הבאת היקום הנראה לפוקוס עם רובו-AO

Published 2/12/2013
0 Comments
  CITE THIS  SHARE 
Engineering
 

Summary

אור מעצמים אסטרונומיים חייב לנסוע דרך האטמוספרה המתערבלת של כדור הארץ לפני שזה יכול להיות צלם באמצעות טלסקופים קרקעיים. כדי לאפשר הדמיה ישירה ברזולוציה הזוויתי מרבית תיאורטית, טכניקות מתקדמות כגון אלה המועסקים על ידי מערכת Robo-AO אופטיקה אדפטיבית חייבות להיות בשימוש.

Cite this Article

Copy Citation

Baranec, C., Riddle, R., Law, N. M., Ramaprakash, A. N., Tendulkar, S. P., Bui, K., et al. Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO. J. Vis. Exp. (72), e50021, doi:10.3791/50021 (2013).

Please note that all translations are automatically generated through Google Translate.

Click here for the english version. For other languages click here.

Abstract

הרזולוציה הזוויתית של טלסקופים אופטיים קרקעיים מוגבלת על ידי התופעות המשפילות של האווירה הסוערת. בהעדר אטמוספרה, הרזולוציה זוויתי של טלסקופ הטיפוסי מוגבלת רק על ידי עקיף, כלומר, אורך הגל של עניין, λ, מחולק בגודל הצמצם של המראה הראשוני שלו, ד. לדוגמה, טלסקופ החלל האבל (HST), עם מראה ראשית 2.4 מ ', יש לו רזולוציה זוויתי בתחום אור הנראה ~ של 0.04 שניות קשת. האווירה מורכבת מאוויר בטמפרטורות שונות במקצת, ולכן מדדים שונים של שבירה, כל זמן ערבוב. גלי אור נחושים כשהם עוברים דרך האטמוספרה הומוגניות. כאשר הטלסקופ על הקרקע מתמקד גלי אור אלו, תמונות מיידיות מופיעות מקוטעות, שינוי כפונקציה של זמן. כתוצאה מכך, תמונות בחשיפה ארוכה רכשו באמצעות טלסקופים קרקעי - אפילו טלסקופים עם ארבעה פעמי הקוטרeter של HST - להיראות מטושטש ויש רזולוציה זוויתי של כ 0.5-1.5 שניות קשת במקרה הטוב.

מערכות אסטרונומיות אופטיקה אדפטיבית לפצות על ההשפעות של מערבולת האטמוספרית. ראשית, את הצורה של הגל הנכנס אינו מישוריים נקבעת באמצעות מדידות של כוכב בהיר סמוך על ידי חיישן חזית גל. בשלב בא, מרכיב במערכת האופטית, כגון מראה deformable, מצווה לתקן את הצורה של גל האור הנכנס. תיקונים נוספים נעשו בקצב מספיק כדי לשמור על קשר עם האווירה הדינמית שדרך הטלסקופ נראה, סופו של דבר לייצר תמונות עקיפות מוגבלות.

נאמנותו של חיישן מדידת חזית הגל מבוססת על כמה טוב האור הנכנס ידגם 1 מרחב ובזמן. דגימת פיינר דורשת התייחסות לאובייקטים בהירים. בעוד הכוכבים הבהירים יכולים לשמש כאובייקטי התייחסות למטרות הדמיה מכמה עשרותשניות קשת משם בתנאים הטובים ביותר, מטרות אסטרונומיות המעניינות ביותר אין לנו כוכבים בהירים מספיק סמוכות. פתרון אחד הוא להתמקד בקרן ליזר רבת עצמה בכיוון של יעד האסטרונומית ליצור התייחסות מלאכותית של צורה ידועה, המכונית גם 'ליזר מדריך כוכב'. מערכת Robo-AO ליזר אופטיקה אדפטיבית 2,3 מעסיקה ליזר אולטרה סגול 10-W התמקד במרחק של 10 ק"מ כדי ליצור כוכב מדריך ליזר. מדידות חיישן ליזר Wavefront של מדריך הכוכב לנהוג תיקון האופטיקה המתקנת כתוצאה מכך תמונות עקיפות מוגבלות שיש להם רזולוציה הזוויתית של ~ 0.1 שניות קשת על הטלסקופ 1.5-מ '.

Introduction

ההשפעה של מערבולת האטמוספרית על הדמית אסטרונומית הוכרה לראשונה לפני מאה שנים על ידי כריסטיאן הויגנס 4 ואייזק ניוטון 5. עיצובי 1 הרעיוני מסתגל אופטיקה כדי לפצות על ההשפעות של מערבולת פורסמו באופן עצמאי על ידי הוראס בקוק 6 ו 7 ולדימיר Linnik בשנת 1950. משרד הגנה של ארה"ב אז ממן את הפיתוח של המערכות הראשונות אדפטיבית אופטיקה בשנת 1970 לצורך הלוויינים זרים הדמיה בתקופת המלחמה הקרה 8. קהילת האסטרונומית האזרחית עשתה התקדמות מערכות מתפתחות בשנת 1980, עם זאת, לאחר ביטול סיווג של מחקר צבאי באופטיקה מסתגלת ב1992 (מס 'אסמכתא 9), אירע פיצוץ הוא במספר ובמורכבות של מערכות אסטרונומיות 10.

רוב הטלסקופים הגלויים ואינפרא אדומים כ 20 היום עם פתחים גדולים יותר מ 5 מטרים הם equippeד עם מערכות המסתגלות אופטיקה (שופטים למשל. 11-19). כטלסקופים גדולים יותר, ובכך מסוגלים יותר באיסוף האור, יש רווחים גדולים יותר ברזולוציה ורגישות בעת שימוש באופטיקה מסתגלת. למרבה הצער, גדול טלסקופ מערכות אופטיקה אדפטיבית הן מורכבות מאוד ומוגבל בפעילותם לאורכי גל קרובי אינפרא אדום בשל טכנולוגיה נוכחית: הם דורשים צוותות של צוות תמיכה, לעתים קרובות עם תקורה התבוננות גדולה, וגישה למשאבים נדירים ויקרים אלו היא גם מוגבל.

בקצה השני של ספקטרום הגודל, יש גם מעל הטלסקופים 1-100 בכיתת מטר 1-3, אבל מעטים מאוד מהם מצוידים באופטיקה מסתגלת. תיקון מערבולת האטמוספרית, גם בתחום אור הנראה קצר יותר, הופך צייתן עם טכנולוגיה נוכחית בטלסקופים הקטנים האלה כי הם נראים דרך נפח קטן בהרבה של מערבולת האטמוספרית (איור 1). הסכום הכולל של מערבולת-induced קשקשים אופטיים שגיאה כמעט באופן יחסי לקוטר מראת הטלסקופ הראשי והפוכים עם אורך גל ההתבוננות. אותה טכנולוגית הסתגלות אופטית המשמשת לאור קרוב אינפרא אדום על הטלסקופים הגדולים יותר ניתן להשתמש באור הנראה בטלסקופים צנועים בגודל. בנוסף, טלסקופים רבים של קנה מידה זה או שretrofitted (נ"צ למשל. 20) או שזה עתה נבנו רובוטית עם יכולות מלאות, מרחוק ו / או אוטונומיות (למשל שופט. 21), באופן משמעותי להגדיל את היעילות של מתקנים אלה. אם מצויד באופטיקה אדפטיבית, טלסקופים אלה היו מציעים פלטפורמה משכנעת להמשיך בתחומים רבים של מדע אסטרונומיה שאחרת לא מעשיים או בלתי אפשריים עם הטלסקופ גדול אדפטיבית אופטיקה 22 מערכות. השתברות מוגבל בסקרים ממוקדים של עשרות אלף מטרות 23,24, ניטור ארוך טווח 25,26, ואפיון מהיר חולף בשדות צפופים 27, אפשריים עם אופטיקה מסתגלת על פתחים צנועים אלה.

כדי לחקור את חלל התגלית חדשה זו, יש לנו תוכננתי ויושמה מערכת חסכונית חדשה אדפטיבית אופטיקה לטלסקופי 1-3 מטר בכיתה, רובו-AO (2,3 refs.; איור 2). כמו במערכות ליזר אחרות אדפטיבית אופטיקה, רובו-AO כולל מספר מערכות עיקריות: מערכת הליזר; סט של אלקטרוניקה; ומכשיר המותקנים במוקד Cassegrain של הטלסקופ (מאחורי המראה הראשוני; איור 3) שבו שוכן במהירות גבוהה תריס אופטי, חיישן Wavefront, correctors Wavefront, מכשירים מדעיים ומקורות כיול. העיצוב רובו-AO מוצג בזאת מדגים כיצד ליזר מערכת אופיינית אופטיקה אדפטיבית פועלת באימון.

הליבה של מערכת ליזר Robo-AO היא ליזר Q-switched 10-W סגול עלה בהרכבת מקרן סגורה בצד של הטלסקופ. החל עם הליזר עצמו, ליזרמקרן ומשלב תריס מיותר, בנוסף לתריס הפנימי של הליזר, לביטחון נוסף; צלחת חצי גל להתאים את הזווית של קיטוב ליניארי צפוי; ומראה uplink טיפ הטיה לשניהם לייצב את עמדת קרן הליזר לכאורה בשמים כדי לתקן את הטלסקופ וכפף. עדשה דו קמורה בשלב מוקד מתכוונן מרחיבה את קרן הליזר כדי למלא עדשת 15 סנטימטר פלט צמצם, שאופטי הוא להטות למראה קצה-Tilt. העדשה מתמקדת תפוקת אור הליזר למרחק קו ראייה של 10 ק"מ. כפעימות ליזר (~ 35 ns הארוך כל 100 μs) להפיץ דרך האטמוספרה מהמקרן, חלקיק זעיר של פיזור פוטוני ריילי את המולקולות ואוויר לשוב לטלסקופ (איור 2 ב '). הפוטונים המפוזרים חוזרים מקורן בדרך למעלה כולו של הליזר, ואחרת היה מופיעים כפס שהייתי לבצע את מדידות Wavefront לא מדויקות. תוך הסתגלות אופטיקה instrument, Pockels תריס אופטי במהירות גבוהה תא 28 משמש להעברת אור ליזר חוזר רק מסתם פרוסה צרה של האווירה מסביב למוקד 10 קילומטר המקרן, וכתוצאה מהליזר מופיע ככתם. מיתוג של תא Pockels הוא מונע על ידי אותו שעון האדון כליזר פעם, באיחור לחשבון בפעם הנסיעה הלוך ושוב מדופק הליזר דרך האטמוספרה. סופו של דבר, רק על אחד מכל טריליון פוטונים שוגרו הוא זוהה על ידי חיישן חזית הגל. למרות זאת, התפרצות קרינה זו מספיקה כדי להפעיל את המערכת מסתגלת אופטיקה.

ליזר אולטרה הסגול יש יתרון הנוסף של להיות בלתי נראה לעין האנושית, בעיקר בשל ספיגה בקרנית והעדשה 29. ככזה, הוא אינו מסוגל טייסי בזק עיוורים ונחשב למערכת ליזר Class 1 (כלומר מסוגל לייצר רמות קרינה מזיקות במהלך מבצע ופטור מכל בקרה מודדת 30) לזה בכלל אפשריחשיפות של אנשים במטוסי overflying, ומבטל את הצורך בתצפיתני אדם הנמצאים באתר בצורה נורמלית הנדרש על ידי רשות התעופה הפדרלית בארה"ב 31. למרבה הצער, האפשרות לליזר לפגוע כמה לווינים במסלול נמוך עשויה להתקיים. מסיבה זו, מומלצת לשני חששות בטיחות ואחריות לתיאום פעילות ליזר עם סוכנות מתאימה (למשל עם פיקוד אסטרטגי אמריקאי (USSTRATCOM) בתוך ארה"ב 32).

חיישן חזית הגל המודד את אור הליזר נכנס במכשיר Cassegrain Robo-AO ידוע כשאק-הרטמן חיישן 33, וכולל מערך לנסלט, ממסר אופטי וחיישן הדמיה. מערך לנסלט הוא אלמנט אופטי שביר, שטוח בצד אחד, עם רשת של עדשות קמורות מרובעות בצד השני. הוא ממוקם במיקום אופטי להטות לתלמיד הכניסה של הטלסקופ. כאשר 'אור השיבה' מתוך הדואר הליזר עובר דרך מערך lenslest, תמונות של הליזר על השמים נוצרות במוקד של כל אחת מהעדשות במערך (איור 4). דפוס זה של ליזר הוא תמונות אז העביר אופטי לתשלום מצמידי מכשיר מצלמת UV-אופטימיזציה (CCD). עמדת xy הרוחבית של כל תמונה מספקת מידה של השיפוע המקומי או "מדרון" של גל האור בכל עדשה של המערך. יחס אות לרעש של כל מדידת עמדה ברובו-AO נע 6-10 תנאים בהתאם לזניט זווית ורואה (6.5 אלקטרונים של רעש גלאי בכל אחד מארבעה פיקסלים עם אות נעה 100-200 photoelectrons לכל תמונה בכל מדידה).

הצורה הכללית של גל האור ואז מחושב על ידי הכפלת המורדות נמדדו על ידי מטריקס reconstructor חזית גל מראש ממוחשב. מטריצת reconstructor נוצרה על ידי יצירת מודל של הגיאומטריה היא התלמיד שמתחלק על ידי מערך לנסלט הראשון. בסיס פרטני Ortho-נורמליפונקציות (במקרה זה פונקציות דיסק הרמוניות עד כדי רדיאלי 11 ב, על סך של 75 פונקציות;. נ"צ 34) הם הבינו את הדגם ופתרון 2-D לפחות ריבועים למטוס מיטבית על פני כל עדשה במערך מחושב. בזמן הזה הוא קירוב לשיפוע הממוצע, ההבדל הוא זניח בפועל, עם היתרון של טיפול בגיאומטריה של עדשות מוארות באופן חלקי בקלות בקצוות של התלמיד הצפוי. מטריצת השפעה נגזרת כך שממירה אמפליטודות יחידה לכל פונקצית בסיס עם מדרון קיזוז לכל עדשה. אז מטריצת reconstructor נוצרה על ידי הלקיחה פסאודו ההופכי של מטריצת ההשפעה באמצעות פירוק ערך יחיד. ברגע שצורתו של גל האור ידועה במונחים של מקדמים להגדיר את הבסיס, צורה הפוכה פיצוי ניתן פקדה על מתקן חזית הגל גבוה סדר. תהליך קבלת מדידה, לאחר מכן החלת תיקון, ואת המחזור הזהשוב ושוב, הוא דוגמה לבקרת לולאה נפרדת. רובו-AO מבצע בקרת הלולאה שלה בשיעור של 1.2 קילוהרץ, יש צורך לשמור על קשר עם הדינמיקה של האטמוספרה. גורם קנה מידה (המכונה גם רווח של שליטת הלולאה הנפרדת) של פחות מ 1, ובדרך כלל קרוב ל0.6, מוחל על אות התיקון לשמירה על יציבותה של בקרת הלולאה תוך מזעור השגיאה השיורית של תיקן אור.

מתקן חזית הגל גבוה סדר בתוך Robo-AO הוא (MEMS) ראי מייקרו אלקטרו מכאניים, מערכות deformable 35. רובו-AO משתמש 120 מפעילים להתאים את פני שטח המוארים של המראה, די ברזולוציה מרחבית במדויק כדי להתאים את צורת תיקון המחושבת. המפעילים יש משרעת סטיית פני שטח מרבית של 3.5 מיקרומטר אשר תואם את שלב הפיצוי אופטי של עד 7 מיקרומטר. בתנאים האטמוספריים טיפוסיים במצפים אסטרונומיים, אורך פיצוי זה הוא גדול מ 5 סיגמא שלהמשרעת של ההתפרעות גרמה שגיאה אופטית ולכן תוצאות במרווח תיקון משמעותי. יתר על כן, מראה deformable יכול לפצות על טעויות אופטיות סטטיים נובעות מהמכשיר וטלסקופ במחיר של טווח דינמי מופחת.

עידון אחד לשימוש בליזר כמו בדיקה של האטמוספרה הוא חוסר יכולתו למדוד תנועת תמונת אסטרונומית 36. אור הליזר חוזר נתפס מבערך באותו מצב שממנו הוא מוקרן, ולכן צריך תמיד יופיע באותו המיקום בשמים. כל הטיה כוללת שנמדדה באור ליזר הגל חוזר על ידי חיישן חזית הגל הוא נשלט על ידי שגיאות מצביעות מכאניות. אות ההטיה משמשת לנהוג מראה uplink של מערכת ליזר טיפ ההטיה, וכך להשאיר את דפוס שאק-הרטמן המרוכז על חיישן חזית הגל. תיקון תנועת תמונת אסטרונומית מטופל בנפרד עם מצלמות המדע כפי שיוסבר להלן.

רובו-AO משתמש4 מחוץ ציר פרבוליות (לעבוד קשה) משקף לאור ממסר מטלסקופ למצלמות מדע achromatically (איור 3). נתיב הממסר כולל מראה מהיר קצה-Tilt תיקון, כמו גם מתקן אטמוספרי פיזור (ADC) 37 מורכב משתי מנסרות מסתובבות. ADC פותר בעיה מסוימת הקשורה להתבוננות אובייקטים דרך האטמוספרה שאינה בדיוק מעל הראש: האווירה פועלת כמנסרה, וrefracts לאור כפונקציה של אורך גל, עם ההשפעה הכוללת מתחזקת כטלסקופ מצביע נמוך בגובה, מה שגרם תמונות - במיוחד אלה שהתחדדו לאחר תיקון האופטיקה מתקנת - תופיע מוארך בכיוון הנורמלי עד לאופק. ADC יכול להוסיף סכום הפך מפיזור לאור הנכנס, ביעילות שוללת את ההשפעה של הפיזור המנסרתי אטמוספרי (איור 5). בסופו של הממסר הוא לעבוד הקשה Dichroic גלוי שמשקף אור λ <950 ננומטר לתשלום מצמידי מכשיר מצלמת אלקטרונים הכפלה (EMCCD) תוך העברת אור אינפרא אדום לכיוון מצלמת אינפרא אדום. מצלמת EMCCD יש את היכולת ללכוד תמונות עם אלקטרוני נמוכים מאוד (גלאי) רעש 38,39, במסגרת שיעור המפחית את תנועת תמונת חשיפת תוך אל מתחת לרזולוציה זוויתי עקיף המוגבלת. על ידי מרכוז מחדש ולערום סדרה של התמונות האלה, תמונה בחשיפה ארוכה יכולה להיות מסונתזת בעונש רעש מינימאלי. מצלמת EMCCD יכולה לשמש גם לייצוב תנועת תמונה על מצלמת אינפרא האדום; מדידות של עמדתו של מקור אסטרונומי הדמיה ניתן להשתמש ברציפות לפקד מהר טיפ להטות את התמונה מחדש להצביע על מיקום רצוי. לפני כל מצלמה היא מערכת של גלגלי מסנן עם סט מתאים של מסננים אסטרונומיים.

סימולטור הטלסקופ ומקור פנימי משולב במערכת Robo-AO ככלי כיול. זה יכול בו זמנית לדמות סגולמיקוד ליזר במרחק של 10 ק"מ ומקור שחור באינסוף, התאמת יחס המוקד של הטלסקופ המארח ועמדת תלמיד יציאה. מראה הקפל הראשון ברובו-AO מכוון את כל האור משני המראה של הטלסקופ למערכת מסתגל האופטית. המראה לקפל גם הוא רכוב על במה ממונעת שיכול להיות מתורגמות מתוך דרך לחשוף את הטלסקופ הפנימי וסימולטור מקור.

בעוד המערכת רובו-AO מיועדת לפעול באופן אוטונומי לחלוטין, כל אחד מהשלבים הרבים של התבוננות האופטיקה מתקנת יכול להתבצע באופן ידני. הליך זה צעד אחר צעד, יחד עם הסבר קצר, הוא מפורט בסעיף הבא.

Protocol

1. נהלים טרום התבוננות

  1. ערוך רשימה של מטרות האסטרונומיות שנצפו.
  2. לחשב את זמני החשיפה הכוללים דרוש לכל מטרה להגיע לאות לרעש יחס נדרש בכל מסנן מדעי ושילוב מצלמה הרצויה.
  3. להעביר את רשימת מטרות אסטרונומיות שנצפו עד USSTRATCOM גדול מ 3 ימים מראש של תצפיות. הם ישלחו חזרה הודעה חזויה הימנעות (PAM) המציין 'החלונות פתוחים "- הפעמים בטוחה לשימוש במערכת הליזר בכל יעד מבוקש מבלי לפגוע לווינים פוטנציאליים.
  4. התקן את מערכת Robo-AO על הטלסקופ בשעות היום, אם לא עשה זאת (למשל רובו-AO על P60 טלסקופ 1.5-מ 'במצפת פאלומר, קליפורניה; איור 2).
  5. תרגם מראה הקפל הראשון כדי לחשוף את הטלסקופ הפנימי וסימולטור מקור לחיישן ליזר חזית הגל, ולהפעיל את מקור הליזר המדומה. </ Li>
  6. הקלט את עמדותיהם של דימויי הליזר המדומים על מצלמת חיישן חזית הגל. עמדות אלה משמשות כמדידות מדרון התייחסות לחיישן חזית גל שאק-הרטמן ותקוזזנה מהמדידות הבאות על שמים. הליך זה מכייל שינויים אופטיים קטנים ביישור המכשיר עקב טמפרטורות משתנות.
  7. להחזיר את מראה הקפל הראשון למקומו המקורי ולכבות את מקור הליזר המדומה.
  8. צור USSTRATCOM שעה אחת לפני ההתבוננות כדי להודיע ​​להם על הפעילות המתוכננת של הלילה ולקבל את כל עדכונים או שינויים בPAM.
  9. הפעל ליזר אולטרה הסגול 10-W על תוך השארת התריס המיותר סגור. מערכת קירור נוזלית מווסתת את הטמפרטורה של משאבות דיודת הליזר בתוך ודורשת שעות כדי לייצב כ.
  10. בדקו שתנאים בטוחים כדי לפתוח את כיפת הטלסקופ פעם הוא כהה מספיק להתבוננות. זה כולל מגוון בטוחללחות, דיכאון נקודת טל, משקעים, מהירות רוח, וחלקיקים הנישאים באוויר.
  11. פתח את כיפת הטלסקופ וצבע על כוכב בהיר יחסית 'V ≤ 5) מעל.
  12. ולמקד את הטלסקופ למיצוב שני מראה הטלסקופ עד הכוכב הוא בהתמקדות הטובה ביותר המשוערת (רוחב תמונה קטן). הערכה ידנית מתמונה חייה מאחת ממצלמות המדע היא מספיק.

2. תיקון גבוה כדי Adaptive Optics

  1. בחר יעד אסטרונומית שיש "חלון פתוח" מספיק ארוך פי PAM.
  2. להגדיר התראה לסוף "החלון הפתוח" עם חיץ של לפחות דקה 1. אם השעון מעורר מצלצל במהלך תצפית, מייד תריס הליזר.
  3. כוון את הטלסקופ לכיוון היעד האסטרונומי שנבחר. מסגר את האובייקט (ים) בתחום של הנוף של מצלמות המדע על ידי התאמת הטלסקופ מצביע בהתאם לצורך.
  4. אשר שמראה uplink ליזר טיפ להטות מרוכז בטווח שלה לפני פתיחת תריסי הליזר הפנימיים ומיותרים - הפצת הליזר בשמים (איור 2).
  5. הקלט שני של נתונים ממצלמת החיישן Wavefront, כ 1200 מסגרות, בעוד התריס האופטי תא Pockels כבוי.
  6. חישוב חציוני תמונה מנתונים אלה. זה ישמש כמסגרת רקע ללחסר כל הטיה חשמלית או אופטית מתמונות שנתפסו על ידי מצלמת חיישן חזית הגל.
  7. להפוך את המערכת מפעילה תא Pockels על כך שפעימות הליזר מ10 ק"מ מועברות לחיישן חזית הגל.
  8. חיפוש ספירלת מראה קצה-Tilt uplink עד דפוס שאק-הרטמן של תמונות ליזר מופיע במצלמת חיישן חזית הגל (איור 4 ב). השאר את מראה קצה-Tilt uplink בעמדה.
  9. הקלט תמונת רקע חיישן חזית גל חדשה תוך תא Pockels מופעל o רגעFF. זה הכרחי כרקע השינויים האופטיים מעט כמו הליזר הצביעו לכיוונים שונים על ידי מראה uplink טיפ ההטיה.
  10. התחל המערכת גבוהה כדי אדפטיבית אופטיקה. בשלב זה שליטה 2 לולאות מופעלות בו זמנית; את העמדות של כל תמונת ליזר נוצרה על ידי מערך לנסלט חיישן חזית הגל משמשות לנהוג מפעילי המראה deformable כדי לשטח את גלי האור שאינם מישוריים נכנסים לטלסקופ לפני שהם מפיצים למצלמות המדע . ממוצע משוקלל של מדידות העמדה משמש גם לפקד על מראה uplink קצה-Tilt לשמור centration של הדפוס של תמונות ליזר בחיישן חזית הגל.

3. התבוננות בגלויה (עם תיקון רישום לאחר מעשה)

  1. להגדיר את המיקום של גלגלים לסינון הרצוי התבוננות המסנן (הים).
  2. להגדיר את הזווית של המנסרות כאלה ADC שהפיזור המנסרתי אטמוספרי השיורי ממוזער עלאת המכשירים המדעיים.
  3. הגדר את זמן החשיפה וגודל מסגרת על המצלמה כך שיש שיעור מינימאלי מסגרת העברת מסגרת ~ 10 הרץ, עם 30 הרץ מועדף EMCCD. נתונים מתועדים בקצב הזה יהיה בדרך כלל להפחית את תנועת תמונה תוך החשיפה למתחת לרזולוציה זוויתי עקיף המוגבלת.
  4. הגדר את רווח אלקטרוני כפל על המצלמה כזאת שעוצמתו המרבית של היעדים היא כמחצית מעמיקה גם של הגלאי או בערך מרבי של 300 ליעדים העמומים EMCCD.
  5. למטרות חלשות, אלה פחות או יותר גדולים מגודל של כוכבי 15, להאט את קצב הפריימים של מצלמת EMCCD למטה עד שיש לפחות ~ פוטוני 5-10 להתגלות בליבה של פונקצית התפשטות נקודת התמונה. אמנם זה מוביל לטשטוש תנועת תמונה נוסף בתוך מסגרות והקטנת רזולוציה זוויתית (למשל נ"צ 40;. בערך כפול מרזולוציה עקיפה המוגבלת במ 'r ~ 16.5 ת"אrgets), כמה פוטוני ליבה נדרשים לעיבוד רישום לאחר המעשה נכון.
  6. להקליט סט רציף של תמונות ממצלמת EMCCD עד זמן החשיפה המשולבת הכולל שווה לזמן מחושב ב1.2.

4. התבוננות באינפרא האדום (עם תיקון גלוי עצה-Tilt)

  1. הגדר את גלגל המסנן מול מצלמת EMCCD למסנן פס רחב, כלומר מסנן ברור או λ> מסנן 600nm ארוך לעבור.
  2. שים לב לעמדת פיקסל של האובייקט כדי לשמש כמקור מדריך טיפ שיפוע על מצלמת EMCCD תוך התבוננות בתמונת חיים.
  3. הגדר את הגדרות readout המצלמה לערכים הבאים: פיקסלים סל בפקטור של 4, ולהגדיר את אזור readout תת מסגרת מסגרת ההעברה להיות כולל של 2 × 2 פיקסלים זרקו לפח מתמקדים בתפקיד שצוין קודם לכן.
  4. הגדר את קצב EMCCD מצלמת מסגרת ורווח כפל אלקטרונים כדי להתאים את הבהירות של הקצה-Tiltתנחה את המקור. במסגרת שיעור של 300 הרץ עדיף (לרוחב פס תיקון שליטה בלולאה של ~ 30 הרץ), אך ניתן להוריד במידת צורך לעצמים חיוורים בעלות תיקון באיכות נמוכה יותר טיפ הטיה.
  5. התחל בקצה להטות בקרת הלולאה. זה יהיה לחשב את מיקום מקור המדריך הנוכחי ולפקד על מראה תיקון קצה-Tilt המהיר לנהוג את עמדתה בפני מרכז אזור פיקסל זרק לפח.
  6. להקליט תמונות ממצלמת אינפרא האדום עד למועד החשיפה המשולב הכולל שווה לזמן מחושב ב1.2. זמני חשיפה בפריים יחיד מרביים יהיו מוגבלים רק על ידי רוויה בין פליטת אינפרא אדום, מהשמים, הכלי או האובייקט, או על ידי זרם חושך ממערך אינפרא האדום. כיוונים עשויים לנוע בין חלקיקים שניים לכמה דקות.

5. סוף נהלי הלילה

  1. סגור את כיפת הטלסקופ ולהצביע הטלסקופ למסך השטוח בעת ההתבוננות היא מוחלטת.
  2. הפעל את הליזרופנה USSTRATCOM עם סיכום של הפעילות הלילית בתוך 15 דקות.
  3. הפעל את המנורה שטוחת הכיפה על.
  4. להקליט סדרה של תמונות מלאות מסגרות בשתי מצלמות אינפרא אדומות וEMCCD של התאורה שטוחה התחום המיוצרת על ידי המנורה שטוחת הכיפה על המסך השטוח לכל מסנן אסטרונומים השתמש בלילה הקודם. עוצמת השדה שטוח בכל פיקסל מייצגת את היעילות הקוונטית היחסית המשולבת של טלסקופ, המערכה אדפטיבית אופטיקה, מסננים והמצלמה.
  5. הפעל את המנורה השטוחה הכיפה מעל ומעבר למסנני החוסמים מול כל מצלמה.
  6. להקליט סדרה של תמונות כהות על שתי המצלמות המקבילות לטווח של זמני חשיפה ופורמטי תמונה שנרשמו במהלך הלילה הקודם. המסגרות הכהות משמשות להסרת הטיה עקב רעש נוכחי ואלקטרוני אפל מנתונים שנרשמו.
  7. להחנות את הטלסקופ.

6. עיבוד תמונות

  1. יצירת ג כהה יחידתמונת alibration מהחציון של כל סדרת דמות אפלה נרשמה ב5.6).
  2. ליצור תמונת כיול שטוח שדה לכל מסנן בכל מצלמה על ידי חישוב הממוצע של כל סדרת תמונה שטוחה תחום נרשם ב5.4), החסרת התמונה החשוכה הכיול המתאימה ולאחר מכן חלק את התמונה כולה על ידי ערך פיקסל החציוני במסגרת.
  3. חיסור התמונה המתאימה הכהה כיול והפער ידי כיול התמונה שטוחה שדה לכל תמונת מדע על שמים נרשם ממצלמות EMCCD ואינפרא האדומים.
  4. Re-מרכז מכויל תמונות מדע מכל תצפית על ידי יישור פיקסל הבהיר ולהוסיף את התמונות יחד כדי ליצור תמונה מוערמת. רוטינות מתוחכמות יותר לרישום תמונה משופר יכולות לשמש גם 39,41.

Representative Results

מערכת ליזר Robo-AO אופטיקה אדפטיבית משמשת כדי לפצות על מערבולת האטמוספרית ומפיק תמונות ברזולוציה עקיפה מוגבלת בגלוי ו אורכי גל. קרובי אינפרא אדום האיור 1A מראים תמונה של כוכב יחיד ראה באור אדום במערבולת האטמוספרית ללא פיצוי ברוחב תמונה של 1.0 קשת נוספת 1B האיור מציג את אותו כוכב לאחר תיקון האופטיקה מתקנת:. רוחב התמונה יורד ל 0.12 שניות קשת , מעט גדול יותר מרוחב תמונה מושלמת של 0.10 שניות קשת באורך גל זה בטלסקופ 1.5-מ '. הצלצול הראשון Airy, תוצאה של השתברות, ניתן לראות כטבעת קלושה כמו מבנה סביב הגרעין של התמונה. רזולוציה זוויתי הרבה-משופרת זו מאפשרת גילוי של מערכות בינאריות ומרובות כוכבים (האיור 1C למשל ו תצפיות על ידי שופט. 40) ולגילוי של כוכבים חיוורים בהרבה בשדות צפופים כגוןהצביר הכדורי של 3 מסייה (ראה באינפרא אדום הקרוב; האיור 6) שאחרת יהיה בלתי אפשרי כדי להציג ישירות דרך מערבולות באטמוספרה. תכונות של אובייקטים של מערכת שמש, כגון משטח הענן של יופיטר, כמו גם העוברים הירח גנימד (איור 7), אפשר לראות גם במידה רבה יותר של בהירות כאשר צפו עם אופטיקה אדפטיבית ליזר.

איור 1
איור 1. אופטיקה מסתגלת תיקון בתחום האור הנראה. כל דמות מייצגת 1.5 × תחום של נוף 2 קשת 1.5 בשמים. () חשיפה ארוכת תמונה אחת של כוכב אחד, m V = 3.5, נראה דרך מערבולת האטמוספרית ללא פיצוי באני להקה (λ = 700-810 ננומטר) בP60 טלסקופ 1.5-מ 'במצפת פאלומר. הרוחב המלא במחצית מרבית (FWHM) הוא 1.0 שניות קשת. (ב ') </ Strong> הכוכב כמו ב() עם תיקון האופטיקה מתקנת ליזר באמצעות מערכת Robo-AO. הליבה של התמונה מהממים יש 15 פעמים את בהירות השיא של התמונה ללא פיצוי ויש FWHM של 0.12 שניות קשת. (C) כוכב בינארי, מ 'V = 8.4, עם פרדה של 0.14 שניות קשת מתגלה באמצעות רובו-AO המערכה אדפטיבית אופטיקה. בכל מקרה, הדרכת קצה-Tilt בוצעה היעד עצמו.

איור 2
איור 2. רובו-AO מערכת ליזר אופטיקה אדפטיבית. (א) אופטיקה מסתגלת ומכשירי מדע מותקנות במוקד Cassegrain של P60 טלסקופ רובוטי 1.5-מ 'במצפת פאלומר. מערכת הליזר ואלקטרוניקת תמיכה מחוברת לשני צדי מתרס של צינור הטלסקופ לאיזון. (ב) UV Robo-AO קרן ליזר עמropagating מתוך כיפת הטלסקופ. בתצלום החשיפה ארוכה זו, קרן הליזר היא גלויה בשל פיזור ריילי הנחה של מולקולות אוויר; חלק זעיר של האור גם מפזר לעבר הטלסקופ לשמש כבדיקה של האטמוספרה. קרן הליזר מופיעה כתומה בגלל דרך אור UV מועבר דרך מסנני צבע על המצלמה הרגישה UV השתמשה כדי לצלם את התמונה. לחץ כאן לצפייה בדמות גדולה.

איור 3
איור 3. רובו-AO האופטיקה מתקנת ומכשירים מדעיים. () מודל CAD פשוט. האור הממוקד משני מראה הטלסקופ (כתום) נכנס דרך חור קטן במרכזו של instrument לפני שבאו לידי הביטוי בזווית של 90 מעלות במראת הקיפול הראשונה לקראת מראה מחוץ ציר פרבוליות (לעבוד קשה). תמונות ראי זה תלמידי הטלסקופ על משטח מראה deformable. לאחר הרהור ממראה deformable, Dichroic UV מתפצל אור הליזר (סגול) ומכוון אותו לחזית גל חיישן הליזר. מראה נוסף התהפך לעבוד קשה בתוך חיישן חזית גל מתקן השגיאות האופטיות הנתיב הלא הנפוצות שהוצגו על ידי התמקדות הצמוד 10 הק"מ של ליזר משקף הנחה של המראה לעבוד הקשה הראשון. האור עובר גלויה וקרוב אינפרא אדום (ירוק) דרך Dichroic UV מועבר על ידי זוג מראות לעבוד קשות למתקן פיזור אטמוספרי. אז האור משתקף במראה קצה-Tilt התיקון למראה סופי לעבוד קשה המתמקד האור לעבר Dichroic הגלוי. Dichroic הגלוי משקף את האור הנראה (כחול) לCCD אלקטרוני ההכפלה ומשדר את האור הקרוב אינפרא אדום (אדום) למראה לקפלוסופו של דבר למצלמת אינפרא האדום. UV המשולב, אור הנראה וקרוב אינפרא אדום מטלסקופ וסימולטור המקור (צהוב) יכול להיות מופנה לאופטיקה מסתגלת והמכשירים מדעיים על ידי תרגום מראת הקיפול הראשונה יצא לדרך. (ב) צילום מקביל של חבילת המכשיר . לחץ כאן לצפייה בדמות גדולה.

איור 4
איור 4. חיישן שאק-הרטמן חזית גל. () תרשים רעיוני. כגל שטוח עובר דרך מערך לנסלט, דפוס קבוע של תמונות נוצר על הגלאי (כחול). כאשר גל אינו מישוריים עובר דרך מערך לנסלט, השיפוע המקומי של הגל משפיע tהוא המיקום של תמונות שנוצרו על ידי כל עדשה של המערך (אדום). (ב) תבנית של תמונות ליזר בחיישן Robo-AO שאק-הרטמן חזית הגל. כל אחד מ88 הנקודות הוא תמונה של פיזור הליזר מ10 ק"מ כפי שנוצר על ידי כל עדשה של מערך לנסלט, עם צורת התבנית הכללית שנקבעה על ידי הגיאומטריה של תלמיד טלסקופ. התזוזה היחסית של כל תמונה ביחס למיקום תמונת ההתייחסות (נוהל 1.6) נותנת מדידה של השיפוע המקומי של אור הגל הנכנס. לחץ כאן לצפייה בדמות גדולה.

איור 5
איור 5. התיקון של פיזור המנסרתי אטמוספרי. אופטיקה מסתגלות תקנה תמונות של 11 × 16 subfield 2 קשת של הצביר הכדורי 15 מסייה ב. גובה הטלסקופ של 45 מעלות () בעוד אדפטיבית אופטיקה מתקנת את ההשפעות של מערבולת האטמוספרית, פיזור מנסרתי אטמוספרי עדיין משפיע על התמונות של כוכבים בודדים: תמונות חדות מקבילות לאופק, ואילו ניצב מוארך עד לאופק על ידי כ 1 קשת נוסף על רוחב פס רפאים של λ = 400-950 ננומטר (ב ') על ידי שימוש במתקן פיזור אטמוספרי בנוסף כדי לנטרל הפיזור המנסרתי אטמוספרי, הדמיה העקיפה המוגבלת ברזולוציה הוא התאושש בשני הכיוונים..

איור 6
איור 6. תמונות של הצביר הכדורי 3 מסייה () 44 × 44 2 קשת תחום של נוף, תמונה ללא פיצוי ארוכה 2-דקה של הליבה של הצביר הכדורי 3 מסייה בZ-להקה. (Λ = 830-950 ננומטר) אותו הדבר. (ב) אניקוסם מראה עם תיקון האופטיקה מתקנת באמצעות Robo-AO חושף הרבה כוכבים שאופן אחר לא היה נראה לעין.

איור 7
איור 7. תמונות של יופיטר () תמונת מצב 0.033 שניות ללא פיצוי של יופיטר (קוטר, לכאורה, של 42 שניות קשת) בr-Band (λ = 560-670 ננומטר).. (ב ') אותה תמונה עם תיקון רובו-AO ליזר אופטיקה אדפטיבית מראה את תכונות פני השטח וענן transiting גנימד (חץ) ביתר בהירות.

Discussion

השיטה שהוצגה כאן מתארת ​​הפעלה הידנית של מערכת ליזר Robo-AO אדפטיבית אופטיקה. בפועל, רובו-AO פועל באופן אוטומטי; הרוב המכריע של הליכים נשלטים על ידי רצף רובוטית המבצע את אותם צעדים באופן אוטומטי.

מערכת Robo-AO תוכננה עבור שכפול פשוט במחיר צנוע, עם חומרים (~ USD600K) ועבודה בהיותו חלק של העלות של אפילו טלסקופ 1.5-מ '. אמנם יש בערך 20 טלסקופים אופטיים ברחבי העולם יותר מ 5 מ 'קוטר, טלסקופים במספר 1-3 מ' המעמד היטב מעל למאה וצפויים כמארחים פוטנציאליים לשיבוטי Robo-AO. בנוסף למערכת הנוכחית נפרסה בP60 טלסקופ 1.5-מ ', הראשון של בתקווה שיבוטים רבים מפותח עבור 2-מ' IGO טלסקופ 42 במהרשטרה, הודו, וריאנט באמצעות כוכבים בהירים במקום ליזר לחזית גל חישה הוא להיות גommissioned בטלסקופ 1-מ 'בהר שולחן, 43 ע"א. מהפכה במדע עקיף מוגבל עשויה להיות בהישג יד.

Disclosures

המחברים מצהירים שום אינטרסים כלכליים מתחרים.

Acknowledgements

מערכת Robo-AO נתמך על ידי שיתוף פעולת מוסדות שותפים, המכון טכנולוגי של קליפורניה והמרכז הבין אוניברסיטאי לאסטרונומיה ואסטרופיזיקה, על ידי הקרן הלאומית למדע תחת גרנט מס 'AST-0906060 וAST-0960343, על ידי מענק מטעם הר. קובה האסטרונומי קרן ועל ידי מתנה מסמואל Oschin.

References

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

Comments

0 Comments


    Post a Question / Comment / Request

    You must be signed in to post a comment. Please or create an account.

    Video Stats