Приведение видимой Вселенной в фокус с Robo-AO

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

Summary

Свет от астрономических объектов должны проходить через турбулентной атмосфере Земли, прежде чем он может быть отображен на наземных телескопах. Чтобы включить прямую изображений на максимальной теоретической угловое разрешение, передовые технологии, такие как работают в Robo-AO-адаптивной оптической системы должны быть использованы.

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

Угловое разрешение наземных оптических телескопов ограничены унижающие достоинство последствия турбулентной атмосфере. В отсутствие атмосферы, угловое разрешение телескопа типичный ограничено только дифракцией, т. е. длина волны интереса, λ, деленная на размер диафрагмы основного зеркала, D. Например, Hubble Space Telescope (HST), с 2,4-м первичного зеркала, имеет угловое разрешение в видимой длине волны ~ 0,04 секунды дуги. Атмосфера состоит из воздуха на несколько различных температурах и, следовательно, различными показателями преломления, постоянно перемешивания. Световые волны согнуты, как они проходят через неоднородную атмосферу. Когда телескоп на земле фокусирует эти световые волны, мгновенно появляется изображение фрагментарный характер, меняется в зависимости от времени. В результате, с длинной экспозицией изображений, полученных с помощью наземных телескопов - даже телескопы в четыре раза диаметрметра из HST - размытыми, а угловое разрешение примерно от 0,5 до 1,5 угловых секунд в лучшем случае.

Астрономической адаптивной оптики системы компенсировать влияние атмосферной турбулентности. Во-первых, форма входящих неплоской волны определяется с помощью измерения поблизости яркой звездой на датчик волнового фронта. Далее, элемент оптической системы, такие как деформируемого зеркала, командует, чтобы исправить форму входящий световой волны. Дополнительные корректировки производятся со скоростью, достаточной, чтобы идти в ногу с динамично меняющейся атмосферы, через которую телескоп выглядит, в конечном счете производство дифракционного изображения.

Точность измерения датчика волнового фронта основан на том, как хорошо входящего света пространстве и времени выборки 1. Тонкая выборка требует более яркие объекты ссылки. В то время как самые яркие звезды могут служить в качестве эталонных объектов для визуализации цели от нескольких до десятковдуговых секунды далеко в лучших условиях, наиболее интересные астрономические цели не имеют достаточно ярких звезд поблизости. Одним из решений является концентрация внимания мощного лазерного пучка в направлении астрономических цель создать искусственный ссылкой известные формы, также известный как «лазерная руководство звезда». Robo-AO лазерной системой адаптивной оптики 2,3 использует 10-W ультрафиолетового лазера фокусируется на расстоянии до 10 км для создания лазерной звезды гида. Wavefront датчик измерения лазерных руководство Star Drive адаптивной коррекции оптики в результате дифракционного изображения, которые имеют угловое разрешение ~ 0,1 секунды дуги на 1,5-метровом телескопе.

Introduction

Влияние атмосферной турбулентности на астрономических изображений была впервые признана веков назад Христиан Гюйгенс 4 и Исаак Ньютон 5. Первый концептуальный адаптивной оптики проектов, чтобы компенсировать влияние турбулентности были опубликованы независимо Гораций Бэбкок 6 и Владимир Линник 7 в 1950-х годах. Министерство обороны США тогда финансировал разработку первой адаптивной оптики систем в 1970-х годах с целью визуализации иностранные спутники во время холодной войны 8. Гражданское астрономическое сообщество прогресс развивающихся систем в 1980-х годах, однако после рассекречивания военных исследований по адаптивной оптики в 1992 (см. 9), произошел взрыв, в обоих количество и сложность астрономических систем 10.

Большинство из примерно двадцати видимых и инфракрасных телескопов с апертурой сегодня более 5 метров equippeD с адаптивной оптики систем (например, ссылки. 11-19). Как телескопы становятся больше, и, следовательно, более способные на сбор света, есть большие успехи в разрешение и чувствительность при использовании адаптивной оптики. К сожалению, большого телескопа адаптивной оптики систем чрезвычайно сложны и ограничены в своей деятельности в ближнем инфракрасном диапазоне за счет современных технологий, они требуют команд вспомогательного персонала, часто с большими накладными расходами наблюдения, и доступ к этим редким и ценным ресурсам также ограничены.

На другом конце спектра размеров, существует более ста телескопов в 1-3 классе метра, но очень немногие из них оснащены адаптивной оптики. Исправление атмосферной турбулентности, даже при коротких длинах волн видимого спектра, становится послушным с учетом современных технологий на этих небольших телескопов, потому что они смотрят через гораздо меньший объем атмосферной турбулентности (рис. 1). Общий объем турбулентности яnduced оптические весы ошибки практически пропорционально с телескопом диаметром первичного зеркала и обратно пропорциональна длине волны наблюдения. То же самое адаптивной оптики технология, которая используется в ближнем инфракрасном свете на больших телескопов можно использовать с видимым светом на скромных размеров телескопов. Кроме того, многие телескопы такого масштаба были либо модернизированы (например, исх. 20) или недавно построенных с полностью робота, дистанционное и / или автономных возможностей (например, ссылка 21), что значительно повышает экономическую эффективность этих средств. Если оснащена адаптивной оптики, эти телескопы бы предложить убедительные платформы преследовать многих областях астрономической науки, которые в противном случае нецелесообразно или невозможно с большой телескоп адаптивной оптики системы 22. Дифракционной целевые обследования десятков тысяч целями 23,24, долгосрочный мониторинг 25,26 и быстрых переходных характеристик в переполненном поля 27, возможно с адаптивной оптики на эти скромные отверстий.

Для изучения этого нового пространства открытием, мы разработали и внедрили новые экономические адаптивно-оптической системы на 1-3 метра класса телескопов, Robo-AO (ссылки 2,3; рис. 2). Как и в других лазерных адаптивных оптических систем, Robo-AO включает в себя несколько основных систем: лазерные системы; набор электроники, а также инструмент установлен на фокуса Кассегрена телескоп (за главное зеркало; рис. 3), что дома высокой скорости оптического затвора, датчик волнового фронта, корректоров волнового фронта, научных инструментов и калибровки источников. Robo-AO дизайн, приведенные здесь показано, как типичная лазерной адаптивной оптики система работает на практике.

Ядро Robo-AO лазерная система с модуляцией добротности 10-W ультрафиолетового лазера установлены в закрытых собраний проектор на стороне телескопа. Начиная с самого лазера, лазерныйПроектор затем включает в себя избыточные затвора, в дополнение к внутренним затвором лазера, для дополнительной безопасности; полуволновой пластинки для регулировки угла прогнозируемых линейной поляризации и восходящей чаевые наклона зеркала и стабилизации видимое положение лазерного луча на небе и для коррекции телескопа изгиб. Би-выпуклой линзы на регулируемом этапе фокус расширяет лазерный луч, чтобы заполнить 15 см выходной апертурой объектива, который оптически сопряженных с наконечником наклона зеркала. Выход линза фокусирует лазерный луч на линии прямой видимости расстояние до 10 км. Как лазерными импульсами (~ 35 нс каждые 100 мкс) распространяются через атмосферу от проектора, крошечная доля разброса фотонов Рэлея с молекулами воздуха и возвращение к телескопе (рис. 2В). Возвращение рассеянных фотонов происходят по всему пути вверх лазера, и в противном случае появляются в полосу, что бы сделать фронта измерения неточны. В адаптивной оптики инстrument, высокая скорость ячейки Поккельса оптического затвора 28 используется для передачи лазерного света только возвращаются из только узкий срез атмосферы вокруг 10 км фокуса проектора, в результате чего лазерный появляется в месте. Переключение ячейки Поккельса управляется одними и теми же часами мастера, как импульсный лазер, с задержкой на счет за время прохождения лазерного импульса в атмосфере. В конечном счете, только примерно один из каждых трлн фотонов начала обнаруживается датчиком волнового фронта. Тем не менее, это лучистого потока достаточно для работы адаптивной оптики системы.

Ультрафиолетовый лазер имеет дополнительное преимущество, которое невидимо для человеческого глаза, в первую очередь за счет поглощения в роговицу и хрусталик 29. Как таковая, она не в состоянии вспышки слепых пилотов и считается Класс 1 лазерной системы (т.е. не в состоянии производить разрушительных уровней радиации во время работы и освобождаются от любых мер контроля 30) для всех возможныхэкспозиции лиц в пролетавших самолетов, устраняя необходимость в человеческой сыщиков на территории, как правило, требуется Федерального авиации в США 31. К сожалению, возможность для лазерных повредить некоторые спутники на низкой околоземной орбите может существовать. По этой причине, рекомендуется для безопасности и ответственностью относится к лазерной координации деятельности с соответствующим ведомством (например, с Стратегического командования США (USSTRATCOM) в США 32).

Волнового фронта датчиком, который измеряет входящий лазерный свет в Robo-AO инструмент Кассегрена известен как Шака-Гартмана датчика 33, и включает в себя массив линз, оптических реле и датчик изображения. Линз массив преломляющих оптических элементов, плоские, с одной стороны, с сеткой квадратный выпуклых линз, на другой стороне. Он находится в таком положении, оптически сопряженных с входным зрачком телескопа. Когда «возвращение света" из йэлектронной лазера проходит через lenslest массива, образы на небе лазерных создаются в фокусе каждого из линзы в массиве (рис. 4). Этот образец лазерного изображения, затем оптически передаются УФ-оптимизированный прибор с зарядовой связью (ПЗС) камеры. Боковое положение ху каждого изображения дает меру локальный градиент или "наклона" световой волны через каждую линзу массива. Отношение сигнал-шум каждой позиции измерения с Robo-AO колеблется от 6 до 10 в зависимости от зенитного угла и, увидев условия (6,5 электронов шума детектора в каждом из четырех пикселей с отношением сигнал в диапазоне от 100 до 200 фотоэлектронов на изображении в измерения).

Общая форма световой волны рассчитывается путем умножения измеренных склонов предварительно вычисленные матрицы реконструктор волнового фронта. Реконструктор матрица создана первая делает модель ученика геометрии, которая подразделяется на линзового растра. Индивидуальные ортонормированный базисфункции (в данном случае диск гармонических функций вплоть до 11-го радиального порядка, в общей сложности 75 функций;. ссылка 34) реализуется по модели и 2-D наименьших квадратов решения наиболее подходящую плоскость через каждую линзу в массиве рассчитывается. Хотя это приближение к средним градиентом, разница незначительна на практике, с выгодой легко обработке геометрии частично освещенные линзы по краям прогнозам ученика. Влияние матрицы полученные таким, который преобразует единицы амплитуд для каждой базисной функции с наклоном смещение для каждого объектива. Реконструктор матрица будет создано путем принятия псевдо-обратной матрицы влияния использованием сингулярного разложения. Как только форма световой волны, как известно, в терминах коэффициентов базиса, компенсационные обратная форма может быть командовал на высоких порядков корректор волнового фронта. В процессе проведения измерений, то, применяя коррекцию, и повторять этот циклснова и снова, является примером интегрального контроля цикла. Robo-AO выполняет свой контроль цикла в размере 1,2 кГц, необходимо идти в ногу с динамикой атмосферы. Масштабный коэффициент (также известный как коэффициент усиления интегрального контроля цикла) меньше, чем 1, и обычно близко к 0,6, применяется для коррекции сигнала для поддержания стабильности управления циклом в то же время минимизировать остаточную ошибку исправил светом.

Старший корректор волнового фронта в Robo-AO является микро-электро-механических систем (MEMS) деформируемого зеркала 35. Robo-AO использует 120 приводов для регулировки освещенной поверхности зеркала, достаточным пространственным разрешением, чтобы точно соответствовать расчетным исправление формы. Приводы имеют максимальную амплитуду отклонения поверхности 3,5 мкм соответствует оптическая компенсация фазы до 7 мкм. В обычных атмосферных условиях в астрономических обсерваториях, эта компенсация длины более 5 сигмаАмплитуда турбулентности индуцированные оптические ошибки и, следовательно, приводит к значительным запасом коррекции. Кроме того, деформируемого зеркала может компенсировать статические оптические ошибки, связанные с инструментом и телескоп за счет сокращения динамического диапазона.

Одна тонкость с помощью лазера в качестве зонда в атмосфере является невозможность измерения астрономических движений изображения 36. Возвращение лазерного света рассматривается примерно с той же позиции, из которого он спроектирован и поэтому должна всегда появляться в том же месте на небе. Любой общий наклон измеряется в возвращении волны лазерного света на датчик волнового фронта преобладают механические ошибок наведения. Наклона сигнал используется для управления восходящей линии лазерной системы чаевых наклона зеркала, при этом сохраняя Шака-Гартмана картина сосредоточена на датчик волнового фронта. Исправление астрономических движений изображения обрабатываются отдельно с наукой камеры, как описано ниже.

Robo-AO используетчетыре внеосевых параболических (ОАП) зеркала для передачи света от телескопа на науку камер achromatically (рис. 3). Реле путь включает в себя быстрый наконечник наклона зеркала исправления, а также атмосферный корректор дисперсии (АЦП) 37, состоящий из пары вращающихся призм. ADC решает конкретный вопрос, связанный с объектами наблюдения через атмосферу, которые не являются прямо над головой: атмосфера действует как призма и преломляет свет в зависимости от длины волны, при этом общий эффект становится все сильнее, как телескоп пункта ниже по высоте, в результате чего изображение - Особенно те, которые были заточены под коррекция адаптивной оптики - появляются вытянуты в направлении, перпендикулярном к горизонту. ADC можно добавить противоположное количество дисперсии входящего света, фактически отрицая влияния атмосферных призматических дисперсии (рис. 5). В конце реле OAP видимый дихроичным которая отражает свет λ <950 нм для электронно-умножение прибор с зарядовой связью (EMCCD) камеры во время передачи инфракрасного света к инфракрасной камеры. EMCCD камера имеет возможность захвата изображения с очень низким электронные (детектор) 38,39 шума, с частотой кадров, что снижает внутри экспозиции изображения движения ниже дифракционного угловым разрешением. По повторного центрирования и укладки серии этих образов, с длинной экспозицией изображение может быть синтезирован с минимальным шумом казни. EMCCD камера может быть использована для стабилизации изображения движения на инфракрасную камеру; измерения положения отображаемого астрономических источников могут быть использованы для непрерывного командовать быстрый наконечник наклона повторно указать изображение в нужное место. Впереди каждой камеры представляет собой набор фильтров колеса с соответствующим набором астрономических фильтров.

Внутренние симулятор телескопа и источником интегрирована в Robo-AO система калибровки инструмента. Она может одновременно моделировать ультрафиолетовоголазерный фокус в 10 км и черного тела на бесконечности, соответствующие координационные отношение принимающей телескопа и положение выходного зрачка. Первый раз в зеркало Robo-AO направляет весь свет от вторичного зеркала телескопа на адаптивно-оптической системы. Раз зеркала также установлен на моторном этап, который может быть переведен из способов раскрыть внутреннюю телескопа и источником симулятор.

В то время как Robo-AO система предназначена для работы в полностью автономно, каждая из многих шагов наблюдения адаптивной оптики может быть выполнена вручную. Этот шаг-за-шагом процедуры, наряду с кратким объяснением, подробно описана в следующем разделе.

Protocol

1. Предварительное наблюдение процедур

  1. Составьте список астрономических целей, которые должны соблюдаться.
  2. Рассчитайте общее время экспозиции необходимое для каждой цели, чтобы достичь необходимого отношения сигнал-шум соотношение в каждом научном фильтра и камеры сочетание лучшего.
  3. Передать список астрономических целей, которые необходимо соблюдать, чтобы USSTRATCOM более 3 дней наблюдений. Они будут отправлять обратно Интеллектуальный сообщение избежании (PAM) с указанием «открытого окна» - время безопасны для использования лазерной системы на каждый просил цели без потенциально опасных спутников.
  4. Установить Robo-АО-системы на телескопе в дневное время, если не сделано (например, Robo-AO на 1,5-м телескопа P60 в Паломарской обсерватории, Калифорния; рис. 2).
  5. Перевести первый раз зеркало, чтобы раскрыть внутренний телескоп и источник тренажер для датчика волнового фронта лазерного и включить моделирование лазерного источника. </ Li>
  6. Зафиксируйте положение моделирования изображений лазера на камеру датчика волнового фронта. Эти позиции используются в качестве эталонных склоне измерений для Шака-Гартмана датчик волнового фронта и будут вычтены из следующих на небе измерений. Эта процедура калибрует небольшие изменения в оптическом приборе выравнивание в связи с изменением температуры.
  7. Вернуться первый раз зеркала в исходное положение и выключить моделирование лазерного источника.
  8. Связаться с USSTRATCOM за один час до наблюдения информировать их о планируемой деятельности ночью и получать все обновления и изменения в PAM.
  9. Включите 10-W ультрафиолетового лазера, оставляя избыточные затвор закрыт. Жидкостная система охлаждения регулирует температуру диода насосов в лазерных и требуется примерно час, чтобы стабилизировать.
  10. Убедитесь, что условия безопасной для открытия купола телескопа, когда он будет достаточно темно для наблюдения. Это включает в безопасном диапазоневлажности, точки росы депрессии, осадки, скорость ветра и частиц в воздухе.
  11. Откройте купол телескопа и указывают на сравнительно яркой звезды V ≤ 5) накладные расходы.
  12. Refocus телескопа позиционирования телескопа вторичное зеркало, пока звезда находится в приближенном лучший фокус (наименьшая ширина изображения). Руководство оценка от живого изображения с одной из камер науки является достаточным.

2. Высокого порядка адаптивной оптики коррекции

  1. Выберите астрономические цели, которая имеет достаточно долго "открытого окна" в соответствии с PAM.
  2. Установка будильника на конец «открытого окна» с буфером не менее 1 минуты. Если срабатывании будильника во время наблюдения, сразу затвора лазера.
  3. Наведите телескоп на выбранный астрономический цели. Кадр объект (ы) в поле-обзора науки камер, регулируя телескоп указывает в случае необходимости.
  4. Убедитесь, что лазерный восходящей чаевые наклона зеркала находится в центре ареала, прежде чем открывать внутренние ставни и избыточных лазер - лазер, распространяющиеся на небо (рис. 2).
  5. Запись второго из данных с камеры датчика волнового фронта, примерно 1200 кадров, в то время как ячейки Поккельса оптического затвора выключен.
  6. Вычислить средний изображение с этими данными. Это будет использоваться в качестве фона кадра вычесть любые электрические или оптические смещения от снимках, сделанных камерой датчика волнового фронта.
  7. Включите ячейки Поккельса запуска системы на такую, что лазерные импульсы от 10 км передается на датчик волнового фронта.
  8. Спиральный поиск восходящего чаевые наклона зеркала до Шака-Гартмана шаблон лазерного изображения появляются в камеру датчик волнового фронта (рис. 4В). Оставьте восходящей чаевые наклона зеркала в положение.
  9. Запись нового датчика волнового фронта фоновое изображение, а ячейки Поккельса на мгновение повернулся Oсл. Это необходимо, поскольку оптические изменения фона слегка лазер указали в разные стороны восходящего чаевые наклона зеркала.
  10. Начало высокого порядка адаптивной оптики системы. В этот момент две контрольные циклы запускаются одновременно; позиции каждого лазерного образа, созданного массива линз датчика волнового фронта используется для управления приводами деформируемого зеркала, чтобы сгладить неплоских световых волн ввода телескопа, прежде чем они распространяются на науку камер . Средневзвешенная позиции измерения используется также для командовать восходящей чаевые наклона зеркала, чтобы поддерживать концентрацию образца лазерного изображения на датчик волнового фронта.

3. Наблюдений в видимом (с пост-факто регистрации Correction)

  1. Установить положение фильтра колеса в нужную наблюдения фильтр (ы).
  2. Установите угол ADC призмы так, что остаточные атмосферные призматических дисперсии сводится к минимуму нанаучных инструментов.
  3. Установите время экспозиции и размер кадра на EMCCD камеру так, что существует минимальный кадр передачи кадров ~ 10 Гц, 30 Гц предпочтительным. Данные, полученные на этой скорости, как правило, снижение внутри экспозиции изображения движения ниже дифракционного угловым разрешением.
  4. Установка электронно-умножения коэффициента усиления на EMCCD камеры таким образом, что максимальная интенсивность цели составляет примерно половину хорошо глубине детектора или на максимальное значение 300 для слабых целей.
  5. Для слабых целей, тем больше примерно звездной величины 15, замедляют частоту кадров EMCCD камеру вниз, пока существует по крайней мере ~ 5-10 фотонов, обнаружили в ядре распространение функцию точки изображения. В то время как это приводит к дополнительным размытие изображения в движении кадров и снижение угловым разрешением (например, ссылка 40;. Примерно в два раза дифракционной резолюции о м г ~ 16,5 Т.А.rgets), несколько фотонов основных, необходимых для надлежащего постфактум регистрации обработки.
  6. Запись непрерывного набора изображений с камеры EMCCD до полного интегрированного время экспозиции равно времени рассчитывается в 1,2.

4. Наблюдений в инфракрасном (с видимыми Tip-компенсатор)

  1. Установить фильтр колесо в передней части EMCCD камеру к широкополосным фильтром, т.е. четкое фильтр или λ> 600 нм длинный фильтр.
  2. Обратите внимание на пиксель положение объекта, который будет использоваться в качестве чаевых наклона руководство источник на EMCCD камеры, глядя на живого изображения.
  3. Установите настройки камеры для считывания следующих значений: Бен пикселей в 4 раза, и установить рамки переноса подрамник считывания региона в общей сложности 2 × 2 сегментирования пикселей по центру отмечалось ранее позиции.
  4. Установить EMCCD частотой кадров камеры и усиления размножения электронов в соответствии с яркостью кончика наклонанаправлять источник. Частота кадров 300 Гц предпочтительнее (для контроля контура коррекция пропускной способностью ~ 30 Гц), но может быть снижена по мере необходимости для слабых объектов за счет более низкого качества зонд-компенсатор.
  5. Начало зонд-наклоном цикла. Это будет вычислять текущее положение источника руководства и командовать быстрый наконечник наклона исправления зеркало, чтобы управлять своей позиции в центре сегментирования пикселей региона.
  6. Запись изображения с инфракрасной камеры до полного интегрированного время экспозиции равно времени рассчитывается в 1,2. Максимальная одного кадра раз экспозиция будет ограничена только насыщение от инфракрасного излучения, с неба, инструмента или объекта, или темнового тока от инфракрасного массива. Воздействие может варьироваться от долей секунды до нескольких минут.

5. Конец ночь Процедуры

  1. Закройте телескоп купола и навести телескоп на плоском экране при наблюдении завершена.
  2. Включите лазер си обратиться USSTRATCOM с резюме ночных мероприятий в течение 15 мин.
  3. Поверните плоский купол лампы.
  4. Запись серия полный кадр изображения на обеих EMCCD и инфракрасные камеры плоского поля освещенности, купола плоские лампы на плоском экране для каждого астрономического фильтр, используемый в предыдущем ночь. Плоским напряженность поля на каждый пиксель представляет собой совокупный относительной квантовой эффективности телескопа, адаптивно-оптической системы, фильтры и камера.
  5. Поверните плоский купол лампу и перейти к блокировке фильтров перед каждой камеры.
  6. Запись ряд темных изображений на обеих камерах соответствующий диапазон выдержек и графических форматов записанные во время предыдущей ночью. Темные кадры используются для удаления смещения из-за темнового тока и электронного шума от записанных данных.
  7. Парк телескопа.

6. Обработка изображений

  1. Создание единого темного Calibration изображение от медианы каждого темного серии изображений, записанных в 5,6).
  2. Создание плоского поля калибровки изображения для каждого фильтра на каждую камеру, вычисляя средний каждого плоского поля серии изображений, записанных в 5,4), вычитая соответствующие темное изображение калибровки и деления всего изображения, среднее значение пикселей в кадре.
  3. Вычтите соответствующий темное изображение калибровки и разделить на плоские поля калибровки изображения для каждого на небе науки изображений, записанных с EMCCD и инфракрасных камер.
  4. Re-центр калиброванной науки изображений из каждого наблюдения, совместив ярких пикселей и добавить изображения вместе, чтобы создать сложены изображения. Более сложные процедуры для улучшения регистрации изображения также может быть использован 39,41.

Representative Results

Robo-AO лазерной адаптивной оптики система используется для компенсации атмосферной турбулентности и производим дифракционным разрешением изображения в видимом и . ближнем инфракрасном диапазоне Рисунок 1А показывает изображение одну звезду видели в красный свет через некомпенсированных атмосферной турбулентности с изображением шириной от 1,0 угловой секунды рис. 1б показаны те же звезды после коррекции адаптивной оптики. ширина изображения уменьшается до 0,12 секунды дуги , чуть больше, чем идеальный образ шириной 0,10 секунды дуги на этой длине волны на 1,5-метровом телескопе. Первый Эйри кольца, в результате дифракции, можно рассматривать как слабое кольцо, как структуры вокруг ядра изображения. Это значительно улучшенный угловое разрешение позволяет открытие двойных и кратных звездных систем (например, и рис наблюдениям исх. 40) и для обнаружения гораздо слабее звезд в плотных областях, таких какшаровое скопление Messier из 3 (видел в ближней инфракрасной области; рис. 6), что иначе было бы невозможно непосредственно просмотреть через атмосферной турбулентности. Особенности Солнечной системы объекты, такие, как облако поверхности Юпитера, а также его транзитной Луны Ганимеда (рис. 7), можно также рассматривать с большей степенью ясности, если смотреть с лазерной адаптивной оптики.

Рисунок 1
Рисунок 1. Адаптивная оптика коррекции на видимых длинах волн. Каждая цифра представляет собой 1,5 × 1,5 секунды дуги поля-обзора на небо. (A) с длинной экспозицией единый образ одной звезды, м V = 3,5, сквозь некомпенсированных атмосферной турбулентности в я -диапазоне (λ = 700 - 810 нм) в 1,5-м телескопа P60 в Паломарской обсерватории. Полная ширина на полувысоте (FWHM) составляет 1,0 секунды дуги. (B) </ STRONG> же звезды, как и в (A) с лазерной адаптивной оптики коррекции с использованием Robo-AO системы. В основе изображения звезды в 15 раз пик яркости изображения некомпенсированных и имеет полувысоте 0,12 секунды дуги. (C) двойная звезда, м V = 8,4, с отрывом в 0,14 секунды дуги раскрывается через использование Robo-AO адаптивной оптики системы. В любом случае, чаевые наклона направляющей была выполнена самой мишени.

Рисунок 2
Рисунок 2. Robo-AO лазерной адаптивной оптики системы. (A) адаптивной оптики и науки приборы установлены в фокусе Кассегрена из роботов 1,5-м телескопа P60 в Паломарской обсерватории. Лазерная система и поддержка электроники крепятся к противоположным сторонам трубы телескопа для баланса. (B) Robo-AO УФ лазерного луча рropagating из телескопа купол. В этой длинной экспозиции фотографии, лазерный луч виден из-за Рэлея рассеяние на молекулах воздуха, небольшая часть света рассеивается и обратно к телескопу быть использованы в качестве зондов в атмосфере. Лазерный луч появляется оранжевая из-за способа ультрафиолетового света передается через цветные фильтры на УФ-чувствительных камеры используются для съемки. Нажмите, чтобы увеличить показатель .

Рисунок 3
Рисунок 3. Robo-AO адаптивной оптики и научных инструментов. (A) упрощенной модели CAD. Свет внимание от вторичного зеркала телескопа (оранжевый) поступает через маленькое отверстие в центре инструментания до отражается на 90 градусов от первого раза зеркало к внеосевых параболических (ОАП) зеркало. Это зеркальное отражение зрачка телескопа на деформируемой поверхности зеркала. После отражения от деформируемого зеркала, УФ дихроичным отщепляется лазерного света (фиолетовый) и направляет его на датчик волнового фронта лазерного излучения. Дополнительная обратная OAP зеркало внутри датчика волнового фронта корректирует необщего путь оптических погрешностей, вносимых в 10 км сопряженных фокусе лазерного отражения от первого зеркала OAP. Видимого и ближнего инфракрасного света (зеленый), проходящего через УФ дихроичным передается с помощью пары зеркал OAP в атмосферный корректор дисперсии. Затем свет отражается кончик наклона зеркала исправление до конечного зеркала OAP которая фокусирует свет на видимое дихроичным. Видимый дихроичным отражает видимый свет (синий) с электронно-умножение CCD и передает ближнего инфракрасного света (красный) к раза зеркалаи в конечном счете к инфракрасной камерой. Комбинированный УФ, видимого и ближнего инфракрасного света от телескопа и источником симулятор (желтый) могут быть направлены на адаптивной оптики и научных инструментов, переводя первый раз зеркало в сторону. (B) соответствующей фотографией инструментом пакета . Нажмите, чтобы увеличить показатель .

Рисунок 4
Рисунок 4. Шака-Гартмана датчик волнового фронта. (A) Концептуальная схема. Как плоская волна проходит через массив линз, закономерность изображения формируется на детекторе (синий). Когда не плоская волна проходит через массив линз, местные градиент волны влияет на тОн положение изображения, сформированные каждой линзы в массиве (красный). (B) План лазерных изображений в Robo-AO Шака-Гартмана датчик волнового фронта. Каждый из 88 пятен изображение лазера разброс от 10 км, образованный каждой линзы линзового растра, с общей формой картина определяется геометрией зрачка телескопа. Относительное смещение каждого изображения по отношению к позиции опорного изображения (Процедура 1,6) дает измерение локального градиента входящих световой волны. Нажмите, чтобы увеличить показатель .

Рисунок 5
Рисунок 5. Коррекция атмосферного призматических дисперсии. Адаптивная оптика исправленной картинки из 11 × 16 секунды дуги подполе шаровое скопление Messier 15 в. телескопа высотой 45 градусов (A) В то время как адаптивная оптика корректирует эффект турбулентности атмосферы, атмосферных призматических дисперсии по-прежнему влияет на изображения отдельных звезд: изображения резкое параллельно горизонту, а удлиненная перпендикулярна горизонту примерно на 1 угловой секунды в течение спектральные полосы λ = 400 - 950 нм (б) с дополнительным использованием атмосферного корректор дисперсии для противодействия атмосферного призматических дисперсии дифракционной разрешающей способностью восстанавливается в обоих направлениях..

Рисунок 6
Рисунок 6. Изображения шаровое скопление Messier 3 (A) 44 × 44 секунды дуги поля-обзора, 2-минутный некомпенсированных образ ядра шарового скопления Мессье 3 в Z-Band. (Λ = 830 - 950 нм) . (B) То же самое яМаг показал с адаптивной оптикой коррекции с использованием Robo-AO выявления многих звезд, которые не могли бы быть видны.

Рисунок 7
Рисунок 7. Изображения Юпитера (A) 0,033 второй некомпенсированных снимок Юпитера (видимый диаметр 42 секунд дуги) в р-диапазоне (λ = 560 - 670 нм).. (B) То же изображение с Robo-AO лазерной коррекции адаптивной оптики показывающие особенности поверхности облака и транзитом Ганимеда (стрелка) с большей ясностью.

Discussion

Метод, представленный здесь описывается ручной работы Robo-AO лазерной адаптивной оптики системы. На практике, Robo-AO работает в автоматическом режиме; подавляющее большинство процедур контролируется роботом секвенсор, который выполняет те же действия автоматически.

Robo-AO система была разработана для простой репликации на скромную стоимость, с материалами (~ USD600K) и трудовые быть доля расходов даже 1,5-метрового телескопа. Хотя существует около двадцати оптических телескопов по всему миру более 5 м в диаметре, телескопы в 1-3 классе м числом более чем сто проецируются как потенциальных хозяев для Robo-AO клонов. В дополнение к существующей системе, дислоцированных на 1,5-м телескопа P60, первый из многих клонов, мы надеемся, в настоящее время разрабатывается на 2-м телескопе IGO 42 в Махараштре, Индия, и вариант с использованием ярких звезд, а не лазер для зондирования фронта это бытие сommissioned на 1-м телескопа на Столовую гору, CA 43. Революция в дифракционной наука может быть под рукой.

Disclosures

Авторы заявляют нет конкурирующих финансовых интересов.

Acknowledgements

Robo-АО-системы поддерживают сотрудничество учреждений-партнеров, Калифорнийский технологический институт и Межвузовского центра астрономии и астрофизики, Национальным научным фондом под Грантом пп АСТ-0906060 и АСТ-0960343, грантом гора Куба астрономического фонда и подарок от Самуила 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