Lys fra astronomiske objekter må reise gjennom jordens turbulent atmosfære før den kan avbildes ved bakkebaserte teleskoper. Å muliggjøre direkte avbildning ved maksimal teoretisk vinkeloppløsning må avanserte teknikker slik som de som anvendes av robo-AO adaptiv-optisk system benyttes.
Den vinkeloppløsning bakkebaserte optiske teleskoper er begrenset av de nedbrytende virkningene av den turbulente atmosfæren. I fravær av en atmosfære, er vinkeloppløsning en typisk teleskop bare begrenset av diffraksjon, dvs. bølgelengden av interesse, λ, dividert med størrelsen av sin primære speilets blenderåpning, D. For eksempel har Hubble Space Telescope (HST), med en 2,4-m primære speilet, en kantete oppløsning på synlige bølgelengder av ~ 0,04 buesekunder. Atmosfæren er sammensatt av luft ved litt forskjellige temperaturer, og derfor forskjellige brytningsindekser, stadig blanding. Lysbølger blir bøyd når de passerer gjennom den inhomogene atmosfæren. Når en teleskop på bakken fokuserer disse lysbølger, momentant bilder vises fragmentert, endres som funksjon av tid. Som et resultat, ervervet lang-bilder ved hjelp av eksponering bakkebaserte teleskoper – selv teleskoper med fire ganger diameter av HST – synes uklare og har en kantete oppløsning på rundt 0,5 til 1,5 buesekunder i beste fall.
Astronomiske adaptive-optikk kompenserer for effekten av atmosfærisk turbulens. Først, er formen på innkommende ikke-plan bølge bestemmes ved hjelp av målinger av en nærliggende lyssterk stjerne ved en bølgefront sensor. Deretter blir et element i det optiske system, for eksempel et deformerbart speil, befalt å korrigere formen på innkommende lysbølge. Ytterligere korrigeres med en hastighet nok til å holde tritt med dynamisk endring atmosfæren der teleskopet ser, til slutt produsere diffraksjon-begrenset bilder.
Fidelity av wavefront følermåling er basert på hvor godt det innkommende lyset er romlig og tidsmessig samplet en. Finere prøvetaking krever lysere referanse objekter. Mens de klareste stjernene kan tjene som referanse objekter for bildebehandling mål fra flere til flere titallsav buesekunder bort i de beste forholdene, gjør mest interessante astronomiske mål ikke har tilstrekkelig klare stjernene i nærheten. En løsning er å fokusere en høyeffekts laserstråle i retning av den astronomiske målet å skape en kunstig referanse av kjent form, også kjent som en "laser guide stjerne". Den Robo-AO laser adaptiv optikk systemet 2,3 bruker en 10-W ultrafiolett laser fokusert i en avstand på 10 km til å generere en laser guide stjerne. Bølgefronten sensor målinger av laser guide stjerne drive adaptiv optikk korreksjon resulterer i diffraksjon-begrenset bilder som har en vinkeloppløsning ~ 0,1 buesekunder på en 1,5-m-teleskopet.
Virkningen av atmosfærisk turbulens på astronomiske bildebehandling ble først anerkjent århundrer siden av Christiaan Huygens 4 og Isaac Newton 5. De første konseptuelle adaptiv optikk design for å kompensere for effekten av turbulens ble publisert uavhengig av Horace Babcock 6 og Vladimir Linnik 7 i 1950. US Department of Defense deretter finansiert utviklingen av de første adaptive-optikk systemer i 1970 med det formål å bildebehandling utenlandske satellitter under den kalde krigen 8. Den sivile astronomiske samfunnet gjort fremgang utvikle systemer i 1980, men etter declassification av militær forskning på adaptiv optikk i 1992 (ref. 9), var det en eksplosjon i både antall og kompleksitet astronomiske systemer 10.
Flertallet av de rundt tjue synlige og infrarøde teleskoper i dag med åpninger større enn 5 meter er equipped med adaptiv-optikk systemer (f.eks refs. 11-19). Som teleskoper blitt større, og dermed bedre i stand til å samle lyset, er det større gevinster i oppløsning og følsomhet ved bruk adaptiv optikk. Dessverre store teleskop adaptive-optikk systemer er ekstremt komplekst og begrenset i sin drift til nær-infrarøde bølgelengder grunnet dagens teknologi, krever de team av støttepersonell, ofte med store observere kostnader, og tilgang til disse knappe og verdifulle ressurser er også begrenset.
Ved den andre enden av størrelsen spekteret, er det godt over 1-100 teleskoper i 1-3 meter klassen, men svært få av disse er utstyrt med adaptiv optikk. Korrigere atmosfærisk turbulens, selv ved kortere synlige bølgelengder, blir medgjørlig med dagens teknologi på disse mindre teleskoper fordi de ser gjennom et mye mindre volum av atmosfærisk turbulens (figur 1). Den totale mengden av turbulens-induced optiske feil vekter nesten proporsjonalt med teleskop primære speilet diameter og omvendt med observerer bølgelengde. Det samme adaptive-optikk teknologi som brukes sammen med nær-infrarødt lys på de større teleskoper kan brukes med synlig lys på beskjedne størrelse teleskoper. I tillegg er mange teleskoper av denne skalaen enten blir ettermontert (f.eks ref.. 20) eller nybygde med fullt robot, fjernkontroll og / eller autonom evner (f.eks ref.. 21), betydelig øke kostnadseffektiviteten av disse anleggene. Hvis utstyrt med adaptiv optikk, ville disse teleskoper tilby en overbevisende plattform for å forfølge mange områder av astronomiske vitenskap som ellers upraktisk eller umulig med store teleskop adaptiv-optikk systemer 22. Diffraksjon-begrenset målrettede undersøkelser av titusenvis av mål 23,24, langsiktig overvåking 25,26, og rask forbigående karakterisering i overfylte områder 27, som er mulig med adaptiv optikk på disse beskjedne åpninger.
Å utforske denne nye oppdagelsen plass, har vi utviklet og implementert en ny økonomisk adaptiv-optikk system for 1-3 meter klassen teleskoper, Robo-AO (refs. 2,3; figur 2). Som med andre laser adaptiv-optikk systemer omfatter Robo-AO flere hoved systemer: laser system, et sett av elektronikk, og et instrument montert ved optikkens Cassegrain fokus (bak den primære speil, figur 3) som huser en høyhastighets optisk lukker, wavefront sensor, bølgefronten korrekturlakker, vitenskap instrumenter og kalibrering kilder. Den Robo-AO utforming er avbildet her illustrerer hvordan en typisk laser adaptiv-optikk systemet opererer i praksis.
Kjernen i robo-AO lasersystem er en Q-svitsjet 10-W ultrafiolett laser montert i et lukket projektoren montering på siden av teleskopet. Starter med laseren selv, laserenprojektoren inkorporerer deretter en redundant lukker, i tillegg til laseren interne lukkeren, for ekstra sikkerhet, en halv-bølge plate å justere vinkelen på projiserte lineær polarisasjon, og en opplink tip-tilt speil til både stabilisere tilsynelatende laserstrålen posisjon på himmelen og å korrigere for teleskop flexure. En bi-konveks linse på en justerbar Fokuseringsstativet utvider laserstrålen å fylle en 15 cm utgang blenderåpning, som er bøye optisk til spissen-tilt speil. Utgangen linse fokuserer laserlys til en line-of-sight avstand på 10 km. Som laser pulser (~ 35 ns lang hver 100 mS) overføres via atmosfære vekk fra projektoren, en liten brøkdel av fotoner Rayleigh spre seg luftmolekyler og retur mot teleskopet (figur 2B). De hjemvendte spredte fotoner stammer langs hele oppover banen til laser, og ellers ville fremstå som en strek som ville gjøre bølgefronten målinger unøyaktig. Innenfor adaptiv-optikk instrument, en høyhastighets Pockels celle optisk lukker 28 blir brukt til å overføre laserlys bare tilbake fra bare en smal del av atmosfæren rundt 10 km projektoren fokus, som resulterer i laseren vises som en flekk. Bytte av Pockels cellen drives av samme master klokke som pulset laser, med en forsinkelse for å redegjøre for rundtur tiden av laserpulsen gjennom atmosfæren. Til syvende og sist er det bare om en i hver billioner fotoner lansert oppdaget av wavefront sensor. Likevel er dette strålende flux tilstrekkelig til å betjene det adaptive-optikk system.
Den ultrafiolette laser har den ekstra fordelen av å være usynlig for det menneskelige øyet, hovedsakelig på grunn av absorpsjon i hornhinnen og linsen 29. Som sådan, er det i stand til å flash-blind piloter og regnes som en klasse 1 laser system (dvs. ute av stand til å produsere skadelige strålingen under drift og fritatt fra alle kontrolltiltak 30) for alle muligeeksponeringer av personer i overflyging fly, eliminerer behovet for menneskelige spotters finnes på området som normalt kreves av Federal Aviation Authority i USA 31. Dessverre kan muligheten for laseren å skade noen satellitter i lav jordbane eksisterer. Av denne grunn er det anbefalt for både sikkerhet og ansvar bekymringer å koordinere laser aktiviteter med en passende byrå (f.eks US Strategic Command (USSTRATCOM) i USA 32).
Wavefront sensor som måler det innkommende laserlys innenfor Robo-AO Cassegrain instrumentet er kjent som en Shack-Hartmann sensor 33, og inkluderer en lenslet array, optisk relé og bildesensor. Den lenslet matrise er en refraktiv optisk element, flat på den ene siden, med et rutenett av firkantformede konvekse linser på den andre siden. Det ligger i en posisjon optisk konjugat til inngangen elev av teleskopet. Når 'retur lys' fra the laser passerer lenslest matrisen blir bildene av on-sky laser opprettet ved fokus for hver av linsene i matrisen (figur 4). Dette mønsteret av laser bilder er så optisk videresendt til en UV-optimalisert charge-coupled device (CCD) kamera. Den laterale xy stilling hver bilde gir et mål på den lokale gradient eller "skråningen 'av lyset bølge gjennom hver linse i matrisen. Signal-til-støy-forhold på hver posisjon måling med Robo-AO spenner 6-10 avhengig Zenith vinkel og seende forhold (6,5 elektroner detektor støy i hver av fire piksler med et signal som strekker seg 100 til 200 photoelectrons per bilde pr måling).
Den generelle formen på lysbølge blir deretter beregnet ved å multiplisere den målte skråningene av en pre-utregnet bølgefronten Reconstructor matrise. Den Reconstructor matrisen laget ved først å lage en modell av eleven geometri som er sub-dividert med lenslet array. Individuell orto-normal basisfunksjoner (i dette tilfellet disk harmoniske funksjoner opp til 11 th radial orden, for totalt 75 funksjoner,. ref 34) er realisert over modellen og en 2-D minste kvadraters løsning på best passer flyet over hver linse i matrisen beregnes. Mens dette er en tilnærming til den gjennomsnittlige gradient, er forskjellen ubetydelig i praksis, med fordelen av lett håndtering geometrien av delvis belyst objektiver på kantene av det projiserte eleven. Påvirkningen matrisen således utledes at Omformer amplituder for hver basis-funksjonen med skråningen offset for hver linse. Den Reconstructor matrise blir deretter opprettet ved å ta pseudo-invers av innflytelsen matrise ved singulærverdi Dekomponering. Når formen på lysbølge er kjent i form av koeffisienter av grunnlaget sett, kan en kompenserende invers form kommanderes på høy-ordens bølgefront corrector. Prosessen med å lage en måling, deretter bruke en korreksjon, og repetere syklusenover og over, er et eksempel på en integrert kontroll-sløyfe. Robo-AO utfører sin kontroll-loop med en hastighet på 1,2 kHz, er nødvendig for å holde tritt med dynamikken i atmosfæren. En skala faktor (også kjent som gevinsten av integralet kontroll-sløyfe) på mindre enn 1, og vanligvis nær 0,6, påføres korreksjonssignal for å opprettholde stabiliteten av den kontroll-sløyfen samtidig minimere gjenværende feil av korrigert lys.
Den høye for wavefront corrector innen Robo-AO er en mikro-elektro-mekanisk-systemer (MEMS) deformerbare speil 35. Robo-AO bruker 120 aktuatorer å justere opplyste speilets overflate, tilstrekkelig i romlig oppløsning for å nøyaktig passe beregnede korrigere formen. Aktuatorene har en maksimal overflate avvik amplitude på 3,5 um som svarer til optisk fase kompensasjon av opptil 7 um. I typiske atmosfæriske forholdene på astronomiske observatorier, er denne kompensasjonen lengde større enn 5 sigma avamplitude av uroen induserte optiske feil og derfor resulterer i betydelig korreksjon takhøyde. Videre kan den deformerbare speil kompensere for statiske optiske feil oppstått fra instrumentet og teleskopet på bekostning av redusert dynamisk område.
Ett subtilitet å bruke en laser som en sonde av atmosfæren er dens manglende evne til å måle astronomiske image bevegelse 36. Det returnerende laserlyset er sett fra omtrent samme posisjon som det er anslått og derfor alltid skal komme i samme sted på himmelen. Noen generell tilt målt i retur laserlys bølge ved bølgefronten sensor er dominert av mekaniske peker feil. Tiltealarmen signalet brukes til å drive laser systemets opplink tip-tilt speil, og dermed holde Shack-Hartmann mønster sentrert på bølgefronten sensor. Korrigere astronomiske bilde bevegelse håndteres separat med vitenskap kameraer som forklart nedenfor.
Robo-AO brukerfire off-aksen parabolic (OAP) speil å videresende lys fra teleskopet til vitenskap kameraer achromatically (figur 3). Releet banen omfatter en rask tips-tilt korrigere speil samt en atmosfærisk dispersjon corrector (ADC) 37 består av et par av roterende prismer. ADC løser et bestemt problem relatert til å observere objekter gjennom atmosfæren som ikke er direkte overhead: atmosfæren fungerer som et prisme og refracts lys som en funksjon av bølgelengde, med den samlede effekten blir sterkere som teleskopet peker lavere i høyde, få bilder – spesielt de som har blitt skjerpet av adaptiv optikk korreksjon – blir langstrakt i retning vinkelrett på horisonten. ADC kan legge en motsatt mengde dispersjon til det innkommende lys, effektivt negating effekten av atmosfærisk prismatisk dispersjon (figur 5). På slutten av OAP relé er et synlig dikroisk som reflekterer lys av λ <950 nm til et elektron-multiplisere charge-coupled device (EMCCD) kamera under sending infrarødt lys mot et infrarødt kamera. Den EMCCD kameraet har evnen til å ta bilder med svært lav elektronisk (detektor) støy 38,39, med en bildefrekvens som reduserer intra-eksponering image bevegelse til under diffraksjon-begrenset vinkeloppløsning. Ved re-sentrering og stabling en serie av disse bilder, kan en lang-eksponering bildet bli syntetisert med minimal støy straff. Den EMCCD Kameraet kan også brukes til å stabilisere image bevegelse på infrarøde kameraet; målinger av posisjonen til en avbildes astronomisk kilde kan brukes til kontinuerlig befale raske tip-vinkel i forhold til re-peke bildet til en ønsket plassering. I forkant av hvert kamera er et sett av filter hjul med et passende sett av astronomiske filtre.
En intern teleskop og kilde simulator er integrert i Robo-AO-systemet som en kalibreringsverktøy. Det kan samtidig simulere ultrafiolettlaser fokus på 10 km og en blackbody kilde ved uendelig, matchende verten teleskopets brennvidder og utgangspupill posisjon. Den første fold speil innenfor Robo-AO styrer alle lys fra teleskopet sekundære speilet til adaptiv-optikk system. Flippen speilet er også montert på en motorisert scene som kan oversettes ut av veien for å avsløre den interne teleskopet og kilde simulator.
Mens Robo-AO-systemet er beregnet for å operere i en helt selvstendig måte, kan hver av de mange trinn av en adaptiv optikk observasjon utføres manuelt. Denne steg-for-trinn prosedyre, sammen med en kort forklaring, er beskrevet i neste avsnitt.
Metoden som presenteres her beskriver manuell drift av robo-AO laser adaptiv-optisk system. I praksis opererer Robo-AO på en automatisert måte, de aller fleste av prosedyrer styres av en robot sequencer som utfører de samme trinnene automatisk.
Den Robo-AO-systemet er konstruert for enkel replikering på beskjedne kostnader, med materialer (~ USD600K) og arbeidskraft være en brøkdel av kostnaden for enda en 1,5-m-teleskopet. Mens det er omtrent tjue optiske teleskoper rundt om i verden er større enn 5 meter i diameter, er teleskoper i 1-3 m klasse nummer godt over ett hundre og anslått som potensielle verter for Robo-AO kloner. I tillegg til dagens system utplassert på 1,5 m P60 teleskop, er den første av forhåpentligvis mange kloner som utvikles for 2-m IGO teleskop 42 i Maharashtra, India, og en variant med lyse stjerner i stedet for en laser for wavefront sensing er å være commissioned ved 1-m teleskop på Table Mountain, 43 CA. En revolusjon i diffraksjon-begrenset vitenskap kan være for hånden.
The authors have nothing to disclose.
Den Robo-AO-systemet støttes ved å samarbeide samarbeidsinstitusjoner, California Institute of Technology og Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, av National Science Foundation i henhold Grant Nos AST-0906060 og AST-0960343, ved en bevilgning fra mt. Cuba Astronomical Foundation og en gave fra Samuel Oschin.