Portare l'Universo visibile in Focus con Robo-AO

Published 2/12/2013
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Summary

Luce da oggetti astronomici deve viaggiare attraverso l'atmosfera turbolenta della terra prima di essere ripreso da telescopi terrestri. Per consentire l'imaging diretto alla massima risoluzione teorica angolare, tecniche avanzate come quelle impiegate dal Robo-AO-ottica adattiva sistema deve essere utilizzato.

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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).

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Abstract

La risoluzione angolare di telescopi ottici terrestri è limitato da effetti degradanti dell'atmosfera turbolenta. In assenza di un ambiente, la risoluzione angolare di un tipico telescopio è limitato solo dalla diffrazione, cioè, la lunghezza d'onda di interesse, λ, divisa per la dimensione del diaframma suo specchio primario, D. Ad esempio, l'Hubble Space Telescope (HST), con 2,4 m specchio primario, ha una risoluzione angolare a lunghezze d'onda visibili di ~ 0,04 secondi d'arco. L'atmosfera è composta di aria a temperature leggermente diverse, e quindi diversi indici di rifrazione, costante miscelazione. Le onde luminose sono piegati quando passano attraverso l'atmosfera disomogeneo. Quando un telescopio a terra concentra queste onde luminose, immagini istantanee appaiono frammentati, cambiando in funzione del tempo. Come risultato, lunga esposizione immagini acquisite usando telescopi terrestri - anche telescopi con quattro volte il diametrometro di HST - appaiono sfocate e hanno una risoluzione angolare di circa 0,5-1,5 secondi d'arco al meglio.

Astronomiche adattivo-ottica sistemi di compensare gli effetti della turbolenza atmosferica. Primo, la forma del entrante non planare onda è determinato utilizzando misurazioni di una stella vicina luminosa da un sensore di fronte d'onda. Successivamente, un elemento del sistema ottico, come ad esempio uno specchio deformabile, è comandato per correggere la forma d'onda della luce incidente. Correzioni aggiuntivi ad una velocità sufficiente per stare al passo con l'atmosfera cambia dinamicamente attraverso il quale il telescopio appare, in ultima analisi, la produzione di immagini a diffrazione limitata.

La fedeltà della misura sensore di fronte d'onda si basa sul modo in cui la luce in entrata è spazialmente e temporalmente campionato 1. Campionamento Finer richiede oggetti di riferimento brillanti. Mentre le stelle più luminose possono servire come oggetti di riferimento per gli obiettivi di imaging da diverse decine didi secondi d'arco di distanza nel migliore dei modi, gli obiettivi astronomici più interessanti non hanno stelle sufficientemente luminose nelle vicinanze. Una soluzione è quella di focalizzare un potente fascio laser in direzione del bersaglio astronomico per creare un riferimento artificiale di forma nota, noto anche come 'stella guida laser'. Il Robo-AO laser sistema di ottica adattiva 2,3 impiega un 10-W laser ultravioletto a fuoco a una distanza di 10 km, per generare una stella guida laser. Misurazioni del sensore di fronte d'onda della stella guida laser guidare la correzione ottica adattiva con conseguente diffrazione limitata immagini che hanno una risoluzione angolare di ~ 0,1 secondi d'arco su un telescopio di 1,5 m.

Introduction

L'impatto della turbolenza atmosferica su immagini astronomiche è stato riconosciuto secoli fa da Christiaan Huygens Isaac Newton 4 e 5. I primi disegni concettuali ottica adattiva per compensare gli effetti della turbolenza sono stati pubblicati in modo indipendente da Horace Babcock 6 e Vladimir Linnik 7 nel 1950. Il Dipartimento della Difesa statunitense poi finanziato lo sviluppo dei primi sistemi di ottica adattiva nel 1970 allo scopo di satelliti di imaging stranieri durante la guerra fredda 8. La comunità civile astronomica reso i sistemi di avanzamento in via di sviluppo nel 1980, tuttavia, dopo la declassificazione della ricerca militare sulle ottiche adattive nel 1992 (rif. 9), ci fu un'esplosione sia il numero e la complessità dei sistemi astronomici 10.

La maggior parte dei telescopi circa 20 visibile e dell'infrarosso oggi con aperture superiori a 5 metri sono equipped con ottica adattiva-sistemi (ad es. refs 11-19). Come telescopi diventano più grandi, e quindi più in grado di raccogliere la luce, ci sono maggiori guadagni di risoluzione e sensibilità quando si utilizza ottica adattiva. Purtroppo, di grandi telescopi ottici adattativi-sistemi sono estremamente complessi e limitati nel loro funzionamento alle lunghezze d'onda grazie alla tecnologia corrente del vicino infrarosso, che richiedono squadre di personale di supporto, spesso con grandi spese generali di osservazione, e l'accesso a tali risorse scarse e preziose è anche limitato.

All'altra estremità dello spettro dimensioni, ci sono oltre 1-100 telescopi della classe metro 1-3, ma pochi di essi sono dotati di ottica adattiva. Correzione turbolenza atmosferica, anche a brevi lunghezze d'onda visibili, diventa trattabili con la tecnologia attuale su questi piccoli telescopi perché guardare attraverso un volume molto più piccolo di turbolenza atmosferica (Figura 1). La quantità totale di turbolenza-induced scale errore ottici quasi proporzionalmente con il diametro dello specchio primario del telescopio e inversamente con la lunghezza d'onda di osservazione. Lo stesso ottiche adattative tecnologia che viene utilizzata con vicino infrarosso sui telescopi grandi possono essere usati con luce visibile dimensioni modeste telescopi. Inoltre, molti telescopi di questa scala sono o fasi successive (ad esempio, rif. 20) o di nuova costruzione con funzionalità completamente robotizzato, a distanza e / o autonomo (ad esempio rif. 21), aumentando in modo significativo il rapporto costo-efficacia di tali strutture. Se dotato di ottica adattiva, questi telescopi costituirebbe una piattaforma interessante per perseguire molte aree della scienza astronomica che sono altrimenti impraticabile o impossibile con il grande telescopio adattiva-sistemi ottici 22. Indagini mirate a diffrazione limitata di decine di migliaia di bersagli 23,24, a lungo termine di monitoraggio 25,26, e rapida caratterizzazione transitoria in campi affollati 27, sono possibili con l'ottica adattiva su queste aperture modeste.

Per esplorare questo nuovo spazio scoperta, abbiamo progettato e realizzato un nuovo economico-ottica adattiva sistema di telescopi di classe 1-3 metri, Robo-AO (refs. 2,3; la figura 2). Come con altri laser adattiva sistemi ottici, Robo-AO comprende diversi sistemi principali: il sistema laser, un set di elettronica, e uno strumento montato al fuoco Cassegrain del telescopio (dietro lo specchio primario; Figura 3) che ospita una alta velocità otturatore ottico, sensore di fronte d'onda, correttori di fronte d'onda, strumenti scientifici e fonti di calibrazione. Il Robo-AO di progettazione indicati nel presente accordo viene illustrato come un tipico laser-ottica adattiva sistema funziona nella pratica.

Il nucleo del Robo-AO è un sistema laser Q-switched 10-W laser ultravioletto montato in un assieme racchiuso proiettore sul lato del telescopio. A partire dallo stesso laser, il laserproiettore incorpora quindi un otturatore ridondante, oltre a scatto interno del laser, per una maggiore sicurezza, una semionda piastra per regolare l'angolo di proiezione polarizzazione lineare, ed un tip-tilt uplink specchio di stabilizzare sia l'apparente posizione del raggio laser sul cielo e correggere per flessione telescopio. Un bi-convessa su un palco fuoco regolabile espande il raggio laser per riempire una lente di uscita 15 cm di apertura, che è otticamente coniugare al tip-tilt specchio. La lente di uscita mette a fuoco la luce laser ad una line-of-sight distanza di 10 km. Come gli impulsi laser (~ 35 ns lunghi ogni 100 ms) si propagano attraverso l'atmosfera di distanza dal proiettore, una piccola frazione della diffusione Rayleigh fotoni fuori molecole d'aria e di ritorno verso il telescopio (Figura 2B). I fotoni di ritorno sparse origine lungo l'intero percorso verso l'alto del laser, e che altrimenti appaiono come una striscia che avrebbe reso le misurazioni del fronte d'onda imprecisa. All'interno del-ottica adattiva instrument, ad alta velocità cella di Pockels otturatore ottico 28 è utilizzato per trasmettere la luce laser solo ritorno da una fetta sottile dell'atmosfera intorno al centro 10 km proiettore, causando il laser che appare come una macchia. Commutazione della cella di Pockels è pilotato dal master clock stesso del laser impulsato, con un ritardo per tenere conto del tempo di andata e ritorno degli impulsi laser attraverso l'atmosfera. In definitiva, solo circa uno ogni trilione fotoni lanciati viene rilevata dal sensore di fronte d'onda. Anche così, il flusso radiante è sufficiente azionare il sistema di ottica adattiva.

Il laser ultravioletto ha l'ulteriore vantaggio di essere invisibile all'occhio umano, principalmente a causa dell'assorbimento nella cornea e la lente 29. Come tale, essa è in grado di flash-cieche piloti ed è considerato un 1 sistema laser di classe (cioè in grado di produrre livelli di radiazione dannosi durante il funzionamento ed è esente da qualsiasi controllo misura 30) per tutti i possibiliesposizioni di persone in aerei che sorvolano, eliminando la necessità di osservatori umani si trovano sul sito come normalmente richiesto dalla Federal Aviation Authority all'interno degli Stati Uniti 31. Purtroppo, la possibilità per il laser per danneggiare alcuni satelliti in orbita terrestre bassa possono esistere. Per questo motivo, è consigliabile sia per i problemi di sicurezza e la responsabilità di coordinare le attività di laser con un'agenzia appropriato (ad esempio con US Strategic Command (USSTRATCOM) negli Stati Uniti 32).

Il sensore di fronte d'onda che misura la luce in arrivo laser all'interno del Robo-AO strumento Cassegrain è conosciuto come un sensore Hartmann-Shack 33, e comprende una matrice di microlenti, relè ottico e sensore di immagine. La matrice di microlenti è un elemento ottico rifrattivo, piana da un lato, con una griglia di lenti convesse di forma quadrata sull'altro lato. Si trova in una posizione otticamente coniugato alla pupilla di ingresso del telescopio. Quando la 'luce di ritorno' da the laser passa attraverso la matrice lenslest, immagini del cielo on-laser vengono creati al centro di ciascuna delle lenti nella matrice (Figura 4). Questo modello di immagini laser viene quindi otticamente inoltrati a un UV ottimizzato charge-coupled device (CCD) della fotocamera. La posizione xy laterale di ogni immagine dà una misura del gradiente locale o 'pendenza' onda della luce attraverso ogni lente della matrice. Il rapporto segnale-rumore di ogni misura di posizione con Robo-AO serie da 6 a 10 condizioni seconda Zenith angolo e vedere (6,5 elettroni di rumore del rivelatore in ciascuno dei quattro pixel con un segnale di ranging 100-200 fotoelettroni per immagine per misurazione).

La forma generale dell'onda luce viene poi calcolato moltiplicando le piste misurata da un pre-calcolata matrice reconstructor fronte d'onda. La matrice reconstructor viene creato facendo prima un modello della geometria pupilla che è suddiviso dalla matrice di microlenti. Individuale orto-normale basefunzioni (in questo caso le funzioni disco armoniche fino all'ordine 11 ° radiale, per un totale di 75 funzioni, ref. 34) sono realizzati sul modello e un 2-D minimi quadrati soluzione al best-fit piano attraverso ciascuna lente nella matrice viene calcolata. Mentre questo è un'approssimazione della pendenza media, la differenza è trascurabile in pratica, con il beneficio di facile manipolazione della geometria delle lenti parzialmente illuminati ai bordi della pupilla proiettata. Una matrice influenza è così derivato che converte ampiezze unitari per ogni funzione base con la pendenza offset per ogni obiettivo. La matrice viene quindi creato reconstructor prendendo la pseudo-inversa della matrice influenza mediante decomposizione in valori singolari. Una volta che la forma d'onda della luce è nota in termini di coefficienti del set base, una forma di compensazione inversa può essere comandato in ordine elevato correttore fronte d'onda. Il processo di creazione di una misurazione, quindi applicando una correzione, e ripetendo questo ciclopiù e più volte, è un esempio di un integrale loop di controllo. Robo-AO esegue il loop di controllo ad una velocità di 1,2 kHz, necessario per tenere il passo con la dinamica dell'atmosfera. Un fattore di scala (anche conosciuto come il guadagno integrale del loop di controllo) minore di 1, e tipicamente vicino a 0,6, viene applicato il segnale di correzione per mantenere la stabilità del loop di controllo pur minimizzando l'errore residuo corretto luce.

L'ordine superiore correttore fronte d'onda all'interno di Robo-AO è un micro-elettro-meccanici-sistemi (MEMS) specchio deformabile 35. Robo-AO 120 utilizza attuatori per regolare la superficie illuminata dello specchio, sufficiente risoluzione spaziale per adattarsi con precisione alla forma calcolata la correzione. Gli attuatori hanno una ampiezza massima deviazione superficie di 3,5 micron, che corrisponde a compensazione di fase ottica fino a 7 micron. Nelle tipiche condizioni atmosferiche in osservatori astronomici, questa correzione lunghezza è superiore a 5 sigma delampiezza della turbolenza indotta errore ottico e determina quindi headroom significativa correzione. Inoltre, lo specchio deformabile in grado di compensare errori statici ottici derivanti dallo strumento e telescopio a costo di ridotta gamma dinamica.

Una sottigliezza utilizzando un laser come sonda dell'atmosfera è la sua incapacità di misurare il movimento dell'immagine astronomica 36. La luce laser di ritorno è stato visto da circa la stessa posizione da cui viene proiettato e, pertanto, deve sempre apparire nella stessa posizione in cielo. Qualsiasi inclinazione globale misurato in onda laser luce ritorno dal sensore di fronte d'onda è dominato da meccanici errori di puntamento. Il segnale di inclinazione viene utilizzato per alimentare il sistema laser uplink tip-tilt specchio, mantenendo così la Hartmann-Shack modello centrato sul sensore di fronte d'onda. Correzione del movimento astronomico immagine viene gestita separatamente con le telecamere della scienza come spiegato di seguito.

Robo-AO utilizzaquattro fuori asse parabolico (OAP) riflette alla luce relè dal telescopio per le telecamere scienza achromatically (Figura 3). Il percorso relè comprende un veloce tip-tilt specchio correggendo così come un correttore dispersione atmosferica (ADC) 37 comprende una coppia di prismi rotanti. L'ADC risolve un problema particolare relativa a osservare oggetti attraverso l'atmosfera che non sono direttamente sopra: l'atmosfera agisce come un prisma e rifrange luce in funzione della lunghezza d'onda, con l'effetto complessivo diventa più forte come il telescopio punti inferiore in elevazione, causando immagini - specialmente quelli che sono stati affilata con correzione ottica adattiva - appaia allungata nella direzione normale all'orizzonte. L'ADC può aggiungere una quantità di dispersione opposta alla luce in arrivo, in modo efficace l'effetto della dispersione atmosferica prismatica (Figura 5). Al termine del relè OAP è visibile dicroico che riflette la luce di λ <950 nm a un elettrone moltiplicatore di Charge-Coupled Device (EMCCD) fotocamera durante la trasmissione luce infrarossa verso una telecamera a infrarossi. La fotocamera EMCCD ha la capacità di catturare immagini con molto basso elettronico (rivelatore) 38,39 il rumore, ad un frame rate che riduce l'esposizione intra-Immagine movimento al di sotto della diffrazione limitata risoluzione angolare. Per ri-centraggio e impilare una serie di queste immagini, una lunga esposizione immagine può essere sintetizzato con la pena il minimo rumore. La telecamera EMCCD può anche essere usato per stabilizzare il movimento dell'immagine sulla telecamera a infrarossi; misurazioni della posizione di una sorgente astronomica immaginata può essere utilizzato per comandare il continuo veloce punta-tilt di ri-puntare l'immagine in una posizione desiderata. Davanti a ogni telecamera è un insieme di ruote portafiltri con un opportuno set di filtri astronomici.

Un simulatore interno telescopio e sorgente è integrato nel sistema AO-Robo come strumento di calibrazione. Si possono contemporaneamente simulare l'ultraviolettofuoco del laser a 10 km e una fonte di corpo nero all'infinito, corrispondente rapporto focale del telescopio ospite e allievo posizione di uscita. Il primo specchio volte entro Robo-AO dirige tutta la luce da specchio secondario del telescopio per l'ottica adattiva del sistema. Lo specchio pieghevole è anche montato su uno stadio motorizzato che può essere tradotto di mezzo per rivelare il telescopio interna e simulatore sorgente.

Mentre il Robo-AO sistema può funzionare in modo completamente autonomo, ciascuno dei numerosi passaggi di una osservazione ottica adattativa può essere eseguito manualmente. Questo passo-passo la procedura, insieme a una breve spiegazione, è presentato in dettaglio nella sezione seguente.

Protocol

1. Pre-rispetto delle procedure

  1. Fate una lista degli obiettivi astronomici da osservare.
  2. Calcolare i tempi di esposizione totali necessarie per ogni obiettivo di raggiungere un necessario rapporto segnale-rumore rapporto in ogni filtro scientifico e la combinazione di telecamera desiderata.
  3. Trasmettere l'elenco di obiettivi astronomici da osservare per USSTRATCOM superiore a 3 giorni prima di osservazioni. Si invierà un messaggio Predictive Avoidance (PAM) che indica 'finestre aperte' - i tempi sicuri di usare il sistema laser su ogni bersaglio richiesto senza rischiare di danneggiare i satelliti.
  4. Installare il Robo-AO sistema sul telescopio durante il giorno, se non già fatto (ad esempio, Robo-AO sul 1,5 m P60 telescopio di Monte Palomar Observatory, CA; la figura 2).
  5. Tradurre il primo specchio piega a rivelare il telescopio interno e simulatore di sorgente al sensore di fronte d'onda del laser, e accendere la sorgente laser simulato. </ Li>
  6. Registrare le posizioni delle immagini simulate laser sulla telecamera sensore di fronte d'onda. Queste posizioni sono utilizzati come misure di riferimento per la pendenza Shack-Hartmann sensore di fronte d'onda e sarà sottratto dal seguente-sky misurazioni. Questa procedura calibra piccoli cambiamenti ottici l'allineamento strumento dovuta ai cambiamenti di temperatura.
  7. Restituisce il primo specchio piega nella posizione originale e spegnere la sorgente simulata laser.
  8. Contattaci USSTRATCOM un'ora prima osservazione per informarli delle attività prevista della notte e ricevere tutti gli aggiornamenti e le modifiche del PAM.
  9. Girare il 10-W laser ultravioletto sulla lasciando l'otturatore chiuso ridondante. Un sistema di raffreddamento a liquido regola la temperatura delle pompe diodo laser all'interno e richiede circa un'ora per stabilizzare.
  10. Verificare che le condizioni sono sicuri per aprire la cupola del telescopio una volta che è abbastanza buio per osservare. Ciò include un range di sicurezzadi umidità, punto di rugiada depressione, precipitazioni, velocità del vento, e di particelle sospese.
  11. Aprire la cupola del telescopio e puntare a una stella relativamente brillante (m ≤ 5 V) in testa.
  12. Ridefinire il telescopio dal posizionamento dello specchio secondario del telescopio fino a quando la stella è approssimativamente migliore messa a fuoco (larghezza immagine più piccola). Stima manuale da una immagine dal vivo da una delle telecamere della scienza è sufficiente.

2. High-ordine Adaptive Optics Correzione

  1. Scegli un obiettivo astronomico che ha una 'finestra aperta' sufficientemente lungo a seconda del PAM.
  2. Impostare un allarme per la fine della 'finestra aperta' con un buffer di almeno 1 minuto. Se l'allarme si spegne durante una osservazione, immediatamente otturatore il laser.
  3. Puntare il telescopio verso il target selezionato astronomico. Inquadrare l'oggetto (s) nel campo di vista delle telecamere scienza regolando il cannocchiale puntato come necessario.
  4. Verificare che il laser uplink tip-tilt specchio è centrata nella sua fascia di prima di aprire le persiane interne laser e ridondanti - propagare il laser su Sky (Figura 2).
  5. Registrare una seconda di dati dalla fotocamera sensore di fronte d'onda, circa 1200 frame, mentre l'otturatore cella di Pockels ottico è spento.
  6. Calcola un'immagine mediana da questi dati. Questo sarà utilizzato come una cornice sfondo per sottrarre qualsiasi polarizzazione elettrica o ottica da immagini catturate dalla fotocamera sensore di fronte d'onda.
  7. Ruotare la cella di Pockels sistema trigger su tale che gli impulsi laser di 10 km sono trasmessi al sensore di fronte d'onda.
  8. Ricerca spirale punta-inclinazione specchio uplink fino Hartmann-Shack modello di immagini laser appaiono nella fotocamera sensore di fronte d'onda (Figura 4B). Lasciare il tip-tilt specchio uplink in posizione.
  9. Registrazione di un nuovo sensore di immagine di fronte d'onda di sfondo mentre la cella di Pockels viene momentaneamente attivata off. Ciò è necessario in quanto lo sfondo cambia ottici leggermente come il laser è puntato in direzioni diverse dalla punta-tilt specchio uplink.
  10. Avviare l'ordine elevato adattiva-ottica di sistema. A questo punto due-loop di controllo vengono avviati contemporaneamente, le posizioni di ciascuna immagine laser creata dalla matrice di microlenti sensore di fronte d'onda sono usati per pilotare gli attuatori specchio deformabile per appiattire i non planari onde luminose che entrano nel telescopio prima che propagano alle telecamere scienza . Una media ponderata delle misure di posizione viene utilizzato anche per comandare la punta-tilt uplink specchio per mantenere la centratura del pattern di immagini laser sul sensore di fronte d'onda.

3. Osservando nel visibile (con post-facto di correzione di registrazione)

  1. Impostare la posizione delle ruote filtri al filtro desiderato osservazione (s).
  2. Impostare l'angolo dei prismi ADC tali che il residuo dispersione atmosferica prismatica è minimizzato sullagli strumenti della scienza.
  3. Impostare il tempo di esposizione e la dimensione di fotogramma EMCCD tale che vi sia un minimo trasferimento di quadro frame rate di ~ 10 Hz, con 30 Hz preferito. I dati acquisiti con questo ritmo in genere ridurre l'esposizione intra-Immagine movimento al di sotto della diffrazione limitata risoluzione angolare.
  4. Impostare l'elettrone-moltiplicazione guadagno sulla fotocamera EMCCD tale che l'intensità massima degli obiettivi è circa la metà ben profondità del rivelatore o ad un valore massimo di 300 per i bersagli più deboli.
  5. Per obiettivi deboli, quelli approssimativamente maggiore di una grandezza stellare 15, rallentare il frame rate della telecamera EMCCD finché ci sono almeno ~ fotoni 5-10 rilevata nel nucleo della funzione di diffusione dell'immagine point. Anche se questo porta ad ulteriori sfocatura di movimento di immagini all'interno di cornici e riducendo risoluzione angolare (es. rif 40;. Circa il doppio della diffrazione limitata risoluzione m r ~ 16,5 targets), i fotoni di base sono necessari diversi per un corretto post-facto elaborazione di registrazione.
  6. Registrazione di una serie continua di immagini dalla fotocamera EMCCD fino a quando il tempo totale di esposizione integrato è uguale al tempo calcolato in 1.2.

4. Osservando nel infrarossi (con visibile Tip-tilt correzione)

  1. Impostare la ruota filtro di fronte alla telecamera EMCCD ad un filtro a larga banda, cioè un filtro trasparente o un λ> 600nm lungo filtro passa.
  2. Nota la posizione pixel dell'oggetto da utilizzare come fonte tip-tilt guida sulla fotocamera EMCCD guardando un'immagine dal vivo.
  3. Impostare le impostazioni della fotocamera di lettura ai seguenti valori: pixel bin di un fattore di 4, e impostare il trasferimento di quadro sub-frame regione di lettura per essere un totale di 2 × 2 pixel raggruppate centrati sulla posizione precedentemente osservato.
  4. Impostare la frequenza dei fotogrammi della telecamera EMCCD e moltiplicazione del guadagno di elettroni in base alla luminosità del tip-tiltguidare sorgente. Una frequenza di 300 Hz è preferito (per un controllo in anello banda correzione di ~ 30 Hz), ma può essere ridotta come necessario per oggetti deboli a costo di qualità inferiore tip-tilt correzione.
  5. Avviare il tip-tilt dei loop di controllo. In questo modo calcolare la corrente posizione della sorgente e comandare la guida veloce tip-tilt specchio correzione di guidare la sua posizione al centro della regione pixel cestinate.
  6. Registrare le immagini dalla fotocamera a infrarossi fino a che il tempo totale di esposizione integrato è uguale al tempo calcolato in 1.2. Massimo single-frame tempi di esposizione sarà limitata solo dalla saturazione di emissione infrarossa, dallo strumento cielo, o un oggetto, o con corrente di buio dalla matrice infrarossi. Esposizioni può variare da una frazione di secondo per diversi minuti.

5. Fine delle procedure notturni

  1. Chiudere la cupola del telescopio e puntare il telescopio per lo schermo piatto quando si osserva è completa.
  2. Accendere il lasere contattare USSTRATCOM con una sintesi delle attività notturne entro 15 min.
  3. Ruotare la lampada piatta cupola.
  4. Registrazione di una serie di full-frame immagini su entrambe le telecamere a infrarossi e EMCCD del flat-field illuminamento prodotto dalla lampada cupola piatta sul schermo piatto per ogni filtro astronomico usato durante la notte precedente. Il flat-field intensità a ogni pixel rappresenta il combinato relativo quantum-efficienza del telescopio, ottica adattiva del sistema, i filtri e la macchina fotografica.
  5. Ruotare la lampada piatta cupola fuori e passare ai filtri di blocco di fronte a ciascuna telecamera.
  6. Registrazione di una serie di immagini scure su entrambe le fotocamere corrispondenti alla gamma di tempi di esposizione e formati di immagine registrati durante la notte precedente. I telai scuri sono usati per rimuovere pregiudizi a causa di rumore di corrente oscura ed elettroniche dei dati registrati.
  7. Parcheggiare il telescopio.

6. L'elaborazione delle immagini

  1. Creare una c sola scuroimmagine alibration dalla mediana di ogni serie un'immagine scura registrata in 5.6).
  2. Creare un flat-field calibrazione per ogni filtro su ciascuna telecamera calcolando la mediana di ciascun piatto campo serie un'immagine registrata in 5.4), sottraendo l'immagine corrispondente calibrazione scura e dividendo l'intera immagine per il valore mediano dei pixel nel frame.
  3. Sottrarre l'immagine appropriata calibrazione scuro e dividere per il flat-field immagine di calibrazione per ogni su-sky immagine scienza registrata dalle telecamere EMCCD e infrarossi.
  4. Re-centro calibrato immagini della scienza da ogni osservazione allineando il pixel più chiaro e aggiungere le immagini insieme per creare un'immagine in pila. Routine più sofisticati per la registrazione migliore immagine può anche essere usato 39,41.

Representative Results

Il Robo-AO laser ottica adattiva-sistema è utilizzato per compensare la turbolenza atmosferica e produrre diffrazione limitata risoluzione delle immagini a visibile e . vicino infrarosso La figura 1A mostra l'immagine di una singola stella vista in luce rossa non compensata turbolenza atmosferica con una larghezza dell'immagine di 1,0 secondo d'arco Figura 1B mostra la stessa stella dopo la correzione ottica adattiva:. la larghezza si riduce a 0,12 secondi d'arco , leggermente più grande di una larghezza perfetta immagine di 0,10 secondi d'arco a questa lunghezza d'onda su un telescopio di 1,5 m. Il primo anello Airy, un risultato della diffrazione, può essere visto come l'anello debole come la struttura intorno al nucleo dell'immagine. Questo molto migliorata risoluzione angolare permette la scoperta di sistemi di stelle binarie e multiple (ad esempio, la figura 1C e osservazioni di rif. 40) e per la rilevazione di stelle più deboli in settori molto densi comel'ammasso globulare di Messier 3 (visto nel vicino infrarosso; la figura 6) che altrimenti sarebbe impossibile vedere direttamente attraverso la turbolenza atmosferica. Caratteristiche di oggetti del sistema solare, come la superficie di nubi di Giove e la sua luna Ganimede in transito (Figura 7), può essere visto anche con un maggior grado di chiarezza, se visto con il laser ottica adattiva.

Figura 1
Figura 1. Ottica adattiva correzione a lunghezze d'onda visibili. Ogni personaggio rappresenta un 1,5 × 1,5 secondo arco campo di vista sul cielo. (A) Una lunga esposizione singola immagine di una singola stella, m V = 3.5, vista attraverso non compensata turbolenza atmosferica in i -band (λ = 700 - 810 nm) a 1,5 m P60 telescopio all'Osservatorio di Monte Palomar. La larghezza piena a metà del massimo (FWHM) è 1,0 secondi d'arco. (B) </ Strong> La stella come in (A), correzione con laser di ottica adattiva utilizzando il Robo-AO sistema. Il nucleo dell'immagine stellare ha 15 volte la luminosità massima dell'immagine scompensato e ha una FWHM di 0,12 secondi d'arco. (C) una stella binaria, m = 8,4 V, con una separazione di 0,14 secondi d'arco è rivelato attraverso l'uso di il Robo-AO-ottica adattiva del sistema. In ogni caso, in punta di inclinazione guida è stata effettuata la stessa destinazione.

Figura 2
Figura 2. Il Robo-AO laser ottica adattiva-sistema. (A) Le ottiche adattive e gli strumenti scientifici sono installati al fuoco Cassegrain del robot 1,5 m P60 telescopio all'Osservatorio di Monte Palomar. Il sistema laser e l'elettronica di supporto sono fissati ai lati opposti del tubo del telescopio di equilibrio. (B) Il Robo-AO UV laser propagating dalla cupola telescopio. In questa fotografia lunga esposizione, il raggio laser è visibile grazie alla diffusione di Rayleigh off delle molecole d'aria, una piccola frazione della luce disperde anche indietro verso il telescopio per essere utilizzato come sonda dell'atmosfera. Il raggio laser viene visualizzato arancione a causa del modo in cui viene trasmessa la luce UV attraverso i filtri di colore sulla fotocamera UV sensibile utilizzato per scattare la foto. Clicca qui per ingrandire la figura .

Figura 3
Figura 3. Robo-AO ottica adattativa e strumenti scientifici. (A) Un modello semplificato CAD. Luce focalizzata dal telescopio a specchio secondario (arancione) entra attraverso un piccolo foro al centro dello struzione prima di essere riflessa da 90 gradi dal primo specchio piega verso fuori asse parabolico (OAP) specchio. Questo specchio immagini dell'alunno telescopio sulla superficie dello specchio deformabile. Dopo la riflessione dallo specchio deformabile, un dicroico UV divide spegnere la luce laser (viola) e la dirige verso il sensore di fronte d'onda del laser. Un ulteriore specchio OAP invertito all'interno del sensore di fronte d'onda corregge le non comuni errori di percorso ottico introdotti dal fuoco coniugato 10 km del laser che si riflette allo specchio OAP prima. Il visibile e vicino infrarosso (verde) passante per l'UV dicroico viene trasmessa da una coppia di specchi OAP al correttore di dispersione atmosferica. La luce viene riflessa dal tip-tilt specchio correzione ad uno specchio OAP finale che focalizza la luce verso il dicroico visibile. Il dicroico visibile riflette la luce visibile (blu) per l'elettrone moltiplicatore di CCD e trasmette la luce nel vicino infrarosso (rosso) per uno specchio voltee infine alla telecamera a infrarossi. Il combinato UV, luce visibile e nel vicino infrarosso dal telescopio e il simulatore di origine (giallo) possono essere indirizzati alle ottiche adattive e gli strumenti della scienza, traducendo il primo specchio piega di mezzo. (B) Una fotografia corrispondente del pacchetto strumento . Clicca qui per ingrandire la figura .

Figura 4
Figura 4. Shack-Hartmann fronte d'onda del sensore. (A) Schema di principio. Come un'onda piana attraversa la matrice di microlenti, uno schema regolare di immagini viene formato sul rivelatore (blu). Quando una non planare onda passa attraverso la matrice di microlenti, il gradiente locale dell'onda colpisce tche la posizione di immagini formate da ogni lente della matrice (rosso). (B) Modello di immagini laser nel Robo-AO Shack-Hartmann sensore di fronte d'onda. Ciascuno dei 88 punti è un'immagine della dispersione laser da 10 km formati da ogni lente della matrice di microlenti, con la forma del modello complessivo determinato dalla geometria della pupilla telescopio. Lo spostamento relativo di ogni immagine rispetto alla posizione dell'immagine di riferimento (1,6) fornisce una misura del gradiente locale dell'onda luce in entrata. Clicca qui per ingrandire figura .

Figura 5
Figura 5. Correzione di dispersione atmosferica prismatica. Ottiche adattive corretto le immagini di un 11 × 16 arc sottocampo secondo ammasso globulare Messier 15 a un. elevazione telescopio di 45 gradi (A) Mentre ottica adattiva corregge gli effetti della turbolenza atmosferica, dispersione atmosferica prismatica colpisce ancora le immagini di singole stelle: le immagini sono paralleli netto all'orizzonte, mentre la perpendicolare all'orizzonte allungato di circa 1 secondo d'arco sopra una banda spettrale λ = 400 - 950 nm (B) In aggiunta utilizzando un correttore di dispersione atmosferica per contrastare la dispersione atmosferica prismatico, imaging diffrazione limitata risoluzione viene recuperato in entrambe le direzioni..

Figura 6
Figura 6. Immagini della ammasso globulare Messier 3 (A) 44 × 44 secondo arco campo di vista, 2 minuti a immagine lunga non compensata del nucleo dell'ammasso globulare Messier 3 in Z-Band. (Λ = 830-950 nm) . (B) Lo stesso imago mostrato con correzione ottica adattiva utilizzando Robo-AO rivelando molte stelle che altrimenti non potrebbero essere visti.

Figura 7
Figura 7. Immagini di Giove (A) 0,033 secondi snapshot non compensata di Giove (diametro apparente di 42 secondi d'arco) in r-band (λ = 560 - 670 nm).. (B) La stessa immagine con Robo-AO correzione laser ottica adattiva che mostra le caratteristiche della superficie di cloud e Ganimede in transito (freccia) con maggiore chiarezza.

Discussion

Il metodo presentato qui descrive il funzionamento manuale del Robo-AO laser ottica adattiva-sistema. In pratica, Robo-AO opera in modo automatico, la maggior parte delle procedure sono controllati da un sequencer robotizzato che esegue le stesse operazioni automaticamente.

Il Robo-AO sistema è stato progettato per la replica semplice a costo modesto, con materiali (~ USD600K) e manodopera essendo una frazione del costo anche di un 1,5-m telescopio. Mentre ci sono circa 20 telescopi ottici in tutto il mondo supera i 5 m di diametro, telescopi al numero della classe 1-3 m ben oltre cento e si prevede come ospiti potenziali per Robo-AO cloni. In aggiunta al sistema attuale schierato al 1,5 m P60 telescopio, si spera il primo di molti cloni è in fase di sviluppo per il 2-m IGO telescopio 42 in Maharashtra, in India, e una variante con stelle luminose al posto di un fronte d'onda laser per il rilevamento è essere commissioned al 1-m telescopio a Table Mountain, CA 43. Una rivoluzione in diffrazione limitata scienza può essere a portata di mano.

Disclosures

Gli autori dichiarano di non conflitto di interessi finanziari.

Acknowledgements

Il Robo-AO sistema è supportato da la collaborazione di istituzioni partner, l'Istituto di Tecnologia della California e del Centro interuniversitario di Astronomia e Astrofisica, dalla National Science Foundation sotto Grant numeri AST-0906060 e AST-0960343, con un finanziamento della Mt. Cuba astronomico Foundation e da un dono di Samuel Oschin.

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