Trazer o universo visível em Foco com Robo-AO

Published 2/12/2013
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Summary

Luz de objetos astronômicos deve viajar através da atmosfera turbulenta da terra antes de ser fotografada por telescópios terrestres. Para ativar imagens diretas na resolução teórica máxima angular, técnicas avançadas, como os empregados pelo Robo-AO sistema adaptativo óptica deve ser usado.

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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

A resolução angular de telescópios terrestres ópticos é limitado pelos efeitos degradantes da atmosfera turbulenta. Na ausência de uma atmosfera, a resolução angular de um telescópio típico é limitado apenas pela difracção, ou seja, o comprimento de onda de interesse, λ, dividida pelo tamanho da abertura do seu espelho primário, D. Por exemplo, o Hubble Space Telescope (HST), com um espelho de 2,4 m primária, tem uma resolução angular em comprimentos de onda visíveis de ~ 0,04 segundo de arco. A atmosfera é constituída por ar a temperaturas ligeiramente diferentes, e portanto índices de refracção diferentes, constantemente a mistura. As ondas de luz são dobrados à medida que passam através da atmosfera não-homogênea. Quando um telescópio no chão foca as ondas de luz, as imagens aparecem instantâneos fragmentado, mudar como uma função do tempo. Como resultado, a longa exposição imagens adquiridas usando telescópios terrestres - mesmo com telescópios quatro vezes o diâmetroeter de HST - parecem borradas e tem uma resolução angular de cerca de 0,5 a 1,5 segundos de arco na melhor das hipóteses.

Astronômicos adaptativa-óptica sistemas de compensar os efeitos da turbulência atmosférica. Em primeiro lugar, a forma da onda não planar de entrada é determinado através de medições de uma estrela próxima brilhante por um sensor de frente de onda. A seguir, um elemento do sistema óptico, tal como um espelho deformável, é comandado para corrigir a forma da onda de luz incidente. Correções adicionais são feitos a uma taxa suficiente para manter-se com a atmosfera alterar dinamicamente através do qual o telescópio parece, finalmente produzindo difração limitados imagens.

A fidelidade da medição do sensor de frente de onda é baseada em quão bem a luz de entrada é amostrado espacialmente e temporalmente 1. Amostragem mais fina requer objetos mais brilhantes de referência. Enquanto as estrelas mais brilhantes podem servir como objetos de referência para as metas de imagem de algumas a dezenasde segundos de arco para longe, nas melhores condições, mais interessantes alvos astronômicos não tem suficientemente brilhantes estrelas perto. Uma solução consiste em focar um feixe de laser de alta potência na direcção do alvo astronômico para criar uma referência artificial de forma conhecida, também conhecido como um "laser de guia de estrela". O Robo-AO a laser adaptativa sistema óptico 2,3 emprega um laser ultravioleta de 10 W focada a uma distância de 10 km para gerar uma estrela guia laser. Medições do sensor de frente de onda do laser de guia de estrela conduzir a correcção óptica adaptativa resultando em difracção limitada imagens que tenham uma resolução angular de ~ 0,1 segundo de arco sobre um telescópio de 1,5 m.

Introduction

O impacto da turbulência atmosférica em imagens astronômicas foi reconhecido há séculos por Christiaan Huygens 4 e Isaac Newton 5. Os primeiros óptica adaptativa projetos conceituais para compensar os efeitos da turbulência foram publicados de forma independente por Horace Babcock 6 e 7 Linnik Vladimir nos anos 1950. O Departamento de Defesa dos EUA, então financiou o desenvolvimento dos primeiros sistemas adaptativos-óptica na década de 1970 com a finalidade de satélites de imagem estrangeiras durante a Guerra Fria 8. A comunidade civil astronómico, feito sistemas de progresso em desenvolvimento na década de 1980, entretanto, após a desclassificação de investigação militar sobre óptica adaptativa em 1992 (ref. 9), houve uma explosão no número e complexidade dos sistemas astronômicos 10.

A maioria dos telescópios de aproximadamente 20 visíveis e de infravermelhos de hoje, com aberturas superiores a 5 metros são equipped com óptica adaptativa de sistemas (por exemplo, refs. 11-19). Como telescópios tornam-se maiores e, portanto, mais capaz de coletar luz, há maiores ganhos de resolução e sensibilidade quando usando óptica adaptativa. Infelizmente, grande telescópio adaptativo-óptica sistemas são extremamente complexo e restrito em sua operação para comprimentos de onda do infravermelho próximo, devido a tecnologia atual, pois eles exigem equipes de pessoal de apoio, muitas vezes com grandes despesas gerais de observação, eo acesso a estes recursos escassos e valiosos também é limitado.

Na outra extremidade do espectro de tamanho, há bem mais de 1-100 telescópios na classe metros 1-3, mas muito poucos destes estão equipados com óptica adaptativa. Corrigindo turbulência atmosférica, mesmo em curtos comprimentos de onda visíveis, torna-se maleável com a tecnologia actual sobre estes telescópios menores porque olhar através de um volume muito menor de turbulência atmosférica (Figura 1). O montante total de turbulência-induced escalas de erro ópticos quase proporcionalmente com o diâmetro do espelho primário do telescópio e inversamente com o comprimento de onda de observação. A tecnologia óptica adaptativa-mesmo que é usado com luz infravermelha próxima dos telescópios maiores podem ser usados ​​com a luz visível em telescópios de tamanho modesto. Além disso, muitos telescópios desta escala ou estão sendo adaptados (ref por exemplo. 20) ou recém-construído com recursos totalmente robótico, remotas e / ou autónomos (por exemplo, ref. 21), aumentando significativamente o custo-eficácia dessas instalações. Se equipado com óptica adaptativa, estes telescópios que oferecem uma plataforma atraente para perseguir muitas áreas da ciência astronômica que são de outra maneira impraticável ou impossível com grande telescópio óptica adaptativa sistemas 22. Difração limitados inquéritos dirigidos de dezenas de milhares de alvos 23,24, longo prazo de monitoramento 25,26, e caracterização transitória rápida em campos lotados 27, são possíveis com óptica adaptativa sobre estas aberturas modestas.

Para explorar este espaço nova descoberta, temos projetado e implementado um novo sistema adaptativo ótica econômica para telescópios metro 1-3 classe, Robo-AO (ref. 2,3; Figura 2). Como acontece com outros de laser adaptativa óptica sistemas, Robo-AO compreende vários sistemas principais: o sistema de laser, um conjunto de produtos eletrônicos, e um instrumento montado no foco do telescópio Cassegrain (atrás do espelho primário; Figura 3) que abriga uma alta velocidade obturador óptico, sensor de frente de onda, corretores de frente de onda, instrumentos científicos e fontes de calibração. O projeto Robo-AO retratado aqui ilustra como um típico sistema laser-óptica adaptativa funciona na prática.

O núcleo do sistema de laser Robo-AO é um Q-switched laser ultravioleta de 10 W montado numa montagem projector fechado no lado do telescópio. Começando com o próprio laser, o laserprojector, em seguida, incorpora um obturador redundante, para além do obturador interna do laser, para uma segurança adicional, uma placa de meio comprimento de onda para ajustar o ângulo de projecções polarização linear, e de uma ligação ascendente espelho ponta inclinação para ambos estabilizam a posição do feixe visível a laser no céu e para corrigir a deflexão do telescópio. Uma lente bi-convexa numa fase ajuste de foco do feixe de laser se expande para preencher a 15 centímetros de abertura da objectiva de saída, que é opticamente conjugar ao espelho ponta de inclinação. A lente foca a saída de luz de laser a uma distância de linha de visão de 10 km. Como os pulsos de laser (~ 35 ns longos cada 100 us) propagar através da atmosfera de distância do projetor, uma pequena fração da dispersão Rayleigh fótons off moléculas de ar e retorno para o telescópio (Figura 2B). Os fotões dispersos originam regressam ao longo de todo o caminho para cima do laser, e, de outro modo aparecer como uma faixa que iria fazer as medições de frente de onda impreciso. Dentro do inst-óptica adaptativarument, uma alta velocidade do obturador de células de Pockels óptico 28 é utilizado para transmitir a luz de laser apenas voltar a partir de apenas uma fatia estreita da atmosfera em torno do foco 10 km projector, resultando no aparecimento de laser como uma mancha. De comutação da célula de Pockels é impulsionado pelo relógio mestre mesmo que o laser pulsado, com uma demora para levar em conta o tempo de ida e volta do pulso de laser através da atmosfera. Em última análise, apenas cerca de um em cada trilhão fotões lançadas é detectada pelo sensor de frente de onda. Mesmo assim, este fluxo radiante é suficiente para operar o sistema adaptativo óptica.

O laser ultravioleta tem o benefício adicional de ser invisível ao olho humano, principalmente devido à absorção na córnea e do cristalino 29. Como tal, ele é incapaz de flash-cegos pilotos e é considerado um sistema de laser de classe 1 (ou seja incapaz de produzir os níveis de radiação prejudiciais durante a operação e isenta de quaisquer medidas de controlo 30) para todas as possíveisexposições de pessoas em aviões que sobrevoem, eliminando a necessidade de observadores humanos localizados no local normalmente exigidos pela Autoridade de Aviação Federal dentro os EUA 31. Infelizmente, a possibilidade de o laser para prejudicar alguns satélites em órbita baixa da Terra pode existir. Por esta razão, recomenda-se para preocupações tanto de segurança e responsabilidade para coordenar as atividades de laser com uma agência adequada (por exemplo, com Comando Estratégico dos EUA (USSTRATCOM) dentro os EUA 32).

O sensor de frente de onda, que mede a luz do laser de entrada, no instrumento de Cassegrain Robo-AO é conhecido como um sensor de Hartmann-Shack 33, e inclui uma matriz lenslet, relê óptico e um sensor de imagem. A matriz lenslet é um elemento óptico de refracção, plana de um lado, com uma grelha de quadrados em forma de lentes convexas sobre o outro lado. Ele está localizado na posição opticamente conjugar a pupila de entrada do telescópio. Quando a "luz de retorno 'do the laser passa através da matriz lenslest, imagens do laser sobre-céu são criados no foco de cada uma das lentes na matriz (Figura 4). Este padrão de imagens laser é então retransmitida para um opticamente charge-coupled câmara do dispositivo UV optimizado (CCD). A posição xy lateral de cada imagem dá uma medida do gradiente local ou "declive" da onda de luz através de cada uma das lentes da matriz. A razão sinal-para-ruído de cada medida de posição com Robo-AO varia entre 6 e 10 condições dependendo do ângulo e visto Zenith (6,5 electrões de ruído do detector em cada um dos quatro pixels com um sinal que varia 100-200 fotoelectrões por imagem por medição).

A forma global da onda de luz é então calculada multiplicando as inclinações medidos por uma matriz reconstrutor pré-calculada de frente de onda. A matriz reconstrutor é criada fazendo primeiro um modelo da geometria da pupila, que é sub-dividido pela matriz lenslet. Base orto-normal indivíduofunções (funções neste caso disco harmónicas até à 11 ª ordem radial, para um total de 75 funções,. ref 34) são realizados em relação ao modelo e uma solução de 2-D de mínimos quadrados para o plano que melhor se ajusta ao longo de cada lente na matriz é calculada. Embora esta seja uma aproximação para o gradiente médio, a diferença é insignificante na prática, com a vantagem de facilmente manipular a geometria de lentes parcialmente iluminadas nas bordas da pupila projectado. Uma matriz de influência é, portanto, derivado que converte amplitudes unidade para cada função de base com a inclinação de deslocamento para cada lente. A matriz reconstrutor é então criada, tendo a pseudo-inversa da matriz influência usando Decomposição de Valor Singular. Uma vez que a forma da onda de luz é conhecida, em termos de coeficientes do conjunto de base, uma forma de compensação inversa pode ser comandada no corrector de frente de onda de ordem superior. O processo de fazer uma medição, em seguida, a aplicação de uma correcção, e repetindo este ciclomais e mais, é um exemplo de um controle de circuito integrado. Robo-AO executa o seu controlo de ciclo-a uma taxa de 1,2 kHz, necessário para manter-se com a dinâmica da atmosfera. Um factor de escala (também conhecido como o ganho do circuito integrado de controlo) de menos do que 1, e normalmente cerca de 0,6, é aplicado o sinal de correcção para manter a estabilidade do controlo de ciclo, enquanto ainda minimizando o erro residual da corrigido luz.

O corretor de frente de onda de alta ordem dentro Robo-AO é um micro-eletro-mecânica de sistemas de espelho (MEMS) deformável 35. Robo-AO 120 utiliza actuadores para ajustar a superfície luminosa do espelho, em resolução espacial suficiente para se ajustar à forma exacta calculada corrigir. Os actuadores são de uma amplitude desvio máximo da superfície de 3,5 ^ M, que corresponde a uma compensação de fase óptica de até 7 um. Em condições normais atmosféricas em observatórios astronômicos, este comprimento de compensação for superior a 5 sigma doamplitude da turbulência induzida erro óptico e, portanto, resulta na correcção de altura livre significativo. Além disso, o espelho deformável pode compensar erros estáticos ópticas decorrentes do instrumento e do telescópio ao custo de gama dinâmica reduzida.

Uma sutileza ao uso de um laser como uma sonda da atmosfera é a sua incapacidade para medir o movimento da imagem astronômica 36. A luz laser é visto a partir de retornar aproximadamente na mesma posição do qual é projectada e, por conseguinte, deve aparecer sempre na mesma localização no céu. Qualquer inclinação global medida na onda de retorno de luz laser através do sensor de frente de onda é dominada por processos mecânicos Erros de apontamento. O sinal de inclinação é utilizado para accionar o sistema de laser de uplink espelho ponta de inclinação, mantendo assim o padrão Shack Hartmann-centrada no sensor de frente de onda. Corrigindo movimento imagem astronômica é tratado separadamente com as câmeras de ciência como explicado abaixo.

Robo-AO usaquatro fora do eixo parabólica (OAP) espelha a luz relé do telescópio para as câmeras de ciência achromatically (Figura 3). O caminho relé inclui um espelho de inclinação da ponta rápida correcção, bem como um corrector dispersão atmosférica (ADC) 37 formado por um par de prismas rotativos. A ADC resolve um problema específico relacionado a observar objetos através da atmosfera que não são diretamente acima: a atmosfera atua como um prisma e refrata a luz em função do comprimento de onda, com o efeito global se tornando mais forte como o telescópio aponta menor em elevação, causando imagens - especialmente aqueles que têm sido aguçada pela correcção óptica adaptativa - aparecer alongada na direcção normal em relação ao horizonte. O dispositivo pode incluir uma quantidade de dispersão em frente para a luz recebida, de forma eficaz anulando o efeito da dispersão atmosférica prismático (figura 5). No final do relé OAP é uma dicróico que reflete a luz visível de λ <950 nm a uma charge-coupled câmera do dispositivo elétron-multiplicadora (EMCCD) durante a transmissão de luz infravermelha em direção a uma câmera infravermelha. A câmara EMCCD tem a capacidade de capturar imagens com electrónico muito baixo (detector) 38,39 ruído, a uma velocidade de fotogramas que reduz o movimento de imagem intra-exposição para um nível inferior a resolução de difracção limitada angular. Ao re-centralização e empilhamento de uma série destas imagens, uma imagem de longa exposição pode ser sintetizada com pena de um mínimo de ruído. A câmara EMCCD também podem ser usados ​​para estabilizar o movimento da imagem na câmara de infravermelhos; medições da posição de uma fonte imaged astronômico pode ser usado para comandar o rápido continuamente ponta tilt-a-re-ponto da imagem para uma localização desejada. À frente de cada câmera é um conjunto de rodas de filtros com um conjunto adequado de filtros astronômicos.

Um simulador telescópio e fonte interna está integrada no sistema Robo-AO como uma ferramenta de calibração. Ele pode, simultaneamente, a simular ultravioletalaser de foco a 10 km e uma fonte de corpo negro no infinito, combinando razão focal do telescópio anfitrião e posição da pupila de saída. O primeiro espelho vezes dentro de Robo-AO direciona toda a luz do espelho secundário do telescópio para o sistema Adaptive-óptica. O espelho dobra também é montada numa fase motorizada que pode ser traduzido para fora do caminho para revelar o telescópio interna e simulador fonte.

Embora o sistema de Robo-AO destina-se a operar de uma maneira completamente autónoma, cada um dos vários passos de uma observação óptica adaptativa pode ser executado manualmente. Este procedimento passo-a-passo, em conjunto com uma breve explicação, é detalhado na secção seguinte.

Protocol

1. Pré-Observando Procedimentos

  1. Faça uma lista dos alvos astronômicos a serem observados.
  2. Calcular os tempos de exposição total necessária para cada um dos alvos a atingir um desejado sinal-para-ruído em cada filtro científica e combinação câmara desejada.
  3. Transmitir a lista de alvos astronômicos a serem observados para USSTRATCOM maior do que 3 dias de antecedência de observações. Eles vão enviar de volta uma mensagem Evitar Preditiva (PAM), indicando "janelas abertas" - os tempos de seguro usar o sistema de laser em cada destino solicitado sem potencialmente danificar satélites.
  4. Instale o sistema Robo-AO no telescópio durante o dia se não tiver feito (por exemplo, Robo-AO no 1,5 m P60 telescópio no Observatório Palomar, CA; Figura 2).
  5. Traduzir o primeiro espelho vezes para revelar o telescópio interna e simulador de origem para o sensor de frente de onda do laser, e ligue a fonte de laser simulado. </ Li>
  6. Gravar as posições das imagens laser simulados na câmara do sensor de frente de onda. Estas posições são usados ​​como medições de referência de inclinação para o sensor de frente de onda de Hartmann-Shack e será subtraído o seguinte no céu-medições. Este procedimento calibra pequenas mudanças ópticas no alinhamento do aparelho devido a mudanças de temperatura.
  7. Retornar o primeiro espelho dobra para a sua posição original e desligar a fonte de laser simulado.
  8. Fale USSTRATCOM uma hora antes da observação para informá-los da atividade planejada da noite e receber quaisquer atualizações ou alterações no PAM.
  9. Vire o laser ultravioleta de 10 W em, deixando o obturador redundante fechado. Um sistema de arrefecimento a líquido regula a temperatura das bombas de díodos de laser dentro da e requer aproximadamente uma hora para se estabilizar.
  10. Verifique se as condições são seguras para abrir a cúpula do telescópio, uma vez que é escuro o suficiente para observar. Isso inclui uma faixa de segurançapara a umidade, a depressão do ponto de orvalho, chuva, velocidade do vento e partículas em suspensão.
  11. Abra a cúpula do telescópio e aponte para uma estrela relativamente brilhante (m V ≤ 5) em cima.
  12. Reorientar o telescópio pelo posicionamento do espelho secundário do telescópio até que a estrela está em melhor foco aproximada (menor largura de imagem). Estimativa manual de uma imagem ao vivo de uma das câmeras de ciência é suficiente.

2. Alta ordem Adaptive Optics Correção

  1. Escolha um alvo astronômico que tem um suficientemente longo "janela aberta", segundo o PAM.
  2. Definir um alarme para o fim da «janela aberta", com um tampão de pelo menos 1 minuto. Se o alarme disparar durante uma observação, obturador imediatamente a laser.
  3. Apontar o telescópio para o alvo selecionado astronômico. Enquadrar o objeto (s) no campo de visão das câmeras de ciência, ajustando o telescópio apontando como necessária.
  4. Confirmar que o laser uplink espelho ponta tilt-se centrado na sua gama, antes de abrir as persianas de laser interna e redundante - propagação do laser no céu (Figura 2).
  5. Gravar um segundo de dados a partir da câmara do sensor de frente de onda, a cerca de 1200 quadros, enquanto que o obturador de células de Pockels óptico é desligado.
  6. Calcular uma imagem mediana de dados. Isto será utilizado como um quadro de fundo para subtrair qualquer polarização eléctrico ou óptico a partir de imagens captadas pela câmara do sensor de frente de onda.
  7. Ligar o sistema de células de Pockels desencadeadora de tal modo que os impulsos de laser de 10 km é transmitida para o sensor de frente de onda.
  8. Pesquisa espiral do uplink espelho ponta de inclinação até que o padrão Shack-Hartmann de imagens laser aparecem na câmara do sensor de frente de onda (Figura 4B). Deixe o uplink espelho ponta de inclinação na posição.
  9. Gravar uma nova frente de onda sensor de imagem de fundo enquanto a célula Pockels é momentaneamente virou oss. Isto é necessário porque as mudanças de fundo ópticas ligeiramente como o laser é apontado em direções diferentes pelo espelho uplink ponta-tilt.
  10. Inicie a alta ordem sistema adaptativo óptica. Neste ponto, dois loops de controle são iniciados simultaneamente, as posições de cada imagem de laser criada pela matriz lenslet sensor de frente de onda são usados ​​para conduzir os actuadores de espelhos deformáveis ​​para achatar as ondas não planares de luz que entram no telescópio antes que se propagam para as câmaras de ciência . A média ponderada das medidas de posição também é utilizado para comandar o uplink espelho ponta de inclinação para manter a centragem do padrão de imagens a laser sobre o sensor de frente de onda.

3. Observando no Visível (com pós-facto de correção do registro)

  1. Definir a posição das rodas de filtro para o filtro de observação desejada (s).
  2. Definir o ângulo dos prismas ADC de tal forma que a dispersão atmosférica residual prismática é minimizado emos instrumentos científicos.
  3. Definir o tempo de exposição e tamanho do fotograma da imagem EMCCD tal que há uma taxa de fotogramas mínima transferência de quadro-de ~ 10 Hz, 30 Hz, com preferência. Os dados capturados a este ritmo tipicamente reduzir o movimento da imagem intra-exposição abaixo da resolução de difração limitada angular.
  4. Ajustar o ganho de electrões multiplicação da câmara fotográfica EMCCD tal que a intensidade máxima dos alvos é aproximadamente metade da profundidade do poço, o detector ou a um valor máximo de 300 para os alvos mais fracos.
  5. Para alvos fracos, os que maior do que cerca de uma magnitude de 15 estelar, abrandar a taxa de quadros da câmara EMCCD para baixo até que existam, pelo menos, ~ 5-10 fotões serem detectados no núcleo da função de propagação ponto imagem. Enquanto isso leva a indefinição de movimento adicionais imagem dentro de molduras e reduzindo resolução angular (por exemplo, ref 40;. Aproximadamente o dobro da resolução de difração limitada em m ~ r ta 16,5rgets), os fótons são necessárias várias centrais de processamento de registro adequado pós-facto.
  6. Gravar um conjunto contínuo de imagens da câmara EMCCD até o tempo total de exposição integrada é igual ao tempo calculado de 1,2.

4. Observando em infravermelho (com correção Dica tilt-Visível)

  1. Definir o filtro roda em frente da câmara EMCCD a um filtro de banda larga, isto é, um filtro limpo ou uma λ> filtro passa longo 600nm.
  2. Note-se a posição de pixel do objecto a ser utilizado como uma fonte de guia da ponta de inclinação da câmara EMCCD enquanto olha para a imagem ao vivo.
  3. Defina as configurações da câmera para leitura os seguintes valores: pixels bin por um fator de 4, e definir o quadro de transferência de leitura região sub-quadro em um total de 2 × 2 pixels binned centradas na posição anteriormente observou.
  4. Definir a frequência EMCCD câmara e do ganho de multiplicação de electrões para coincidir com o brilho da ponta de inclinaçãoguiar fonte. A taxa de quadros de 300 Hz é preferível (para uma largura de banda de controlo de correcção loop-de ~ 30 Hz), mas pode ser reduzido na medida do necessário para objetos mais fracos com o custo de menor qualidade de correcção de inclinação da ponta.
  5. Comece a ponta de inclinação de controle de loop. Isto vai calcular a posição da fonte de corrente de guia e comandar o espelho ponta tilt-rápida correcção para dirigir a sua posição ao centro da região de pixel binned.
  6. Gravar imagens da câmera de infravermelho até o tempo total de exposição integrada é o tempo calculado em 1,2. Tempos máximos de um único quadro de exposição será limitada apenas pela saturação de emissão de infravermelho, do céu, instrumento ou objeto, ou pela corrente de escuro a partir da matriz de infravermelho. Exposições pode variar desde fracções de segundo até vários minutos.

5. Fim de Procedimentos Noite

  1. Feche a cúpula do telescópio e apontar o telescópio para a tela plana, quando se observa é completa.
  2. Ligue o lasere entre em contato USSTRATCOM com um resumo das atividades noturnas dentro de 15 min.
  3. Desligar a lâmpada cúpula plana sobre.
  4. Gravar uma série de todo o quadro imagens em ambas as câmaras de infravermelhos e EMCCD da iluminação plana de campo produzido pela lâmpada cúpula plana sobre a tela plana de cada filtro astronômico utilizado durante a noite anterior. A intensidade de campo plano em cada pixel representa o combinado quântica relativa eficiência do telescópio, adaptável óptica do sistema, filtros e câmera.
  5. Desligar a lâmpada cúpula plana fora e mudar para os filtros de bloqueio em frente de cada câmera.
  6. Gravar uma série de imagens escuras em ambas as câmaras correspondentes ao intervalo de tempo de exposição e formatos de imagem gravados durante a noite anterior. Os quadros escuros são usados ​​para remover viés devido ao ruído atual e eletrônicos escuro de dados gravados.
  7. Estacionar o telescópio.

6. Imagens de processamento

  1. Criar um c único escuroalibration imagem a partir da mediana de cada uma das séries de imagem escura gravado em 5.6.)
  2. Criar uma imagem de televisão de calibração para cada campo de filtro em cada câmara, calculando a média de cada uma das séries de imagem plana de campo registado no ponto 5.4), subtraindo-se a imagem de calibração correspondente escuro e, em seguida, dividindo-se a totalidade da imagem de pixel pelo valor mediano no quadro.
  3. Subtraia a imagem de calibração adequada escuro e dividir por a imagem de calibração campo plano para cada imagem ciência no céu registrada das câmeras EMCCD e infravermelho.
  4. Re-centro o. Calibrado imagens de ciências de cada observação, alinhando a mais brilhante pixel e adicionar as imagens para criar uma imagem empilhados Rotinas mais sofisticadas para registro de imagem melhorada também pode ser usado 39,41.

Representative Results

O Robo-AO sistema laser-óptica adaptativa é utilizada para compensar a turbulência atmosférica e produzir difração de resolução limitada imagens de visível e . comprimentos de onda do infravermelho próximo Figura 1A mostra uma imagem de uma única estrela vista na luz vermelha através descompensada turbulência atmosférica com uma largura de imagem de 1,0 segundo de arco Figura 1B mostra a estrela mesmo após a correção óptica adaptativa:. a largura da imagem diminui a 0,12 segundos de arco , ligeiramente maior do que a largura da imagem perfeita de 0,10 segundos de arco neste comprimento de onda de um telescópio de 1,5 m. O primeiro anel Airy, um resultado de difracção, pode ser visto como o anel fraco como a estrutura em torno do núcleo da imagem. Esta resolução muito melhor angular permite a descoberta de sistemas estelares binários e múltiplos (eg Figura 1C e observações de ref. 40) e para a detecção de estrelas muito mais fracas em campos tais como densasdo aglomerado globular Messier de 3 (visto no infravermelho próximo; Figura 6) que de outra forma seria impossível de visualizar diretamente através de turbulência atmosférica. Características do sistema solar objectos, tais como a superfície da nuvem de Jupiter, bem como o seu trânsito lua Ganimedes (Figura 7), pode também ser vista com um maior grau de claridade quando visto com laser óptica adaptativa.

Figura 1
Figura 1. Correção óptica adaptativa em comprimentos de onda visíveis. Cada figura representa um 1,5 × 1,5 segundo de arco campo de visão no céu. (A) Uma imagem de longa exposição única de uma única estrela, m V = 3,5, visto através descompensada turbulência atmosférica em i -band (λ = 700 - 810 nm) no 1,5 m P60 telescópio no Observatório Palomar. A largura total a metade do máximo (FWHM) é de 1,0 segundos de arco. (B) </ Strong> A mesma estrela como em (A) a laser com correcção óptica adaptativa usando o sistema de Robo-AO. O núcleo da imagem estelar tem 15 vezes o brilho máximo da imagem descompensada e tem um FWHM de 0,12 segundos de arco. (C) Uma estrela binária, m = 8,4 V, com uma separação de 0,14 segundos de arco é revelado através da utilização de o Robo-AO sistema adaptativo óptica. Em cada caso, a ponta de guia de inclinação foi realizada do próprio alvo.

Figura 2
Figura 2. O Robo-AO laser sistema adaptativo óptica. (A) A óptica adaptativa e instrumentos científicos são instalados no foco Cassegrain do robótico de 1,5 m P60 telescópio no Observatório Palomar. O sistema laser e da electrónica de suporte estão ligados a lados opostos do tubo do telescópio de equilíbrio. (B) O UV Robo-AO feixe laser propagating fora da cúpula do telescópio. Nesta fotografia de longa exposição, o feixe de laser é visível devido ao espalhamento Rayleigh fora de moléculas de ar, com uma pequena fracção da luz também dispersa de volta para o telescópio para ser utilizado como uma sonda da atmosfera. O feixe de laser aparece laranja devido à forma como a luz UV é transmitida através dos filtros de cor na câmara UV sensível usado para tirar a foto. Clique aqui para ver maior figura .

Figura 3
Figura 3. Robo-AO óptica adaptativa e instrumentos científicos. (A) Um modelo simplificado de CAD. Luz focado a partir do espelho secundário do telescópio (laranja) entra através de um pequeno orifício no centro do instrumentomento antes de ser refletido em 90 graus por vezes o primeiro espelho para um espelho fora do eixo (OAP) parabólica. Este espelho imagens do aluno telescópio na superfície do espelho deformável. Após a reflexão a partir do espelho deformável, um dicróico UV divide a luz de laser (violeta) e dirige-o para o sensor de frente de onda do laser. Um espelho OAP adicional revertida dentro do sensor de frente de onda corrige os erros não-comuns caminho ópticas introduzidas pelo foco conjugado 10 km do laser refletindo do espelho OAP primeiro. O visível e luz infravermelha próxima passagem (verde), através da dicróica UV é retransmitida por um par de espelhos OAP para o corretor de dispersão atmosférica. A luz é então reflectida pelo espelho ponta tilt-corrigindo para um espelho OAP final que concentra a luz para o dicróico visível. O dicróico visível reflecte a luz visível (azul) para o CCD multiplicador de electrões e transmite a luz de infravermelho próximo (vermelho) para um espelho dobrae, finalmente, para a câmara de infravermelhos. O combinado UV, luz visível e infravermelho próximo do telescópio e simulador de fonte (amarelo) pode ser direcionado para a óptica adaptativa e instrumentos de ciência, traduzindo o primeiro espelho vezes fora do caminho. (B) Uma fotografia correspondente do pacote instrumento . Clique aqui para ver maior figura .

Figura 4
Figura 4. Shack-Hartmann sensor de frente de onda. (A) Diagrama conceitual. Como uma onda plana passa através da matriz lenslet, um padrão regular de imagens é formada sobre o detector (azul). Quando uma onda não-plana passa através da matriz lenslet, o gradiente local da onda afecta tele posição das imagens formadas por cada uma das lentes da matriz (vermelho). (B) Padrão de imagens laser na Robo-AO sensor de frente de onda de Hartmann-Shack. Cada um dos 88 pontos é uma imagem de dispersão a laser a partir de 10 km conforme formados por cada uma das lentes da matriz lenslet, com a forma do padrão geral determinada pela geometria da pupila telescópio. O deslocamento relativo de cada imagem em relação à posição da imagem de referência (Procedimento 1.6) dá uma medida do gradiente local da onda de luz incidente. para ver figura maior .

Figura 5
Figura 5. Correção óptica de dispersão atmosférica prismática. Adaptive corrigido imagens de um 11 × 16 arco subcampo segundo do aglomerado globular Messier 15 em um. elevação telescópio de 45 graus (A) Enquanto óptica adaptativa corrige os efeitos da turbulência atmosférica, dispersão prismática atmosférica afecta ainda as imagens de estrelas individuais: imagens são paralelas afiada para o horizonte, enquanto perpendicular alongada para o horizonte por cerca de 1 segundo de arco por cima uma largura de banda espectral λ = 400 - 950 nm (B) Por adicionalmente usando um corrector de dispersão atmosférica para contrariar a dispersão atmosférica prismática, de imagem de difracção limitada resolução é recuperado em ambas as direcções..

Figura 6
Figura 6. As imagens do aglomerado globular Messier 3 (A) A 44 × 44 segundo de arco campo de visão, de 2 minutos imagem não compensada longo do núcleo do aglomerado globular Messier 3 em z-banda. (Λ = 830-950 nm) . (B) O mesmo imago mostrado com correção óptica adaptativa usando Robo-AO revelando muitas estrelas que não poderiam ser vistos.

Figura 7
Figura 7. Imagens de Júpiter (A) um instantâneo 0,033 segundos descompensada de Júpiter (diâmetro aparente de 42 segundos de arco) em r-banda (λ = 560-670 nm).. (B) A mesma imagem com correção a laser Robo-AO óptica adaptativa mostrando as características da nuvem de superfície e de trânsito Ganimedes (seta) com maior clareza.

Discussion

O método aqui apresentado descreve a operação manual da Robo-AO sistema adaptativo de laser-óptica. Na prática, Robo-AO opera de forma automatizada, a grande maioria dos processos são controlados por um sequenciador robótico que executa os mesmos passos automaticamente.

O sistema de Robo-AO foi projetado para replicação direta a um custo modesto, com materiais (~ USD600K) e mão de obra sendo uma fração do custo de até um telescópio de 1,5 m. Embora existam cerca de 20 telescópios ópticos em todo o mundo mais de 5 m de diâmetro, telescópios no número 1-3 classe m bem mais de cem e são projetados como potenciais hospedeiros para Robo-AO clones Além do atual sistema implantado no 1,5 m P60 telescópio, espero que o primeiro de muitos clones está sendo desenvolvido para o 2-m IGO telescópio 42 em Maharashtra, na Índia, e uma variante com estrelas brilhantes em vez de um laser para detecção de frente de onda é ser commissioned no telescópio de 1 m na Table Mountain, CA 43. Uma revolução na ciência difração limitada pode estar na mão.

Disclosures

Os autores declaram não haver interesses conflitantes financeiros.

Acknowledgements

O sistema de Robo-AO é apoiada por colaborar instituições parceiras, o Instituto de Tecnologia da Califórnia e do Centro Inter-Universitário de Astronomia e Astrofísica, pela National Science Foundation, Grant números AST-0906060 e AST-0960343, por uma concessão do mt. Cuba Astronômica Fundação e por um presente de Samuel Oschin.

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