Att föra synliga universum i fokus med Robo-AO

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

Summary

Ljus från astronomiska objekt måste färdas genom jordens turbulenta atmosfär innan den kan avbildas genom markbaserade teleskop. För att möjliggöra direkt avbildning vid maximal teoretisk vinkelupplösning måste avancerade tekniker som de som används av Robo-AO adaptiva-optik användas.

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

Den vinkelupplösning markbaserade optiska teleskop begränsas av de nedbrytande effekterna av den turbulenta atmosfären. I frånvaro av en atmosfär, är den vinkelupplösning en typisk teleskop endast begränsas av diffraktion, dvs våglängden av intresse, λ, dividerat med storleken på dess primära mirrors bländare, D. Till exempel har Hubble Space Telescope (HST), med en 2,4-m primärspegel, en vinkelupplösning på synliga våglängder av ~ 0,04 bågsekunder. Atmosfären består av luft vid något olika temperaturer, och därför olika brytningsindex, ständigt blandning. Ljusvågor böjs när de passerar genom den inhomogena atmosfären. När ett teleskop på marken fokuserar dessa ljusvågor, momentana bilder visas fragmenterad, ändra som en funktion av tiden. Som ett resultat av förvärvade lång exponering bilder med markbaserade teleskop - även teleskop med fyra gånger diameter av HST - suddiga och har en vinkelupplösning ungefär 0,5 till 1,5 bågsekunder i bästa fall.

Astronomiska adaptiv optik-system kompenserar för effekterna av atmosfärisk turbulens. Först, är formen av den inkommande icke-plana våg bestämdes med användning av mätningar av en närliggande ljus stjärna med en vågfrontssensor. Därefter är ett element i det optiska systemet, såsom en deformerbar spegel, beordras att korrigera formen hos den inkommande ljusvågen. Ytterligare korrigeringar görs i en takt tillräcklig för att hålla jämna steg med dynamiskt föränderlig miljö genom vilken teleskopet ser i slutändan producerar diffraktionsbegränsad bilder.

Trohet i vågfrontssensor mätningen bygger på hur väl det inkommande ljuset rumsligt och tidsmässigt prov 1. Finare provtagning krävs ljusare referensobjekt. Medan de ljusstarkaste stjärnorna kan fungera som referensobjekt för avbildning mål från flera tiotalsav bågsekunder bort i de bästa förhållanden, har mest intressanta astronomiska mål inte är tillräckligt ljusa stjärnor i närheten. En lösning är att fokusera en hög effekt laserstråle i riktning mot den astronomiska målet att skapa en konstgjord referens känd form, även känd som en "laser guide star". Den Robo-AO laser adaptiv optik 2,3 använder en 10-W ultraviolett laser fokuseras på ett avstånd av 10 km för att generera en stjärna laser guide. Vågfrontssensor mätningar av lasern guiden stjärnan driva adaptiv optik korrigering leder diffraktionsbegränsad bilder som har en vinkelupplösning ~ 0,1 bågsekunder på en 1,5-meter teleskop.

Introduction

Effekterna av atmosfärisk turbulens på astronomiska avbildning upptäcktes först århundraden sedan av Christiaan Huygens 4 och Isaac Newton 5. De första konceptuella adaptiva optik design för att kompensera för effekterna av turbulens publicerades oberoende av Horace Babcock 6 och Vladimir Linnik 7 på 1950-talet. Det amerikanska försvarsdepartementet finansierade sedan utvecklingen av de första adaptiva-optiksystem på 1970-talet i syfte att imaging utländska satelliter under det kalla kriget 8. Den civila astronomiska samfundet gjort framsteg utveckla system under 1980-talet, men efter frisläppande av militär forskning om adaptiv optik i 1992 (ref. 9), var det en explosion i både antal och komplexitet astronomiska system 10.

Majoriteten av de cirka 20 synliga och infraröda teleskop dag med öppningar större än 5 meter är equipped med adaptiv optik-system (t.ex. referenser. 11-19). Som teleskop blir större och därmed mer kapabel att samla in ljus, det finns större vinster i upplösning och känslighet vid användning adaptiv optik. Tyvärr, stora teleskop adaptiva-optiska system är mycket komplexa och begränsade i sin verksamhet till nästan infraröda våglängder på grund av dagens teknik, de kräver team av stödpersonal, ofta med stora observera omkostnader och tillgång till dessa knappa och värdefulla resurser är också begränsad.

Vid den andra änden av storlek skalan finns drygt 1-100 teleskop i 1-3 meter klassen, men väldigt få av dem är utrustade med adaptiv optik. Korrigera atmosfärisk turbulens, även vid kortare synliga våglängder, blir lätthanterligt med nuvarande teknik på dessa mindre teleskop för att de ser igenom en mycket mindre volym av atmosfärisk turbulens (figur 1). Den totala mängden av turbulens-Induced optiska fel skalor nästan proportionellt med teleskopet primära spegeln diameter och omvänt med iakttagande våglängd. Samma adaptiv-optik teknik som används med nära infrarött ljus på de större teleskop kan användas med synligt ljus på blygsamma storlek teleskop. Dessutom är många teleskop av denna omfattning antingen som eftermonteras (t.ex. ref. 20) eller nybyggda med helt automatiska, avlägsna och / eller autonoma funktioner (t.ex. ref. 21), att avsevärt öka kostnadseffektiviteten av dessa anläggningar. Om utrustad med adaptiv optik, skulle dessa teleskop erbjuder en övertygande plattform att driva många områden astronomisk vetenskap som annars opraktiskt eller omöjligt med stora teleskop adaptiv-optik-system 22. Diffraktionsbegränsad riktade undersökningar av tiotusentals mål 23,24, långsiktig övervakning 25,26, och snabb övergående karakterisering i trånga områden 27, är möjliga med adaptiv optik på dessa blygsamma öppningar.

För att undersöka denna nya upptäckt utrymme har vi utvecklats och implementerat en ny ekonomisk adaptiv-optik för 1-3 teleskop mätare av klass, Robo-AO (ref. 2,3, figur 2). I likhet med andra laser adaptiv-optik-system består Robo-AO flera viktiga system: lasersystemet, en uppsättning elektronik samt ett instrument monterad på teleskopets Cassegrain fokus (bakom den primära spegeln, figur 3) som rymmer en hög hastighet optisk slutare, vågfrontssensor, vågfront correctors, instrument vetenskap och källor kalibrering. Den Robo-AO designen skildras här illustrerar hur en typisk laser adaptiv-optik systemet fungerar i praktiken.

Kärnan i Robo-AO lasersystem är en Q-switchad 10-W ultraviolett laser monterad i en sluten projektor montering på sidan av teleskopet. Från och med själva lasern, lasernProjektorn innehåller då en redundant slutare, förutom lasern interna slutare, för extra säkerhet, en halv-våg plattan för att justera vinkeln på projicerade linjär polarisation, och en upplänk spets-tilt spegel till både stabilisera den skenbara positionen laserstrålen på himlen och att korrigera för teleskop böjning. En bikonvex lins på en justerbar fokus steg expanderar laserstrålen att fylla en 15 cm lins utgående öppning, som är optiskt konjugat till spets-tilt spegel. Utgången lins fokuserar laserljuset till en line-of-sight avstånd av 10 km. Som laserpulser (~ 35 ns lång var 100 ps) utbreder sig genom atmosfären från projektorn, en liten bråkdel av fotoner Rayleigh spridning av luft molekyler och återvända mot teleskopet (Figur 2B). De återvändande spridda fotoner ursprung längs hela uppåtgående bana lasern, och annars skulle framstå som en strimma som skulle göra vågfronten mätningar felaktig. Inom den adaptiva-optik instRUMENT, en snabb pockelscellen optisk slutare 28 används för att sända laserljus endast tillbaka från bara en smal bit av atmosfären runt 10 km projektor fokus, vilket resulterar i lasern framträder som en plats. Omkoppling av pockelscellen drivs av samma huvudklockan som den pulsade lasern, med en fördröjning för att ta hänsyn till den rundtrippstid av laserpulsen genom atmosfären. Ytterst är bara en i varje lanserade biljon fotoner detekteras av vågfrontssensor. Trots detta, är denna strålningsflöde är tillräcklig för att driva det adaptiva-optik.

Den ultravioletta lasern har den ytterligare fördelen av att vara osynlig för det mänskliga ögat, främst på grund av absorption i hornhinnan och linsen 29. Som sådan är det inte blixt blinda piloter och anses vara en klass 1 lasersystem (dvs. oförmögna att producera skadliga strålningsnivåer under drift och befriade från kontrollåtgärder 30) för alla möjligaexponeringar för personer i överflygningar flygplan, vilket eliminerar behovet för mänskliga observatörer finns på plats som normalt krävs av Federal Aviation Authority i USA 31. Tyvärr kan möjligheten för lasern att skada några satelliter i låg omloppsbana runt jorden finns. Av denna anledning är det rekommenderat för både säkerhet och ansvar gäller att samordna laser verksamhet med en lämplig myndighet (t.ex. med US Strategic Command (USSTRATCOM) inom USA 32).

Den vågfrontssensor som mäter den inkommande laserljus inom Robo-AO Cassegrain instrument känt som en Shack-Hartmann sensorn 33, och innefattar en uppsättning små linser, optisk relä och bildsensor. Den små linser array är en refraktiv optiskt element, platt på ena sidan, med ett rutnät av kvadratiska konvexa linser på den andra sidan. Den är belägen vid en position optiskt konjugat till ingångspupillen av teleskopet. När "returljuset" från the laser passerar genom lenslest arrayen är bilder av på himlen laser skapas vid fokus varje linserna i arrayen (Figur 4). Detta mönster av laser bilder sedan optiskt vidare till en UV-optimerad charge-coupled device (CCD) kamera. Den laterala xy placeringen av varje bild ger ett mått på den lokala gradienten eller "lutning" av ljusvågen genom varje lins i uppsättningen. Signal-till-brusförhållandet hos varje positionsmätning med Robo-AO varierar från 6 till 10, beroende på Zenith vinkel och ser förhållandena (6,5 elektroner av detektorns brus i vart och ett av fyra pixlar med en signal som varierar från 100 till 200 fotoelektroner per bild per mätning).

Den övergripande formen av ljusvågen beräknas sedan genom att multiplicera de uppmätta backarna genom en pre-beräknad vågfront rekonstruktören matris. Den rekonstruktören Matrisen skapas genom att först göra en modell av pupillen geometri som är uppdelad med små linser arrayen. Individuell orto-normal basisfunktioner (i detta fall disk harmoniska funktioner upp till 11: e radiella ordning, för totalt 75 funktioner,. ref 34) realiseras över modellen och en 2-D minsta kvadratmetoden lösning till bästa passform plan över varje lins i matrisen beräknas. Även om detta är en approximation till den genomsnittliga lutning är skillnaden försumbar i praktiken, med fördelen av lätt hantera geometri delvis belysta linser vid kanterna av den projicerade pupillen. Ett inflytande matris således härledas som omvandlar enhet amplituder för varje bas funktion med lutningen offset för varje lins. Den rekonstruktören Matrisen skapas sedan genom att pseudo-inversen av inflytande matris med Singular Value nedbrytning. När formen av ljusvågen är känd i termer av koefficienter grundval uppsättningen, kan en kompenserande invers form ledas på hög-ordning vågfront corrector. Processen för framställning av en mätning, och sedan applicera en korrigering, och upprepa denna cykelom och om igen, är ett exempel på en integrerad kontroll-loop. Robo-AO utför sin kontroll-loop med en hastighet av 1,2 kHz, som krävs för att hålla jämna steg med dynamiken i atmosfären. En skalfaktor (även känd som förstärkningen av den integrerade kontrollen-slinga) som är mindre än 1, och typiskt nära 0,6, appliceras på korrektionssignalen för att upprätthålla stabiliteten hos kontrollen slinga samtidigt minimerar restfel av korrigerad ljus.

Den högre ordning vågfront corrector inom Robo-AO är en mikro-elektromekaniska-system (MEMS) deformerbar spegel 35. Robo-AO 120 använder ställdon för att justera den belysta ytan hos spegeln, tillräcklig rymdupplösning att exakt passa den beräknade korrigera formen. Ställdonen har en maximal amplitud yta avvikelse på 3,5 um vilket motsvarar optisk fas kompensation upp till 7 pm. I typiska atmosfäriska förhållandena på astronomiska observatorier, är denna ersättning längd större än 5 sigma iamplitud turbulensen inducerade optiska fel och därför leder till betydande korrigering utrymme. Vidare kan den deformerbara spegeln kompensera för statiska optiska fel som uppstår från instrumentet och teleskop på bekostnad av reducerad dynamiskt område.

En finess med att använda en laser som en sond i atmosfären är dess oförmåga att mäta astronomiska bild motion 36. Den återvändande laserljus betraktas från ungefär samma position som den beräknas och därför bör alltid visas i samma läge på himlen. En övergripande lutning mätt i återvändande laserljuset våg av vågfrontssensor domineras av mekaniska pekar fel. Lutningen signalen används för att driva laser systemets upplänk spets-tilt spegel, vilket håller Shack-Hartmann mönster centrerat på vågfrontssensor. Korrigera astronomisk bild rörelse hanteras separat med vetenskap kameror som förklaras nedan.

Robo-AO använderfyra off-axis parabolisk (OAP) speglar att vidarebefordra ljus från teleskopet till vetenskap kamerorna achromatically (Figur 3). Reläet vägen innefattar en snabb spets-tilt korrigera spegel samt en atmosfärisk spridning corrector (ADC) 37 som består av ett par roterande prismor. ADC löser en särskild fråga som rör observera föremål genom atmosfären som inte är direkt ovanför: atmosfären fungerar som en prisma och bryter ljuset som en funktion av våglängd, med den totala effekten blir starkare eftersom teleskopet pekar lägre i höjd, vilket bilder - särskilt de som har skärpt av adaptiv optik korrigering - att synas långsträckta i riktningen vinkelrätt mot horisonten. Produkten kan lägga till en motsatt mängd dispersion till den inkommande ljuset, vilket effektivt motverkar effekten av atmosfäriska prismatiska spridning (Figur 5). Vid slutet av OAP reläet är en synlig dikroisk som reflekterar ljus λ <950 nm till en elektron-multiplicera charge-coupled device (EMCCD) kameran när överföring infrarött ljus mot en infraröd kamera. Den EMCCD Kameran har förmågan att ta bilder med mycket låg elektroniskt (detektor) buller 38,39 vid en bildfrekvens som minskar inom exponering bild rörelse under diffraktionsbegränsad vinkelupplösning. Genom att återanvända centrering och stapling en serie av dessa bilder, kan en lång exponering bilden syntetiseras med minimalt brus straff. Den EMCCD Kameran kan också användas för att stabilisera bilden rörelse på värmekameran, mätningar av positionen för ett avbildat astronomisk källa kan användas för att kontinuerligt styra den snabba tips tilt att åter rikta bilden till en önskad plats. Inför varje kamera är en uppsättning filter hjul med en lämplig uppsättning av astronomiska filter.

En intern teleskop och källa simulator är integrerad i Robo-AO-system som ett kalibreringsverktyg. Det kan samtidigt simulera ultraviolettalaser fokus på 10 km och en svart kropp källa vid oändligt, matchar värd teleskopets brännvidd förhållande och utgångspupill läge. Den första vikspegel inom Robo-AO riktar allt ljus från teleskopet sekundära spegeln till adaptiv-optik. Vikspegeln är också monterad på ett motoriserat steg som kan translateras ur vägen för att avslöja den inre teleskop och källan simulator.

Medan Robo-AO-systemet är avsett att fungera i en helt självständig sätt kan var och en av de många stegen i en adaptiv optik observation utföras manuellt. Detta steg-för-steg, tillsammans med en kort förklaring, beskrivs i följande avsnitt.

Protocol

1. Pre-observations Förfaranden

  1. Gör en lista över de astronomiska mål som ska iakttas.
  2. Beräkna den totala exponeringstider behövs för varje mål att nå en önskad signal-brus-förhållandet i varje vetenskaplig filter och önskad kamera kombination.
  3. Sända listan över astronomiska mål som skall iakttas för att USSTRATCOM mer än 3 dagar innan observationer. De kommer att skicka tillbaka en Predictive undvikande meddelande (PAM) som anger "öppna fönster" - tiden säkert att använda lasersystemet på varje begäran mål utan potentiellt skadliga satelliter.
  4. Installera Robo-AO-systemet på teleskopet under dagtid om det inte redan gjort (t.ex. Robo-AO på 1,5-m P60 teleskop på Palomar Observatory, CA, figur 2).
  5. Översätt den första vikspegeln att avslöja interna teleskopet och källa simulator till lasern vågfrontssensor och slå på den simulerade laserkällan. </ Li>
  6. Anteckna positionerna för de simulerade laserbilder på vågfrontssensor kameran. Dessa positioner används som mått referens lutning för Shack-Hartmann vågfrontssensor och kommer att dras från följande på himmel mätningar. Detta förfarande kalibrerar små optiska förändringar i instrumentets inriktning på grund av förändrade temperaturer.
  7. Returnera den första vikspegeln till sitt ursprungliga läge och stänga av simulerade laserkällan.
  8. Kontakta USSTRATCOM en timme före observera att informera dem om natten planerade verksamheten och få alla uppdateringar eller ändringar av PAM.
  9. Vrid 10-W ultraviolett laser på medan den redundanta slutaren stängd. En flytande kylsystem reglerar temperaturen hos dioden pumparna inom laser och kräver ungefär en timme för att stabilisera.
  10. Kontrollera att förhållandena är säkra att öppna teleskopet kupolen när det är mörkt nog för att observera. Detta inkluderar ett säkert områdeför fukt, daggpunkt depression, nederbörd, vindhastighet och luftburna partiklar.
  11. Öppna teleskopet kupolen och pekar på en relativt ljusstark stjärna (m V ≤ 5) overhead.
  12. Fokusera om teleskopet genom placeringen teleskopet sekundära spegeln tills stjärnan är i ungefärlig bästa fokus (minsta bildbredd). Manuell uppskattning från en levande bild från en av de vetenskapliga kamerorna är tillräckligt.

2. Högre ordning adaptiv optik Korrigering

  1. Välj en astronomisk mål som har en tillräckligt lång "öppet fönster" enligt PAM.
  2. Ställ in ett alarm i slutet av den "öppna fönstret" med en buffert på minst 1 minut. Om larmet går under en observation, omedelbart slutaren lasern.
  3. Rikta teleskopet mot det valda astronomiska målet. Komponera objektet (s) i fält-of-view på vetenskap kamerorna genom att justera teleskopet pekar behov.
  4. Kontrollera att lasern upplänk spets-tilt spegel är centrerad i sitt sortiment innan du öppnar den interna och redundant laser jalusier - sprida lasern på himlen (figur 2).
  5. Registrera en andra av data från vågfrontssensor kameran, ca 1200 bildrutor, medan pockelscellen optiska slutare är avstängd.
  6. Beräkna en median bild från dessa data. Detta kommer att användas som en bakgrund ram för att subtrahera elektrisk eller optisk bias från bilder tagna av vågfrontssensor kameran.
  7. Vrid pockelscellen triggningssystemet om så att laserpulser från 10 km överförs till vågfrontssensor.
  8. Spiral söka upplänk spets-tilt spegel tills Shack-Hartmann mönster av laser bilderna visas i vågfrontssensor kameran (Figur 4B). Låt upplänk spets-tilt spegel på plats.
  9. Spela in en ny vågfront bildsensor bakgrunden medan pockelscellen är tillfälligt vände off. Detta är nödvändigt eftersom de optiska bakgrunden ändras något som lasern pekar i olika riktningar genom upplänk spets-tilt spegel.
  10. Starta den höggradiga adaptiva-optik. Vid denna punkt två kontroll-slingor startas samtidigt, positionerna för varje laser bild skapas av vågfrontssensor små linser matris används för att driva de deformerbara spegeln ställdon för att platta till icke plana ljusvågor in teleskopet innan de fortplantas till de vetenskapliga kameror . Ett vägt genomsnitt av positionsmätningar används också för att styra upplänks spets-tilt spegel för att bibehålla centrering av mönstret av laser bilder på vågfrontssensor.

3. Observation i synliga (med i efterhand registrering Correction)

  1. Ställ in läget för filterhjul till den önskade observerande filtret (er).
  2. Ställ vinkel ADC prismor så att den återstående atmosfäriska prismatiska dispersionen minimeras påde vetenskapliga instrumenten.
  3. Ställ exponeringstiden och byggstorlek på EMCCD kamera så att det finns ett minsta bildruta transfer bildhastighet ~ 10 Hz, med 30 Hz föredras. Data som samlats in i denna takt kommer normalt att minska inom exponering bild rörelse under diffraktionsbegränsad vinkelupplösning.
  4. Ställ elektron-multiplikation vinst på EMCCD kamera så att den maximala intensiteten av målen är ungefär hälften av den väl djupet av detektorn eller till ett maximalt värde av 300 för svagare målen.
  5. För svaga mål, de ungefär större än ett fantastiskt storleksordningen 15, bromsa bildfrekvens för EMCCD kamera tills det finns minst ~ 5-10 fotoner detekteras i kärnan av bilden punktspridningsfunktion. Även om detta leder till ytterligare suddighet bild rörelse inom ramar och minska vinkel-upplösning (t.ex. ref 40,. Ungefär dubbelt så diffraktionsbegränsad resolution om m R ~ 16,5 targets) är flera centrala fotoner krävs för korrekt i efterhand registrering bearbetning.
  6. Spela in en kontinuerlig uppsättning bilder från EMCCD kameran tills den totala integrerade exponeringstiden är densamma som tiden beräknas i 1,2.

4. Observation i infrarött (med synliga Tip-tilt Correction)

  1. Ställ filterhjulet framför EMCCD kameran till en bredbands-filter, dvs en tydlig filter eller en λ> 600nm lång-passfilter.
  2. Notera pixelpositionen av objektet som ska användas som ett tips-tilt guide källa på EMCCD kamera medan du tittar på en live-bild.
  3. Ställ in kamerans inställningar avläsning till följande värden: bin pixlar med en faktor 4, och ställ ramen överföring delram avläsning regionen är totalt 2 × 2 bin-indelade pixlar centrerad på tidigare konstaterat läget.
  4. Ställ EMCCD ränta kamera ram och elektron multiplikation vinst att matcha ljusstyrka tips tiltvägleda källa. En bildhastighet på 300 Hz föredras (för en kontroll-loop korrigering bandbredd ~ 30 Hz), men kan sänkas efter behov för svagare föremål på bekostnad av lägre kvalitet spets-tilt korrigering.
  5. Starta tips tilt kontroll-loop. Detta kommer att beräkna den aktuella positionen Guide källa och befalla snabb spets-luta korrigera spegel för att driva sin position till centrum av den arkiveras pixel regionen.
  6. Spela in bilder från den infraröda kameran tills den totala integrerade exponeringstiden är densamma som tiden beräknas i 1,2. Maximalt single frame exponeringstider kommer att begränsas endast av mättnad från infraröd strålning, från himlen, instrument eller föremål, eller genom mörka ström från den infraröda arrayen. Exponeringar kan variera från bråkdelar av en sekund till flera minuter.

5. Slut på Night Rutiner

  1. Stäng teleskopet kupolen och peka teleskopet till den platta skärmen när observerar är klar.
  2. Stäng av lasernoch kontakta USSTRATCOM med en sammanfattning av de nattliga aktiviteter inom 15 minuter.
  3. Vrid kupolen platta lampan.
  4. Spela in en serie av full-frame bilder på både EMCCD och infraröda kameror för platt-fältet belysning som kupolen platta lampan på platt för varje astronomiska filter som används under föregående natten. Den fasta fältstyrkan vid varje pixel representerar den kombinerade relativa kvant-effektivitet teleskop, adaptiva-optik, filter och kamera.
  5. Vrid kupolen platta lampan och byta till de blockerande filter framför varje kamera.
  6. Spela en serie mörka bilder på båda kamerorna motsvarande antal exponeringstider och bildformat registrerats under föregående natten. De mörka ramar används för att avlägsna förspänna grund mörkström och elektroniskt brus från registrerade data.
  7. Parkera teleskopet.

6. Bearbetning bilder

  1. Skapa en enda mörk calibration bild från medianen av varje mörk bild serie spelats in 5,6).
  2. Skapa en platt-fält kalibrering bild för varje filter på varje kamera genom att beräkna medianen av varje platta fält bildserie spelats in 5,4), subtrahera motsvarande mörka kalibrering bild och sedan dividera hela bilden av medianvärdet pixelvärdet i ramen.
  3. Subtrahera lämplig mörka kalibrering bild och dividera med det fasta fältet kalibrering bild för varje på himlen vetenskap bild som spelats in från EMCCD och infraröda kameror.
  4. Re-center den kalibrerade vetenskap bilder från varje observation genom att rikta den ljusaste pixeln och lägga bilderna tillsammans för att skapa en staplad bild. Mer sofistikerade rutiner för förbättrad bild registrering kan också användas 39,41.

Representative Results

Den Robo-AO laser adaptiva-optik används för att kompensera för atmosfärisk turbulens och producera diffraktionsbegränsad-upplösning på synliga och . nära infraröda våglängder Figur 1A visar en bild av en enda stjärna ses i rött ljus genom okompenserad atmosfärisk turbulens med en bildbredd på 1,0 bågsekunder Figur 1B visar samma stjärna efter adaptiv optik korrigering:. bildens bredd minskar till 0,12 bågsekunder , något större än en perfekt bild bredd av 0,10 bågsekunder vid denna våglängd på en 1,5-meter teleskop. Den första Airy ringen, ett resultat av diffraktion, kan ses som den svaga ringliknande struktur runt kärnan av bilden. Denna mycket bättre vinkelupplösning möjliggör upptäckten av binära och flera stjärnsystem (t.ex. Figur 1C och synpunkter från ref. 40) och för detektion av mycket svagare stjärnor i täta områden somden klotformiga stjärnhopen i Messier 3 (sett i det nära infraröda, Figur 6) som annars skulle vara omöjligt att direkt se igenom atmosfärisk turbulens. Dragen av sol-system föremål, såsom molnet yta av Jupiter och dess transittrafik måne Ganymedes (Figur 7), kan också ses med en högre grad av klarhet när den betraktas med laser adaptiv optik.

Figur 1
Figur 1. Adaptiv optik korrigering vid synliga våglängder. Varje figur representerar en 1,5 x 1,5 bågsekunder fält-of-view på himlen. (A) En lång exponering enda bild av en enda stjärna, m V = 3,5, sedd genom okompenserad atmosfärisk turbulens i i -bandet (λ = 700 till 810 nm) vid 1,5-m P60 teleskop på Palomar Observatory. Den full bredd vid halva maximala (FWHM) är 1,0 bågsekunder. (B) </ Strong> Samma stjärna som i (A) med laser adaptiv optik korrigering med Robo-AO-systemet. Kärnan i stjärnornas bilden har 15 gånger den maximala ljusstyrkan på okompenserade bilden och har en FWHM av 0,12 bågsekunder. (C) En binär stjärna, m V = 8,4, med en separation av 0,14 bågsekunder avslöjas genom användning av den Robo-AO adaptiva-optik. I varje fall var spets-tilt styrning utförs själva målet.

Figur 2
Figur 2. Den Robo-AO laser adaptiva-optik. (A) adaptiv optik och instrument vetenskap installeras vid Cassegrain fokus robot 1,5-m P60 teleskop på Palomar Observatory. Lasersystemet och elektronik stöd är förbundna med motsatta sidor av teleskoptuben för balans. (B) Robo-AO UV laserstråle propagating ut teleskopet kupolen. I denna långa exponering fotografi, är laserstrålen synlig på grund av Rayleigh-spridning av av luftmolekyler, en bråkdel av ljuset också skingrar tillbaka mot teleskopet för att användas som en sond i atmosfären. Laserstrålen verkar Orange på grund av hur UV-ljus sänds genom färgfilter på UV känsliga kamera som används för att ta bilden. Klicka här för att se större bild .

Figur 3
Figur 3. Robo-AO adaptiv optik och instrument vetenskap. (A) En förenklad CAD-modell. Ljuset som fokuseras från teleskopet sekundära spegeln (orange) in genom ett litet hål i mitten av instrumentetning innan reflekteras av 90 grader från den första vikspegeln mot en off-axis parabolisk (OAP) spegel. Denna spegelbilder teleskopet elev på den deformerbara spegelytan. Efter reflektion från deformerbara spegeln, delar en UV dikroiskt av laserljuset (violett) och styr den till lasern vågfrontssensor. En ytterligare omvända OAP spegel i vågfrontssensor korrigerar de icke-gemensam väg optiska fel som införs genom 10 km konjugatet fokus lasern reflekteras av den första OAP spegeln. Den synliga och nära infrarött ljus (grön) som passerar genom UV-dikroiska vidarebefordras av ett par OAP speglar den atmosfäriska spridningen korrigerande. Ljuset reflekteras sedan av spets-lutningen korrigera spegel till en slutlig OAP spegel som fokuserar ljuset mot det synliga dikroiska. Den synliga dikroiska reflekterar synligt ljus (blå) till den elektron-multiplicera CCD och sänder det nära infraröda ljus (röd) till ett veck spegeloch slutligen till den infraröda kameran. Den kombinerade UV, synligt och nära-infrarött ljus från teleskopet och källa simulator (gul) kan riktas till de adaptiva optik och instrument vetenskap genom att översätta den första vikspegeln ur vägen. (B) En motsvarande fotografi av instrumentpaketet . Klicka här för att se större bild .

Figur 4
Figur 4. Shack-Hartmann vågfrontssensor. (A) Konceptuell diagram. Som en platt våg passerar genom små linser arrayen är ett regelbundet mönster av bilder som bildas på detektorn (blå). När en icke-plan våg passerar genom små linser arrayen, påverkar den lokala gradienten av vågen than ställning av bilder bildade genom varje lins i uppsättningen (röd). (B) Mönster av laser bilder i Robo-AO Shack-Hartmann vågfrontssensor. Varje 88 fläckarna är en bild av laser spridningen från 10 km som bildas av varje lins av små linser arrayen, med det övergripande mönstret form som bestäms av geometrin hos teleskopets pupillen. Den relativa förskjutningen av varje bild i förhållande till referensbilden läge (Procedur 1,6) ger ett mått på den lokala gradienten av det inkommande ljuset vågen. Klicka här för att se större bild .

Figur 5
Figur 5. Korrigering av atmosfärisk prismatiska spridning. Adaptiv optik korrigerade bilder av en 11 × 16 bågsekunder delfält av klotformig stjärnhop Messier 15 i. teleskop höjd av 45 grader (A) Medan adaptiv optik korrigerar effekterna av atmosfärisk turbulens påverkar atmosfären prismatiska spridning fortfarande bilder av enskilda stjärnor: bilderna är skarpa parallellt med horisonten, medan långsträckta vinkelrätt mot horisonten med cirka 1 bågsekunder över en spektral bandbredd av λ = 400 - 950 nm (B) Genom att dessutom använda en atmosfärisk spridning corrector att motverka den atmosfäriska prismatiska dispersionen är diffraktionsbegränsad upplösning avbildning utvanns i båda riktningarna..

Figur 6
Figur 6. Bilder av den klotformiga stjärnhopen Messier 3 (A) En 44 × 44 bågsekunder fält-of-view, 2-minuters lång okompenserad bild av kärnan i den klotformiga stjärnhopen Messier 3 i z-bandet. (Λ = 830 till 950 nm) . (B) Samma jagmage visas med adaptiv optik korrigering med Robo-AO avslöjar många stjärnor som annars inte skulle ses.

Figur 7
Figur 7. Bilder på Jupiter (A) En 0,033 sekunder okompenserad ögonblicksbild av Jupiter (skenbar diameter 42 bågsekunder) i R-bandet (λ = 560 till 670 nm).. (B) Samma bild med Robo-AO laser adaptiv optik korrigering visar funktionerna ytan moln och transitering Ganymedes (pil) med större klarhet.

Discussion

Den metod som presenteras här beskriver manuell manövrering av Robo-AO laser adaptiva-optik. I praktiken fungerar Robo-AO på ett automatiserat sätt, den stora majoriteten av förfaranden styrs av en robot sekvenserare som utför samma steg automatiskt.

Den Robo-AO-systemet har utvecklats för enkel replikering till låg kostnad, med material (~ USD600K) och arbetskraft är en bråkdel av kostnaden för ens en 1,5-meter teleskop. Medan det finns ungefär 20 optiska teleskop världen över mer än 5 meter i diameter, är teleskop i 1-3 m klassens nummer långt över 1-100 och projiceras som potentiella värdar för Robo-AO-kloner. Utöver det nuvarande systemet utnyttjas vid 1,5-m P60 teleskop, är den första av förhoppningsvis många kloner som utvecklas för 2-m IGO teleskopet 42 i Maharashtra, Indien, och en variant med ljusa stjärnor i stället för en laser för vågfront avkänning är att commissioned vid 1-m teleskop på Taffelberget, CA 43. En revolution inom diffraktionsbegränsad vetenskap kan vara till hands.

Disclosures

Författarna förklarar några konkurrerande ekonomiska intressen.

Acknowledgements

Den Robo-AO-systemet stöds av samarbetspartner institutioner, California Institute of Technology och Inter-University Centre for astronomi och astrofysik, av National Science Foundation i Grant nr AST-0906060 och AST-0960343, genom ett bidrag från Mt. Kuba Astronomiska Foundation och en gåva från Samuel 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