Amener l'Univers visible en discussion avec Robo-AO

Summary

Lumière des objets astronomiques doivent voyager à travers l'atmosphère turbulente de la terre avant d'être imagée par les télescopes au sol. Pour activer l'imagerie directe au maximum une résolution angulaire théorique, des techniques de pointe telles que celles utilisées par le Robo-AO optique adaptative système doit être utilisé.

Abstract

La résolution angulaire de télescopes terrestres optiques est limitée par les effets dégradants de l'atmosphère turbulente. En l'absence d'une atmosphère, la résolution angulaire d'un télescope classique n'est limitée que par la diffraction, c'est à dire, la longueur d'onde d'intérêt, λ, divisé par la taille de l'ouverture de son miroir primaire, D. Par exemple, le télescope spatial Hubble (HST), avec un miroir primaire de 2,4 m, a une résolution angulaire de longueurs d'onde visibles de secondes d'arc ~ 0,04. L'atmosphère est composée de l'air à des températures légèrement différentes, et donc des indices de réfraction différents, mélangeant constamment. Les ondes lumineuses sont courbées lors de leur passage à travers l'atmosphère inhomogène. Quand un télescope au sol concentre ces ondes lumineuses, des images instantanées apparaissent fragmentées, changeant en fonction du temps. En conséquence, longue exposition des images acquises à l'aide de télescopes au sol - même des télescopes à quatre fois le diamètremètre de la TVH - sont floues et ont une résolution angulaire d'environ 0,5 à 1,5 secondes d'arc, au mieux.

Astronomiques optique adaptative systèmes de compenser les effets de la turbulence atmosphérique. Tout d'abord, la forme de l'entrée d'onde non plane est déterminée en utilisant des mesures d'une étoile brillante par un capteur de front d'onde. Ensuite, un élément dans le système optique, tel qu'un miroir déformable, est commandé pour corriger la forme d'onde de la lumière incidente. D'autres corrections sont effectuées à un taux suffisant pour faire face à l'atmosphère qui change dynamiquement grâce à laquelle le télescope regarde, en fin de compte la production de diffraction limitée images.

La fidélité de la mesure du capteur de front d'onde est basée sur la façon dont la lumière entrante est échantillonné spatialement et temporellement ^1. Échantillonnage plus fin nécessite objets de référence claires. Alors que les étoiles les plus brillantes peuvent servir de référence pour les objets cibles d'imagerie de plusieurs dizainesde secondes d'arc de suite dans les meilleures conditions, les plus intéressantes cibles astronomiques n'ont pas suffisamment brillantes étoiles à proximité. Une solution consiste à focaliser un faisceau laser de grande puissance dans la direction de la cible astronomique pour créer une référence artificielle de forme connue, également connu comme une «étoile guide laser. Le Robo-AO laser système d'optique adaptative ^2,3 utilise un laser ultraviolet 10-W focalisé à une distance de 10 km à générer une étoile guide laser. Mesures des capteurs de front d'onde de l'étoile guide laser conduire la correction d'optique adaptative traduit par diffraction limitée des images qui ont une résolution angulaire de ~ 0,1 secondes d'arc sur un télescope de 1,5 m.

Introduction

L'impact de la turbulence atmosphérique sur l'imagerie astronomique a été reconnue il ya des siècles par Christiaan Huygens ⁴ et Isaac Newton ^5. Les premiers dessins conceptuels d'optique adaptative pour compenser les effets de la turbulence ont été publiés indépendamment par Horace Babcock ⁶ et Vladimir Linnik ⁷ dans les années 1950. Le département américain de la Défense, puis a financé le développement des premiers systèmes optiques adaptative dans les années 1970 dans le but de satellites d'imagerie étrangers pendant la guerre froide ^8. La communauté astronomique civile a fait des progrès systèmes en développement dans les années 1980, mais, après déclassement de la recherche militaire sur l'optique adaptative en 1992 (réf. ^9), il ya eu une explosion dans le nombre et la complexité des systèmes astronomiques ^10.

La plupart des télescopes environ vingt visibles et infrarouges aujourd'hui avec des ouvertures de plus de 5 mètres sont equipped avec optique adaptative des systèmes (p. ex. refs ^11-19). Comme télescopes deviennent plus grands, et donc plus apte à capter la lumière, il ya des gains plus importants dans la résolution et la sensibilité lors de l'utilisation d'optique adaptative. Malheureusement, grand-télescope optique adaptative-systèmes sont extrêmement complexes et limités dans leur fonctionnement pour le proche infrarouge grâce à la technologie actuelle, ils nécessitent des équipes de personnel de soutien, souvent avec de grandes généraux d'observation, et l'accès à ces ressources rares et précieuses est également limitées.

À l'autre extrémité du spectre de taille, il ya bien plus d'une centaine télescopes de la classe mètre 1-3, mais très peu d'entre eux sont équipés d'optique adaptative. Correction turbulence atmosphérique, même sur de courtes longueurs d'onde visibles, devient traitable avec la technologie actuelle sur ces télescopes plus petits car ils regardent à travers un volume beaucoup plus petit de la turbulence atmosphérique (Figure 1). Le montant total de la turbulence-induced échelles d'erreur optiques presque proportionnellement avec le diamètre du miroir primaire du télescope et inversement avec la longueur d'onde d'observation. La même optique adaptative technologie qui est utilisée avec une lumière proche infrarouge sur des télescopes plus grands peuvent être utilisés avec de la lumière visible sur les télescopes de taille modeste. En outre, de nombreux télescopes de cette échelle sont soit monté ultérieurement (par exemple ref. ²⁰⁾ ou nouvellement construites avec des capacités entièrement robotisée, éloignées et / ou autonome (par exemple, ref. ^21), augmentant ainsi considérablement la rentabilité de ces installations. S'il est équipé d'optique adaptative, ces télescopes offrent une plate-forme impérieuse de poursuivre de nombreux domaines de la science astronomique qui sont autrement difficile ou impossible avec grand télescope optique adaptative systèmes ^22. Limitée par la diffraction des enquêtes ciblées de dizaines de milliers de cibles, ^23,24 surveillance à long terme ^25,26, rapide et caractérisation transitoire dans des domaines très fréquentés ²7, sont possibles avec l'optique adaptative sur ces ouvertures modestes.

Pour explorer cet espace découverte, nous avons conçu et mis en œuvre un nouveau économiques optique adaptative du système pour 1-3 télescopes de la classe mètres, Robo-AO (réf. ^2,3; figure 2). Comme avec les autres laser optique adaptative systèmes, Robo-AO comprend plusieurs systèmes principaux: le système laser, un ensemble d'appareils électroniques, et un instrument monté au foyer du télescope Cassegrain (derrière le miroir primaire; figure 3) qui abrite une grande vitesse obturateur optique, capteur de front d'onde, des correcteurs de front d'onde, des instruments scientifiques et des sources d'étalonnage. La conception Robo-AO représenté ici illustre comment un laser typique optique adaptative système fonctionne dans la pratique.

Le noyau du système Robo-AO laser est un laser Q-switched ultraviolet 10-W monté dans un ensemble clos projecteur sur le côté de la lunette. En commençant par le laser lui-même, le laserprojecteur incorpore ensuite un obturateur redondant, en plus de l'obturateur interne du laser, pour plus de sécurité, une plaque demi-onde pour ajuster l'angle de polarisation linéaire projetée, et une liaison montante tip-tilt miroir à la fois de stabiliser la position du laser apparente faisceau sur le ciel et à corriger la flexion de télescope. Une lentille bi-convexe sur une scène mise au point réglable élargit le faisceau laser pour remplir une lentille 15 cm ouverture de sortie, qui est optiquement conjugué à la pointe d'inclinaison de miroir. La lentille concentre la lumière de sortie laser à une distance de la ligne de visée de 10 km. Comme les impulsions laser (~ 35 ns toutes les 100 ms longues) se propagent à travers l'atmosphère loin du projecteur, une infime partie de la dispersion des photons Rayleigh off molécules d'air et de retour vers le télescope (Figure 2B). Les photons dispersés proviennent retour sur tout le trajet vers le haut du laser, et qui seraient autrement apparaître comme une traînée qui rendrait les mesures de front d'onde inexactes. Dans le inst optique adaptativeRUMENT, un obturateur à grande vitesse cellule de Pockels optique ²⁸ est utilisé pour transmettre la lumière laser de retour de seulement juste une tranche étroite de l'atmosphère autour de la mise au point du projecteur 10 km, ce qui entraîne le laser apparaissant comme une tache. Commutation de la cellule de Pockels est attaqué par l'horloge maître même que le laser pulsé, avec un retard de tenir compte du temps aller-retour de l'impulsion laser à travers l'atmosphère. En fin de compte, seulement une personne sur mille milliards de photons lancés est détecté par le capteur de front d'onde. Malgré tout, ce flux énergétique est suffisante pour faire fonctionner le système optique adaptative.

Le laser ultraviolet a l'avantage supplémentaire d'être invisible à l'œil humain, principalement en raison de l'absorption dans la cornée et le cristallin ^29. En tant que tel, il est incapable de flash-aveugles pilotes et est considéré comme un système laser de classe 1 (soit incapable de produire des niveaux de rayonnement nuisibles pendant le fonctionnement et exempts de toute mesure de contrôle ³⁰⁾ pour la mesure du possiblel'exposition des personnes à bord des aéronefs survolant, ce qui élimine la nécessité pour les observateurs humains situés sur le site que normalement requise par la Federal Aviation Authority aux États-Unis ^31. Malheureusement, la possibilité pour le laser d'endommager certains satellites en orbite terrestre basse peuvent exister. Pour cette raison, il est recommandé pour des questions de sécurité et de responsabilité de coordonner les activités des deux lasers avec un organisme approprié (par exemple avec US Strategic Command (USSTRATCOM) au sein de l'US ^32).

Le capteur de front d'onde, qui mesure la lumière laser entrant dans l'instrument Robo-AO Cassegrain l'on appelle un capteur Shack-Hartmann ^33, et comprend un réseau de microlentilles, le relais optique et le capteur d'image. Le réseau de microlentilles est un élément optique de réfraction, à plat sur une face, avec une grille de forme carrée lentilles convexes sur l'autre côté. Il est situé dans une position optiquement conjuguée de la pupille d'entrée du télescope. Lorsque la «lumière de retour 'de ee laser passe à travers la matrice lenslest, des images du laser sur-ciel sont créés à la mise au point de chacune des lentilles de la matrice (figure 4). Ce schéma d'images laser est ensuite transmis à un optiquement UV optimisé charge-coupled device (CCD). La position xy latérale de chaque image donne une mesure de la pente locale ou "pente" de l'onde lumineuse à travers chaque lentille de la matrice. Le rapport signal sur bruit de chaque mesure de position avec Robo-AO varie de 6 à 10 en fonction de conditions angle zénithal et voyant (6,5 électrons de bruit de détecteur dans chacun des quatre pixels avec un signal variant de 100 à 200 photoélectrons par image par mesure).

La forme générale de l'onde lumineuse est alors calculé en multipliant les pentes mesurées par une matrice précalculée front d'onde reconstructeur. La matrice reconstructeur est créé en faisant d'abord un modèle de la géométrie pupille qui est sous-divisé par le réseau de microlentilles. Individuel base orthonormalefonctions (fonctions de disque dans ce cas harmoniques jusqu'au rang 11 ^ème radiale, pour un total de 75 fonctions, ref. ³⁴⁾ sont réalisés sur le modèle et une 2-D des moindres carrés solution au plan de meilleur ajustement à travers chaque lentille dans la matrice est calculée. Bien que ce soit une approximation de la pente moyenne, la différence est négligeable en pratique, avec l'avantage de traiter facilement de la géométrie des lentilles partiellement éclairées sur les bords de la pupille projetée. Une matrice d'influence est donc dérivé qui convertit amplitudes unitaires pour chaque fonction de base de la pente de décalage pour chaque objectif. La matrice reconstructeur est alors créée en prenant la pseudo-inverse de la matrice d'influence en utilisant décomposition en valeurs singulières. Une fois la forme de l'onde lumineuse est connu en termes de coefficients de l'ensemble de base, une forme de compensation inverse peut être commandé sur le correcteur de front d'onde d'ordre élevé. Le procédé de fabrication d'une mesure, puis en appliquant une correction, et en répétant ce cycleà plusieurs reprises, est un exemple d'un contrôle intégral de la boucle. Robo-AO exécute son contrôle en boucle à un taux de 1,2 kHz, nécessaire pour faire face à la dynamique de l'atmosphère. Un facteur d'échelle (également connu comme le gain de la boucle de commande intégrale) de moins de 1, et en général proche de 0,6, est appliqué au signal de correction pour maintenir la stabilité de la boucle de commande, tout en minimisant l'erreur résiduelle de correction lumière.

Le correcteur de front d'onde d'ordre élevé dans les Robo-AO est un micro-électro-mécanique (MEMS) miroir déformable ^35. Robo-AO 120 utilise des actionneurs pour régler la surface éclairée du miroir, dans une résolution spatiale suffisante pour s'adapter à la forme exacte calculée correction. Les actionneurs ont une amplitude maximale de la surface de déviation de 3,5 um, qui correspond à la compensation de phase optique d'un maximum de 7 um. Dans des conditions typiques de l'atmosphère à observatoires astronomiques, cette compensation de longueur est supérieure à 5 sigma de l'l'amplitude de la turbulence induite erreur optique et entraîne par conséquent marge importante correction. En outre, le miroir déformable peut compenser les erreurs statiques optiques découlant de l'instrument et le télescope au coût de la plage dynamique réduite.

Une subtilité à l'aide d'un laser comme sonde de l'atmosphère est son incapacité à mesurer le mouvement image astronomique ^36. Le retour de la lumière laser est considérée à peu près à partir de la même position à partir de laquelle il est prévu et doit donc toujours dans le même emplacement sur le ciel. Toute inclinaison globale mesurée dans l'onde de la lumière laser de retour par le capteur de front d'onde est dominé par des erreurs de pointage mécanique. Le signal d'inclinaison est utilisé pour entraîner la liaison montante du système laser de pointe d'inclinaison de miroir, maintenant ainsi le motif de Shack-Hartmann centrée sur le capteur de front d'onde. Correction mouvement de l'image astronomique est traité séparément avec les caméras scientifiques comme expliqué ci-dessous.

Robo-AO utilisequatre au large de l'axe parabolique (OAP) reflète à la lumière du relais de la lunette sur les caméras scientifiques achromatique (figure 3). Le chemin d'accès comprend un relais rapide tip-tilt miroir de correction, ainsi que d'un correcteur de dispersion atmosphérique (ADC) ³⁷ composé d'une paire de prismes de rotation. L'ADC permet de résoudre un problème particulier lié à l'observation des objets à travers l'atmosphère qui ne sont pas directement au-dessus: l'atmosphère agit comme un prisme et réfracte la lumière en fonction de la longueur d'onde, avec l'effet global de plus en plus fort que le télescope pointe inférieure en élévation, qui donne des images - en particulier ceux qui ont été aiguisée par optique adaptative correction - à paraître allongée dans la direction perpendiculaire à la ligne d'horizon. Cet appareil permet d'ajouter un montant en face de la dispersion de la lumière entrante, ce qui annule l'effet de la dispersion atmosphérique prismatique (figure 5). À la fin de la PAO est un relais dichroïque réfléchit la lumière visible que de λ <950 nm à une paire électron-multiplication charge-coupled device (EMCCD) caméra tout en transmettant la lumière infrarouge en direction d'une caméra infrarouge. L'appareil EMCCD a la capacité de capturer des images à très faible électronique (détecteur) ^38,39 bruit, à une cadence qui permet de réduire le mouvement de l'image intra-exposition au-dessous de la résolution angulaire limité par diffraction. En re-centrage et l'empilement d'une série de ces images, une image longue exposition peut être synthétisé avec une pénalité minimum de bruit. L'appareil EMCCD peut également être utilisé pour stabiliser le mouvement d'image de la caméra infrarouge; mesures de la position d'une source astronomique imagée peut être utilisé pour commander en continu la vitesse d'inclinaison de la pointe des repointer l'image à un emplacement souhaité. Avant chaque caméra est un ensemble de roues à filtres avec un ensemble approprié de filtres astronomiques.

Un simulateur interne télescope et la source est intégrée dans le système Robo-AO comme un outil d'étalonnage. Il peut simuler simultanément le rayonnement ultravioletfocalisation du laser à 10 km et une source corps noir à l'infini, ce qui correspond rapport focal du télescope d'accueil et position de la pupille de sortie. Le premier miroir de pliage à l'intérieur de Robo-AO dirige la lumière provenant de l'ensemble miroir secondaire du télescope dans le système optique adaptative. Le miroir de repliement est également monté sur une platine motorisée qui peut être traduit de la manière à révéler la lunette interne et simulateur de source.

Bien que le système Robo-AO est destiné à fonctionner de façon complètement autonome, chacune des nombreuses étapes d'une observation optique adaptative peut être exécuté manuellement. Cette procédure étape par étape, avec une brève explication, est détaillée dans la section suivante.

Protocol

1. Pré-respect des procédures

1. Faites une liste des cibles astronomiques à observer.
2. Calculer les temps d'exposition total requis pour chaque cible requise pour atteindre un rapport signal sur bruit dans chaque filtre et scientifique caméra combinaison désirée.
3. Transmet la liste de cibles astronomiques à observer pour USSTRATCOM plus de 3 jours à l'avance des observations. Ils renverra un message d'évitement prédictif (PAM) indique «fenêtres ouvertes» - les temps de sûr à utiliser le système de laser sur chaque cible demandée sans risquer d'endommager les satellites.
4. Installez le système Robo-AO sur le télescope pendant la journée si ce n'est pas déjà fait (par exemple Robo-AO sur le 1,5-m P60 télescope de l'Observatoire Palomar, en Californie, figure 2).
5. Traduire le premier miroir fois pour révéler le télescope interne et simulateur de source pour le capteur de front d'onde laser et d'allumer la source laser simulé. </ Li>
6. Enregistrer les positions des images simulées laser sur l'appareil capteur de front d'onde. Ces postes sont utilisés comme mesures de la pente de référence pour le capteur de front d'onde Shack-Hartmann et sera soustraite de ce qui suit sur-ciel des mesures. Cette procédure calibre de petits changements optiques dans l'alignement de l'instrument en raison de l'évolution des températures.
7. Retour le premier miroir fois à sa position initiale et éteignez la source laser simulé.
8. Contactez USSTRATCOM une heure avant l'observation afin de les informer de l'activité planifiée de la nuit et de recevoir des mises à jour ou des modifications à l'APM.
9. Allumez le laser ultraviolet 10-W sur tout en laissant l'obturateur fermé redondant. Système de refroidissement par liquide régule la température de la pompe à diode laser et au sein de la nécessite environ une heure pour se stabiliser.
10. Assurez-vous que les conditions sont sécuritaires pour ouvrir le dôme de télescope une fois qu'il est assez sombre pour l'observation. Cela comprend une zone de sécuritépour l'humidité, la dépression du point de rosée, précipitations, vitesse du vent, et les particules en suspension.
11. Ouvrez le dôme du télescope et pointent vers une étoile relativement brillante (m _V ≤ 5) les frais généraux.
12. Recentrer le rôle du télescope par le positionnement du miroir du télescope secondaire jusqu'à ce que l'étoile est, au mieux, au point approximative (plus petite largeur de l'image). Estimation d'emploi à partir d'une image en direct de l'une des caméras scientifiques est suffisante.

2. D'ordre élevé d'optique adaptative correction

1. Choisissez une cible astronomique qui a une assez longue «fenêtre ouverte», selon le PAM.
2. Définir une alarme pour la fin de la «fenêtre ouverte» avec un tampon d'au moins 1 minute. Si l'alarme se déclenche lors d'une observation, immédiatement obturateur du laser.
3. Pointez le télescope vers la cible sélectionnée astronomique. Cadrer l'objet (s) dans le champ de vision des caméras scientifiques en ajustant la lunette de pointage selon les besoins.
4. Confirmer que le laser de liaison montante tip-tilt miroir est centré dans sa gamme avant d'ouvrir les volets internes et laser redondant - multiplication du laser sur le ciel (Figure 2).
5. Enregistrer un second ensemble de données à partir de l'appareil détecteur de front d'onde, d'environ 1200 trames, tandis que l'obturateur optique Pockels cellule est désactivée.
6. Calculer une image médiane de ces données. Il sera utilisé comme une trame de fond à soustraire une polarisation électrique ou optique à partir d'images capturées par la caméra à capteur de front d'onde.
7. Activer le système de déclenchement de cellule de Pockels de telle sorte que les impulsions laser de 10 km sont transmis au capteur de front d'onde.
8. Recherche en spirale montante du tip-tilt miroir jusqu'à ce que le modèle de Shack-Hartmann d'images laser apparaissent dans l'appareil à capteur de front d'onde (figure 4B). Laisser la liaison montante tip-tilt miroir en position.
9. Enregistrer une image nouveau capteur de front d'onde de fond pendant que la cellule de Pockels est momentanément transformé off. Cela est nécessaire car les changements de fond optiques légèrement que le laser est pointé dans des directions différentes par la liaison montante tip-tilt miroir.
10. Démarrez le haut pour optique adaptative du système. À ce stade, deux boucles de commande sont-marche en même temps, les positions de chaque image laser créé par le réseau de microlentilles de front d'onde du capteur sont utilisés pour commander les actionneurs de miroir déformable pour aplatir les ondes lumineuses non planes entrant dans le télescope avant de se propager aux caméras scientifiques . Une moyenne pondérée des mesures de position est également utilisé pour commander la liaison montante tip-tilt miroir pour maintenir la concentration de la configuration des images laser sur le capteur de front d'onde.

3. Observation dans le visible (avec correction d'enregistrement post-facto)

1. Réglez la position des roues à filtres au filtre désiré observation (s).
2. Régler l'angle des prismes ADC tels que la dispersion dans l'atmosphère résiduelle est minimisée sur prismatiqueles instruments scientifiques.
3. Régler le temps d'exposition et la taille d'image de l'appareil photo EMCCD telle qu'il existe une fréquence de trame minimum de trame de transfert d'environ 10 Hz, avec 30 Hz préféré. Les données saisies dans ce taux est généralement de réduire le mouvement de l'image intra-exposition au-dessous de la résolution limitée par la diffraction angulaire.
4. Régler le gain d'électrons sur la multiplication caméra EMCCD sorte que l'intensité maximale des cibles est d'environ la moitié de la profondeur bien ou du détecteur à une valeur maximale de 300 pour les cibles plus faibles.
5. Pour les cibles faibles, ceux approximativement supérieur à une magnitude stellaire de 15 ans, ralentir la vitesse de défilement de la caméra EMCCD jusqu'à ce que il ya au moins ~ 10.05 photons détectés dans le noyau de la fonction d'étalement de point de l'image. Bien que cela mène à d'autres flou de mouvement d'image au sein des cadres et la réduction de la résolution angulaire (par exemple ref ^40;. Environ le double de la résolution limitée par la diffraction sur les _r ~ 16,5 m targets), les photons de base il faut plusieurs pour le traitement de l'enregistrement correct post-facto.
6. Enregistrer une série continue d'images provenant de la caméra EMCCD jusqu'à ce que la durée totale d'exposition intégré est égale à la durée calculée en 1.2.

4. Observation dans l'infrarouge (avec Visible tip-tilt Correction)

1. Régler la roue porte-filtres en face de la caméra EMCCD à un filtre à large bande, à savoir un filtre ou un certain λ> 600 nm filtre passe-long.
2. Noter la position de pixel de l'objet pour être utilisé comme source de guidage pointe d'inclinaison de la caméra tout en consultant d'EMCCD une image en direct.
3. Définissez les paramètres de lecture de caméra pour les valeurs suivantes: pixels bin par un facteur de 4, puis réglez la région transfert de trame de lecture de sous-trame à un total de 2 × 2 pixels entreposée centrées sur la position précédemment noté.
4. Réglez le taux de caméra EMCCD cadre et le gain de multiplication d'électrons en fonction de la luminosité de l'tip-tiltguider source. Une cadence de 300 Hz est préférable (pour une bande passante de correction de commande en boucle d'environ 30 Hz), mais peut être abaissé si nécessaire pour des objets plus faibles au détriment de la qualité tip-tilt inférieure correction.
5. Démarrez le tip-tilt contrôle en boucle. Cela permettra de calculer la position du guide source de courant et de commander le jeûne tip-tilt miroir de correction pour conduire sa position au centre de la zone de pixels mis en cellule.
6. Enregistrer des images provenant de la caméra infrarouge jusqu'à ce que la durée totale d'exposition intégré est égale à la durée calculée en 1.2. Maximum les temps d'exposition d'une seule vue ne sera limité que par la saturation de l'émission infrarouge, du ciel, un instrument ou un objet, ou par le courant d'obscurité du tableau infrarouge. L'exposition peut varier de quelques fractions de secondes à plusieurs minutes.

5. Fin des procédures Nuit

1. Fermez le dôme du télescope et pointer le télescope à l'écran plat lorsque l'on observe est terminée.
2. Tournez le laseret contactez USSTRATCOM avec un résumé des activités nocturnes dans les 15 min.
3. Tournez le plafonnier à plat sur.
4. Enregistrer une série d'images plein cadre sur les deux caméras EMCCD et infrarouge du flat-field illumination produite par la lampe dôme plat sur l'écran plat pour chaque filtre astronomique utilisé au cours de la nuit précédente. L'intensité de champ plat à chaque pixel représente la combinaison par rapport efficacité quantique de la lunette, système optique adaptatif, filtres et la caméra.
5. Tournez le plafonnier plat large et passer à des filtres de blocage à l'avant de chaque caméra.
6. Enregistrer une série d'images noires sur les deux caméras qui correspondent à l'intervalle de temps d'exposition et les formats d'image enregistrées au cours de la nuit précédente. Les cadres noirs sont utilisés pour éliminer le biais dû au bruit électronique actuelle et sombre à partir des données enregistrées.
7. Garer le télescope.

6. Traitement des images

1. Créer un unique c foncéalibration l'image de la médiane de chaque série d'images sombres enregistré en 5.6).
2. Créer une image d'étalonnage de champ plat pour chaque filtre sur chaque caméra en calculant la moyenne de chaque série d'image de champ plat enregistré dans 5,4), en soustrayant l'image d'étalonnage correspondant sombre, puis en divisant l'image entière par la valeur de pixel médian dans le cadre.
3. Soustraire l'image d'étalonnage approprié sombre et diviser par l'image d'étalonnage plat-champ pour chaque image de la science sur le ciel enregistrées par les caméras EMCCD et infrarouge.
4. Recentrer la. Calibré images scientifiques de l'observation en alignant le pixel le plus clair et ajouter des images pour créer une image empilé Routines plus sophistiquées d'enregistrement d'image améliorée peut également être utilisé ^39,41.

Representative Results

Le Robo-AO laser optique adaptative système est utilisé pour compenser la turbulence atmosphérique et de produire limitée par la diffraction des images de résolution dans le visible et . proche infrarouge Figure 1A montre une image d'une étoile vue à la lumière rouge à travers la turbulence atmosphérique sans compensation avec une largeur d'image de 1,0 seconde d'arc figure 1B montre la même étoile après correction d'optique adaptative:. la largeur de l'image diminue à 0,12 secondes d'arc , légèrement plus grande que la largeur de l'image parfaite de 0,10 secondes d'arc à cette longueur d'onde sur un télescope 1,5-m. Le premier anneau d'Airy, en raison de la diffraction, on peut voir que l'anneau pâle comme la structure autour du noyau de l'image. Cette résolution nettement améliorée angulaire permet la découverte de systèmes d'étoiles binaires et multiples (figure 1C par exemple, et observations ref. ⁴⁰⁾ et pour la détection des étoiles beaucoup plus faibles dans les champs denses, tels quel'amas globulaire Messier de 3 (vu dans le proche infrarouge; Figure 6) qui serait autrement impossible de voir directement à travers la turbulence atmosphérique. Caractéristiques du système solaire d'objets, tels que la surface du nuage de Jupiter ainsi que sa lune Ganymède en transit (Figure 7), peut aussi être vu avec un plus grand degré de clarté lorsqu'on la visionne à laser optique adaptative.

Figure 1. L'optique adaptative correction des longueurs d'onde visibles. Chaque chiffre représente un 1,5 x 1,5 seconde d'arc champ de vue sur le ciel. (A) Une image à long exposition unique d'une seule étoile, m = 3,5 _V, vu à travers la turbulence atmosphérique non compensée dans i bande (λ = 700 - 810 nm) à l'1,5 m P60 télescope de Palomar Observatory. La pleine largeur à mi-hauteur (FWHM) est de 1,0 secondes d'arc. (B) </ Strong> La star de même que dans (A) avec le laser correction d'optique adaptative à l'aide du système Robo-AO. Le noyau de l'image stellaire a 15 fois la luminosité de crête de l'image non compensée et a une FWHM de 0,12 secondes d'arc. (C) Une étoile binaire, _V = 8,4 m, avec une séparation de 0,14 secondes d'arc se révèle à travers l'utilisation de Robo-AO optique adaptative du système. Dans chaque cas, tip-tilt guidage a été effectuée la cible elle-même.

Figure 2. Le Robo-AO laser optique adaptative du système. (A) Les optiques adaptatives et des instruments scientifiques sont installés au foyer Cassegrain du robot de 1,5 m P60 télescope de l'Observatoire Palomar. Le système de laser et de l'électronique de support sont fixés à des côtés opposés du tube de télescope pour l'équilibre. (B) Les UV-AO Robo faisceau laser propagating sur le dôme du télescope. Sur cette photo, une longue exposition, le faisceau laser est visible en raison de Rayleigh hors des molécules d'air, une petite fraction de la lumière diffuse également de retour vers le télescope pour être utilisé comme une sonde dans l'atmosphère. Le faisceau laser est orange à cause de la façon dont la lumière UV est transmise à travers les filtres de couleur sur la caméra sensible aux UV utilisé pour prendre la photo. Cliquez ici pour agrandir la figure .

Figure 3. Robo-AO optique adaptative et instruments scientifiques. (A) simplifiée du modèle CAO. La lumière focalisée par le miroir secondaire télescope (orange) pénètre à travers un petit trou au centre de l'instrumentment avant d'être réfléchi par 90 degrés par le premier miroir de pliage vers un parabolique hors axe (PAO) de miroir. Ce miroir des images de l'élève télescope sur la surface du miroir déformable. Après réflexion sur le miroir déformable, une dichroïque UV se sépare de la lumière laser (violet) et la dirige vers le détecteur de front d'onde laser. Un miroir inversé PAO supplémentaires dans le capteur de front d'onde corrige les erreurs de chemin non communs optiques introduites par le foyer conjugué de 10 km du laser se reflétant sur le miroir PAO premier. La lumière visible et le proche infrarouge (vert) passant par le dichroïque UV est relayée par une paire de miroirs PAO au correcteur de dispersion atmosphérique. La lumière est alors réfléchie par le miroir pointe de correction d'inclinaison d'un miroir PAO finale qui focalise la lumière vers le miroir dichroïque visible. Le dichroïque visible reflète la lumière visible (bleu) à la CCD électronique multiplication et transmet la lumière dans le proche infrarouge (rouge) pour un miroir de repliementet, finalement, à la caméra infrarouge. Le combiné UV, la lumière visible et le proche infrarouge par le télescope et le simulateur de source (jaune) peuvent être adressées à l'optique adaptative et d'instruments scientifiques en traduisant le premier miroir fois hors de la voie. (B) Une photographie correspondante du bloc d'instruments . Cliquez ici pour agrandir la figure .

Figure 4. Shack-Hartmann capteur de front d'onde. (A) Schéma conceptuel. Comme une onde plane passe à travers le réseau de microlentilles, d'un motif régulier d'images est formée sur le détecteur (bleu). Quand une onde non plane passe par le réseau de microlentilles, le gradient local de l'onde T affectea position des images formées par chaque lentille de la matrice (rouge). (B) de motif laser dans l'image Robo-AO Shack-Hartmann capteur de front d'onde. Chacun des 88 points est une image de la dispersion de 10 km laser comme formées par chaque lentille de la matrice de petites lentilles, avec la forme du motif global déterminé par la géométrie de la pupille du télescope. Le déplacement relatif de chaque image par rapport à la position de l'image de référence (procédure 1.6) donne une mesure de la pente locale de l'onde lumineuse entrante. Cliquez ici pour agrandir la figure .

Figure 5. Correction de la dispersion atmosphérique prismatique. L'optique adaptative corrige les images d'un 11 × 16 arc second sous-champ de l'amas globulaire Messier 15 à une. élévation télescope de 45 degrés (A) Alors que l'optique adaptative corrige les effets de la turbulence atmosphérique, atmosphérique dispersion prismatique touche encore les images d'étoiles individuelles: les images sont parallèles forte à l'horizon, tandis perpendiculaire allongée à l'horizon d'environ 1 seconde d'arc sur une largeur de bande spectrale de λ = 400 à 950 nm (B) En utilisant en outre un correcteur de dispersion atmosphérique pour compenser la dispersion atmosphérique prismatique, l'imagerie par diffraction-limited-résolution est récupéré dans les deux sens..

Figure 6. Les images de l'amas globulaire Messier 3 (A) 44 × 44 seconde d'arc champ de vue, à 2 minutes de temps l'image non compensée du noyau de l'amas globulaire Messier 3 en z-bande. (Λ = 830 à 950 nm) . (B) La même image montré avec optique adaptative correction à l'aide Robo-AO révélant de nombreuses stars qui pourraient autrement ne pas être vu.

Figure 7. Images de Jupiter (A) Un instantané 0.033 secondes sans compensation de Jupiter (diamètre apparent de 42 secondes d'arc) dans r-bande (λ = 560 - 670 nm). (B). La même image avec Robo-AO correction au laser optique adaptative montrant les caractéristiques de surface des nuages ​​et le transit de Ganymède (flèche) avec une plus grande clarté.

Discussion

La méthode présentée ici décrit le fonctionnement manuel du Robo-AO laser optique adaptative du système. Dans la pratique, le Robo-AO fonctionne en mode automatisé, la grande majorité des procédures sont contrôlées par un séquenceur robot qui effectue les mêmes étapes automatiquement.

Le système Robo-AO a été conçu pour la réplication simple à un coût modeste, avec des matériaux (~ USD600K) et le travail étant une fraction du coût de même un télescope de 1,5 m. Bien qu'il existe une vingtaine de télescopes optiques à travers le monde plus de 5 m de diamètre, télescopes dans le nombre m classe 3.1 ainsi plus d'une centaine et sont projetées comme des hôtes potentiels pour Robo-AO clones. En plus du système existant déjà à l'1,5 m P60 télescope, le premier je l'espère de nombreux clones est en cours de développement pour le télescope de 2 m IGO ⁴² dans le Maharashtra, en Inde, et une variante avec des étoiles brillantes au lieu d'un laser pour la détection de front d'onde est en cours de commissioned au télescope de 1 m à Table Mountain, CA ^43. Une révolution dans la science limitée par la diffraction peut être à portée de main.