Con lo que el Universo Visible en Focus con Robo-AO

Summary

La luz de los objetos astronómicos deben viajar a través de la turbulenta atmósfera de la Tierra antes de que pueda ser captado por los telescopios terrestres. Para habilitar la proyección de imagen directa en máxima resolución angular teórica, técnicas avanzadas, como las empleadas por el Robo-AO de óptica adaptativa del sistema debe ser utilizado.

Abstract

La resolución angular de los telescopios terrestres ópticos está limitada por los efectos degradantes de la atmósfera turbulenta. En la ausencia de una atmósfera, la resolución angular de un telescopio típico sólo está limitado por la difracción, es decir, la longitud de onda de interés, λ, dividido por el tamaño de la abertura de su espejo primario, D. Por ejemplo, el Hubble Space Telescope (HST), con un espejo primario de 2,4 m, tiene una resolución angular en longitudes de onda visibles de segundo de arco ~ 0,04. La atmósfera se compone de aire a temperaturas ligeramente diferentes, y por lo tanto, los índices de refracción diferentes, mezclando constantemente. Las ondas de luz se curvan a medida que pasan a través de la atmósfera no homogénea. Cuando un telescopio en el suelo se centra estas ondas de luz, imágenes instantáneas aparecer fragmentada, cambiando como una función del tiempo. Como resultado, las imágenes de larga exposición adquiridos utilizando telescopios terrestres - incluso los telescopios de cuatro veces el diámetrotro de HST - se ven borrosas y tienen una resolución angular de aproximadamente 0,5 a 1,5 segundos de arco en el mejor.

Astronómicas sistemas de óptica adaptativa para compensar los efectos de la turbulencia atmosférica. En primer lugar, la forma de la entrada no plana onda se determina usando las mediciones de una estrella cercana brillante por un sensor de frente de onda. A continuación, un elemento en el sistema óptico, tal como un espejo deformable, es mandado para corregir la forma de onda de la luz entrante. Correcciones adicionales se realizan a una velocidad suficiente para mantener el ambiente que cambia dinámicamente a través de la cual el telescopio mira, produciendo finalmente limitado por difracción imágenes.

La fidelidad de la medición del sensor de frente de onda se basa en lo bien que la luz entrante es espacial y temporalmente muestreada ^1. Muestreo Finer requiere más brillantes objetos de referencia. Mientras que las estrellas más brillantes pueden servir como objetos de referencia para los objetivos de formación de imágenes de varias decenasde segundos de arco de distancia, en las mejores condiciones, los objetivos astronómicos más interesantes no tienen suficientemente brillantes estrellas cercanas. Una solución es enfocar un haz de láser de alta potencia en la dirección del objetivo astronómico para crear una referencia artificial de forma conocida, también conocida como una "estrella guía láser '. El Robo-AO láser sistema de óptica adaptativa ^2,3 emplea un láser ultravioleta 10-W centrado a una distancia de 10 km para generar una estrella guía láser. Mediciones del sensor de frente de onda de la estrella guía láser conducir la corrección óptica adaptativa resultante en limitadas por difracción imágenes que tienen una resolución angular de ~ 0,1 segundos de arco en un telescopio de 1.5-m.

Introduction

El impacto de la turbulencia atmosférica en las imágenes astronómicas fue reconocido por primera vez hace siglos por Christiaan Huygens ⁴ y ⁵ Isaac Newton. Las primeras ópticas adaptativas conceptuales diseños para compensar los efectos de las turbulencias fueron publicados de forma independiente por Horace Babcock ⁶ y Vladimir Linnik ⁷ en la década de 1950. El Departamento de Defensa de EE.UU. luego financió el desarrollo de los primeros sistemas de óptica adaptativa en la década de 1970 con el propósito de satélites de imágenes extranjeros durante la guerra fría ^8. La comunidad astronómica civil compuesta sistemas progreso en desarrollo en la década de 1980, sin embargo, después de la desclasificación de la investigación militar sobre óptica adaptativa en 1992 (ref. ^9), se produjo una explosión en el número y la complejidad de los sistemas astronómicos ^10.

La mayoría de los telescopios de aproximadamente veinte visible e infrarrojo hoy con aberturas mayores que 5 metros son equipped con sistemas de óptica adaptativa (por ejemplo, refs. ^11-19). Medida que los telescopios se hacen más grandes, y por lo tanto más capaz de recoger la luz, hay mayores ganancias en la resolución y la sensibilidad al utilizar la óptica adaptativa. Por desgracia, gran telescopio de óptica adaptativa sistemas son extremadamente complejos y limitados en su operación a longitudes de onda del infrarrojo cercano, debido a la tecnología actual, sino que requieren equipos de personal de apoyo, a menudo con grandes gastos generales de observación, y el acceso a estos recursos escasos y valiosos es también limitado.

En el otro extremo del espectro de tamaños, hay también más de cien telescopios en la clase 1-3 metros, pero muy pocos de ellos están equipados con óptica adaptativa. Corrección de la turbulencia atmosférica, incluso a menores longitudes de onda visibles, se convierte en manejable con la tecnología actual en estos telescopios más pequeños porque se ven a través de un volumen mucho más pequeño de la turbulencia atmosférica (Figura 1). El monto total de la turbulencia-induced escalas ópticas de error casi proporcionalmente con el diámetro telescopio de espejo primario e inversamente con la longitud de onda de observación. La misma tecnología de óptica adaptativa que se utiliza con luz del infrarrojo cercano en los telescopios más grandes se pueden utilizar con luz visible en telescopios de tamaño modesto. Además, muchos telescopios de esta escala o bien están siendo adaptados (por ejemplo ref. ²⁰⁾ o de nueva construcción con capacidades totalmente robótico, remotas y / o autónomos (por ejemplo, ref. ^21), aumentando significativamente la rentabilidad de estas instalaciones. Si está equipado con óptica adaptativa, estos telescopios trataría de una plataforma convincente para perseguir muchas áreas de la ciencia astronómica que de otro modo serían poco práctico o imposible con gran telescopio de óptica adaptativa sistemas ^22. Limitadas por difracción encuestas dirigidas a decenas de miles de blancos, ^23,24 seguimiento a largo plazo ^25,26 y caracterización transitorios rápidos en campos atestados ²7, son posibles con la óptica adaptativa en estas aberturas modestas.

Para explorar este espacio nuevo descubrimiento, hemos diseñado e implementado un nuevo económico sistema de óptica adaptativa para 1-3 metros telescopios de clase, Robo-AO (referencias ^2,3, Figura 2). Como con otro láser de óptica adaptativa sistemas, Robo-AO comprende varios sistemas principales: el sistema láser, un conjunto de componentes electrónicos, y un instrumento montado en el foco del telescopio Cassegrain (detrás del espejo primario; Figura 3) que alberga una alta velocidad obturador óptico, sensor de frente de onda, correctores de frente de onda, los instrumentos de la ciencia y de las fuentes de calibración. El diseño Robo-AO descritos aquí se muestra cómo un láser típico de óptica adaptativa sistema funciona en la práctica.

El núcleo del sistema de Robo-AO es un láser de Q-switched 10-W láser ultravioleta montado en un recinto cerrado de montaje del proyector en el lado del telescopio. Comenzando con el propio láser, el láserproyector a continuación, incorpora un obturador redundante, además de obturación interna del láser, para seguridad adicional, una placa de media onda para ajustar el ángulo de polarización proyecta lineal, y un espejo de enlace ascendente tip-tilt tanto para estabilizar la posición del haz láser aparente en el cielo y para corregir la flexión telescopio. Una lente biconvexa en una etapa de ajuste del enfoque se expande el rayo láser para cubrir una salida 15 cm de apertura del objetivo, que es ópticamente conjugada con el espejo tip-tilt. El cristalino enfoca la luz de salida de láser a una distancia de línea de visión de 10 km. Como los pulsos láser (~ 35 ns largos cada 100 ms) se propagan a través de la atmósfera de distancia del proyector, una pequeña fracción de la dispersión Rayleigh fotones de moléculas de aire y de retorno hacia el telescopio (Figura 2B). Los fotones que regresan dispersas se originan a lo largo de todo el recorrido hacia arriba del láser, y de otro modo aparecería como una raya que haría que las mediciones de frente de onda incorrecto. Dentro de la inst de óptica adaptativarument, un obturador de alta velocidad Pockels célula óptica ²⁸ se utiliza para transmitir la luz láser sólo volver de sólo un pequeño sector de la atmósfera alrededor del foco 10 kilometros proyector, lo que resulta en el láser que aparece como una mancha. La conmutación de la célula Pockels es accionado por el reloj maestro mismo que el láser de impulsos, con un retardo para tener en cuenta el tiempo de ida y vuelta del impulso de láser a través de la atmósfera. En última instancia, sólo uno de cada billón de fotones lanzados es detectado por el sensor de frente de onda. Aun así, este flujo radiante es suficiente para operar el sistema de óptica adaptativa.

El láser ultravioleta tiene el beneficio adicional de ser invisible al ojo humano, principalmente debido a la absorción en la córnea y el cristalino ^29. Como tal, es incapaz de flash-ciegos pilotos y se considera un sistema de láser de Clase 1 (es decir, incapaz de producir niveles dañinos de radiación durante el funcionamiento y exentos de cualquier medida de control ³⁰⁾ para todas las posiblesla exposición de las personas en los aviones sobrevolaban la zona, eliminando la necesidad de observadores humanos ubicados en el recinto, normalmente requerida por la Autoridad de Aviación Federal dentro de los EE.UU. ^31. Por desgracia, la posibilidad de que el láser para dañar algunos satélites en órbita baja de la Tierra pueden existir. Por esta razón, se recomienda tanto para los problemas de seguridad y la responsabilidad de coordinar las actividades de láser con una agencia apropiada (por ejemplo, con el Comando Estratégico de EE.UU. (USSTRATCOM) dentro de los EE.UU. ^32).

El sensor de frente de onda que mide la luz láser entrante dentro del instrumento Robo-AO Cassegrain es conocido como un sensor Shack-Hartmann ^33, e incluye una matriz de lentes, de relé óptico y sensor de imagen. La matriz de lentes es un elemento óptico de refracción, plana en un lado, con una cuadrícula de cuadrados en forma de lentes convexas en el otro lado. Se encuentra en una posición ópticamente conjugada a la pupila de entrada del telescopio. Cuando el 'retorno light' de the láser pasa a través de la lenslest matriz, las imágenes del láser en el cielo se crean en el centro de cada una de las lentes de la matriz (Figura 4). Este patrón de imágenes de láser es entonces ópticamente retransmite a un UV-optimizado dispositivo de carga acoplada (CCD). La posición xy lateral de cada imagen da una medida de la pendiente local o 'pendiente' de la onda de luz a través de cada lente de la matriz. La relación de señal a ruido de cada medición de la posición con Robo-AO oscila desde 6 hasta 10 condiciones en función de Zenith ángulo y viendo (6,5 electrones de ruido del detector en cada una de cuatro píxeles con una señal que oscila desde 100 hasta 200 fotoelectrones por imagen por medición).

La forma global de la onda de luz se calcula entonces multiplicando las pistas medido por una matriz de frente de onda pre-calculada reconstructor. La matriz reconstructor se crea por primera hacer un modelo de la geometría de la pupila que es sub-dividida por la matriz de lentes. Individual orto-normal basefunciones (en este caso funciones de disco de armónicos hasta el orden 11 ^º radial, para un total de 75 funciones.; ref ³⁴⁾ se realizan sobre el modelo y un 2-D solución de mínimos cuadrados al plano de mejor ajuste a través de cada lente en la matriz se calcula. Mientras que esto es una aproximación a la pendiente media, la diferencia es insignificante en la práctica, con el beneficio de fácil manejo de la geometría de las lentes parcialmente iluminados en los bordes de la pupila proyectada. Una matriz de influencia es así derivada que convierte amplitudes unitarios para cada función de base con la pendiente de desplazamiento para cada lente. La matriz reconstructor continuación, se crea mediante la adopción de la pseudo-inversa de la matriz de influencia mediante descomposición en valores singulares. Una vez que la forma de la onda de luz es conocido en términos de los coeficientes del conjunto de base, una forma inversa de compensación puede ser ordenado en el corrector de frente de onda de alto orden. El proceso de hacer una medición, a continuación, aplicando una corrección, y repitiendo este ciclouna y otra vez, es un ejemplo de un control integral de bucle. Robo-AO ejecuta su lazo de control a una velocidad de 1,2 kHz, necesaria para mantenerse al día con la dinámica de la atmósfera. Un factor de escala (también conocida como la ganancia de la integral de control de bucle) de menos de 1, y típicamente cerca de 0,6, se aplica a la señal de corrección para mantener la estabilidad del control de bucle, mientras que todavía minimizando el error residual de corregir luz.

El corrector de frente de onda de orden superior dentro de Robo-AO es un micro-electro-mechanical-Systems (MEMS) espejo deformable ^35. Robo-AO 120 utiliza actuadores para ajustar la superficie iluminada del espejo, en la resolución espacial suficiente para adaptarse con precisión la forma calculada corregir. Los actuadores tienen una amplitud de superficie de desviación máxima de 3,5 m que corresponde a la compensación de fase óptica de hasta 7 m. En condiciones atmosféricas típicas en los observatorios astronómicos, esta compensación de longitud es mayor que 5 sigma de laamplitud de la turbulencia inducida error óptico y por lo tanto resulta en altura corrección significativa. Además, el espejo deformable puede compensar errores ópticos estáticos origen en el instrumento y el telescopio a costa de rango dinámico reducido.

Una sutileza al uso de un láser como una sonda de la atmósfera es su incapacidad para medir el movimiento astronómico imagen ^36. La luz láser de retorno se ve desde la misma posición desde la que se proyecta y por lo tanto deben aparecer siempre en el mismo lugar en el cielo. Cualquier inclinación global medida en la onda de luz láser de regresar por el sensor de frente de onda está dominado por los mecánicos Errores de puntería. La señal de inclinación se utiliza para conducir el sistema de láser de enlace ascendente de punta-inclinación del espejo, manteniendo así el patrón de Shack-Hartmann centrada en el sensor de frente de onda. La corrección de movimiento de la imagen astronómica se maneja por separado con las cámaras de la ciencia, como se explica a continuación.

Robo-AO utilizacuatro fuera del eje parabólico (OAP) refleja a la luz relé desde el telescopio a las cámaras de la ciencia achromatically (Figura 3). El relé incluye un camino rápido tip-tilt espejo corrigiendo así como un corrector de dispersión atmosférica (ADC) ³⁷ compuesto de un par de rotación de prismas. El ADC resuelve un problema concreto relacionado con la observación de objetos a través de la atmósfera que no son directamente encima de la cabeza: la atmósfera actúa como un prisma y refracta la luz en función de la longitud de onda, con el efecto global cada vez más fuerte a medida que el telescopio apunta más baja en altitud, provocando imágenes - especialmente aquellos que han sido afilado por corrección óptica adaptativa - a aparecer alargada en la dirección normal al horizonte. El ADC puede añadir una cantidad de dispersión opuesta a la luz entrante, efectivamente niega el efecto de la dispersión atmosférica prismática (Figura 5). Al final de la OAP relé es un dicroico que refleja la luz visible de λ <950 nm y un electrón se multiplica dispositivo de carga acoplada (EMCCD) de la cámara mientras se transmite luz infrarroja hacia una cámara de infrarrojos. La cámara EMCCD tiene la capacidad de capturar imágenes con muy bajo electrónico (detector) ^38,39 ruido, a una velocidad que reduce el movimiento de la imagen dentro de la exposición por debajo de la resolución angular de difracción limitada. Al re-centrado y el apilamiento de una serie de estas imágenes, una imagen de larga exposición se puede sintetizar con pena de ruido mínimo. La cámara EMCCD también se puede utilizar para estabilizar el movimiento de imagen en la cámara de infrarrojos; mediciones de la posición de una fuente astronómica formado la imagen puede ser usada para manejar continuamente el rápido tip-tilt re-orientar la imagen a una ubicación deseada. Por delante de cada cámara es un conjunto de ruedas de filtros con un conjunto apropiado de filtros astronómicos.

Un simulador interno telescopio y fuente está integrado en el sistema de Robo-AO como una herramienta de calibración. Simultáneamente, puede simular el ultravioletaláser foco a 10 km y una fuente de cuerpo negro en el infinito, igualando relación focal del telescopio anfitrión y posición de la pupila de salida. El primer espejo plegable dentro de Robo-AO dirige toda la luz del espejo secundario del telescopio con el sistema de óptica adaptativa. El espejo plegable se monta también sobre una platina motorizada que puede ser traducido a cabo de la manera de revelar el telescopio interna y simulador de fuente.

Mientras que el sistema de Robo-AO está destinada a funcionar de una manera completamente autónoma, cada uno de los muchos pasos de una observación óptica adaptativa puede ser ejecutado manualmente. Este procedimiento paso a paso, junto con una breve explicación, se detalla en la siguiente sección.

Protocol

1. Pre-observando los procedimientos

1. Haga una lista de los objetivos astronómicos que se observarán.
2. Cálculo de los tiempos de exposición total necesaria para cada objetivo de alcanzar una requerida de señal-a-ruido en cada filtro científica y la combinación deseada de la cámara.
3. Transmitir la lista de objetivos astronómicos que se deben observar para USSTRATCOM más de 3 días de anticipación de las observaciones. Se enviará un mensaje Evitar predictivo (PAM) que indica "ventanas abiertas" - los tiempos seguros para usar el sistema láser en cada destino requerido, sin que potencialmente dañar satélites.
4. Instale el sistema de Robo-AO en el telescopio durante el día, si no lo ha hecho (por ejemplo, Robo-AO en el 1.5-m P60 telescopio en el Observatorio Palomar, CA, Figura 2).
5. Traducir el primer espejo plegable para revelar el telescopio interna y simulador de fuente para el sensor de frente de onda de láser, y encienda la fuente de láser simulado. </ Li>
6. Registrar las posiciones de las imágenes de láser simulado en la cámara del sensor de frente de onda. Estas posiciones se utilizan como mediciones de la pendiente de referencia para el sensor de frente de onda Hartmann-Shack y se restará de la siguiente en-cielo mediciones. Este procedimiento calibra pequeños cambios ópticos en la alineación instrumento debido a los cambios de temperatura.
7. Vuelva a colocar el espejo primer pliegue a su posición original y cierre la fuente de láser simulado.
8. Contacto USSTRATCOM una hora antes de la observación para informarles de la actividad prevista de la noche y recibir las actualizaciones o cambios en el PAM.
9. Encienda el láser ultravioleta de 10 W en dejando el obturador cerrado redundante. Un sistema de refrigeración por líquido regula la temperatura de las bombas de diodo láser dentro de la y requiere aproximadamente una hora de estabilizar.
10. Compruebe que las condiciones son seguras para abrir la cúpula del telescopio una vez que esté lo suficientemente oscuro para observar. Esto incluye un rango seguropara la humedad, la depresión del punto de rocío, precipitación, velocidad del viento y las partículas suspendidas en el aire.
11. Abra la cúpula del telescopio y apuntar a una estrella relativamente brillante (m _V ≤ 5) por encima.
12. Reorientar el telescopio por la posición del espejo secundario del telescopio hasta que la estrella está en mejor enfoque aproximada (el más pequeño ancho de la imagen). Manual de estimación a partir de una imagen en directo de una de las cámaras de la ciencia es suficiente.

2. Alta orden de Óptica Adaptativa Corrección

1. Elija un objetivo astronómico que tiene un suficientemente largo "ventana abierta" de acuerdo con el PAM.
2. Establecer una alarma para el final de la "ventana abierta" con un buffer de al menos 1 minuto. Si la alarma se activa durante una observación, inmediatamente obturador del láser.
3. Apunte el telescopio hacia el objetivo astronómico seleccionado. Encuadre el objeto (s) en el campo de visión de las cámaras de la ciencia mediante el ajuste de la localización en el telescopio como sea necesario.
4. Confirmar que el láser de enlace ascendente tip-tilt espejo está centrada en su rango antes de la apertura de las persianas de láser en el interior y redundante - propagación del láser en el cielo (Figura 2).
5. Grabar un segundo de datos de la cámara del sensor de frente de onda, aproximadamente 1200 fotogramas, mientras que el obturador de la célula Pockels óptico está apagado.
6. Calcular una imagen mediana de estos datos. Esta se utiliza como un marco de fondo para restar cualquier sesgo eléctrica u óptica de las imágenes capturadas por la cámara de sensor de frente de onda.
7. Girar el sistema de células de Pockels disparo en tal manera que los pulsos de láser de 10 km se transmite al sensor de frente de onda.
8. Busca el enlace ascendente espiral tip-tilt espejo hasta que el patrón Shack-Hartmann de imágenes de láser aparece en la cámara con sensor de frente de onda (Figura 4B). Deja el enlace ascendente tip-tilt espejo en su posición.
9. Grabar un sensor de frente de onda nueva imagen de fondo mientras la célula Pockels se convirtió momentáneamente off. Esto es necesario ya que el fondo cambia ligeramente ópticos como el láser se apunta en direcciones diferentes por el enlace ascendente tip-tilt espejo.
10. Inicie el orden superior de óptica adaptativa del sistema. En este punto de control de dos bucles se inician simultáneamente, las posiciones de cada imagen láser creado por la matriz de microlentillas del frente de onda del sensor se utilizan para accionar los actuadores espejo deformable para aplanar las ondas de luz no planas que entran en el telescopio antes de que se propaguen a las cámaras de la ciencia . La media ponderada de las mediciones de posición también se utiliza para comandar el enlace ascendente tip-tilt espejo para mantener la concentración del patrón de imágenes de láser en el sensor de frente de onda.

3. Observando en el visible (con corrección del registro de post-facto)

1. Ajuste la posición de las ruedas de filtros en el filtro deseado observando (s).
2. Definir el ángulo de los prismas tales ADC que la dispersión residual prismática atmosférica se reduce al mínimo enlos instrumentos científicos.
3. Ajuste el tiempo de exposición y el tamaño de fotograma en la cámara EMCCD tal que hay un mínimo de transferencia de fotogramas velocidad de fotogramas de ~ 10 Hz, 30 Hz con preferida. Los datos capturados en este tipo normalmente reducirá el movimiento de la imagen dentro de la exposición por debajo de la resolución angular de difracción limitada.
4. Ajustar la ganancia de electrones multiplicación de la cámara EMCCD tal que la intensidad máxima de los objetivos es aproximadamente la mitad de la profundidad de bien el detector o en un valor máximo de 300 para los objetivos más débiles.
5. Para objetivos débiles, los aproximadamente mayor que una magnitud de 15, ralentizar la velocidad de cuadro de la cámara EMCCD hacia abajo hasta que hay al menos 5-10 ~ fotones ser detectado en el núcleo de la función de imagen de dispersión de punto. Si bien esto da lugar a imágenes borrosas adicionales de movimiento dentro de plazos y la reducción de resolución angular (por ejemplo, ref ^40;. Aproximadamente el doble de la resolución de difracción limitada en m _r ~ 16,5 targets), los fotones varias centrales son necesarios para el procesamiento adecuado registro post-facto.
6. Grabar una serie continua de imágenes de la cámara EMCCD hasta el tiempo total de exposición integrada es igual al tiempo calculado en 1.2.

4. Observando en el infrarrojo (Visible con Tip-tilt Corrección)

1. Establecer la rueda de filtro delante de la cámara EMCCD a un filtro de banda ancha, es decir, un filtro transparente o un λ> 600 nm filtro de paso largo.
2. Tenga en cuenta la posición de píxel del objeto a ser utilizado como una fuente de guía de las puntas de inclinación de la cámara EMCCD mientras que mira una imagen en vivo.
3. Establezca la configuración de lectura de la cámara a los valores siguientes: pixeles bin por un factor de 4, y establecer el marco de transferencia de sub-bastidor región lectura para un total de 2 x 2 píxeles agrupadas centradas en la posición previamente señalado.
4. Ajuste la velocidad de cámara de fotograma EMCCD y el aumento de multiplicación de electrones para igualar el brillo del tip-tiltguiar fuente. Una velocidad de fotogramas de 300 Hz se prefiere (para un ancho de banda de corrección de control de bucle de ~ 30 Hz), pero puede bajarse según sea necesario para los objetos más débiles a costa de la calidad inferior tip-tilt corrección.
5. Inicie el tip-tilt-loop. Esto calculará la posición de guía fuente de corriente y el mando rápido tip-tilt espejo corrección para impulsar la posición del centro de la zona de pixel agrupada.
6. Grabar las imágenes de la cámara de infrarrojos hasta que el tiempo total de exposición integrada es igual al tiempo calculado en 1,2. Máximo un solo marco tiempos de exposición se limitará sólo por la saturación de emisión infrarroja, desde el cielo, instrumento u objeto, o por corriente de oscuridad de la matriz de infrarrojos. Las exposiciones pueden variar desde fracciones de segundo a varios minutos.

5. Fin de Procedimientos Nocturnos

1. Cierre la cúpula del telescopio y apuntar el telescopio a la pantalla plana cuando se observa es completa.
2. Apague el lásery póngase en contacto USSTRATCOM con un resumen de las actividades nocturnas dentro de los 15 min.
3. Gire la luz superior de techo plano en.
4. Grabar una serie de imágenes completas de ambas las cámaras EMCCD e infrarroja de la iluminación plana campo producido por la luz superior de techo plano en la pantalla plana para cada filtro astronómico que se utiliza durante la noche anterior. La intensidad de campo plano en cada píxel representa la combinación relativa eficiencia cuántica del telescopio, sistema de óptica adaptativa, los filtros y la cámara.
5. Gire la luz superior de techo plano y de cambiar a los filtros de bloqueo frente a cada cámara.
6. Grabar una serie de imágenes oscuras en ambas cámaras correspondientes a la gama de tiempos de exposición y formatos de imagen grabados durante la noche anterior. Los cuadros oscuros se utilizan para eliminar el sesgo debido al ruido de corriente oscura y electrónicos de los datos registrados.
7. Estacione el telescopio.

6. Procesamiento de Imágenes

1. Crear un único c oscuraalibration imagen de la mediana de cada serie de imágenes oscuro registrado en 5,6).
2. Crear una imagen de calibración de campo plano para cada filtro en cada cámara mediante el cálculo de la mediana de cada serie de imágenes de campo plano registrado en 5,4), restando la imagen correspondiente calibración oscuro y luego dividiendo toda la imagen por el valor de píxel promedio en el marco.
3. Reste la imagen adecuada calibración oscuro y se divide por la imagen de calibración de campo plano para cada imagen de la ciencia en el cielo grabado de las cámaras EMCCD e infrarroja.
4. Re-centro. Calibrada imágenes de ciencia de cada observación, alineando el píxel más claro y añadir las imágenes para crear una imagen de apilado Rutinas más sofisticadas para el registro de imagen mejorada también se puede utilizar ^39,41.

Representative Results

El Robo-AO láser de óptica adaptativa del sistema se utiliza para compensar la turbulencia atmosférica y producir difracción limitada resolución de imágenes en visible y . infrarrojo cercano Figura 1A muestra una imagen de una estrella se ve en luz roja a través de la turbulencia atmosférica no compensado con un ancho de imagen de 1,0 segundo de arco Figura 1B muestra la misma estrella después de la corrección óptica adaptativa:. ancho de la imagen se reduce a 0,12 segundos de arco , ligeramente mayor que una anchura de la imagen perfecta de 0,10 segundos de arco en esta longitud de onda en un telescopio de 1,5-m. El primer anillo de Airy, un resultado de la difracción, puede ser visto como el anillo tenue como la estructura alrededor del núcleo de la imagen. Esta resolución angular muy mejorada permite el descubrimiento de sistemas estelares binarios y múltiples (por ejemplo, Figura 1C y observaciones por ref. ⁴⁰⁾ y para la detección de estrellas mucho más débil en los campos densos, tales comoel cúmulo globular Messier de 3 (ver en el infrarrojo cercano, Figura 6) que de otra manera sería imposible de ver directamente a través de la turbulencia atmosférica. Características de los objetos del sistema solar, tales como la superficie de la nube de Júpiter así como su tránsito luna Ganímedes (Figura 7), también se puede observar con un mayor grado de claridad cuando se ve con láser óptica adaptativa.

Figura 1. Corrección óptica adaptativa en longitudes de onda visibles. Cada cifra representa un 1,5 × 1,5 segundo de arco campo de visión en el cielo. (A) Una imagen de larga exposición individual de una sola estrella, m _V = 3,5, visto a través de la turbulencia atmosférica no compensada en i banda (λ = 700 - 810 nm) en el 1.5-m P60 telescopio en el Observatorio Palomar. El ancho total a la mitad del máximo (FWHM) es de 1,0 segundos de arco. (B) </ Strong> La estrella misma que en (A) con la corrección láser de óptica adaptativa usando el sistema de Robo-AO. El núcleo de la imagen estelar tiene 15 veces el máximo brillo de la imagen sin compensar y tiene una FWHM de 0,12 segundos de arco. (C) Una estrella binaria, m = 8,4 _V, con una separación de 0,14 segundos de arco se revela a través del uso de el Robo-AO de óptica adaptativa del sistema. En cada caso, tip-tilt El guiado se realiza el mismo objetivo.

Figura 2. El Robo-AO láser de óptica adaptativa del sistema. (A) La óptica adaptativa e instrumentos científicos instalados en el foco Cassegrain de la robótica de 1,5 m P60 telescopio en el Observatorio Palomar. El sistema láser y electrónica de soporte están unidos a los lados opuestos del tubo del telescopio para el balance. (B) La UV Robo-AO haz de láser Propagating de la cúpula del telescopio. En esta fotografía de larga exposición, el haz láser es visible debido a la dispersión de Rayleigh fuera de las moléculas de aire; una pequeña fracción de la luz también dispersa de vuelta hacia el telescopio para ser utilizado como una sonda de la atmósfera. El rayo láser aparece naranja debido a la forma en que se transmite la luz UV a través de los filtros de color en la cámara UV sensible utilizado para tomar la fotografía. Haga clic aquí para ampliar la cifra .

Figura 3. Robo-AO óptica adaptativa e instrumentos científicos. (A) Un modelo simplificado de CAD. Luz enfocada desde el telescopio de espejo secundario (naranja) entra a través de un pequeño agujero en el centro del instrumentoambiente antes de ser reflejada por 90 grados por el primer espejo hacia un pliegue fuera del eje parabólico (OAP) espejo. Este espejo de las imágenes de la pupila del telescopio en la superficie del espejo deformable. Después de la reflexión desde el espejo deformable, un dicroico de UV se separa la luz láser (violeta) y lo dirige hacia el sensor de frente de onda láser. Un adicional de espejo invertido OAP en el sensor de frente de onda corrige los errores de ruta no comunes ópticas introducidas por el enfoque conjugado 10 km del láser se refleja en el espejo OAP primero. La luz visible y el infrarrojo cercano-(verde) que pasa a través de la dicroico UV es retransmitida por un par de espejos OAP al corrector de dispersión atmosférica. La luz se refleja en el espejo tip-tilt corregir a un espejo OAP final, que enfoca la luz hacia el dicroico visible. La visible dicroico refleja la luz visible (azul) a la CCD multiplicador de electrones y transmite la luz en el infrarrojo cercano (rojo) a un espejo plegabley, finalmente, a la cámara de infrarrojos. El combinado UV, luz visible e infrarrojo cercano del telescopio y el simulador de fuente (amarillo) se pueden dirigir a la óptica adaptativa y los instrumentos de la ciencia mediante la traducción del primer doblez espejo fuera del camino. (B) Una fotografía correspondiente del paquete de instrumentos . Haga clic aquí para ampliar la cifra .

Figura 4. Shack-Hartmann frente de onda del sensor. (A) Esquema Conceptual. Como una onda plana pasa a través de la matriz de lentes, un patrón regular de imágenes está formado en el detector (azul). Cuando una onda no plana pasa a través de la matriz de lentes, el gradiente local de la onda t afectaque la posición de las imágenes formadas por cada lente de la matriz (rojo). (B) Patrón de imágenes de láser en el Robo-AO-Shack Hartmann sensor de frente de onda. Cada uno de los 88 puntos es una imagen de la dispersión láser de 10 km, como formados por cada lente de la matriz de lentes, con la forma del patrón global determinada por la geometría de la pupila del telescopio. El desplazamiento relativo de cada imagen con respecto a la posición de la imagen de referencia (Procedimiento 1,6) da una medida de la gradiente local de la onda de la luz entrante. Haga clic aquí para ampliar la figura .

Figura 5. Corrección de dispersión atmosférica prismático. Óptica adaptativa corrige las imágenes de un niño de 11 × 16 arc segundo subcampo del cúmulo globular Messier 15 en una. elevación telescopio de 45 grados (A) Si bien la óptica adaptativa corrige los efectos de la turbulencia atmosférica, la dispersión atmosférica prismático aún afecta a las imágenes de las estrellas individuales: las imágenes son paralelas fuerte hasta el horizonte, mientras alargada perpendicular al horizonte por aproximadamente 1 segundo de arco por encima un ancho de banda espectral de λ = 400 - 950 nm (B) Por adicionalmente usando un corrector de dispersión atmosférica para contrarrestar la dispersión atmosférica prismática, formación de imágenes de difracción limitada resolución se recupera en ambas direcciones..

Figura 6. Las imágenes del cúmulo globular Messier 3 (A) A 44 × 44 segundos de arco de campo de visión, a 2 minutos larga de la imagen sin compensar del núcleo del cúmulo globular Messier 3 en z-band. (Λ = 830 a 950 nm) . (B) Lo mismo imago muestra con corrección óptica adaptativa usando Robo-AO revelando muchas estrellas que de otra manera no se podían ver.

Figura 7. Imágenes de Júpiter (A) sobre la base 0.033 segundos no compensada de Júpiter (diámetro aparente de 42 segundos de arco) en la banda R (λ = 560 - 670 nm).. (B) La misma imagen con Robo-AO corrección láser de óptica adaptativa que muestra las características de las nubes superficiales y de tránsito Ganímedes (flecha) con mayor claridad.

Discussion

El método presentado aquí describe el funcionamiento manual de la Robo-AO láser de óptica adaptativa del sistema. En la práctica, Robo-AO opera de una manera automatizada, la gran mayoría de los procedimientos están controlados por un secuenciador robótico que lleva a cabo los mismos pasos de forma automática.

El sistema de Robo-AO ha sido diseñado para la replicación sencilla a un costo reducido, con los materiales (~ USD600K) y trabajo es una fracción del coste de un telescopio 1,5-m. Mientras que hay aproximadamente veinte telescopios ópticos en todo el mundo de más de 5 m de diámetro, telescopios del número de la clase 1-3 m más de uno hasta cien y se proyectan como posibles anfitriones para Robo-AO clones. Además del actual sistema implementado en el 1.5-m P60 telescopio, el primero de los muchos clones con suerte se está desarrollando para el telescopio de 2 m IGO ⁴² en Maharashtra, India, y una variante con estrellas brillantes en lugar de un frente de onda de láser para la detección es ser commissioned en el telescopio de 1-m en Montaña de la Mesa, CA ^43. Una revolución en la difracción limitada ciencia puede estar a la mano.