Brengen het zichtbare heelal in Focus met Robo-AO

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

Summary

Licht van astronomische objecten moet reizen door turbulente atmosfeer van de aarde voordat het kan worden afgebeeld door telescopen op de grond. Directe beeldvorming mogelijk bij maximale theoretische hoekresolutie moeten geavanceerde technieken zoals die door de Robo-AO adaptieve optiek systeem worden gebruikt.

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

De hoekresolutie grond optische telescopen wordt beperkt door de invloeden van de turbulente lucht. In afwezigheid van een atmosfeer, wordt de hoekresolutie een typische telescoop alleen beperkt door diffractie, dwz de golflengte van belang λ, gedeeld door de grootte van de opening hoofdspiegel is, D. Bijvoorbeeld, de Hubble Space Telescope (HST), met een 2,4-m primaire spiegel, heeft een hoekresolutie op zichtbare golflengten van ~ 0,04 boogseconden. De atmosfeer is samengesteld uit lucht bij enigszins verschillende temperaturen, en dus verschillende brekingsindices, voortdurend mengen. Lichtgolven zijn gebogen als ze door de inhomogene sfeer. Wanneer een telescoop op de grond deze lichtgolven zich richt, onmiddellijk beelden verschijnen gefragmenteerd, het veranderen als functie van de tijd. Dientengevolge lange blootstelling beelden verkregen met telescopen op de grond - zelfs telescopen met vier keer diameter van HST - onscherp en hebben een hoekresolutie van ongeveer 0,5 tot 1,5 boogseconden op zijn best.

Astronomical adaptieve optiek-systemen te compenseren voor de effecten van atmosferische turbulentie. Eerst wordt de vorm van de inkomende niet-vlakke golfvorm bepaald met metingen van een nabijgelegen heldere ster een golffrontsensor. Vervolgens wordt een element in het optische systeem, zoals een vervormbare spiegel geboden de vorm van de binnenkomende lichtgolf corrigeren. Aanvullende correcties aangebracht met een voldoende snelheid te houden met het dynamisch veranderende atmosfeer waardoor de telescoop kijkt uiteindelijk produceren buigingsbegrensd beelden.

De trouw van de golffrontsensor meting is gebaseerd op hoe goed het binnenkomende licht wordt in ruimte en tijd bemonsterd 1. Fijnere bemonstering houdt in dat helderder referentie-objecten. Terwijl de helderste sterren kan dienen als referentie-objecten voor beeldvorming doelen van enkele tot tientallenvan de boog seconden verwijderd in de beste omstandigheden, de meeste interessante astronomische doelstellingen niet over voldoende heldere sterren in de buurt. Een oplossing is om een ​​high-power laserstraal richten in de richting van de astronomische doelstelling om een ​​kunstmatige verwijzing van bekende vorm, ook wel bekend als een 'Laser Guide Star' te creëren. De Robo-AO laser adaptive optics systeem gebruikt een 2,3 10 W ultraviolet laser gefocust op een afstand van 10 km een lasergeleider ster genereren. Wavefront sensor metingen van de Laser Guide Star rijden de adaptieve optiek correctie resulteert in diffractie-beperkte beelden die een hoekresolutie ~ 0,1 boogseconden op een 1,5-meter telescoop te hebben.

Introduction

De invloed van atmosferische turbulentie op astronomische beeldvorming werd voor het eerst eeuwen geleden erkend door Christiaan Huygens 4 en Isaac Newton 5. De eerste conceptuele adaptieve optiek ontwerpen ter compensatie van de gevolgen van de turbulentie werden onafhankelijk gepubliceerd door Horace Babcock 6 en Vladimir Linnik 7 in de jaren 1950. Het Amerikaanse ministerie van Defensie dan gefinancierd voor de ontwikkeling van de eerste adaptieve optiek-systemen in de jaren 1970 voor het doel van beeldvorming buitenlandse satellieten tijdens de Koude Oorlog 8. De civiele astronomische gemeenschap vooruitgang de ontwikkeling van systemen die in de jaren 1980, maar na de declassering van militair onderzoek over adaptieve optiek in 1992 (ref. 9), was er een explosie in zowel het aantal en de complexiteit van astronomische systemen 10.

De meerderheid van de ongeveer twintig zichtbare en infrarode telescopen vandaag met openingen groter dan 5 meter zijn equipped met adaptieve optiek-systemen (bv. refs. 11-19). Zoals telescopen worden groter, en dus beter in staat zijn op het verzamelen licht, zijn er meer winst in resolutie en gevoeligheid bij het gebruik van adaptieve optiek. Helaas, grote telescoop adaptieve optiek-systemen zijn zeer complex en beperkt in hun handeling tot bijna-infrarode golflengten als gevolg van de huidige technologie, ze vereisen teams van ondersteunend personeel, vaak met grote observeren overhead, en de toegang tot deze schaarse en waardevolle bronnen is ook beperkt.

Aan de andere kant van de grootte spectrum zijn er goed Meer dan honderd telescopen in de 1-3 meter klasse, maar zeer weinig van deze zijn voorzien van adaptieve optiek. Rectificatie atmosferische turbulentie, zelfs op kortere zichtbare golflengten, wordt handelbaar met de huidige technologie op deze kleinere telescopen omdat ze kijken door een veel kleiner volume van atmosferische turbulentie (figuur 1). Het totale bedrag van turbulentie-induced optische fout schalen bijna proportioneel met de telescoop primaire spiegel diameter en omgekeerd evenredig met de golflengte observeren. Dezelfde adaptieve optiek die wordt gebruikt met nabij-infrarood licht op de grotere telescopen gebruikt kan worden met zichtbaar licht bescheiden opgezet telescopen. Daarnaast zijn veel telescopen van deze schaal deze verschijnselen worden omgebouwd (bijvoorbeeld ref. 20) of nieuw gebouwd met een volledig gerobotiseerde, op afstand en / of autonome mogelijkheden (bijvoorbeeld ref. 21), aanzienlijke verhoging van de kosten-effectiviteit van deze faciliteiten. Indien uitgerust met adaptieve optiek, zouden deze telescopen bieden een aantrekkelijke platform om vele gebieden van astronomische wetenschap die anders onpraktisch of onmogelijk met grote telescoop adaptieve optiek-systemen 22 na te streven. Diffractie-beperkte gerichte onderzoeken van tienduizenden van doelen 23,24, lange-termijn monitoring 25,26, en snelle voorbijgaande karakterisering in drukke gebieden 27, zijn mogelijk met adaptieve optiek op deze bescheiden openingen.

Om deze nieuwe ontdekking ruimte te verkennen, hebben we ontworpen en geïmplementeerd een nieuwe zuinige adaptieve optiek-systeem voor 1-3 meter klasse telescopen, Robo-AO (refs. 2,3; figuur 2). Zoals met andere laser adaptieve optische systemen, Robo-AO omvat verschillende belangrijke systemen: het lasersysteem, een reeks van elektronica en een instrument gemonteerd Cassegrain de telescoop focus (achter de hoofdspiegel Figuur 3) dat een hoge snelheid herbergt optische sluiter, golffront sensor, golffront correctoren, wetenschappelijke instrumenten en kalibratie bronnen. De Robo-AO ontwerp hierin afgebeeld illustreert hoe een typische laser adaptieve optiek-systeem in de praktijk.

De kern van de Robo-AO lasersysteem een ​​Q-switched 10 W ultraviolet laser gemonteerd in een gesloten projector montage op de zijkant van de telescoop. Beginnend met de laser zelf, de laserprojector omvat dan een redundant sluiter naast interne laser sluiter voor extra veiligheid, een halvegolflengteplaat de hoek van geprojecteerde lineaire polarisatie passen en een uplink tip-tilt spiegel zowel stabiliseren de schijnbare laserstraal positie sky en te corrigeren voor telescoop buiging. Een bi-convexe lens op een verstelbare focusseerplateau breidt de laserstraal naar een 15 cm uitgangsopening lens die optisch conjugaat aan de tip-tilt spiegel vullen. De output lens focust het laserlicht op een line-of-sight afstand van 10 km. Als de laser pulsen (~ 35 ns lang elke 100 microseconden) verspreiden zich door de atmosfeer uit de buurt van de projector, een fractie van de fotonen Rayleigh verstrooiing uit de lucht moleculen en terug te keren naar de telescoop (Figuur 2B). De terugkerende verspreide fotonen afkomstig zijn langs de gehele opwaartse pad van de laser, en zou anders worden weergegeven als een streep, dat zou het golffront metingen onnauwkeurig. Binnen het adaptieve optiek-instrument, een snelle Pockels cel optische sluiter 28 wordt gebruikt om laserlicht alleen terug van slechts een smalle deel van de atmosfeer rond de 10 km projector focus, waardoor de laser opgenomen als een spot zenden. Schakelen van de Pockels cel door dezelfde hoofdklok de gepulste laser met een vertraging met de reistijd van de laserpuls door de atmosfeer. Uiteindelijk is slechts ongeveer een op de biljoen gelanceerd fotonen gedetecteerd door het golffront sensor. Toch is dit stralingsstroom voldoende is om de adaptieve optica bedienen.

De ultraviolette laser heeft als bijkomend voordeel dat onzichtbaar voor het menselijk oog, voornamelijk als gevolg van absorptie in het hoornvlies en lens 29. Als zodanig is het niet in staat om flash-blind piloten en wordt beschouwd als een klasse 1 laser systeem (dat wil zeggen niet in staat de productie van schadelijke stralingsniveaus tijdens het gebruik en vrijgesteld van elke controlemaatregelen 30) voor alle mogelijkeblootstelling van personen in overvliegende vliegtuigen, waardoor de noodzaak voor de menselijke spotters zich op het terrein zoals normaal vereist door de Federal Aviation Authority in de VS 31. Helaas kan de mogelijkheid voor de laser om een ​​aantal satellieten in een lage baan om de aarde beschadigen bestaan. Om deze reden is het aan te bevelen voor zowel de veiligheid en aansprakelijkheid betreft voor laser-activiteiten te coördineren met een geschikt agentschap (bijv. met US Strategic Command (USSTRATCOM) binnen de VS 32).

De golffrontsensor die de inkomende laserlicht meet in de Robo-AO Cassegrain instrument is bekend als een Hartmann-Shack sensor 33, en omvat een lenzenstelsel array, optische relais en beeldsensor. Het lenzenstelsel array is een refractieve optische element, platte aan een zijde met een raster van vierkante convexe lenzen aan de andere kant. Het is gelegen op een plaats, welke optisch geconjugeerd de intreepupil van de telescoop. Wanneer de 'return light' van the laser gaat door de lenslest array worden beelden van het on-sky laser gemaakt in het brandpunt van elk van de lenzen in de array (figuur 4). Dit patroon van laser beelden wordt dan doorgegeven aan een optisch UV-geoptimaliseerde charge-coupled device (CCD) camera. De zijdelingse xy positie van elk beeld geeft een maat voor de lokale gradiënt of "slope" van de lichtgolf door elke lens van het array. De signaal-ruisverhouding van elke positie meting met Robo-AO varieert van 6 tot 10 afhankelijk van Zenith hoek en zichtomstandigheden (6,5 elektronen detector ruis in elk van vier pixels met een signaal variërend 100 tot 200 foto-elektronen per beeld per meting).

De algemene vorm van de lichtgolf wordt vervolgens berekend door de gemeten hellingen door een vooraf berekende golffront Reconstructor matrix. De wederopbouwer matrix wordt gemaakt door eerst een model van de pupil geometrie is onderverdeeld door het lenzenstelsel array. Individuele ortho-normale basisfuncties (in dit geval disk harmonische functies tot de 11e radiale order voor een totaal van 75 functies;. ref 34) zijn gerealiseerd in de model en een 2-D kleinste kwadraten oplossing voor de best-fit vlak over elke lens in de matrix wordt berekend. Hoewel dit een benadering van de gemiddelde gradiënt, het verschil is verwaarloosbaar in de praktijk, met het voordeel van gemakkelijk hanteren van de geometrie van gedeeltelijk verlicht lenzen aan de randen van de pupil geprojecteerd. Invloed matrix wordt aldus verkregen dat converteert eenheid amplitudes voor elke basisfunctie met de helling offset voor elke lens. De wederopbouwer matrix wordt vervolgens gemaakt door het nemen van de pseudo-inverse de invloed matrix met singuliere waarden ontbinding. Wanneer de vorm van de lichtgolf bekend in termen van coëfficiënten van de basisset kan een compenserende inverse vorm worden opgedragen de hoge orde golffront corrector. Het maken van een meting, vervolgens aanbrengen van een correctie en herhalen deze cyclustelkens is een voorbeeld van een integrale control-loop. Robo-AO voert haar controle-loop met een snelheid van 1,2 kHz, die nodig zijn om gelijke tred te houden met de dynamiek van de atmosfeer. Een schaalfactor (ook bekend als de versterking van de integrale besturing lus) van minder dan 1 en kenmerkend dicht bij 0,6, wordt toegepast op het correctiesignaal om de stabiliteit van de control-loop te houden terwijl het minimaliseren van de resterende fouten gecorrigeerde licht.

De hoge-orde golffront corrector binnen Robo-AO is een micro-elektromechanische systemen (MEMS) vervormbare spiegel 35. Robo-AO maakt gebruik van 120 actuatoren aan te passen het verlichte oppervlak van de spiegel, voldoende ruimtelijke resolutie om nauwkeurig passen in de berekende correctie vorm. De aandrijvingen zijn maximum oppervlakte afwijking amplitude van 3,5 urn, hetgeen overeenkomt met optische fasecompensatie tot 7 pm. In typische atmosferische omstandigheden op astronomische observatoria, deze compensatie lengte groter is dan 5 sigma van deamplitude van de turbulentie geïnduceerde optische fouten en dus resulteert in aanzienlijke correctie hoofdruimte. Voorts kan de vervormbare spiegel compenseren statische optische fouten als gevolg van het instrument en telescoop ten koste van verminderde dynamisch bereik.

Een subtiliteit aan het gebruik van een laser als een probe van de atmosfeer is haar onvermogen om astronomische beeld beweging te meten 36. De terugkerende laserlicht wordt bekeken vanuit ongeveer dezelfde positie waar het wordt geprojecteerd en daardoor altijd in dezelfde locatie op hemel. Elke totale tilt gemeten in de terugkerende laserlicht golf door het golffront sensor wordt gedomineerd door mechanische wijzen fouten. De tilt-signaal wordt gebruikt om de laser systeem uplink tip-tilt spiegel te rijden, waardoor het houden van de Shack-Hartmann patroon gecentreerd op het golffront sensor. Corrigeren van astronomische beeld beweging wordt afzonderlijk behandeld met de wetenschap camera's zoals hieronder wordt uitgelegd.

Robo-AO gebruiktvier off-axis parabool (OAP) spiegels door te sturen licht van de telescoop om de wetenschap camera's achromatically (figuur 3). Het relais pad een snelle tip-tilt corrigeren spiegel en een atmosferische dispersie corrector (ADC) 37 bestaat uit een paar roterende prisma. De ADC lost een specifiek vraagstuk in verband met het observeren van objecten door de atmosfeer die niet direct boven: de atmosfeer werkt als een prisma en breekt het licht als functie van de golflengte, met het totale effect steeds sterker als de telescoop punten lager in hoogte, waardoor beelden - met name die zijn geslepen door adaptieve optica correctie - verschijnen uitgerekt in de richting loodrecht op de horizon. De ADC kunt een tegengesteld bedrag dispersie het inkomende licht, effectief ontkennen het effect van de atmosferische prismatische dispersie (Figuur 5). Aan het einde van de relais OAP is een zichtbaar dichroïsche dat licht van λ <95 weerspiegelt0 nm tot een elektron-vermenigvuldigende charge-coupled device (EMCCD) camera tijdens het zenden infrarood licht in de richting van een infrarood camera. De EMCCD camera heeft de mogelijkheid om beelden vast te leggen met een zeer lage elektronische (detector) geluid 38,39, met een beeldsnelheid die de intra-belichting beeld beweging vermindert tot onder de diffractie-beperkte hoekresolutie. Door opnieuw centreren en stapelen een serie van deze beelden, kan een long-exposure beeld worden gesynthetiseerd met minimale ruis straf. De EMCCD camera kan ook worden gebruikt om beeld beweging stabiliseren de infrarood camera, metingen van de positie van een belichte astronomische bron kan gebruikt worden om de snelle tip-tilt opnieuw punt het beeld continu commando naar een gewenste locatie. Vooruitlopend op elke camera is een set van filter wielen met een passende reeks van astronomische filters.

Een interne telescoop en source simulator is geïntegreerd in de Robo-AO systeem als calibratie instrument. Tegelijk kunnen simuleren ultravioletlaserfocus op 10 km en een zwart lichaam bron op oneindig, het afstemmen van de gastheer telescoop focal ratio en uittredepupil positie. De eerste vouw spiegel binnen Robo-AO stuurt al het licht uit secundaire van de telescoop spiegel aan de adaptieve optiek-systeem. De vouwspiegel is ook gemonteerd op een gemotoriseerde fase die kan worden vertaald van de weg naar de telescoop en interne bron simulator onthullen.

Terwijl de Robo-AO systeem is bedoeld voor gebruik in een volledig autonoom wijze kan elk van de vele stappen van een adaptieve optiek waarneming handmatig worden uitgevoerd. Deze stap-voor-stap procedure, samen met een korte uitleg, wordt beschreven in de volgende sectie.

Protocol

1. Pre-observeren Procedures

  1. Maak een lijst van de astronomische doelen in acht te nemen.
  2. Bereken de totale belichtingstijd nodig voor elk doel een vereiste signaal-ruis-verhouding van elk wetenschappelijk filter en camera in de gewenste bereiken.
  3. Verzend de lijst van astronomische doelen in acht te nemen om USSTRATCOM van meer dan 3 dagen van te voren van de waarnemingen. Zij zullen terugsturen van een Predictive Avoidance Message (PAM) die aangeeft 'open vensters' - de tijd veilig om de laser te gebruiken op elke gevraagde doel zonder potentieel beschadigen satellieten.
  4. Installeer de Robo-AO-systeem op de telescoop overdag indien nog niet verricht (bijv. Robo-AO op de 1,5-meter telescoop P60 van het Palomar Observatorium, CA; figuur 2).
  5. Vertaal de eerste vouw spiegel aan de interne telescoop en de bron simulator openbaren aan de laser golffront sensor en zet de gesimuleerde laserbron. </ Li>
  6. Noteer de posities van de laser gesimuleerde beelden op de golffrontsensor camera. Deze posities worden gebruikt als referentie helling metingen voor de Shack-Hartmann golffront sensor en zullen worden afgetrokken van de volgende op-sky metingen. Deze procedure kalibreert kleine optische veranderingen in het instrument uitlijning als gevolg van veranderende temperaturen.
  7. Zet de eerste vouw spiegel naar zijn oorspronkelijke positie en zet de gesimuleerde laserbron.
  8. Contact USSTRATCOM een uur voorafgaand aan het observeren om hen te informeren over de geplande 's nachts de activiteit en eventuele updates of wijzigingen in de PAM ontvangen.
  9. Draai de 10 W ultraviolet laser terwijl de redundante licht uit. Een vloeistofkoelsysteem regelt de temperatuur van de diode pompen in de laser en duurt ongeveer een uur te stabiliseren.
  10. Controleer dat de omstandigheden veilig zijn om de telescoop koepel te openen zodra het donker genoeg is voor het observeren. Dit omvat een veilige bereikvoor vochtigheid, dauwpunt depressie, neerslag, windsnelheid, en zwevende deeltjes.
  11. Open de telescoop koepel en wijzen op een relatief heldere ster (m V ≤ 5) overhead.
  12. Heroriëntatie van de telescoop door de positionering van de telescoop secundaire spiegel tot de ster is ongeveer beste focus (kleinste beeldbreedte). Handmatige bepaling van een live beeld van een van de wetenschap camera voldoende.

2. High-order Adaptive Optics Correctie

  1. Kies een astronomische doel dat een voldoende lange 'open raam' heeft volgens de PAM.
  2. Stel een alarm voor het einde van de 'open venster' met een buffer van minimaal 1 minuut. Als het alarm afgaat tijdens een observatie, direct sluiter de laser.
  3. Richt de telescoop in de richting van de geselecteerde astronomische doel. Kader het object (s) in het beeldveld gezien de wetenschap camera door aanpassing van de telescoop richten indien nodig.
  4. Controleer of de laser uplink tip-tilt spiegel is gecentreerd in haar assortiment voor het openen van de interne en overbodige laser luiken - het uitdragen van de laser op sky (Figuur 2).
  5. Neem een ​​tweede gegevens van de golffrontsensor camera, ongeveer 1200 frames, terwijl de Pockels cel optische sluiter is uitgeschakeld.
  6. Bereken een mediane beeld van deze gegevens. Zal worden gebruikt als achtergrond frame elektrische of optische vertekening verwijderen uit beelden die door de camera golffrontsensor.
  7. Draai de Pockels cel trekkersysteem op, dat de laser pulsen van 10 km worden verzonden naar de golffrontsensor.
  8. Spiral zoeken de uplink tip-tilt spiegel tot de Shack-Hartmann patroon van laser afbeeldingen verschijnen in het golffront sensor camera (Figuur 4B). Laat de uplink tip-tilt spiegel in positie.
  9. Neem een ​​nieuwe golffront sensor achtergrondafbeelding terwijl de Pockels cel wordt tijdelijk ingeschakeld off. Dit is nodig omdat de optische achtergrond verandert enigszins de laser wordt opgemerkt in verschillende richtingen door de uplink tip-tilt spiegel.
  10. Start de high-order adaptive optics-systeem. Op dit punt twee regellussen gelijktijdig gestart, de posities van elke laser beeld gecreëerd door de golffrontsensor lenzenstelsel array gebruikt om de vervormbare spiegel actuators rijden naar het niet-vlakke lichtgolven die het telescoop plat voordat ze doorgeven aan de wetenschap camera . Een gewogen gemiddelde van de positie metingen wordt ook gebruikt om de uplink tip-tilt spiegel gebieden de concentratie van het patroon van laser afbeeldingen op de golffrontsensor handhaven.

3. Het observeren in het zichtbare (met Post-facto correctiediagram)

  1. De positie van de filterwielen de gewenste waarnemen filter (s).
  2. De hoek van de ADC prisma zodanig dat de residuele atmosferische prismatische dispersie wordt geminimaliseerdde wetenschappelijke instrumenten.
  3. Stel de blootstellingstijd en framegrootte de EMCCD camera zodat er een minimale frame-transfer frame rate van ~ 10 Hz, 30 Hz met voorkeur. Vastgelegde gegevens in dit tempo zal doorgaans minder intra-afbeelding beweging onder de buigingsbegrensde hoekresolutie.
  4. Stel de elektronen vermenigvuldiging winst op de EMCCD camera waarbij de maximale intensiteit van de targets ongeveer half de goed diepte van de detector of een maximum waarde van 300 voor de zwakkere targets.
  5. Voor zwakke doelen, die ruwweg meer dan een stellaire magnitude van 15, vertragen de framesnelheid van de EMCCD camera naar beneden tot er minstens ~ 5 tot 10 fotonen worden gedetecteerd in de kern van het beeld punt spreiding functie. Hoewel dit leidt tot extra beeld beweging vervagen binnen kaders en het verminderen van hoekige resolutie (bijvoorbeeld ref 40;. Ruwweg tweemaal de diffractie-beperkte resolutie over m r ~ 16,5 targets), worden meerdere kern fotonen die nodig zijn voor een goede post-facto registratie verwerking.
  6. Neem een ​​continue reeks van beelden van de camera EMCCD totdat de totale geïntegreerde belichtingstijd gelijk is aan de tijd berekend in 1.2.

4. Observeren in de Infrarood (met zichtbare Tip-tilt correctie)

  1. Stel het filterwiel voor de EMCCD camera om een breedband filter, dus een duidelijke filter of een λ> 600nm long pass filter.
  2. Let op de pixel positie van het object te worden gebruikt als een tip-tilt gids bron op de EMCCD camera tijdens het kijken naar een live beeld.
  3. Stel de camera in uitlezing instellingen om de volgende waarden: bin pixels met een factor 4, en stel de frame-overdracht subframe uitlezing regio tot een totaal van 2 × 2 weggegooid pixels gecentreerd op de eerder genoteerde positie.
  4. Stel de EMCCD camera frame rate en elektron vermenigvuldiging winst voor de helderheid van het tip-tilt overeenkomenbegeleiden bron. Een frame rate van 300 Hz voorkeur (een control-loop correctie bandbreedte van ~ 30 Hz), maar kan worden verlaagd als noodzakelijk voor zwakkere objecten ten koste van lagere kwaliteit tip-kantelcompensatie.
  5. Start de tip-tilt-controle-loop. Deze berekent de actuele gids bron positie en het bevel van de snelle tip-tilt corrigeren spiegel om haar positie te rijden naar het centrum van de prullenmand pixel regio.
  6. Neem beelden van de infrarood camera totdat de totale geïntegreerde belichtingstijd gelijk is aan de tijd berekend in 1.2. Maximale single-frame belichtingstijden wordt alleen beperkt door de verzadiging van infrarood-emissie, uit de hemel, instrument of voorwerp, of door donkere stroom van de infrarood array. Posities kan variëren van fracties van een seconde tot enkele minuten.

5. Einde van de Nacht Procedures

  1. Sluit de telescoop koepel en richt de telescoop naar de flat screen bij het observeren is voltooid.
  2. Schakel de laser uiten neem contact op USSTRATCOM met een samenvatting van de nachtelijke activiteiten binnen 15 minuten.
  3. Draai de dome plat lamp op.
  4. Neem een ​​reeks van full-frame beelden op zowel de EMCCD en infrarood camera's van de platte-veld verlichtingssterkte van de koepel platte lamp op het vlakke scherm voor elke astronomische filter gebruikt in de voorafgaande nacht. De vlakke-veldsterkte op elke pixel staat voor de gecombineerde relatieve quantum-efficiëntie van de telescoop, adaptieve optiek-systeem, filters en camera.
  5. Draai de koepel platte lamp uit en schakel over naar de blokkering filters voor elke camera.
  6. Neem een ​​reeks donkere beelden op beide camera's die overeenkomen met het bereik van de belichtingstijden en beeldformaten die tijdens het voorafgaande nacht. De donkere frames gebruikt om vertekening als gevolg van donkerstroom en elektronische ruis van de geregistreerde gegevens te verwijderen.
  7. Parkeer de telescoop.

6. Verwerking Afbeeldingen

  1. Maak een donkere calibration beeld van de mediaan van elk donker beeld series opgenomen in 5.6).
  2. Een platte kalibratie voor elk filter op elke camera door berekening van het gemiddelde van elk plat gebied reeks beelden opgenomen in 5.4), het aftrekken van de overeenkomstige donkere kalibratie beeld en vervolgens te delen door het hele beeld de gemiddelde pixelwaarde in het frame.
  3. Trek de juiste donkere kalibratie beeld en delen door het vlakke veld kalibratie voor elk op-sky science beeld opgenomen van de EMCCD en infrarood camera's.
  4. Re-center de gekalibreerde wetenschap beelden van elke waarneming door het uitlijnen van de helderste pixel en samen voeg de foto's om een ​​gestapelde beeld te creëren. Meer verfijnde routines voor een betere beeld registratie kan ook worden gebruikt 39,41.

Representative Results

De Robo-AO laser adaptieve optiek-systeem wordt gebruikt om te compenseren voor atmosferische turbulentie en diffractie-beperkte-resolutie beelden te produceren in zichtbaar en . nabij-infrarood golflengten Figuur 1A toont een afbeelding van een enkele ster gezien in het rood licht door niet-gecompenseerde atmosferische turbulentie met een beeldbreedte van 1,0 boogseconde Figuur 1B toont dezelfde ster na adaptieve optiek correctie:. de beeldbreedte daalt tot 0,12 boogseconden , iets groter dan een perfect beeld breedte van 0,10 boogseconden bij deze golflengte op een 1,5 m telescoop. De eerste Airy ring, een gevolg van diffractie, kan worden gezien als de zwakke ring structuur rond de kern van het beeld. Deze sterk verbeterde hoekresolutie maakt de ontdekking van binaire en meerdere sterrenstelsels (zoals Figuur 1C en opmerkingen ref. 40) en voor de detectie van veel zwakkere sterren in dichte gebieden zoalsde bolvormige sterrenhoop Messier van 3 (te zien in het nabij-infrarood, figuur 6) die anders onmogelijk zou zijn om direct te bekijken door middel van atmosferische turbulentie. Kenmerken van zonnestelsel objecten, zoals de wolk oppervlak van Jupiter evenals de transito moon Ganymede (figuur 7) kan ook gezien worden met een grotere helderheid bij weergave met laser adaptieve optiek.

Figuur 1
Figuur 1. Adaptieve optiek correctie op zichtbare golflengten. Elk cijfer vertegenwoordigt een 1,5 × 1,5 boogseconde field-of-view op de hemel. (A) Een lange blootstelling beeld van een enkele ster, m V = 3,5, gezien door niet-gecompenseerde atmosferische turbulentie in i -band (λ = 700 - 810 nm) op de 1,5-meter telescoop P60 van het Palomar Observatorium. De volledige breedte op halve maximum (FWHM) is 1,0 boogseconden. (B) </ Strong> Het zelfde ster als in (A) met laser adaptieve optiek correctie met behulp van de Robo-AO-systeem. De kern van de stellaire afbeelding heeft 15 keer de maximale helderheid van de gecompenseerde beeld en een FWHM van 0,12 boogseconden. (C) A binair, m V = 8,4, waarbij de scheiding van 0,14 boogseconden is geopenbaard door het gebruik van de Robo-AO adaptieve optiek-systeem. In elk geval werd tip-tilt geleiding uitgevoerd het doel zelf.

Figuur 2
Figuur 2. De Robo-AO laser adaptieve optiek-systeem. (A) De adaptieve optiek en wetenschappelijke instrumenten zijn geïnstalleerd bij de Cassegrain focus van de robot 1,5-m P60 telescoop op Palomar Observatory. Het lasersysteem en ondersteuning elektronica aan weerszijden van de telescoopbuis naar evenwicht. (B) De Robo-AO UV laserstraal propagating uit de telescoop koepel. In deze lange blootstelling fotografie, de laserstraal zichtbaar door Rayleigh verstrooiing uit luchtmoleculen, een fractie van het licht verstrooit ook terug naar de telescoop worden gebruikt als een probe van de atmosfeer. De laserstraal wordt weergegeven oranje vanwege de manier waarop UV-licht wordt overgebracht door de kleurfilters op de UV-gevoelige camera gebruikt om de foto te maken. Klik hier om een grotere afbeelding te bekijken .

Figuur 3
Figuur 3. Robo-AO adaptieve optica en wetenschappelijke instrumenten. (A) een vereenvoudigde CAD-model. Licht gericht van de telescoop secundaire spiegel (oranje) komt binnen door een klein gat in het midden van het instrumentment voor reflectie door 90 graden door de eerste vouwspiegel naar een off-axis parabolische (OAP) spiegel. Deze spiegel beelden van de telescoop leerling op het vervormbare spiegel oppervlak. Na reflectie van de vervormbare spiegel, een UV-dichroic splitst zich af van de laserlicht (violet) en stuurt het naar de laser golffront sensor. Een extra omgekeerd OAP spiegel binnen de golffrontsensor corrigeert de niet-gemeenschappelijke pad optische fouten geïntroduceerd door de 10 km conjugaat focus van de laser weerkaatst van de eerste OAP spiegel. Het zichtbare en nabij-infrarood licht (groen) die door de UV dichroïsche wordt doorgegeven door een paar OAP spiegels aan de atmosferische verspreiding corrector. Het licht wordt vervolgens gereflecteerd door de tip-tilt corrigeren spiegel tot een definitieve OAP spiegel die het licht in de richting van de zichtbare dichroïde richt. Het zichtbare dichroic reflecteert zichtbaar licht (blauw) om de elektronen vermenigvuldigen CCD en zendt de nabij-infrarood licht (rood) met een vouwspiegelen uiteindelijk de infrarood camera. De gecombineerde UV, zichtbare en nabij-infrarode licht van de telescoop en de bron simulator (geel) kunnen worden gericht aan het adaptieve optica en wetenschappelijke instrumenten door het vertalen van de eerste vouw spiegel uit de weg. (B) Een overeenkomstige foto van het instrument pakket . Klik hier om een grotere afbeelding te bekijken .

Figuur 4
Figuur 4. Shack-Hartmann golffront sensor. (A) Conceptuele schema. Als vlakke golf passeert de lenzenstelsel array, wordt een regelmatig patroon van beelden gevormd op de detector (blauw). Wanneer een niet-vlakke golfvorm gaat door het lenzenstelsel array, de lokale gradiënt van de golf beïnvloedt tDe situatie van beelden gevormd door elk van de lens array (rood). (B) Patroon van laser beelden in de Robo-AO-Shack golffrontsensor Hartmann. Alle 88 spots is een beeld van de laser scatter van 10 km gevormd door elke lens van het lenzenstelsel array, de algemene patroonvorm bepaald door de geometrie van de telescoop pupil. De relatieve verplaatsing van elk beeld ten opzichte van het referentiebeeld positie (Procedure 1,6) geeft een meting van de lokale gradiënt van het binnenkomende lichtgolf. Klik hier om groter bedrag bekijken .

Figuur 5
Figuur 5. Correctie van atmosferische prismatische verspreiding. Adaptieve optiek gecorrigeerde beelden van een 11 × 16 boogseconde deelgebied van de bolvormige sterrenhoop Messier 15 op een. telescoop hoogte van 45 graden (A) Terwijl adaptieve optiek corrigeert de effecten van atmosferische turbulentie, atmosferische prismatische verspreiding nog steeds van invloed de beelden van individuele sterren: beelden zijn scherp parallel aan de horizon, terwijl langwerpige loodrecht op de horizon met ongeveer 1 boogseconde meer dan een spectrale bandbreedte van λ = 400 tot 950 nm (B) Door bovendien gebruik van een atmosferische dispersie corrector de atmosferische prismatische verspreiding tegen te buigingsbegrensde resolutie beeldvorming wordt teruggewonnen in beide richtingen..

Figuur 6
Figuur 6. Beelden van de bolvormige sterrenhoop Messier 3 (A) Een 44 × 44 boogseconde field-of-view, 2-minuten durende niet-gecompenseerde beeld van de kern van de bolvormige sterrenhoop Messier 3 in z-band. (Λ = 830 tot 950 nm) . (B) Dezelfde image getoond met adaptieve optiek correctie met behulp van Robo-AO onthullen vele sterren die anders niet te zien was.

Figuur 7
Figuur 7. Beelden van Jupiter (A) A 0.033 seconden gecompenseerde momentopname van Jupiter (schijnbare diameter van 42 boogseconden) in r-band (λ = 560 tot 670 nm).. (B) Dezelfde afbeelding met Robo-AO laser adaptive optics correctie met het oppervlak cloud functies en doorreis Ganymedes (pijl) met meer duidelijkheid.

Discussion

De methode hier gepresenteerde beschrijft de handmatige bediening van de Robo-AO laser adaptieve optiek-systeem. In de praktijk Robo-AO werkt op een geautomatiseerde wijze, de meeste procedures worden bestuurd door een sequencer robot die dezelfde stappen voert automatisch.

De Robo-AO systeem is ontworpen voor eenvoudige replicatie tegen geringe kosten, waarbij materialen (~ USD600K) en arbeid die een fractie van de kosten van zelfs een 1,5-m telescoop. Hoewel er ongeveer twintig optische telescopen over de hele wereld meer dan 5 m in diameter, zijn telescopen in de 1-3 m nummer van de klasse en meer dan een honderd en geprojecteerd als potentiële gastheer voor Robo-AO klonen. In aanvulling op het huidige systeem ingezet op de 1,5-meter telescoop P60, is de eerste van hopelijk vele klonen wordt ontwikkeld voor de 2-m telescoop IGO 42 in Maharashtra, India, en een variant met behulp van heldere sterren in plaats van een laser voor golffront sensing is dat commissioned op de 1-meter telescoop op de Tafelberg, CA 43. Een revolutie in de diffractie-beperkte wetenschap kan zijn bij de hand.

Disclosures

De auteurs verklaren geen concurrerende financiële belangen.

Acknowledgements

De Robo-AO-systeem wordt ondersteund door samenwerkende partner-instellingen, het California Institute of Technology en de Inter-Universitair Centrum voor Astronomy and Astrophysics, door de National Science Foundation onder Grant nrs. AST-0906060 en AST-0960343, door een subsidie ​​van de Mt. Cuba Astronomische Foundation en door een gift van 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