Robo-AO Odak içine Görünür Evren Bringing

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

Summary

Bu zemin tabanlı teleskoplar tarafından görüntülendi edilebilir önce astronomik nesnelerin Işık dünyanın türbülanslı atmosferde geçmesi gerekir. Maksimum teorik açısal çözünürlükte doğrudan görüntüleme etkinleştirmek için, bu tür Robo-AO uyarlamalı optik sistem tarafından istihdam gibi ileri teknikler kullanılmalıdır.

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

Zemin tabanlı optik teleskopların açısal çözünürlük çalkantılı atmosferin aşağılayıcı etkileri ile sınırlıdır. Bir atmosfer yokluğunda, tipik bir teleskop açısal tek kırınım, yani, birincil ayna açıklık, D büyüklüğüne göre ayrılmıştır ilgi dalga boyu, λ, sınırlandırılmıştır. Örneğin, bir 2.4-m birincil aynası Hubble Uzay Teleskobu (HST), ~ 0.04 yay saniyesi görünür dalga boylarında bir açısal çözünürlüğe sahiptir. Atmosfer biraz farklı sıcaklıklarda hava oluşur ve kırılma dolayısıyla farklı endeksi, sürekli karıştırma edilir. Onlar homojen atmosfer geçerken Işık dalgaları bükülür. Yerde bir teleskop bu ışık dalgalarının odaklanır zaman, anlık görüntüleri zamanın bir fonksiyonu olarak değişen, parçalanmış görünür. Hatta teleskoplar dört defa çap ile - bir sonucu olarak, uzun süre maruz kalma görüntü toprak temelli teleskoplar kullanılarak eldeHST etre - bulanık görünebilir ve en azından yaklaşık 0.5 ile 1.5 ark saniye açısal çözünürlüğe sahiptir.

Astronomik uyarlamalı optik sistemler atmosferik türbülans etkilerini telafi. İlk olarak, gelen düzlemsel-olmayan bir dalga şeklinde bir dalga cephesi algılayıcı tarafından yakın bir parlak bir yıldız ölçümleri kullanılarak tespit edilir. Daha sonra, bu gibi bir deforme olabilir ayna gibi optik sistem, bir elemanın, gelen ışık dalga şeklini düzeltir kumanda edilir. Ek düzeltmeler teleskop sonuçta kırınım-sınırlı görüntüler üreten görünüyor hangi aracılığıyla dinamik olarak değişen atmosfer ile yetişmek için yeterli bir hızda yapılır.

Wavefront sensör ölçüm sadakat gelen ışık ve mekansal 1 örneklenmiş ne kadar iyi dayanır. Finer örnekleme parlak başvuru nesneleri gerektirir. Parlak yıldızlar onlarca birkaç gelen görüntüleme hedefler için referans nesne olarak hizmet edebiliryay saniyesi uzakta en iyi koşullarda, en ilginç astronomik hedefleri yeterince parlak yıldızlar at yok. Bir çözüm aynı zamanda bir 'lazer kılavuz yıldızı' olarak bilinen bilinen şekli yapay bir referans oluşturmak için astronomik hedef yönünde bir yüksek güç lazer ışını odaklanmaktır. Robo-AO lazer uyarlamalı optik sistemi 2,3 lazer kılavuz yıldızı oluşturmak için 10 km uzaklıkta odaklı bir 10-B ultraviyole lazer kullanır. Lazer kılavuz yıldızın Wavefront sensör ölçümleri 1.5 m teleskop ~ 0.1 yay saniyesi bir açısal çözünürlüğe sahip kırınım-sınırlı görüntüler elde uyarlamalı optik düzeltme sürücü.

Introduction

Astronomik görüntüleme atmosferik türbülans etkisi ilk Christiaan Huygens 4 ve Isaac Newton 5 tarafından yüzyıllar önce tanındı. Türbülans etkilerini telafi etmek için ilk kavramsal uyarlamalı optik tasarımlar 1950 yılında Horace Babcock 6 ve Vladimir Linnik 7 bağımsız yayınlandı. ABD Savunma Bakanlığı daha sonra Soğuk Savaş sırasında 8 görüntüleme yabancı uyduların amacıyla 1970'lerde ilk uyarlamalı optik sistemlerinin geliştirilmesi finanse. Sivil astronomik topluluk 1980'li yıllarda atılım olarak sistem geliştirme yapılmış, ancak, 1992 (ref. 9) uyarlamalı optik askeri araştırma gizliliği kaldırılan sonra, astronomik sistemleri 10 sayısı ve karmaşıklığı hem de bir patlama oldu.

Yaklaşık yirmi görünür ve kızılötesi teleskop bugün çoğunluğu tünelli 5'inden metre equippe vardıruyarlamalı optik sistemleri (örneğin refs. 11-19) d. Teleskoplar ışığı toplayarak daha büyüktür ve böylece daha yetenekli hale geldikçe, uyarlamalı optik kullanılarak çözünürlük ve hassasiyet daha fazla kazanç vardır. Ne yazık ki, büyük teleskop uyarlamalı optik sistemleri son derece karmaşık ve güncel teknoloji sayesinde yakın kızılötesi dalgaboylarında kendi operasyonda yoktur, onlar genellikle büyük gözlemleyerek giderleri ile, destek personeli ekipleri gerektirir ve bu kıt ve değerli kaynaklara erişim de sınırlıdır.

Boyutu Yelpazenin diğer ucunda, 1-3 metrelik sınıfta one-hundred teleskoplar üzerinde de vardır, ancak bunların çok az uyarlamalı optik ile donatılmıştır. Atmosferik türbülans çok daha küçük bir hacmi (Şekil 1) ile bakmak çünkü, hatta daha kısa görünür dalga boylarında, atmosferik türbülans Düzeltilmesi bu küçük teleskoplar ile ilgili güncel teknoloji ile çözülebilir bir hale gelir. Türbülans-i toplam tutarıteleskop birincil ayna çapı ile ters gözlemleyerek dalga boyu ile hemen hemen orantılı optik hata ölçekler nduced. Daha büyük bir teleskop kızılötesine yakın ışık ile kullanılan aynı uyarlanabilir-optik teknolojisi, orta boyutta teleskoplar üzerinde görünür ışık ile birlikte de kullanılabilir. Ayrıca, bu ölçekte bir çok teleskop ya (20. Örneğin ref) sonradan olan ya da yeni anlamlı bu tesislerin maliyet etkinliği artan, tamamen robotik, uzaktan ve / veya otonom yetenekleri (örneğin, ref. 21) ile inşa. Uyarlamalı optik ile donatılmış ise, bu teleskoplar büyük teleskop uyarlamalı optik sistemleri 22 ile aksi uygulanamaz veya imkansız olan astronomik bilimin birçok alanda sürdürmeye zorlayıcı bir platform sunacak. Kalabalık alanlar 2 hedeflerin 23,24, uzun vadeli izleme 25,26, ve hızlı geçici karakterizasyonu onbinlerce kırınım-sınırlı hedefli araştırmaların7, bu mütevazı menfezleri üzerinde uyarlamalı optik ile mümkündür.

Bu yeni keşif alanı keşfetmek için, 1-3 metre sınıfı teleskoplar, Robo-AO (; Şekil 2 refs. 2,3) için yeni bir ekonomik uyarlamalı optik sistemi tasarlanmış ve uygulamaya koymuştur. ; Elektronik bir dizi ve (birincil aynanın arkasında; Şekil 3) teleskobun Cassegrain odak noktasında monte edilmiş bir enstrüman bir yüksek hızlı ev lazer sistemi: Diğer lazer uyarlamalı optik sistemlerinde olduğu gibi, Robo-AO birkaç ana sistemleri oluşur optik deklanşör, wavefront sensörü, wavefront düzelticiler, bilim aletleri ve kalibrasyon kaynakları. Burada tasvir Robo-AO tasarım tipik bir lazer adaptif optik sistemi pratikte nasıl işlediğini göstermektedir.

Robo-AO lazer sisteminin çekirdek teleskop tarafında kapalı bir projektör montajı monte bir Q-anahtarlı 10-W ultraviyole lazer. Lazer kendisi, lazer ile başlayarakhem gökyüzünde görünen lazer ışını pozisyonu stabilize etmek ve bir uplink ucu-tilt ayna; öngörülen lineer polarizasyon açısını ayarlamak için yarım dalga plakası; projektör sonra ek güvenlik için lazer iç çekim ek olarak fazladan bir deklanşör, birleştirir ve teleskop eğilme düzeltmek için. Ayarlanabilir bir odak sahnede bir iki dışbükey lens optik uç-tilt ayna eşlenik bir 15 cm çıktı diyafram lens, doldurmak için lazer ışını genişletir. Çıkış objektifi 10 km bir line-of-sight mesafe lazer ışığı odaklanır. Lazer darbeleri (~ 35 ns uzunluğunda her 100 ms) gibi uzak projektör, teleskop (Şekil 2B) doğru hava molekülleri ve dönüş kapalı fotonların Rayleigh saçılımı küçük bir fraksiyonu atmosfer yoluyla yaymak. Dönen dağınık foton lazer genelinde yukarı yönlü yol boyunca köken ve aksi wavefront ölçümleri eksik yapacak bir çizgi gibi görünür. Adaptif optik inst Içinderument, bir yüksek-hızlı Pockels hücre optik obtüratör 28 sadece bir nokta olarak görünen lazer ile sonuçlanan, 10 km projektör odak noktası etrafında atmosfer sadece dar bir dilim dönen lazer ışık iletimi için kullanılır. Pockels hücre anahtarlama atmosferde lazer darbe round trip time için hesap için bir gecikme ile, darbeli lazer aynı ana saat tarafından tahrik edilmektedir. Sonuçta, başlatılan her trilyon foton sadece tek wavefront sensör tarafından algılanır. Öyle bile olsa, bu radyant akı adaptif optik sistemi çalıştırmak için yeterlidir.

Ultraviyole lazer kornea ve lens 29 emilim nedeniyle öncelikle insan gözü için görünmez olmanın ek yararı vardır. Bunun gibi, flaş kör pilotlar değiştiremiyor ve tüm olası için (yani çalışma esnasında zararlı radyasyon seviyeleri üretme aciz ve herhangi bir denetimi 30 ölçer muaf) 1. Sınıf bir lazer sistemi olarak kabul edilirNormalde US 31 içinde Federal Havacılık Otoritesi tarafından istenen sitede bulunan insan spotters için ihtiyacı ortadan kaldırarak overflying uçakta kişilerin maruz. Ne yazık ki, alçak Dünya yörüngesine bazı uydular zarar lazer olanağı bulunabilir. Bu nedenle, uygun bir ajans (US 32 olan ABD Stratejik Komutanlığı (USSTRATCOM) ile örneğin) ile lazer faaliyetlerini koordine etmek ve güvenliği sorumluluğu endişeleri her ikisi için tavsiye edilir.

Robo-AO Cassegrain bedeni içinde gelen lazer ışığı ölçer wavefront sensörü Shack-Hartmann sensörü 33 olarak bilinen ve bir lenslet dizi, optik röle ve görüntüleme sensörü içerir. Lenslet dizi diğer yan üzerinde kare şekilli dışbükey lens bir ızgara ile, bir tarafta düz bir optik kırılma elemanıdır. Bu, optik olarak teleskop girişine gözbebeği için birleşik bir konumda yer almaktadır. Zaman th 'dönüşü ışık'E lazer lenslest dizi geçer, on-gökyüzü lazer görüntüleri dizi lens (Şekil 4) her birinin odağında oluşturulur. Lazer görüntüleri Bu model daha sonra optik UV-optimize edilmiş şarj bağlı cihaz (CCD) kamera ulaştırılıyor. Her görüntünün yanal xy konumu yerel degrade veya dizinin her bir lens aracılığıyla ışık dalga 'eğim' bir ölçü verir. Robo-AO Her pozisyonda ölçüm sinyal-gürültü oranı 6 ila 10 Zenith açısına bağlı ve görme koşulları (100 kişi başına resim başına 200 fotoelektronların değişen bir sinyal ile dört piksel her dedektör gürültü 6.5 elektronları arasında değişmektedir ölçümü).

Işığın dalga genel şekli sonra bir ön-hesaplanmış dalga cephesi Yeniden matris tarafından ölçülen eğimli çarpılmasıyla hesaplanır. Yeniden matris ilk olarak lenslet dizisi tarafından alt bölünmüş olan gözbebeği geometrisinin bir model yapımı ile oluşturulur. Bireysel orto-normal olarakfonksiyonları (75 fonksiyonları toplam 11 inci radyal sipariş etmek için bu durumda diskin harmonik fonksiyonlar;. ref 34) her lens üzerinde model ve en uygun uçak bir 2-B en küçük kareler çözümü üzerinde gerçekleştirilmiştir dizinin hesaplanır. Bu ortalama gradyan bir yaklaşım da, fark kolayca tahmin gözbebeğinin kenarlarında kısmen aydınlatılmış lenslerin geometri işleme yararı ile, pratik olarak göz ardı edilebilir. Bir etki matrisi böylece her lens için ofset eğimi her temelinde işlev için birim genlik dönüştürür türetilmiştir. Yeniden matris sonra Tekil değer Ayrışma kullanılarak etkisi matrisinin tersidir alma tarafından oluşturulur. Işığın dalga şekli esas grubu katsayıları açısından bilinen edildikten sonra, bir telafi edici bir ters şekil yüksek sıralı giderici dalga cephesi üzerinde kumanda edilebilir. Bir ölçüm yapma işlemi, daha sonra, bir düzeltme uygulanması, ve bu çevrim tekrarlanarakve üzerinde bir integral kontrol döngü bir örnektir. Robo-AO atmosferi dinamikleri yetişmek için gerekli, 1.2 kHz hızında kendi kontrolü döngü yürütür. Bir ölçek faktörü (aynı zamanda dahili kontrol döngü kazancı olarak da bilinir) 1'den daha az, ve tipik olarak 0.6 ile yakın, yine düzeltilmiş kalan hata en aza indirirken, kontrol döngü kararlılığını sağlamak için düzeltme sinyalinin uygulandığı ışık.

Robo-AO içindeki yüksek mertebe wavefront giderici mikro-elektro-mekanik sistemler (MEMS) deforme ayna 35'tir. Robo-AO ayna aydınlatılan yüzeyi, doğru hesaplanan düzeltme şekline uyacak uzaysal çözünürlüğü yeterli ayarlamak için 120 aktüatörler kullanır. Aktüatörler kadar 7 um optik faz tazminat karşılık 3.5 mikron maksimum yüzey sapma genliğe sahiptir. Astronomik gözlemevi, tipik atmosferik koşullar, bu tazminat uzunluğu 5'inden fazlasını sigmadırtürbülans genlik optik hata ve belirgin bir düzeltme rahatlaması bu nedenle sonuçları indüklenen. Ayrıca, deforme ayna kısmın dinamik pahasına enstrüman ve teleskop kaynaklanan statik optik hataları telafi edebilir.

Atmosferin bir prob olarak lazer kullanmanın bir incelik astronomik görüntü hareketli 36 ölçmek için kendi yetersizliğidir. Dönen lazer ışık yansıtılır ve bu nedenle her zaman gökyüzünde aynı yerde görünmesi gerekir hangi kabaca aynı konumda görülüyor. Wavefront sensör tarafından dönen lazer ışık dalgasında ölçülen herhangi genel tenteli mekanik işaretleme hataları hakimdir. Tilt sinyali böylece wavefront sensörü merkezli Shack-Hartmann desen tutarak, lazer sisteminin uplink ucu-tilt ayna sürmek için kullanılır. Aşağıda açıklandığı gibi astronomik görüntü hareket düzeltme bilim kameralar ile ayrı ayrı ele alınır.

Robo-AO kullanırDört eksen dışı parabolik (OAB) achromatically bilim kameralar (Şekil 3) için teleskop gelen röle ışık yansıtır. Röle yol hızlı bir uç-tilt düzeltme ayna gibi prizmalar dönen bir çift oluşan bir atmosferik dağılma düzeltme (ADC) 37 içerir. Görüntüleri neden, yükseklik düşük işaret atmosferi bir prizma görevi görür ve dalga boyunun bir fonksiyonu olarak ışık kırar, genel etkisi teleskop gibi güçlü olma ile: ADC tepeme olmayan atmosferde nesneleri gözlemleyerek ilgili belirli bir sorunu çözdü - Özellikle uyarlamalı optik düzeltme ile bilenmiş edilmiş olan - ufuk normal yönde uzamış görünür. ADC etkili bir atmosferik prizmatik dispersiyonu (Şekil 5) etkisi negating gelen ışık dağılma bir karşı tutar ekleyebilir. OAP röle sonunda λ <95 ışık yansıtır görünür bir dikroik olduğunuBir elektron-Çarpma şarj bağlı cihaz (EMCCD) kameraya 0 nm kızılötesi kameraya doğru kızılötesi ışık iletim sırasında. EMCCD kameraya kırınım-sınırlı açısal çözünürlük altında intra-pozlama görüntü hareket düşüren bir kare hızında çok düşük elektronik (dedektör) gürültü 38,39 ile görüntü yakalamak için yeteneğine sahiptir. Yeniden merkezleme ve bu görüntülerin bir dizi istifleyerek, uzun pozlama görüntü minimum gürültü cezası ile sentezlenebilir. EMCCD kamera da kızılötesi kameranın görüntü üzerinde hareket stabilize etmek için de kullanılabilir; bir görüntülü astronomik kaynağın yerini ölçümleri sürekli olarak istenen bir konuma hızlı uç-tilt yeniden işaret görüntü kumanda etmek için de kullanılabilir. Öncesinde her kameranın süzgeçlerden uygun bir dizi ile filtre tekerleklerin bir kümesidir.

Bir iç teleskop ve kaynak simülatörü bir kalibrasyon aracı olarak Robo-AO sistemine entegre edilmiştir. Aynı anda ultraviyole taklit edebilirsinizana teleskopun odak oranı ve çıkış gözbebeği konumunda eşleşen 10 km ve sonsuz bir cisim kaynağında lazer odak,. Robo-AO içinde ilk kat ayna uyarlamalı optik sistemi teleskop ikincil ayna tüm ışık yönlendirir. Kat ayna da iç teleskop ve kaynak simülatörü ortaya yolumdan tercüme edilebilir bir motorlu sahne üzerine monte edilmiştir.

Robo-AO sistemi tamamen özerk bir şekilde çalışması için hazırlanmış olsa da, uyarlamalı optik gözlem birçok adımlar her elle çalıştırılabilir. Bu adım adım bir yordam, kısa bir açıklama ile birlikte, aşağıdaki bölümde ayrıntılı olarak verilmiştir.

Protocol

1. Pre-gözlem Prosedürleri

  1. Uyulması gereken astronomik hedeflerin bir listesini yapın.
  2. İstediğiniz her bilimsel filtre ve kamera kombinasyonu gerekli bir sinyal-gürültü oranı ulaşmak için her bir hedef için gerekli olan toplam pozlama süreleri hesaplayın.
  3. Gözlemler öncesinde 3 günden fazla USSTRATCOM için uyulması gereken astronomik hedeflerin listesini Transmit. Potansiyel uydular zarar vermeden her istenen hedef üzerine lazer sistemi kullanmak için kat güvenli - Onlar 'açık pencereleri' belirten bir Tahminli Kaçınma Mesaj (PAM) geri gönderir.
  4. Zaten (; Şekil 2 Palomar Gözlemevi, CA 1.5 m P60 teleskop örn. Robo-AO) yapılmazsa eğer gündüz teleskop üzerinde Robo-AO sistemi yükleyin.
  5. Lazer wavefront sensörü iç teleskop ve kaynak simülatörü ortaya çıkarmak için ilk kat ayna Çevir ve simüle lazer kaynağı açın. </ Li>
  6. Wavefront sensör kamera simüle lazer görüntülerin konumlarını kaydedin. Bu pozisyonlar Shack-Hartmann wavefront sensörü referans eğim ölçümleri olarak kullanılır ve aşağıdaki on-gökyüzü ölçümleri düşülecektir. Bu işlem değişen sıcaklıklar nedeniyle alet hizalanma içinde küçük optik değişiklikler kalibre eder.
  7. Orijinal konumuna ilk kat ayna dönmek ve simüle lazer kaynağını kapatın.
  8. Önceki gece planlanan faaliyetin onları bilgilendirmek ve herhangi bir güncelleştirme veya PAM değişiklikleri almak için gözlem için USSTRATCOM bir saat ulaşın.
  9. Gereksiz deklanşör kapanmadan çıkarken üzerinde 10-W ultraviyole lazer çevirin. Bir sıvı soğutma sistemi içinde lazer diod pompaları sıcaklık düzenler ve yaklaşık olarak stabilize etmek için bir saat gerektirir.
  10. Bunu gözlemlemek için yeterince karanlık zamanlar koşulları kubbemiz açmak için güvenli olup olmadığını kontrol edin. Bu güvenli bir aralığı içerirnem için, çiğ noktası depresyon, yağış, rüzgar hızı ve parçacıklara.
  11. Nispeten parlak bir yıldız (m V ≤ 5) yükü kubbemiz ve nokta açın.
  12. Yıldızı kadar teleskop ikincil ayna yaklaşık iyi odaklama (küçük resim genişliği) dir konumlandırma teleskop Refocus. Bilim kameraların birinden canlı görüntü Manuel tahmini yeterlidir.

2. Yüksek mertebeden Adaptif Optik Düzeltme

  1. PAM göre yeterince uzun bir 'açık pencere' olan astronomik bir hedef seçin.
  2. En az 1 dakika bir arabellek ile 'açık pencere' sonu için bir alarm ayarlayın. Alarm gözlem sırasında kapalı giderse, hemen deklanşöre lazer.
  3. Seçilen astronomik hedefe doğru teleskop yöneltin. Gerektiği gibi işaret teleskop ayarlayarak bilim kameraların görüş alanı görünümünde nesne (ler) Frame.
  4. Lazer uplink ucu-tilt ayna iç ve gereksiz lazer kepenkleri açarken yelpazesini merkezli olduğunu onaylayın - gökyüzünde lazer (Şekil 2) propaganda.
  5. Pockels hücresi optik deklanşör kapalı iken, wavefront sensör kamera, yaklaşık 1200 kare verilerin ikinci bir kaydedin.
  6. Bu verilerden bir ortanca görüntü hesaplayın. Bu wavefront sensör kamera ile çekilen görüntülerden herhangi bir elektrik veya optik sapma çıkarma için bir plan çerçevesi olarak kullanılacaktır.
  7. 10 km mesafede lazer darbeleri wavefront sensöre bulaşan böyle üzerine Pockels hücresi tetikleme sistemi açın.
  8. Spiral arama lazer görüntüleri Shack-Hartmann desen kadar uplink ucu-tilt ayna wavefront sensör kamera (Şekil 4B) görünür. Pozisyonda uplink ucu-tilt ayna bırakın.
  9. Pockels hücresi an o açıkken yeni bir wavefront sensörü arka plan resmi kaydedinff. Hafif lazer gibi optik plan değişiklikleri uplink ucu-tilt ayna tarafından farklı yönlere işaret edildiği gibi bu gereklidir.
  10. Yüksek mertebe uyarlamalı optik sistemi başlatın. Bu noktada iki kontrol döngüleri aynı anda başladı; wavefront sensör lenslet dizisi tarafından oluşturulan her lazer görüntü konumları bilim kameralar yaymak önce teleskop giren düzlemsel olmayan ışık dalgalarını düzleştirmek için deforme ayna aktüatörler sürmek için kullanılan . Pozisyon ölçüleri bir ağırlıklı ortalama de dalga cephesi üzerinde lazer algılayıcı görüntülerin desen konsantrasyon sağlamak için, yukarı bağlantı ucu eğim ayna kumanda etmek için kullanılır.

3. (Post-facto Kayıt Düzeltme ile) Görünür olarak izlenmesi

  1. İstenen gözlem filtre (ler) i ile filtre tekerleklerin pozisyonunu ayarlar.
  2. Kalan atmosferik prizmatik dispersiyon en aza indirecek ADC prizma açı ayarlamabilim aletleri.
  3. Tercih 30 Hz ~ 10 Hz asgari çerçevesi transfer kare hızı, olduğu gibi EMCCD kamerada pozlama süresi ve çerçeve boyutunu ayarlayın. Bu oran yakalanan Veri tipik olarak kırınım-sınırlı açısal çözünürlük altında intra-pozlama görüntü hareket azaltacaktır.
  4. Hedeflerin maksimum yoğunluğu yaklaşık yarısı dedektörün iyi derinlik ya da sönük hedefler için en fazla 300 değer olduğunu böyle EMCCD kamera elektron çarpma kazancı ayarlayın.
  5. En azından orada kadar silik hedefleri için, 15 bir yıldız büyüklüğü kabaca büyük olanlar, EMCCD kamera kare hızını yavaşlatabilir ~ 5-10 fotonların görüntünün nokta dağılım fonksiyonunun çekirdek tespit ediliyor. Da çerçeve içinde ve (açısal çözünürlüğünü azaltmayı ilave görüntü hareket bulanıklığı için bu yol örneğin ref 40;. M r ~ 16.5 ta kabaca iki kırınım-sınırlı çözünürlükrgets), çeşitli çekirdek fotonlar uygun sonrası fiili kayıt işlemi için gereklidir.
  6. Toplam entegre pozlama süresi 1.2 hesaplanan zaman eşit oluncaya kadar EMCCD kamera görüntüleri sürekli bir dizi kaydedin.

4. (Görünür İpucu-tilt Düzeltme ile) Infrared içinde Gözlemi

  1. Bir genişbant filtre EMCCD kamera önünde filtre tekerleği Set, açık bir filtre veya bir λ> 600Nm uzun-pass filtre yani.
  2. Canlı bir görüntü bakarken EMCCD kamera bir ucu-tilt kılavuz kaynağı olarak kullanılacak nesnenin piksel konumunu unutmayın.
  3. Aşağıdaki değerler için kamera okuma ayarlarını belirleyin: bin piksel 4 kat ve toplam 2 × önce belirtildiği konumda ortalanır 2 binned piksel olmak çerçeve transferi alt çerçeve okuma bölgeyi ayarlayın.
  4. Ucu-tilt parlaklığına uyacak şekilde EMCCD kamera kare hızı ve elektron çarpma kazanç ayarıkaynak rehberlik. 300 Hz kare hızı (~ 30 Hz Kontrol döngü düzeltme bant genişliği için) tercih edilir, ancak daha düşük kaliteli uç-eğim düzeltme pahasına sönük nesneleri için gerekli olarak düşürülebilir.
  5. Ucu-tilt kontrolü döngü başlatın. Bu güncel rehber kaynak pozisyonu hesaplamak ve binned piksel bölgenin merkezi konumunu sürücü hızlı uç-tilt düzeltmek ayna komuta edecek.
  6. Toplam entegre pozlama süresi 1.2 hesaplanan zaman eşit oluncaya kadar kızılötesi kamera görüntüleri kaydedin. Maksimum tek kare pozlama süreleri gökyüzü, alet veya nesneden veya kızılötesi diziden karanlık akımı tarafından, yalnızca kızılötesi emisyon gelen doyması ile sınırlı olacaktır. Etkilenmeler saliseler ile birkaç dakika arasında değişebilir.

5. Gece Prosedürleri sonu

  1. Kubbemiz kapatın ve gözlemleyerek tamamlandığında düz ekran teleskop işaret.
  2. Lazer kapatınve 15 dakika içinde gece etkinlikleri bir özeti ile USSTRATCOM başvurun.
  3. Üzerine kubbe düz lamba çevirin.
  4. Önceki gece boyunca kullanılan her astronomik filtre için düz ekran üzerindeki kubbenin düz lamba tarafından üretilen düz alan aydınlatma EMCCD ve kızılötesi kameralar hem full frame görüntü dizisi kaydeder. Her pikselde düz alan şiddeti teleskop uyarlamalı optik sistemi, filtreler ve kamera kombine göreli kuantum verimliliği temsil eder.
  5. Kubbe düz lamba kapatın ve her kamera önünde engelleme filtreleri geçmek.
  6. Önceki gece boyunca kaydedilen pozlama süreleri ve görüntü formatlarının aralığına karşılık gelen iki kamera karanlık görüntüleri bir dizi kaydedin. Koyu kareler kaydedilmiş verileri karanlık akım ve elektronik gürültüden dolayı eğilim çıkarmak için kullanılır.
  7. Teleskop park edin.

6. İşleme Görüntüleri

  1. Tek koyu c Oluştur5.6 kaydedilen her karanlık görüntüyü serisinin ortanca) dan alibration görüntü.
  2. , 5.4 kaydedilen her düz alanlı görüntü serisi) medyan hesaplanırken ilgili karanlık kalibrasyon dosyasını çıkararak ve ardından çerçeve içinde ortanca piksel değeri ile tüm görüntü bölerek her kamerayı her filtre için bir düz alan kalibrasyon resim oluşturun.
  3. EMCCD ve kızılötesi kameralardan kaydedilen her on-gökyüzü bilim görüntüsü için düz alan kalibrasyon görüntü ile ilgili karanlık kalibrasyon görüntü ve bölme çıkarma.
  4. Re-merkezi parlak piksel hizalayarak ve yığılmış görüntü oluşturmak için birlikte görüntüleri eklemek her gözlem bilim görüntüleri kalibre. Geliştirilmiş görüntü kayıt için daha gelişmiş rutinleri 39,41 da kullanılabilir.

Representative Results

Robo-AO lazer adaptif optik sistemi atmosferik türbülans telafi ve görünür de kırınım-sınırlı çözünürlüklü görüntüler üretmek için kullanılır ve . yakın kızılötesi dalgaboylarında Şekil 1A ikinci 1.0 ark bir görüntü genişliği ile kompanse atmosferik türbülans kırmızı ışıkta görülen tek bir yıldızın bir görüntü gösteren Şekil 1B uyarlamalı optik düzeltme sonrasında aynı yıldız gösterir:. görüntü genişliği 0.12 yay saniyesi düşer , 1.5 m teleskop bu dalga boyunda 0.10 yay saniyesi mükemmel bir görüntü genişliği biraz daha büyük. Birinci Airy halkası, kırınım bir sonucu olarak, görüntünün çekirdek çevresinde bir yapı gibi hafif bir halka olarak görülebilir. Bu çok daha geliştirilmiş bir açısal çözünürlük ikili ve çoklu yıldız sistemleri (örneğin Şekil 1C ve keşif sağlar ref tarafından gözlemler. 40) ve gibi yoğun alanlarda daha sönük yıldızlar tespiti içinaksi takdirde doğrudan atmosferik türbülans görmek mümkün olacaktır; Messier 3 küresel küme (Şekil 6 yakın-kızılötesi görüldüğü gibi). Bu tür Jüpiter yanı sıra transit ay Ganimed (Şekil 7) bulut yüzey olarak güneş sisteminin nesnelerin özellikleri, aynı zamanda lazer uyarlamalı optik berraklık ile izlendi daha yüksek derecede bir ile görülebilir.

Şekil 1
Şekil 1. Uyarlamalı optik Her şekil 1.5 temsil görünür dalga boylarında düzeltme. × gökyüzünde 1.5 ark saniye alanında-of-view. (A) i kompanse atmosferik türbülans görülen tek bir yıldız, m V = 3,5, bir uzun pozlama tek görüntü -band (λ = 700 - 810 nm) Palomar Gözlemevi'ndeki 1.5 m P60 teleskopta. Yarı maksimum tam genişlik (FWHM) 1,0 arc saniye. (B) </ Strong> Robo-AO sistemi kullanarak (A) ile lazer uyarlamalı optik düzeltme olarak aynı yıldız. Yıldız görüntünün çekirdek dengesiz görüntü 15 kat daha yüksek parlaklığına sahiptir ve ark 0.12 saniye FWHM sahiptir. (C) 0.14 yay saniye arasında bir ayrım ile ikili bir yıldız, m V = 8.4, kullanımı ile ortaya çıkar Robo-AO adaptif optik sistem. Her bir durumda, uç-tilt kılavuz hedef kendisi yapıldı.

Şekil 2,
Şekil 2. Robo-AO lazer uyarlamalı optik sistem. (A) uyarlamalı optik ve bilim aletleri Palomar Gözlemevi robotik 1.5 m P60 teleskop Cassegrain odak noktasında yüklenir. Lazer sistemi ve elektronik destek için denge teleskop borusu karşıt taraflarına monte edilmiştir. (B) Robot-AO UV lazer ışını skubbemiz üzerinden ropagating. Bu uzun pozlama fotoğrafta, lazer ışını nedeniyle Rayleigh hava moleküllerinin kapalı saçılma görülebilir; ışığın çok küçük bir kısmı da atmosferi bir prob olarak kullanılacak teleskobun doğru geri dağıtır. Lazer ışını, çünkü UV ışık fotoğraf çekmek için kullanılan UV duyarlı kamera üzerinde renk filtreleri yoluyla bulaşır şekilde turuncu görünür. büyük bir rakam görmek için buraya tıklayın .

Şekil 3
Şekil 3,. Robo-AO uyarlamalı optik ve bilim aletleri. (A) basitleştirilmiş bir CAD modeli. Teleskop ikincil ayna (turuncu) odaklı ışık aletler merkezinde küçük bir delikten girerbir off-eksen parabolik (OAB) ayna doğru ilk kat ayna tarafından 90 derece ile yansıtılır önce Ment. Bu ayna görüntüleri deforme ayna yüzeyinde teleskop öğrencim. Deforme aynadan yansıma sonra, bir UV dikroik lazer ışık (mor) kapalı böler ve lazer wavefront sensöre yönlendirir. Wavefront sensör içinde ek bir ters OAP ayna ilk OAP ayna yansıyan lazer 10 km konjugat odak tarafından tanıtıldı olmayan ortak bir yol optik hataları düzeltir. UV dikroik aracılığıyla görünür ve yakın-kızılötesi ışık (yeşil) geçen atmosferik dağılmanın giderici için OAP aynalar, bir çift tarafından aktarılır. Işık daha sonra görünür dikroik doğru ışık odaklanan bir nihai OAP ayna ucu-tilt düzelterek ayna tarafından yansıtılır. Görünür dikroik elektron-Çarpma CCD görünür ışık (mavi) yansıtır ve bir kat ayna yakın-kızılötesi ışık (kırmızı) iletirve sonuçta kızılötesi kamera için. Kombine UV, teleskop ve kaynak simülatörü (sarı) görünür ve yakın-kızılötesi ışık yolu ilk kat aynasını çevirerek uyarlamalı optik ve bilim aletleri yönlendirilebilir. Aracı paketinin (B) karşılık gelen fotoğraf . büyük bir rakam görmek için buraya tıklayın .

Şekil 4,
Şekil 4. Shack-Hartmann wavefront sensör. (A) Kavramsal diyagramı. Düz bir dalga lenslet dizi geçerken, görüntülerin düzenli bir desen dedektörü (mavi) oluşur. Düzlemsel olmayan bir dalga lenslet dizi geçerken, dalganın yerel degrade t etkilerDizi (kırmızı) her bir lens tarafından oluşturulan resimlerin o konumda. (B) Robot-AO Shack-Hartmann dalga cephesi algılayıcı içinde lazer görüntü Desen. 88 noktalar her teleskop pupil geometrisi tarafından belirlenen genel desen şekli ile, lenslet dizinin her bir mercek tarafından oluşturulan olarak 10 km mesafede lazer dağılım bir görüntüsüdür. Referans görüntü konumu (Prosedür 1.6) ile ilgili her görüntünün göreceli öteleme gelen ışığın dalga yerel degrade bir ölçüm verir. büyük bir rakam görmek için buraya tıklayın .

Şekil 5,
Şekil 5,. Atmosferik prizmatik dispersiyon düzeltilmesi. Uyarlanabilir optikler 11'lik görüntüleri düzeltilmiş × küresel küme 16 ark saniye disiplinidir bir de Messier 15. uyarlamalı optik atmosferik türbülans etkilerini düzeltir 45 derece teleskop yüksekliği (A), atmosferik prizmatik dispersiyon hala bireysel yıldızlı görüntüleri etkiler: görüntüler ufuk keskin paralel, üzerinde yaklaşık 1 yay tarafından ufuk uzun dik ikinci λ bir spektral bant genişliği = 400-950 nm (B) ayrıca atmosferik prizmatik dağılım karşı koymak için, bir atmosferik dağılım giderici kullanılarak, kırınım sınırlı çözünürlüğe görüntüleme her iki yönde de elde edilir..

Şekil 6
Şekil 6. Küresel küme Messier 3 Görüntüleri (A) 44 × 44 ark saniye alanında-of-view, küresel küme z-bandında Messier 3 çekirdek 2 dakikalık uzun kompanse görüntü. (Λ = 830-950 nm) . (B) aynı image aksi görüldü edilememiştir birçok yıldız ifşa Robo-AO kullanılarak uyarlamalı optik düzeltme ile gösterilir.

Şekil 7
Şekil 7. Jüpiter Resimleri r-bandında Jüpiter (A) 0.033 saniyelik kompanse enstantane (42 yay saniyesi görünen çapı) (λ = 560 - 670 nm).. (B) Robo-AO lazer uyarlamalı optik düzeltme ile aynı görüntü yüzey bulut özellikler gösteren ve daha fazla açıklık Ganymede (ok) transit.

Discussion

Burada sunulan yöntem Robo-AO lazer uyarlamalı optik sistemin manuel işlem açıklanmaktadır. Uygulamada, Robot-AO otomatik bir biçimde çalışır; işlemleri büyük çoğunluğu otomatik olarak aynı adımları gerçekleştiren bir sıralayıcı robot tarafından kontrol edilir.

Robo-AO sistemi malzemeleri (~ USD600K) ve hatta 1.5 m teleskobun maliyetinin bir kısmını olmanın emek ile, mütevazı maliyetle kolay çoğaltma için tasarlandı. Çapı 5 m daha fazla dünya çapında yaklaşık yirmi optik teleskoplar varken, bir-yüz üzerinde de 1-3 m sınıf sayısı teleskoplar ve Robo-AO klonlar için potansiyel barındıran olarak tahmin edilmektedir. 1.5-m P60 teleskop konuşlandırılmış mevcut sisteme ek olarak, umarım birçok klonlar ilk 2-m IGO Maharashtra teleskop 42, Hindistan, ve parlak yıldızlar yerine wavefront algılama için bir lazer kullanarak bir varyant için geliştiriliyor , c olmakTable Mountain, CA 43 at 1-m teleskopta ommissioned. Kırınım-sınırlı bilimde bir devrim elinizin altında olabilir.

Disclosures

Yazarlar hiçbir rakip mali çıkarlarının beyan.

Acknowledgements

Robo-AO sistemi bir hibe ile Grant No AST-0906060 ve AST-0960343 altında Ulusal Bilim Vakfı tarafından ortak kurumlar, Astronomi ve Astrofizik California Teknoloji Enstitüsü ve Inter-University Centre, işbirliği tarafından desteklenmektedir Mt. Küba Astronomik Vakfı ve Samuel Oschin gelen bir hediye.

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