernen i Robo-AO lasersystem er en Q-switched 10-W ultraviolet laser monteret i et lukket projektor enhed på den side af teleskopet. Begyndende med laseren selv, laserenprojektor derefter inkorporerer en redundant lukker, ud over laseren interne spjæld, for yderligere sikkerhed, en halvbølge plade til at justere vinklen af ​​forventede lineær polarisation, og en uplink-tip-tilt spejl til både stabilisere den tilsyneladende laserstråle position på himlen og at korrigere for teleskop bøjning. En bi-konveks linse på en justerbar fokus fase udvider laserstrålen til at fylde en 15 cm udgangsåbning linse, som er optisk konjugeret til spidsen-tilt spejl. Udgangen linse fokuserer laserlys til en line-of-sight distance på 10 km. Som laser pulser (~ 35 ns lange hver 100 mikrosekunder) forplanter sig gennem atmosfæren væk fra projektoren, en lille brøkdel af fotoner Rayleigh scatter off luftmolekyler og afkast til teleskopet (figur 2B). De hjemvendte spredte fotoner stammer langs hele opadgående bane af laseren, og ellers ville fremstå som en stribe, der ville gøre bølgefronten målinger unøjagtige. Inden for adaptiv optik instRUMENT, en high-speed Pockels celle optisk lukker ²⁸ anvendes til at transmittere laserlys kun vender tilbage fra blot en smal skive af atmosfæren omkring den 10 km projektor fokus, hvilket resulterer i laser fremtræder som en plet. Omskiftning af pockels-cellen drives af den samme master clock som den pulserende laser, med en forsinkelse for at tage højde for returflyvning tid af laserpuls gennem atmosfæren. I sidste ende er det kun omkring en ud af hver billion lanceret fotoner detekteres af bølgefrontsensoren. Alligevel er denne udstrålede er tilstrækkelig til at drive det adaptive-optik system.

Den ultraviolette laser har den yderligere fordel af at være usynlige for det menneskelige øje, primært som følge af absorption i hornhinden og linsen ^29. Som sådan er det ikke i stand til flash-blinde piloter og betragtes som en klasse 1 laser system (dvs. ude af stand til at producere skadelige strålingsniveauer under drift og fritaget for enhver kontrol måler ³⁰⁾ for alle muligebestråling af personer i overflyvende fly, hvilket eliminerer behovet for menneskelige observatører placeret på stedet, som normalt kræves af Federal Aviation Authority i USA ^31. Uheldigvis kan muligheden for, at laseren kan beskadige nogle satellitter i lavt kredsløb om Jorden eksisterer. Af denne grund anbefales det, både for sikkerhed og ansvar betænkeligheder at koordinere laser aktiviteter med et passende organ (f.eks med US Strategic Command (USSTRATCOM) i USA ^32).

Bølgefrontsensoren som måler indkommende laserlys i Robo-AO Cassegrain instrument kendt som en Shack-Hartmann føler ³³ og indbefatter en lenslet array, optiske relæ og billedsensoren. The lenslet array er en refraktiv optisk element, fladt på den ene side, med et gitter af firkantede konvekse linser på den anden side. Det er placeret i en position optisk konjugeret til indgangspupillen af ​​teleskopet. Når 'returlys' fra the laser passerer gennem lenslest array, er billeder af on-sky laser skabt ved brændpunktet af hver af linserne i matrixen (figur 4). Dette mønster af laserbilleder derpå optisk videresendt til en UV-optimeret charge-coupled device (CCD) kamera. Den laterale xy position af hvert billede giver et mål for den lokale gradient eller "hældning" af lysbølgen ved hver linse i arrayet. The signal-støj-forholdet af hver positionsmåling med Robo-AO spænder fra 6 til 10 afhængig af Zenith vinkel og se betingelser (6,5 elektroner af detektoren støj i hver af fire pixels med et signal, der spænder fra 100 til 200 fotoelektroner pr billedet pr måling).

Den samlede form af lysbølgen beregnes derefter ved at multiplicere de målte hældninger af en forud beregnet bølgefront rekonstruktør matrix. The rekonstruktør matrix dannes ved først at fremstille en model af pupillen geometri, der er opdelt af lenslet array. Individuel ortho-normal basisfunktioner (i dette tilfælde disk harmoniske funktioner op til 11 ^th radiale orden, for i alt 75 funktioner. ref ³⁴⁾ realiseres over modellen og en 2-D mindste kvadraters løsning på best-fit plan over hver linse i arrayet beregnes. Mens dette er en tilnærmelse til den gennemsnitlige gradient, er forskellen minimal i praksis, med fordel for nemt håndtering af geometri af delvist belyste linser ved kanterne af den forventede elev. En påvirkende matrix er således afledt, der konverterer enhed amplituder for hver basis funktion med hældningen offset for hver linse. Den Reconstructor matrix frembringes så ved at tage den pseudo-inverse af den indflydelse matrix ved hjælp af Singular værdi dekomposition. Når formen af ​​den lysbølge er kendt i form af koefficienter basissæt, kan en kompenserende invers form blive styret på høj-ordens bølgefront corrector. Fremgangsmåden til fremstilling af en måling, derefter anvende en korrektion, og gentage cyklussenigen og igen, er et eksempel på et integreret kontrol kredsløb. Robo-AO udfører sin kontrol-loop med en hastighed på 1,2 kHz, som er nødvendig for at holde trit med dynamikken i atmosfæren. En skaleringsfaktor (også kendt som forstærkningen af ​​den indbyggede kontrol-loop) på mindre end 1 og typisk tæt ved 0,6, påføres på korrektionssignalet til at opretholde stabiliteten af ​​kontrol-loop samtidig minimeres den resterende fejl korrigeres lys.

Den høje ordens bølgefront corrector i Robo-AO er en mikro-elektro-mekaniske-systemer (MEMS) deformerbare spejl ^35. Robo-AO bruger 120 aktuatorer til at justere den belyste overflade af spejlet, tilstrækkelig rumlig opløsning til nøjagtigt at passe til den beregnede korrigere form. Motorerne har en maksimal overflade afvigelse amplitude på 3,5 um, der svarer til optisk fase kompensation på op til 7 pm. I typiske atmosfæriske forhold i astronomiske observatorier, er denne kompensation længde større end 5 sigma afamplituden af ​​turbulens inducerede optiske fejl og resulterer derfor i betydelig korrektion headroom. Desuden kan det deformerbare spejl kompensere for statiske optiske fejl, der opstår fra instrumentet og teleskopet på bekostning af reduceret dynamikområde.

En underfundighed til anvendelse af en laser som en probe af atmosfæren er dets manglende evne til at måle astronomiske billede motion ^36. Den vender tilbage laserlys set fra nogenlunde samme position, hvorfra det forventes og bør derfor altid anbringes i den samme placering på himlen. Enhver samlet tilt målt i den hjemvendte laserlys bølge af bølgefrontsensoren er domineret af mekaniske peger fejl. Hældningen signal anvendes til at drive laseren systemets uplink tip-tilt spejl, således at holde Shack-Hartmann mønster centreret på bølgefrontsensoren. Rettelse astronomiske billede bevægelse håndteres separat med de naturvidenskabelige kameraer som beskrevet nedenfor.

Robo-AO anvenderfire off-axis parabolsk (OAP) afspejler til relay lys fra teleskopet til de videnskabelige kameraer achromatically (Figur 3). Relæet sti omfatter en hurtig spids-tilt korrigere spejl og en atmosfærisk dispersion corrector (ADC) ³⁷ består af et par roterende prismer. Den ADC løser et bestemt problem relateret til at observere genstande gennem atmosfæren, der ikke er direkte overhead: atmosfæren fungerer som en prisme og bryder lyset som funktion af bølgelængde, med den samlede effekt bliver stærkere som teleskopet peger lavere i højden, hvilket billeder - især dem, der er blevet skærpet af adaptiv optik korrektion - at dukke forlænget i retningen vinkelret på horisonten. ADC kan tilføje en modsat mængde af dispersionen til det indkommende lys, effektivt at bevirke, at virkningen af atmosfæriske prismatiske dispersion (figur 5). Ved afslutningen af ​​OAP relæet er et synligt dikroisk der reflekterer lyset af λ <950 nm til en elektron-multiplicere charge-coupled device (EMCCD) kamera, mens sender infrarødt lys mod et infrarødt kamera. Den EMCCD kamera har evnen til at fange billeder med meget lav elektronisk (detektor) støj ^38,39, med en frame rate, der reducerer intra-eksponering billede bevægelse til under diffraktion-begrænset kantede opløsning. Ved re-centrering og stabling af en række af disse billeder, kan en lang eksponering billede syntetiseres med minimal støj straf. Den EMCCD Kameraet kan også anvendes til stabilisering af billedet bevægelse på det infrarøde kamera, målinger af positionen af ​​et afbildet astronomisk, kan anvendes til kontinuerligt at lede hurtige tip-tilt at re-punkt billedet til et ønsket sted. Forud for hvert kamera er et sæt af filter hjul med et passende sæt astronomiske filtre.

En intern teleskop og source simulator er integreret i Robo-AO-systemet som et kalibreringsværktøj. Den kan samtidig simulere ultravioletlaser fokus på 10 km og et sortlegeme kilde ved uendelig, der matcher værten teleskopets fokal ratio og udgangspupil position. Den første fold spejl i Robo-AO dirigerer alt lys fra teleskopets sekundære spejl til adaptiv optik system. Folden spejl er også monteret på en motoriseret trin, som kan translateres af vejen for at afsløre den interne teleskop og source simulator.

Mens Robo-AO-systemet er beregnet til drift i en helt selvstændig måde kan hver af de mange trin i en adaptiv optik observation udføres manuelt. Dette trin-for-trin procedure, sammen med en kort forklaring, nærmere er i det følgende afsnit.

Protocol

1. Pre-observere Procedurer

1. Lav en liste over de astronomiske mål, der skal overholdes.
2. Beregn den samlede eksponeringstider, der er nødvendige for hvert mål at nå frem til en påkrævet signal-til-støj-forholdet i hver videnskabelig filter ønsket og kamera kombination.
3. Transmit listen over astronomiske mål, der skal overholdes for at USSTRATCOM større end 3 dage i forvejen af ​​observationer. De vil sende tilbage en Predictive Avoidance Message (PAM), der angiver »åbne vinduer« - de gange sikkert at bruge laser-systemet på hver ønskede mål uden potentielt skadelige satellitter.
4. Installer Robo-AO-system på teleskopet i dagtimerne, hvis ikke allerede gjort (f.eks Robo-AO på 1,5-m P60 teleskopet på Palomar Observatory, CA; figur 2).
5. Oversæt den første fold spejl til at afsløre den indre teleskop og kilde simulator til laseren bølgefrontsensor, og tænd den simulerede laserkilde. </ Li>
6. Registrere positionerne af de simulerede laserbilleder på bølgefrontsensoren kameraet. Disse positioner anvendes som reference hældning målinger for den Shack-Hartmann bølgefrontsensor og vil blive fratrukket følgende på-sky målinger. Denne procedure kalibrerer små optiske ændringer i instrumentets tilpasning på grund af skiftende temperaturer.
7. Returnere den første fold spejl til sin oprindelige position og slukke for simulerede laserkilde.
8. Kontakt USSTRATCOM en time før observere at informere dem om nattens planlagte aktivitet og modtage opdateringer eller ændringer til PAM.
9. Drej den 10-W ultraviolet laser på mens den redundante lukkeren lukket. En flydende kølesystem regulerer temperaturen af ​​dioden pumper i laseren og kræver cirka en time til stabilisering.
10. Kontroller, at betingelserne er sikkert at åbne teleskopet kuppel, når det er mørkt nok til at observere. Dette omfatter et sikkert områdefor fugtighed, dugpunkt depression, udfældning, vindhastighed og luftbårne partikler.
11. Åbn teleskop kuppel og peger på en forholdsvis klar stjerne (m _V ≤ 5) overhead.
12. Koncentrere teleskopet ved positioneringen teleskopet sekundære spejl, indtil stjernen er på omtrentlig bedste fokus (mindste billede bredde). Manuel vurdering fra et levende billede fra et af de naturvidenskabelige kameraer er tilstrækkelig.

2. High-order Adaptive Optics Korrektion

1. Pick et astronomisk mål, der har en tilstrækkelig lang 'vinduet' i henhold til PAM.
2. Indstil en alarm til slutningen af ​​den "åbne vindue" med en buffer på mindst 1 minut. Hvis alarmen går i gang i løbet af en observation, straks lukker laseren.
3. Ret teleskopet mod den valgte astronomiske mål. Indramme genstand (e) inden-of-view af de naturvidenskabelige kameraer ved at justere teleskopet peger efter behov.
4. Bekræft, at laser uplink tip-tilt spejl er centreret i sit sortiment inden du åbner de interne og redundant laser skodder - formerings laseren på himlen (figur 2).
5. Optage en anden af ​​data fra bølgefrontsensoren kameraet, cirka 1200 frames, mens pockels-cellen optiske lukkeren er slukket.
6. Beregne en median billede fra disse data. Dette vil blive anvendt som en baggrund frame at subtrahere et elektrisk eller optisk bias fra billeder taget af bølgefrontsensoren kameraet.
7. Drej pockels-cellen gnistudladning på sådan, at laserimpulserne fra mil transmitteres til bølgefrontsensoren.
8. Spiral søgning uplink tip-tilt spejl indtil Shack-Hartmann mønster af laserbilleder vises i bølgefrontsensoren kamera (figur 4B). Lad uplink tip-tilt spejl på plads.
9. Optag en ny bølgefrontsensor baggrundsbillede mens Pockets cellen momentant er slået off. Dette er nødvendigt, da de optiske baggrund ændringer lidt som laseren peger i forskellige retninger ved uplink tip-tilt spejl.
10. Start høj for adaptiv optik system. På dette tidspunkt to kontrol-loops startes samtidigt; positionerne for hver laser billede skabt af bølgefrontsensoren lenslet-array anvendes til at drive de deformerbare spejl aktuatorer at udflade de ikke-plane lysbølger ind i teleskopet, før de udbreder de videnskabelige kameraer . Et gennemsnit af positionsmålinger anvendes også til at lede uplink tip-tilt spejl til at opretholde centrering af mønstret af laserbilleder på bølgefrontsensoren.

3. Observation i synligt lys (med Post-facto Registration Correction)

1. Indstille positionen af ​​filteret hjul til den ønskede observation filter (s).
2. Indstille vinklen af ​​ADC prismer, således at den resterende atmosfæriske prismatiske dispersion minimeres vedde videnskabelige instrumenter.
3. Indstille eksponeringstiden og modulstørrelse på EMCCD kameraet således at der er et minimum frame-transfer frame rate på ~ 10 Hz, med 30 Hz foretrukket. Der indgår på denne sats vil typisk reducere intra-eksponering billede bevægelse til under diffraktion-begrænset kantede opløsning.
4. Indstil elektron-multiplikation gevinst på EMCCD kameraet, således at den maksimale intensitet af målene er omtrent halvdelen af ​​godt dybden af ​​detektoren eller til en maksimal værdi på 300 for de svagere mål.
5. For svage mål, der groft større end en stjernes størrelsesorden på 15 forsinke frame rate af EMCCD kameraet ned, indtil der er mindst ~ 5-10 fotoner, der påvises i kernen af ​​billedet punktspredningsfunktionen. Mens dette fører til yderligere billeddata bevægelse sløring i rammer og reducere kantede opløsning (f.eks ref ^40,. Omtrent dobbelt så diffraktion-begrænset beslutning om m _r ~ 16,5 targets), er flere centrale fotoner nødvendig for korrekt post-facto registrering behandling.
6. Optag en kontinuerlig række billeder fra det EMCCD kameraet, indtil den samlede integrerede eksponering tid er lig med den tid, beregnet i 1,2.

4. Observere i infrarødt lys (med Synlig Tip-tilt korrektion)

1. Indstil filterhjulet foran EMCCD kameraet til en bredbånds-filter, dvs et klart filter eller en λ> 600 nm langpasfilter.
2. Bemærk den pixel position af objektet, der skal anvendes som et tip-tilt guide kilde på den EMCCD kamera mens du kigger på et levende billede.
3. Indstille kameraet udlæsning indstillinger til følgende værdier: Bin pixel med en faktor 4, og som danner rammen-transfer forbroen udlæsning region til at være i alt 2 × 2 binned pixels centreret om tidligere bemærket position.
4. Indstil EMCCD kamera frame rate og elektron multiplikation gain at matche lysstyrken på den tip-tiltstyre kilden. En ramme på 300 Hz er foretrukket (for en kontrol-loop korrektion båndbredde på ~ 30 Hz), men kan sænkes som nødvendigt for svagere objekter på bekostning af ringere kvalitet tip-tilt korrektion.
5. Start tip-tilt-kontrol-loop. Dette vil beregne den aktuelle guide kildens position og kommando den hurtige tip-tilt korrigere spejl til at drive sin position til midten af ​​binned pixel region.
6. Optag billeder fra det infrarøde kamera, indtil den samlede integrerede eksponering tid er lig med den tid, beregnet i 1,2. Maksimale single-frame eksponeringstider vil kun være begrænset ved mætning fra infrarød stråling, fra himlen, instrument eller genstand, eller ved mørk strøm fra den infrarøde array. Eksponeringer kan spænde fra brøkdele af et sekund til flere minutter.

5. End of Night Procedures

1. Luk teleskop kuppel og pege teleskopet til fladskærmen ved observation er fuldført.
2. Sluk for laserenog kontakt USSTRATCOM med et resumé af de natlige aktiviteter inden 15 min.
3. Drej dome flad lampe.
4. Optag en serie af full-frame billeder på både EMCCD og infrarøde kameraer af den faste feltbelysning produceret af kuplen flad lampe på den flade skærm for hver astronomiske filter, der bruges i den foregående nat. Den faste feltintensitet ved hver pixel repræsenterer den kombinerede relative kvante-effektivitet af teleskopet, adaptive-optik system, filtre og kamera.
5. Drej dome flad lampe ud og skifte til de blokerende filtre foran hvert kamera.
6. Optag en serie af mørke billeder på begge kameraer, der svarer til den række af eksponeringstider og billedformater konstateret i den foregående nat. De mørke rammer anvendes til at fjerne fordomme på grund af mørk strøm og elektronisk støj fra registrerede data.
7. Parkér teleskopet.

6. Processing Images

1. Opret en enkelt mørk calibration billede fra medianen af ​​hver mørkt billede series optaget i 5.6).
2. Opret en flad-felt kalibrering billede for hvert filter på hvert kamera ved at beregne medianen af ​​hver lejlighed-field billede serie optaget i 5,4), subtrahere den tilsvarende mørke kalibrering billedet og derefter dividere hele billedet ved median pixelværdi i rammen.
3. Træk den passende mørke kalibrering image og dividere med den faste feltkalibrering billede for hver på-sky videnskab billede optaget fra EMCCD og infrarøde kameraer.
4. Re-center den kalibrerede science billeder fra hver observation ved at rette den lyseste pixel og tilføje billeder sammen for at skabe et stablet billede. Mere avancerede rutiner for bedre billedkvalitet registrering kan også bruges ^39,41.

Representative Results

Den Robo-AO laser adaptiv-optik system bruges til at kompensere for atmosfærisk turbulens og producere diffraktion-begrænset-opløsning på synlige og . nærinfrarøde bølgelængder Figur 1A viser et billede af en enkelt stjerne set i rødt lys gennem ukompenseret atmosfærisk turbulens med en billedopløsning bredde på 1,0 arc Figur 1B viser den samme stjerne efter adaptiv optik korrektion:. billedets bredde aftager til 0,12 buesekunder , lidt større end et perfekt billede bredde på 0,10 buesekunder ved denne bølgelængde på 1,5 m teleskop. Den første Airy ring, på grund af diffraktion, kan ses som den svage ring lignende struktur omkring kernen af ​​billedet. Denne meget forbedrede vinkelopløsning muliggør opdagelsen af binære og multiple stjernesystemer (fx figur 1c og bemærkninger ved ref. ⁴⁰⁾ og til påvisning af meget lysstærke stjerner i tætte områder såsomDen kuglehob af Messier 3 (set i nær-infrarøde, figur 6), som ellers ville være umuligt at direkte vis ved atmosfærisk turbulens. Funktioner af sol-systemobjekter, såsom cloud overflade af Jupiter samt dets transit måne Ganymedes (fig. 7), kan også ses med en større klarhed, når de ses med laser adaptiv optik.

Figur 1. Adaptiv optik korrektion ved synlige bølgelængder. Hvert tal repræsenterer en 1,5 × 1,5 buesekund field-of-view på himlen. (A) En lang eksponering enkelt billede af en enkelt stjerne, m _V = 3,5, set gennem kompenseret atmosfærisk turbulens i i -band (λ = 700 - 810 nm) på 1,5-m P60 teleskopet på Palomar Observatory. Den fulde bredde ved halv maksimum (FWHM) er 1,0 buesekunder. (B) </ Strong> Den samme stjerne som i (A) med laser adaptiv optik korrektionen ved hjælp af Robo-AO-systemet. Kernen i stjernernes billede har 15 gange den maksimale lysstyrke ukompenserede billede og har en FWHM på 0,12 buesekunder. (C) En binær stjerne, m _V = 8,4, med en adskillelse på 0,14 buesekunder er afsløret ved hjælp af Den Robo-AO adaptiv-optik system. I hvert tilfælde blev tip-tilt føring udført selve målet.

Figur 2. Den Robo-AO laser adaptiv-optik system. (A) De adaptive optik og videnskab instrumenter er installeret på Cassegrain fokus robot 1,5-m P60 teleskopet på Palomar Observatory. Lasersystemet og støtte elektronik er fastgjort til modstående sider af teleskop røret for balance. (B) Robo-AO UV laserstråle propagating ud af teleskopet kuppel. I denne lang eksponering fotografi, er laserstrålen synlig på grund af Rayleigh-spredning ud af luftmolekyler, en lille brøkdel af lyset også spreder tilbage mod teleskopet skal anvendes som en probe af atmosfæren. Laserstrålen synes appelsin grund af den måde UV lys transmitteres gennem farvefiltre på UV følsomme kamera bruges til at tage billedet. Klik her for at se større figur .

Figur 3. Robo-AO adaptiv optik og videnskabelige instrumenter. (A) En forenklet CAD-model. Lys fokuseret fra teleskopet sekundære spejl (orange) kommer ind gennem et lille hul i midten af instruling før det reflekteres med 90 grader ved den første fold spejl til et ex-aksialt parabolsk (OAP) spejl. Denne spejlbilleder teleskopet elev på den deformerbare spejl overflade. Efter refleksion fra det deformerbare spejl, spalter en UV dikroisk fra laserlys (violet) og dirigerer den til laser bølgefrontsensor. En yderligere omvendt OAP spejl i bølgefrontsensoren korrigerer de ikke-fælles vej optiske introduceret af 10 km konjugerede brændpunkt af laseren reflekteres af den første OAP spejl. Det synlige og nær-infrarødt lys (grøn) passerer gennem UV dikroiske videresendes af et par OAP spejle til atmosfærisk spredning corrector. Lyset reflekteres derefter af tip-tilt korrigere spejl til et endeligt OAP spejl, som fokuserer lyset mod synligt dikroisk. Den synlige dichroic reflekterer det synlige lys (blå) til den elektrontiltrækkende multiplicere CCD og transmitterer nær-infrarødt lys (rød) til en fold spejlog til sidst til det infrarøde kamera. Den kombinerede UV, synligt og nær-infrarødt lys fra teleskopet og kilde simulator (gul) kan blive dirigeret til de adaptive optik og videnskab instrumenter ved at oversætte den første fold spejl af vejen. (B) En tilsvarende fotografi af instrumentet, . Klik her for at se større figur .

Figur 4. Shack-Hartmann bølgefrontsensor. (A) Conceptual diagram. Som en flad bølge passerer gennem lenslet array, er et regelmæssigt mønster af billeder dannet på detektoren (blå). Når en ikke-plan bølge passerer gennem lenslet array, den lokale gradient af bølgen rammer tHan position af billeder dannet af hver linse i arrayet (rød). (B) Mønster af laserbilleder i Robo-AO Shack-Hartmann bølgefrontsensor. Hver af de 88 steder er et billede af laser scatter fra 10 km, som er dannet af hver linse af lenslet matrix, med det overordnede mønster form bestemmes af geometrien af ​​teleskopet elev. Den relative forskydning af hvert billede i forhold til referencebilledet position (Procedure 1,6) giver en måling af den lokale gradient af den indkommende lys bølge. Klik her for at se større figur .

Figur 5. Korrektion af atmosfærisk prismatisk dispersion. Adaptiv optik korrigerede billeder af en 11 × 16 buesekund underfelt af den kuglehob Messier 15 ved en. teleskop elevation på 45 grader (A) Mens adaptiv optik korrigerer virkningerne af atmosfærisk turbulens, atmosfærisk prismatisk spredning stadig påvirker billeder af individuelle stjerner: billederne er skarpe parallel til horisonten, mens langstrakte vinkelret på horisonten på cirka 1 bue sekund over en spektral båndbredde på λ = 400 til 950 nm (B) Ved yderligere ved hjælp af en atmosfærisk spredning corrector at modvirke den atmosfæriske prismatiske dispersion, der diffraktion-begrænset-opløsning billeddannelse inddrives, i begge retninger..

Figur 6. Billeder af den kuglehob Messier 3 (A) A 44 × 44 bue andet felt-of-view, 2-minutters lange ukompenseret billede af kernen af kuglehob Messier 3 i z-band. (Λ = 830 til 950 nm) . (B) Det samme image vist med adaptiv optik korrektionen ved hjælp af Robo-AO afslører mange stjerner der ellers ikke ville blive set.

Figur 7. Billeder af Jupiter (A) En 0,033 sekunders ukompenseret øjebliksbillede af Jupiter (tilsyneladende diameter på 42 buesekunder) i r-band (λ = 560 til 670 nm).. (B) Det samme billede med Robo-AO laser adaptiv optik korrektion viser overfladen sky funktioner og transit Ganymede (pil) med større klarhed.

Discussion

Fremgangsmåden præsenteres her beskriver manuel betjening af Robo-AO laser adaptiv optik system. I praksis fungerer Robo-AO i en automatiseret måde, at langt størstedelen af ​​fremgangsmåderne styres af en robot sequencer, som udfører de samme trin automatisk.

The Robo-AO er blevet udviklet til ligetil replikation med beskedne omkostninger, med materialer (~ USD600K) og arbejdskraft er en brøkdel af prisen af ​​selv en 1,5 m teleskop. Mens der er omkring tyve optiske teleskoper rundt omkring i verden er større end 5 meter i diameter, der er teleskoper i 1-3 m klassen nummer et godt stykke over et hundrede og projiceret som potentielle værter for Robo-AO-kloner. Ud over det nuværende system udstationeret ved 1,5-m P60 teleskop, er den første af forhåbentlig mange kloner, der udvikles til 2-m IGO teleskop ⁴² i Maharashtra, Indien, og en variant med klare stjerner i stedet for en laser for wavefront sensing er ved at blive commissioned i 1-m teleskopet på Table Mountain, CA ^43. En revolution i diffraktion-begrænset forskning kan være ved hånden.