Bringe det synlige universet i Focus med Robo-AO

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

Summary

Lys fra astronomiske objekter må reise gjennom jordens turbulent atmosfære før den kan avbildes ved bakkebaserte teleskoper. Å muliggjøre direkte avbildning ved maksimal teoretisk vinkeloppløsning må avanserte teknikker slik som de som anvendes av robo-AO adaptiv-optisk system benyttes.

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 vinkeloppløsning bakkebaserte optiske teleskoper er begrenset av de nedbrytende virkningene av den turbulente atmosfæren. I fravær av en atmosfære, er vinkeloppløsning en typisk teleskop bare begrenset av diffraksjon, dvs. bølgelengden av interesse, λ, dividert med størrelsen av sin primære speilets blenderåpning, D. For eksempel har Hubble Space Telescope (HST), med en 2,4-m primære speilet, en kantete oppløsning på synlige bølgelengder av ~ 0,04 buesekunder. Atmosfæren er sammensatt av luft ved litt forskjellige temperaturer, og derfor forskjellige brytningsindekser, stadig blanding. Lysbølger blir bøyd når de passerer gjennom den inhomogene atmosfæren. Når en teleskop på bakken fokuserer disse lysbølger, momentant bilder vises fragmentert, endres som funksjon av tid. Som et resultat, ervervet lang-bilder ved hjelp av eksponering bakkebaserte teleskoper - selv teleskoper med fire ganger diameter av HST - synes uklare og har en kantete oppløsning på rundt 0,5 til 1,5 buesekunder i beste fall.

Astronomiske adaptive-optikk kompenserer for effekten av atmosfærisk turbulens. Først, er formen på innkommende ikke-plan bølge bestemmes ved hjelp av målinger av en nærliggende lyssterk stjerne ved en bølgefront sensor. Deretter blir et element i det optiske system, for eksempel et deformerbart speil, befalt å korrigere formen på innkommende lysbølge. Ytterligere korrigeres med en hastighet nok til å holde tritt med dynamisk endring atmosfæren der teleskopet ser, til slutt produsere diffraksjon-begrenset bilder.

Fidelity av wavefront følermåling er basert på hvor godt det innkommende lyset er romlig og tidsmessig samplet en. Finere prøvetaking krever lysere referanse objekter. Mens de klareste stjernene kan tjene som referanse objekter for bildebehandling mål fra flere til flere titallsav buesekunder bort i de beste forholdene, gjør mest interessante astronomiske mål ikke har tilstrekkelig klare stjernene i nærheten. En løsning er å fokusere en høyeffekts laserstråle i retning av den astronomiske målet å skape en kunstig referanse av kjent form, også kjent som en "laser guide stjerne". Den Robo-AO laser adaptiv optikk systemet 2,3 bruker en 10-W ultrafiolett laser fokusert i en avstand på 10 km til å generere en laser guide stjerne. Bølgefronten sensor målinger av laser guide stjerne drive adaptiv optikk korreksjon resulterer i diffraksjon-begrenset bilder som har en vinkeloppløsning ~ 0,1 buesekunder på en 1,5-m-teleskopet.

Introduction

Virkningen av atmosfærisk turbulens på astronomiske bildebehandling ble først anerkjent århundrer siden av Christiaan Huygens 4 og Isaac Newton 5. De første konseptuelle adaptiv optikk design for å kompensere for effekten av turbulens ble publisert uavhengig av Horace Babcock 6 og Vladimir Linnik 7 i 1950. US Department of Defense deretter finansiert utviklingen av de første adaptive-optikk systemer i 1970 med det formål å bildebehandling utenlandske satellitter under den kalde krigen 8. Den sivile astronomiske samfunnet gjort fremgang utvikle systemer i 1980, men etter declassification av militær forskning på adaptiv optikk i 1992 (ref. 9), var det en eksplosjon i både antall og kompleksitet astronomiske systemer 10.

Flertallet av de rundt tjue synlige og infrarøde teleskoper i dag med åpninger større enn 5 meter er equipped med adaptiv-optikk systemer (f.eks refs. 11-19). Som teleskoper blitt større, og dermed bedre i stand til å samle lyset, er det større gevinster i oppløsning og følsomhet ved bruk adaptiv optikk. Dessverre store teleskop adaptive-optikk systemer er ekstremt komplekst og begrenset i sin drift til nær-infrarøde bølgelengder grunnet dagens teknologi, krever de team av støttepersonell, ofte med store observere kostnader, og tilgang til disse knappe og verdifulle ressurser er også begrenset.

Ved den andre enden av størrelsen spekteret, er det godt over 1-100 teleskoper i 1-3 meter klassen, men svært få av disse er utstyrt med adaptiv optikk. Korrigere atmosfærisk turbulens, selv ved kortere synlige bølgelengder, blir medgjørlig med dagens teknologi på disse mindre teleskoper fordi de ser gjennom et mye mindre volum av atmosfærisk turbulens (figur 1). Den totale mengden av turbulens-induced optiske feil vekter nesten proporsjonalt med teleskop primære speilet diameter og omvendt med observerer bølgelengde. Det samme adaptive-optikk teknologi som brukes sammen med nær-infrarødt lys på de større teleskoper kan brukes med synlig lys på beskjedne størrelse teleskoper. I tillegg er mange teleskoper av denne skalaen enten blir ettermontert (f.eks ref.. 20) eller nybygde med fullt robot, fjernkontroll og / eller autonom evner (f.eks ref.. 21), betydelig øke kostnadseffektiviteten av disse anleggene. Hvis utstyrt med adaptiv optikk, ville disse teleskoper tilby en overbevisende plattform for å forfølge mange områder av astronomiske vitenskap som ellers upraktisk eller umulig med store teleskop adaptiv-optikk systemer 22. Diffraksjon-begrenset målrettede undersøkelser av titusenvis av mål 23,24, langsiktig overvåking 25,26, og rask forbigående karakterisering i overfylte områder 27, som er mulig med adaptiv optikk på disse beskjedne åpninger.

Å utforske denne nye oppdagelsen plass, har vi utviklet og implementert en ny økonomisk adaptiv-optikk system for 1-3 meter klassen teleskoper, Robo-AO (refs. 2,3; figur 2). Som med andre laser adaptiv-optikk systemer omfatter Robo-AO flere hoved systemer: laser system, et sett av elektronikk, og et instrument montert ved optikkens Cassegrain fokus (bak den primære speil, figur 3) som huser en høyhastighets optisk lukker, wavefront sensor, bølgefronten korrekturlakker, vitenskap instrumenter og kalibrering kilder. Den Robo-AO utforming er avbildet her illustrerer hvordan en typisk laser adaptiv-optikk systemet opererer i praksis.

Kjernen i robo-AO lasersystem er en Q-svitsjet 10-W ultrafiolett laser montert i et lukket projektoren montering på siden av teleskopet. Starter med laseren selv, laserenprojektoren inkorporerer deretter en redundant lukker, i tillegg til laseren interne lukkeren, for ekstra sikkerhet, en halv-bølge plate å justere vinkelen på projiserte lineær polarisasjon, og en opplink tip-tilt speil til både stabilisere tilsynelatende laserstrålen posisjon på himmelen og å korrigere for teleskop flexure. En bi-konveks linse på en justerbar Fokuseringsstativet utvider laserstrålen å fylle en 15 cm utgang blenderåpning, som er bøye optisk til spissen-tilt speil. Utgangen linse fokuserer laserlys til en line-of-sight avstand på 10 km. Som laser pulser (~ 35 ns lang hver 100 mS) overføres via atmosfære vekk fra projektoren, en liten brøkdel av fotoner Rayleigh spre seg luftmolekyler og retur mot teleskopet (figur 2B). De hjemvendte spredte fotoner stammer langs hele oppover banen til laser, og ellers ville fremstå som en strek som ville gjøre bølgefronten målinger unøyaktig. Innenfor adaptiv-optikk instrument, en høyhastighets Pockels celle optisk lukker 28 blir brukt til å overføre laserlys bare tilbake fra bare en smal del av atmosfæren rundt 10 km projektoren fokus, som resulterer i laseren vises som en flekk. Bytte av Pockels cellen drives av samme master klokke som pulset laser, med en forsinkelse for å redegjøre for rundtur tiden av laserpulsen gjennom atmosfæren. Til syvende og sist er det bare om en i hver billioner fotoner lansert oppdaget av wavefront sensor. Likevel er dette strålende flux tilstrekkelig til å betjene det adaptive-optikk system.

Den ultrafiolette laser har den ekstra fordelen av å være usynlig for det menneskelige øyet, hovedsakelig på grunn av absorpsjon i hornhinnen og linsen 29. Som sådan, er det i stand til å flash-blind piloter og regnes som en klasse 1 laser system (dvs. ute av stand til å produsere skadelige strålingen under drift og fritatt fra alle kontrolltiltak 30) for alle muligeeksponeringer av personer i overflyging fly, eliminerer behovet for menneskelige spotters finnes på området som normalt kreves av Federal Aviation Authority i USA 31. Dessverre kan muligheten for laseren å skade noen satellitter i lav jordbane eksisterer. Av denne grunn er det anbefalt for både sikkerhet og ansvar bekymringer å koordinere laser aktiviteter med en passende byrå (f.eks US Strategic Command (USSTRATCOM) i USA 32).

Wavefront sensor som måler det innkommende laserlys innenfor Robo-AO Cassegrain instrumentet er kjent som en Shack-Hartmann sensor 33, og inkluderer en lenslet array, optisk relé og bildesensor. Den lenslet matrise er en refraktiv optisk element, flat på den ene siden, med et rutenett av firkantformede konvekse linser på den andre siden. Det ligger i en posisjon optisk konjugat til inngangen elev av teleskopet. Når 'retur lys' fra the laser passerer lenslest matrisen blir bildene av on-sky laser opprettet ved fokus for hver av linsene i matrisen (figur 4). Dette mønsteret av laser bilder er så optisk videresendt til en UV-optimalisert charge-coupled device (CCD) kamera. Den laterale xy stilling hver bilde gir et mål på den lokale gradient eller "skråningen 'av lyset bølge gjennom hver linse i matrisen. Signal-til-støy-forhold på hver posisjon måling med Robo-AO spenner 6-10 avhengig Zenith vinkel og seende forhold (6,5 elektroner detektor støy i hver av fire piksler med et signal som strekker seg 100 til 200 photoelectrons per bilde pr måling).

Den generelle formen på lysbølge blir deretter beregnet ved å multiplisere den målte skråningene av en pre-utregnet bølgefronten Reconstructor matrise. Den Reconstructor matrisen laget ved først å lage en modell av eleven geometri som er sub-dividert med lenslet array. Individuell orto-normal basisfunksjoner (i dette tilfellet disk harmoniske funksjoner opp til 11 th radial orden, for totalt 75 funksjoner,. ref 34) er realisert over modellen og en 2-D minste kvadraters løsning på best passer flyet over hver linse i matrisen beregnes. Mens dette er en tilnærming til den gjennomsnittlige gradient, er forskjellen ubetydelig i praksis, med fordelen av lett håndtering geometrien av delvis belyst objektiver på kantene av det projiserte eleven. Påvirkningen matrisen således utledes at Omformer amplituder for hver basis-funksjonen med skråningen offset for hver linse. Den Reconstructor matrise blir deretter opprettet ved å ta pseudo-invers av innflytelsen matrise ved singulærverdi Dekomponering. Når formen på lysbølge er kjent i form av koeffisienter av grunnlaget sett, kan en kompenserende invers form kommanderes på høy-ordens bølgefront corrector. Prosessen med å lage en måling, deretter bruke en korreksjon, og repetere syklusenover og over, er et eksempel på en integrert kontroll-sløyfe. Robo-AO utfører sin kontroll-loop med en hastighet på 1,2 kHz, er nødvendig for å holde tritt med dynamikken i atmosfæren. En skala faktor (også kjent som gevinsten av integralet kontroll-sløyfe) på mindre enn 1, og vanligvis nær 0,6, påføres korreksjonssignal for å opprettholde stabiliteten av den kontroll-sløyfen samtidig minimere gjenværende feil av korrigert lys.

Den høye for wavefront corrector innen Robo-AO er en mikro-elektro-mekanisk-systemer (MEMS) deformerbare speil 35. Robo-AO bruker 120 aktuatorer å justere opplyste speilets overflate, tilstrekkelig i romlig oppløsning for å nøyaktig passe beregnede korrigere formen. Aktuatorene har en maksimal overflate avvik amplitude på 3,5 um som svarer til optisk fase kompensasjon av opptil 7 um. I typiske atmosfæriske forholdene på astronomiske observatorier, er denne kompensasjonen lengde større enn 5 sigma avamplitude av uroen induserte optiske feil og derfor resulterer i betydelig korreksjon takhøyde. Videre kan den deformerbare speil kompensere for statiske optiske feil oppstått fra instrumentet og teleskopet på bekostning av redusert dynamisk område.

Ett subtilitet å bruke en laser som en sonde av atmosfæren er dens manglende evne til å måle astronomiske image bevegelse 36. Det returnerende laserlyset er sett fra omtrent samme posisjon som det er anslått og derfor alltid skal komme i samme sted på himmelen. Noen generell tilt målt i retur laserlys bølge ved bølgefronten sensor er dominert av mekaniske peker feil. Tiltealarmen signalet brukes til å drive laser systemets opplink tip-tilt speil, og dermed holde Shack-Hartmann mønster sentrert på bølgefronten sensor. Korrigere astronomiske bilde bevegelse håndteres separat med vitenskap kameraer som forklart nedenfor.

Robo-AO brukerfire off-aksen parabolic (OAP) speil å videresende lys fra teleskopet til vitenskap kameraer achromatically (figur 3). Releet banen omfatter en rask tips-tilt korrigere speil samt en atmosfærisk dispersjon corrector (ADC) 37 består av et par av roterende prismer. ADC løser et bestemt problem relatert til å observere objekter gjennom atmosfæren som ikke er direkte overhead: atmosfæren fungerer som et prisme og refracts lys som en funksjon av bølgelengde, med den samlede effekten blir sterkere som teleskopet peker lavere i høyde, få bilder - spesielt de som har blitt skjerpet av adaptiv optikk korreksjon - blir langstrakt i retning vinkelrett på horisonten. ADC kan legge en motsatt mengde dispersjon til det innkommende lys, effektivt negating effekten av atmosfærisk prismatisk dispersjon (figur 5). På slutten av OAP relé er et synlig dikroisk som reflekterer lys av λ <950 nm til et elektron-multiplisere charge-coupled device (EMCCD) kamera under sending infrarødt lys mot et infrarødt kamera. Den EMCCD kameraet har evnen til å ta bilder med svært lav elektronisk (detektor) støy 38,39, med en bildefrekvens som reduserer intra-eksponering image bevegelse til under diffraksjon-begrenset vinkeloppløsning. Ved re-sentrering og stabling en serie av disse bilder, kan en lang-eksponering bildet bli syntetisert med minimal støy straff. Den EMCCD Kameraet kan også brukes til å stabilisere image bevegelse på infrarøde kameraet; målinger av posisjonen til en avbildes astronomisk kilde kan brukes til kontinuerlig befale raske tip-vinkel i forhold til re-peke bildet til en ønsket plassering. I forkant av hvert kamera er et sett av filter hjul med et passende sett av astronomiske filtre.

En intern teleskop og kilde simulator er integrert i Robo-AO-systemet som en kalibreringsverktøy. Det kan samtidig simulere ultrafiolettlaser fokus på 10 km og en blackbody kilde ved uendelig, matchende verten teleskopets brennvidder og utgangspupill posisjon. Den første fold speil innenfor Robo-AO styrer alle lys fra teleskopet sekundære speilet til adaptiv-optikk system. Flippen speilet er også montert på en motorisert scene som kan oversettes ut av veien for å avsløre den interne teleskopet og kilde simulator.

Mens Robo-AO-systemet er beregnet for å operere i en helt selvstendig måte, kan hver av de mange trinn av en adaptiv optikk observasjon utføres manuelt. Denne steg-for-trinn prosedyre, sammen med en kort forklaring, er beskrevet i neste avsnitt.

Protocol

1. Pre-observerende Prosedyrer

  1. Lag en liste over de astronomiske mål som skal følges.
  2. Beregn den totale eksponering tider nødvendig for hvert mål for å oppnå en ønsket signal-til-støy-forholdet i hver vitenskapelig filter og kamera ønsket kombinasjon.
  3. Overfør listen over astronomiske mål å ta hensyn til USSTRATCOM større enn 3 dager i forveien observasjoner. De vil sende tilbake en forutsigbar Avoidance melding (PAM) indikerer 'åpne vinduer' - de gangene trygt å bruke laser system på hver ønsket mål uten potensielt skadelige satellitter.
  4. Installer Robo-AO-systemet på teleskopet på dagtid hvis det ikke allerede er gjort (f.eks Robo-AO på 1,5 m P60 teleskop ved Palomar Observatory, CA, figur 2).
  5. Oversett det første fold speil for å avdekke interne teleskopet og kilde simulator til laser wavefront sensor, og slå på den simulerte laser kilde. </ Li>
  6. Registrere posisjonene til de simulerte laser bildene på bølgefronten sensor kameraet. Disse posisjonene er brukt som referanse skråningen målinger for Shack-Hartmann wavefront sensor og vil bli trukket fra følgende på himmelen målinger. Denne prosedyren kalibrerer små optiske endringer i instrumentet justering på grunn av skiftende temperaturer.
  7. Returnere den første fold speil til sin opprinnelige posisjon og slå av simulert laser kilde.
  8. Kontakt USSTRATCOM en time før observere å informere dem om natten planlagte aktivitet og motta oppdateringer eller endringer i PAM.
  9. Slå 10-W ultrafiolett laser på samtidig la den overflødige skodde lukket. Et væskeavkjølingssystem regulerer temperaturen av diode pumper innenfor laseren og krever omtrent en time for å stabilisere.
  10. Sjekk at forholdene er trygt å åpne teleskopet kuppel når det er mørkt nok for å observere. Dette inkluderer et trygt områdefor fuktighet, duggpunkt depresjon, nedbør, vindstyrke, og luftbårne partikler.
  11. Åpne teleskop kuppel og peker på en relativt lyssterk stjerne (m V ≤ 5) overhead.
  12. Refokusere teleskopet ved posisjonering teleskopet sekundær speilet til stjernen er på omtrentlig beste fokus (minste bildebredde). Manuell estimering fra et levende bilde fra en av vitenskap kameraene er tilstrekkelig.

2. Høy for Adaptive Optics Correction

  1. Plukk en astronomisk mål som har en tilstrekkelig lang 'åpent vindu "i henhold til PAM.
  2. Angi en alarm for slutten av den åpne vinduet "med en buffer på minst 1 minutt. Hvis alarmen går av i løpet av en observasjon, umiddelbart skodde laseren.
  3. Peke teleskopet mot den valgte astronomiske mål. Ram inn objekt (er) i felt-of-view av vitenskap kameraer ved å justere teleskopet peker nødvendig.
  4. Bekrefter at laser uplink tip-tilt speilet er sentrert i sitt utvalg før du åpner den interne og redundant laser skodder - spre laseren på himmelen (figur 2).
  5. Spille et sekund av data fra wavefront sensor kamera, ca 1200 rammer, mens Pockels celle optiske er skrudd av.
  6. Beregn en median bilde fra disse dataene. Dette vil bli brukt som en bakgrunn ramme å subtrahere hvilken som helst elektrisk eller optisk skjevhet fra bildene som tas med bølgefronten sensor kameraet.
  7. Vri Pockels cellen utløsersystem på slik at laser pulser fra 10 km overføres til bølgefronten sensor.
  8. Spiral søk uplink tip-tilt speil til Shack-Hartmann mønster av laser bildene vises i wavefront sensor kamera (figur 4B). La uplink tip-tilt speil i posisjon.
  9. Spille inn en ny bølgefront sensor bakgrunnsbilde mens Pockels cellen øyeblikk slått off. Dette er nødvendig fordi de optiske bakgrunnen endres litt som laseren peker i ulike retninger av uplink tip-tilt speil.
  10. Start høy orden adaptiv-optisk system. På dette punktet to kontroll-buer er startet samtidig; posisjonene hver laser bilde skapt av bølgefronten sensor lenslet array blir brukt til å drive de deformerbare speil aktuatorer å flate ut ikke-plane lysbølger påbegynner teleskopet før de overføres til realfagsmiljøene kameraene . Et veid gjennomsnitt av de stillingsmålingene brukes også til å kommandere uplink tip-tilt speil å opprettholde konsentrasjonen av mønsteret av laser bilder på bølgefronten sensor.

3. Observere i Visible (med Post-facto Registrering korreksjon)

  1. Angi posisjonen av filtermediet hjul til ønsket observere filteret (ene).
  2. Angi vinkelen ADC prismer slik at det gjenværende atmosfæriske prismatisk dispersjon minimert påde vitenskapelige instrumentene.
  3. Still eksponeringstiden og rammestørrelse på EMCCD kameraet slik at det er et minimum ramme-transfer bildefrekvens på ~ 10 Hz, med 30 Hz foretrukket. Data fanget på denne frekvensen vil typisk redusere intra-eksponering image bevegelse til under diffraksjon-begrenset vinkeloppløsning.
  4. Still elektron-multiplikasjon gevinst på EMCCD kameraet slik at den maksimale intensitet av målene er omtrent halvparten av godt-dybden av detektoren eller på en maksimal verdi på 300 for svakere mål.
  5. For svake mål, de omtrent større enn en fremragende størrelsesorden 15, bremse bildehastigheten til EMCCD kameraet ned til det er minst ~ 5-10 fotoner blir detektert i kjernen av avbildningspunktet spredt funksjon. Mens dette fører til ekstra bilde uskarpe bevegelser i rammer og redusere vinkeloppløsning (f.eks ref. 40,. Omtrent dobbelt så diffraksjon-begrenset oppløsning på m r ~ 16,5 targets), er flere sentrale fotoner nødvendig for riktig post-facto registrering behandling.
  6. Spille en kontinuerlig sett av bilder fra EMCCD kameraet til det totale integrerte eksponeringstid lik tid beregnet i 1,2.

4. Observere i infrarødt (med synlig Tip-tilt Correction)

  1. Sett filterhjul foran EMCCD kameraet til en bredbånd filter, dvs. et klart filter eller et λ> 600nm lang mikrofilteret.
  2. Obs pixel plasseringen av objektet som skal brukes som en spiss-tilt bruksanvisning kilde på EMCCD kameraet mens du ser på et levende bilde.
  3. Sett kameraet avlesning innstillingene til følgende verdier: Bin piksler med en faktor på 4, og setter rammen-transfer underramme avlesning regionen å være totalt 2 × 2 binned piksler sentrert på tidligere nevnt posisjon.
  4. Still EMCCD kamera bildefrekvens og elektron multiplikasjon gevinst å tilpasse lysstyrken på spissen-tiltveilede kilde. En ramme på 300 Hz er foretrukket (for en kontroll-sløyfe korreksjon båndbredde av ~ 30 Hz), men kan senkes etter behov for svakere objekter på bekostning av lavere kvalitet tip-tilt korreksjon.
  5. Start tip-tilt kontroll-loop. Dette vil beregne den aktuelle guiden kildeposisjonen og kommandere rask tips-tilt korrigere speil å drive sin posisjon til sentrum av binned pixel regionen.
  6. Ta bilder fra den infrarøde kameraet til det totale integrerte eksponeringstid lik tid beregnet i 1,2. Maksimale Enkeltrammeøkning eksponeringstider vil bare være begrenset av metningen fra infrarød stråling, fra himmelen, instrument eller objekt, eller ved mørk strøm fra infrarøde array. Eksponering kan variere fra brøkdeler av et sekund til flere minutter.

5. Slutten av kvelden Prosedyrer

  1. Lukk teleskop kuppel og peke teleskopet til den flate skjermen når observere er fullført.
  2. Slå laser avog kontakt USSTRATCOM med en oppsummering av de nattlige aktiviteter innenfor 15 min.
  3. Slå kuppelen flat lampen på.
  4. Opp en serie med full-frame bilder på både EMCCD og infrarøde kameraer i flat-feltet belysning produsert av kuppelen flat lampen på flatskjerm for hver astronomiske filter brukt under den foregående natten. Den flat-feltet intensitet på hver piksel representerer den kombinerte relative kvante-effektivitet av teleskopet, adaptiv-optikk system, filtre og kamera.
  5. Slå kuppelen flat lampen av og bytte til de blokkerende filtre foran hvert kamera.
  6. Opp en serie med mørke bilder på begge kameraene tilsvarende omfanget av eksponeringstider og bildeformater innspilt i løpet av foregående natt. De mørke rammer brukes til å fjerne skjevhet grunnet mørk strøm og elektronisk støy fra dataopptak.
  7. Parkere teleskopet.

6. Redigering av bilder

  1. Lag en enkel mørk calibration bilde fra medianen av hvert mørkt bilde serie spilt inn i 5.6).
  2. Lag en flat-feltet kalibrering bilde for hvert filter på hvert kamera ved å beregne medianen av hver leilighet-feltet bildeserie registrert i 5.4), trekke tilsvarende mørk kalibrering bilde og deretter dele hele bildet av median pikselverdi i rammen.
  3. Trekk fra den aktuelle mørk kalibrering image og dele på flat-feltet kalibrering bilde for hvert på himmelen vitenskap bilde som er tatt fra de EMCCD og infrarøde kameraer.
  4. Re-sentrere kalibrert vitenskap bilder fra hver observasjon ved å samkjøre de smarteste pixel og legge bildene sammen for å lage et stablet bilde. Mer sofistikerte rutiner for bedre bildegjengivelse registrering kan også brukes 39,41.

Representative Results

Den Robo-AO laser adaptiv-optikk systemet brukes til å kompensere for atmosfærisk turbulens og produsere diffraksjon-begrenset oppløsning på synlig og . nær-infrarøde bølgelengder Figur 1a viser et bilde av en stjerne sett i rødt lys gjennom ukompensert atmosfærisk turbulens med en bildebredde på 1,0 arc andre figur 1B viser samme stjerne etter adaptiv optikk korreksjon:. bildebredden reduseres til 0,12 buesekunder , litt større enn en perfekt bildebredde på 0,10 buesekunder på denne bølgelengden på en 1,5-m-teleskopet. Den første Airy ringen, et resultat av diffraksjon, kan sees som den svake ringen som struktur rundt kjernen av bildet. Dette mye bedre vinkeloppløsning gjør oppdagelsen av binære og flere stjernesystemer (f.eks Figur 1C og observasjoner av ref. 40) og for påvisning av mye svakere stjerner i tette områder somglobular klynge av Messier 3 (sett i det nær-infrarøde, Fig. 6) som ellers ville være umulig å direkte vise gjennom atmosfærisk turbulens. Funksjoner av solar-system objekter, for eksempel skyen overflaten av Jupiter så vel som dens transiting månen Ganymedes (figur 7), kan også ses med en større grad av klarhet sett med laser adaptiv optikk.

Figur 1
Figur 1. Adaptiv optikk korreksjon på synlige bølgelengder. Hver figur representerer en 1,5 × 1,5 arc andre felt-of-view på himmelen. (A) En lang eksponering enkelt bilde av en enkelt stjerne, m V = 3,5, sett gjennom ukompensert atmosfærisk turbulens i jeg -band (λ = 700 - 810 nm) ved 1,5 m P60 teleskop ved Palomar Observatory. The full-bredde ved halv-maksimum (FWHM) er 1,0 buesekunder. (B) </ Strong> Det samme stjernen som i (A) med laser adaptiv optikk korreksjon ved hjelp av Robo-AO-systemet. Kjernen stellar bildet har 15 ganger peak lysstyrken på ukompensert bildet og har en FWHM på 0,12 buesekunder. (C) En binær stjerne, m V = 8,4, med en separasjon av 0,14 buesekunder er avdekket gjennom bruk av den Robo-AO adaptiv-optikk system. I hvert tilfelle, ble spissen-tilt guiding utført selve målet.

Figur 2
Figur 2. Den Robo-AO laser adaptiv-optikk system. (A) adaptiv optikk og vitenskap instrumenter er installert på Cassegrain fokus robot 1,5 m P60 teleskop ved Palomar Observatory. Lasersystemet og støtte elektronikk er festet til motsatte sider av teleskopet for balanse. (B) Robo-AO UV laserstråle propagating ut av teleskop kuppel. I denne lang eksponering fotografiet er laserstrålen synlig grunnet Rayleigh spredning av av luftmolekyler, en liten brøkdel av lys også sprer tilbake mot teleskopet å bli brukt som en sonde i atmosfæren. Laserstrålen vises oransje på grunn av måten UV-lys er overført gjennom fargefiltre på UV-følsomt kamera som brukes til å ta bildet. Klikk her for å se større figur .

Figur 3
Figur 3. Robo-AO adaptiv optikk og vitenskapelige instrumenter. (A) En forenklet CAD modell. Lys fokusert fra optikkens sekundære speilet (oransje) kommer inn gjennom et lite hull i midten av instrument før blir reflektert av 90 grader innen første fold speil mot en utenfor aksen parabolske (OAP) speil. Dette speilbilder teleskopet eleven på deformerbare speil overflaten. Etter refleksjon fra den deformerbare speil, deler en UV dikroisk av laserlys (fiolett) og leder den til laser bølgefronten sensor. En ekstra reversert OAP speil i wavefront sensor korrigerer de ikke-vanlige sti optiske introdusert av 10 km konjugat fokus på laser reflekteres av den første OAP speilet. Den synlige og nær-infrarøde (grønn) som passerer gjennom UV-dikroiske er videresendt av et par OAP speil til atmosfæriske dispersjon corrector. Lyset blir så reflektert av tip-tilt korrigere speil til en endelig OAP speil som fokuserer lyset mot det synlige dikroisk. Den synlige dikroisk reflekterer synlig lys (blå) til elektron-multiplisere CCD og overfører den nær-infrarødt lys (rød) til en fold speilog til slutt til det infrarøde kameraet. Den kombinerte UV, synlig og nær-infrarødt lys fra teleskopet og kilde simulator (gul) kan rettes til de adaptive optikk og vitenskapelige instrumenter ved å oversette den første fold speilet ut av veien. (B) En tilsvarende bilde av instrumentpakken . Klikk her for å se større figur .

Figur 4
Figur 4. Shack-Hartmann wavefront sensor. (A) Konseptuell diagram. Som et flatt bølge passerer gjennom lenslet array, er et regelmessig mønster av bilder dannet på detektoren (blå). Når en ikke-plan bølge passerer gjennom lenslet array, påvirker den lokale gradient av bølgen tHan stilling bilder dannet av hver linse i matrisen (rød). (B) Mønster av laser bilder i Robo-AO Shack-Hartmann wavefront sensor. Hver av de 88 stedene er et bilde av laser scatter fra 10 km som dannet av hver linse for lenslet matrisen, med den generelle mønster formen bestemmes av geometrien av teleskop eleven. Den relative forskyvning av hvert bilde med hensyn til referanse bildeposisjonen (Prosedyre 1,6) gir en måling av den lokale gradient av den innkommende lysbølge. Klikk her for å vise større figur .

Figur 5
Figur 5. Korrigering av atmosfærisk prismatisk spredning. Adaptiv optikk korrigert bilder av en 11 × 16 arc andre delfelt av kulehop Messier 15 ved en. teleskop høyde på 45 grader (A) Mens adaptiv optikk korrigerer effekten av atmosfærisk turbulens, påvirker atmosfærisk prismatisk spredning fortsatt bilder av individuelle stjerner: Bildene er skarpe parallelt med horisonten, mens langstrakte vinkelrett på horisonten med ca 1 arc sekund over en spektral båndbredde på λ = 400-950 nm (B) Ved i tillegg å bruke en atmosfærisk dispersjon corrector å motvirke den atmosfæriske prismatisk dispersjon blir diffraksjon-begrenset oppløsning imaging gjenfunnet i begge retninger..

Figur 6
Figur 6. Bilder av kulehop Messier 3 (A) En 44 × 44 bue andre felt-of-view, 2-minutters lang ukompensert bilde av kjernen av kulehop Messier 3 i z-båndet. (Λ = 830-950 nm) . (B) det samme jegmage vist med adaptiv optikk korreksjon ved hjelp Robo-AO avsløre mange stjerner som kunne ellers ikke sett.

Figur 7
Figur 7. Bilder av Jupiter (A) En 0.033 sekunder ulønnet øyeblikksbilde av Jupiter (tilsynelatende diameter på 42 buesekunder) i r-band (λ = 560-670 nm).. (B) Det samme bildet med Robo-AO laser adaptiv optikk korreksjon viser overflaten sky funksjoner samt gjennomløpende Ganymede (pil) med større klarhet.

Discussion

Metoden som presenteres her beskriver manuell drift av robo-AO laser adaptiv-optisk system. I praksis opererer Robo-AO på en automatisert måte, de aller fleste av prosedyrer styres av en robot sequencer som utfører de samme trinnene automatisk.

Den Robo-AO-systemet er konstruert for enkel replikering på beskjedne kostnader, med materialer (~ USD600K) og arbeidskraft være en brøkdel av kostnaden for enda en 1,5-m-teleskopet. Mens det er omtrent tjue optiske teleskoper rundt om i verden er større enn 5 meter i diameter, er teleskoper i 1-3 m klasse nummer godt over ett hundre og anslått som potensielle verter for Robo-AO kloner. I tillegg til dagens system utplassert på 1,5 m P60 teleskop, er den første av forhåpentligvis mange kloner som utvikles for 2-m IGO teleskop 42 i Maharashtra, India, og en variant med lyse stjerner i stedet for en laser for wavefront sensing er å være commissioned ved 1-m teleskop på Table Mountain, 43 CA. En revolusjon i diffraksjon-begrenset vitenskap kan være for hånden.

Disclosures

Forfatterne erklærer ingen konkurrerende økonomiske interesser.

Acknowledgements

Den Robo-AO-systemet støttes ved å samarbeide samarbeidsinstitusjoner, California Institute of Technology og Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, av National Science Foundation i henhold Grant Nos AST-0906060 og AST-0960343, ved en bevilgning fra mt. Cuba Astronomical Foundation og en gave fra 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