Bringing the Visible Universe in Focus mit Robo-AO

Die Auswirkungen von atmosphärischen Turbulenzen auf astronomische Bildgebung wurde vor Jahrhunderten von Christiaan Huygens ⁴ und Isaac Newton ⁵ anerkannt. Die ersten adaptiven Optik konzeptionellen Designs, um die Effekte von Turbulenzen zu kompensieren wurden unabhängig von Horace Babcock ⁶ und Vladimir Linnik ⁷ in den 1950er Jahren publiziert. Das US Department of Defense dann finanziert die Entwicklung der ersten adaptiven Optiken in den 1970er Jahren für die Zwecke der Bildgebung ausländischen Satelliten während des Kalten Krieges ^8. Die zivile astronomische Gemeinschaft Fortschritte der Entwicklung von Systemen in den 1980er Jahren, aber nach Deklassierung der militärischen Forschung auf adaptive Optik im Jahr 1992 (vgl. ^9), gab es eine Explosion in der Anzahl und Komplexität der astronomischen Systeme ^10.

Die meisten der etwa 20 sichtbaren und infraroten Teleskope heute mit Öffnungen größer als 5 Meter sind equipped mit adaptiver Optik-Systeme (zB refs. ^11-19). Wie Teleskope größer und damit besser in der Lage zu sammeln Licht zu werden, gibt es größere Gewinne in Auflösung und Empfindlichkeit bei Verwendung der adaptiven Optik. Leider sind große Teleskop adaptive-Optik-Systeme äußerst komplex und eingeschränkt in ihrem Betrieb bis nah-infraroten Wellenlängen aufgrund der aktuellen Technologie; sie erfordern Teams von Support-Mitarbeiter, oft mit großen Beobachtung Gemeinkosten und den Zugang zu diesen knappen und wertvollen Ressourcen ist auch begrenzt.

Am anderen Ende der Größe Spektrums gibt es weit über 1-100 Teleskope der 1-3 Meter-Klasse, aber nur sehr wenige von ihnen sind mit adaptiver Optik ausgestattet. Korrigieren atmosphärische Turbulenzen auch bei sichtbaren Wellenlängen kürzer wird tractable mit der aktuellen Technologie auf diesen kleineren Teleskopen, weil sie durch einen viel kleineren Volumen von atmosphärischen Turbulenzen (Abbildung 1) zu sehen. Die Gesamtmenge der Turbulenz-induced optische Fehler Skalen nahezu proportional mit dem Teleskop Hauptspiegel Durchmesser und umgekehrt mit der Beobachtung Wellenlänge. Dasselbe adaptive Optik-Technologie, die mit Licht im nahen Infrarot auf die größeren Teleskopen verwendet wird, kann mit sichtbarem Licht von der begrenzten Größe Teleskopen verwendet werden. Darüber hinaus sind viele Teleskope dieser Größenordnung entweder nachgerüstet werden (zB ref. ²⁰⁾ oder neu mit voll Roboter, Fern-und / oder autonome Fähigkeiten (zB ref. ²¹⁾ errichtet, die deutliche Steigerung der Wirtschaftlichkeit dieser Anlagen. Wenn mit adaptiver Optik ausgestattet, würden diese Teleskope bieten eine überzeugende Plattform für viele Bereiche der astronomischen Wissenschaft, die sonst unpraktisch oder unmöglich mit großen Teleskops adaptive-Optiken sind ²² rechtlich zu verfolgen. Beugungsbegrenzten gezielten Erhebungen von Zehntausenden von Zielen ^23,24, Langzeitüberwachung ^25,26 und schnelle transiente Charakterisierung in überfüllten Felder ²7 sind möglich mit adaptiver Optik auf diesen bescheidenen Öffnungen.

Um diese neue Entdeckung Raum zu erforschen, haben wir entwickelt und eine neue wirtschaftliche adaptive-Optik für 1-3 Meter-Klasse Teleskopen, Robo-AO (Lit. ^2,3; Abbildung 2) umgesetzt. Wie bei anderen Laser adaptiv-Optiken umfasst Robo-AO mehrere Haupt-Systemen: das Lasersystem; einen Satz von Elektronik, und ein Instrument des Teleskops Cassegrainfokus montiert (hinter dem primären Spiegel, Fig. 3), die eine Hochgeschwindigkeits-beherbergt optischer Shutter, Wellenfront-Sensor, Wellenfront Korrektoren, wissenschaftliche Instrumente und Kalibrierung Quellen. Der Robo-AO-Design abgebildet sind, zeigt, wie ein typischer Laser adaptive-Optik in der Praxis arbeitet.

Der Kern der Robo-AO Lasersystem ist ein gütegeschalteter 10-W UV-Laser in einem geschlossenen Projektor Montage auf der Seite des Teleskops angebracht ist. Beginnend mit dem Laser selbst, wobei der LaserProjektor dann ein redundantes Auslöser neben des Lasers inneren Verschluss, für zusätzliche Sicherheit; eine Halbwellenplatte, um den Winkel des projizierten linearen Polarisation einzustellen, und einen Uplink-Tip-Tilt Spiegel sowohl stabilisieren die scheinbare Laserstrahlposition auf Himmel und für Fernrohr Biegung zu korrigieren. Eine bi-konvexe Linse auf einem verstellbaren Fokus Stufe erweitert den Laserstrahl, um eine 15 cm Ausgangsapertur Linse, die optisch mit dem Tip-Tilt Spiegel konjugieren füllen. Der Ausgang Linse fokussiert das Laserlicht zu einem line-of-sight Entfernung von 10 km. Wie der Laserpulse (~ 35 ns langen alle 100 us) durch die Atmosphäre vom Projektor entfernt, ein winziger Bruchteil der Photonen Rayleigh-Streuung off Luftmolekülen und Rückkehr in Richtung des Teleskops (2B) zu propagieren. Die zurückkehrenden gestreuten Photonen entstehen entlang der gesamten Aufwärtspfad des Lasers, und andernfalls als ein Streifen, damit die Wellenfront Messungen ungenau erscheinen würde. Innerhalb der adaptive-Optik instRUMENT, ein Hochgeschwindigkeits-Pockelszelle optische Verschluss ²⁸ verwendet wird, um Laserlicht nur Rückkehr von nur einem schmalen Scheibe der Atmosphäre um den Projektor 10 km Schwerpunkt, was zu dem Laser erscheinen als Fleck zu übertragen. Schalten des Pockels-Zelle wird von der gleichen Master-Takt als den Impulslaser angetrieben, mit einer Verzögerung um Konto für die Umlaufzeit des Laserpulses durch die Atmosphäre. Letztlich wird nur etwa jeder Billionen Photonen gestartet durch die Wellenfront Sensor erfasst. Trotzdem ist dieser Strahlungsfluß ausreicht, um die adaptive Optik-System zu betreiben.

Die Ultraviolett-Laser hat den zusätzlichen Vorteil, unsichtbar für das menschliche Auge, in erster Linie aufgrund der Absorption in der Hornhaut und Linse ^29. Als solche ist sie nicht in der Lage Flash-blind Piloten und wird als Class 1 Laser-System (dh keine schädlichen Strahlung während des Betriebs und ohne jede Kontrolle misst ³⁰⁾ für alle möglichenAufnahmen von Personen in Überfliegen Flugzeuge, wodurch die Notwendigkeit für die menschliche Spotter vor Ort befindet wie sie normalerweise von der Federal Aviation Authority in den USA ³¹ erforderlich. Leider kann die Möglichkeit für den Laser, um einige Satelliten im erdnahen Orbit beschädigen existieren. Aus diesem Grund ist es für beide Sicherheit und Haftung betrifft empfohlen, Laser Aktivitäten mit einer geeigneten Stelle (zB mit US Strategic Command (USSTRATCOM) in den USA ³²⁾ zu koordinieren.

Der Wellenfrontsensor die das ankommende Laserlicht misst im Robo-AO Cassegrain Instrument als Shack-Hartmann-Sensor ³³ bekannt ist, und umfasst eine Linsenanordnung, Lichtübertragungseinrichtung und bildgebenden Sensor. Die Linsenanordnung ist ein brechendes optisches Element, flach auf einer Seite mit einem Gitter aus quadratischen konvexen Linsen auf der anderen Seite. Es ist an einer Stelle, die optisch mit der Eintrittspupille des Teleskops Konjugat entfernt. Wenn die 'return light' von the Lasers geht durch den lenslest Array, werden die Bilder der Online-Himmel Lasers im Mittelpunkt von jeder der Linsen in der Matrix (4) erstellt. Dieses Muster der Laserbilder wird dann optisch mit einem UV-optimierten charge-coupled device (CCD)-Kamera weitergeleitet. Die seitliche xy-Position jedes Bildes ein Maß des lokalen Gradienten oder "Steigung" der Lichtwelle durch jede Linse des Arrays. Das Signal-zu-Rausch-Verhältnis jedes Positionsmessung mit Robo-AO Bereich von 6 bis 10 in Abhängigkeit von Zenith Winkel und Sichtbedingungen (6,5 Elektronen Detektorrauschen in jedem der vier Pixel mit einem Signal im Bereich von 100 bis 200 pro Bild pro Photoelektronen Messung).

Die Gesamtform der Lichtwelle wird dann durch Multiplizieren der gemessenen Steigungen von einem im Voraus berechneten Wellenfront Rekonstruktor Elements berechnet. Der Rekonstruierer Matrix wird hergestellt, indem zunächst ein Modell der Pupille Geometrie, die von dem Lenslet-Array unterteilt ist geschaffen. Individuelle ortho-normale BasisFunktionen (in diesem Fall Festplatte harmonische Funktionen bis zur 11 ^th radiale Ordnung, für eine Gesamtmenge von 75 Funktionen;. ref ³⁴⁾ sind über das Modell und einem 2-D Least-Squares-Lösung für das Best-Fit-Ebene über jede Linse realisiert in das Array wird berechnet. Dies ist zwar eine Annäherung an die durchschnittliche Steigung, ist der Unterschied in der Praxis vernachlässigbar, mit dem Vorteil die einfache Handhabung die Geometrie teilweise beleuchtet Linsen an den Rändern des projizierten Pupille. Ein Einfluss-Matrix wird so abgeleitet, dass wandelt Einheit Amplituden für jede Basisfunktion mit der Steigung für jedes Objektiv ausgeglichen. Die Matrix wird dann Rekonstruktor indem der Pseudo-Inversen der Einfluss Matrix mittels Singulärwertzerlegung erstellt. Sobald die Form der Lichtwelle hinsichtlich der Koeffizienten des Basissatzes bekannt ist, kann eine kompensatorische inverse Form der Wellenfront hoher Ordnung Korrektor befohlen werden. Verfahren zur Herstellung einer Messung, dann Anwenden einer Korrektur, und Wiederholen dieses Zyklusund immer, ist ein Beispiel eines integralen Regelkreis. Robo-AO führt seine Regelkreis mit einer Rate von 1,2 kHz, notwendigen Schritt zu halten mit der Dynamik der Atmosphäre. Ein Skalierungsfaktor (auch als die Verstärkung des integralen Regelkreis bekannt) von weniger als 1, und typischerweise nahe 0,6 ist, wird auf die Korrektur-Signal angelegt, um die Stabilität der Regelkreis zu halten, während immer noch Minimierung des Restfehlers von korrigierten Licht.

Das höherwertige Wellenfront-Korrektur innerhalb Robo-AO ist eine mikro-elektro-mechanischen Systemen (MEMS) verformbare Spiegel ^35. Robo-AO 120 verwendet, um die Aktuatoren beleuchteten Oberfläche des Spiegels ausreichend räumliche Auflösung passgenau Korrigieren des berechneten Form anzupassen. Die Stellglieder haben einen maximalen Oberflächenabweichung Amplitude von 3,5 um die optische Phasenkompensation von bis zu 7 um entspricht. In typischen atmosphärischen Bedingungen zu astronomischen Observatorien, ist diese Kompensation Länge von mehr als 5 sigma derAmplitude der Turbulenzen induzierten optischen Fehler und führt daher zu deutlichen Korrektur Kopffreiheit. Weiterhin kann die verformbare Spiegeleinrichtung für statische optische Fehler, die sich aus dem Instrument und Teleskops auf Kosten einer reduzierten Dynamik auszugleichen.

Eine Feinheit zur Verwendung eines Lasers als einer Sonde der Atmosphäre ist ihre Unfähigkeit, zu messen astronomischen Bildbewegung ^36. Der zurückkehrende Laserlicht von ungefähr der gleichen Position, aus der sie projiziert und wird deshalb immer in der gleichen Lage am Himmel erscheinen angesehen. Jede allgemeine Neigung in der rückkehrenden Laser-Lichtwelle durch die Wellenfront-Sensor gemessen wird durch mechanische Richtfehler dominiert. Die Neigung wird verwendet, um das Lasersystem Uplink-Tip-Tilt-Spiegel zu fahren, und hält so die Shack-Hartmann-Muster auf der Wellenfront-Sensor zentriert. Korrigieren astronomischen Bildbewegung wird separat mit den Kameras Wissenschaft gehandhabt wie nachstehend erläutert.

Robo-AO nutztvier off-axis parabolisch (OAP) spiegelt dem Relais Licht vom Teleskop auf die Wissenschaft Kameras achromatisch (Abbildung 3). Das Relais ist mit einem schnellen Pfad Tip-Tilt Korrigieren Spiegel sowie einen atmosphärischen Dispersion Korrektor (ADC) ³⁷ von einem Paar von rotierenden Prismen besteht. Der ADC löst ein Problem im Zusammenhang mit bestimmten Beobachtung von Objekten durch die Atmosphäre, die nicht direkt über: die Atmosphäre wirkt wie ein Prisma und bricht das Licht als eine Funktion der Wellenlänge, mit der Gesamteffekt stärker wird als Teleskop Punkte niedriger in der Höhe, wodurch Bilder – vor allem jene, die durch die adaptive Optik Korrektur wurden geschärften – erscheinen länglich in der Richtung senkrecht zum Horizont. Der ADC kann eine gegenüberliegende Menge der Dispersion auf das ankommende Licht hinzuzufügen, effektiv Negieren der Wirkung des atmosphärischen prismatischen Dispersion (Abbildung 5). Am Ende des OAP Relais ist ein sichtbares dichroitisches, die Licht von λ <95 spiegelt0 nm zu einem Elektron-multiplizierenden charge-coupled device (EMCCD)-Kamera während des Sendens Infrarotlicht in Richtung einer Infrarotkamera. Die EMCCD Kamera hat die Fähigkeit, Bilder mit sehr niedrigen elektronische (Detektor) Rauschen ^38,39, Capture mit einer Bildrate, die die intra-Exposition Bildbewegung reduziert unter den beugungsbegrenzten Winkelauflösung. Durch die Wiederverwendung Zentrierung und Stapelung eine Reihe dieser Bilder kann eine Langzeitbelichtung Bild mit minimalem Rauschen Strafe synthetisiert werden. Die EMCCD Kamera kann auch zur Bildbewegung auf der Infrarotkamera stabilisieren; Messungen der Position eines abgebildeten astronomischen Quelle kann verwendet werden, um kontinuierlich die schnelle befehlen Tip-Tilt erneut darauf das Bild zu einer gewünschten Stelle werden. Vor jeder Kamera ist ein Satz von Filter-Räder mit einem geeigneten Satz von astronomischen Filtern.

Eine interne Teleskop und Source-Simulator in den Robo-AO-System als Kalibrierwerkzeug integriert. Sie kann gleichzeitig simulieren das ultravioletteLaserfokus bei 10 km und einer schwarzen Quelle im Unendlichen, passend zu den Host-Teleskops Öffnungsverhältnis und Austrittspupille Position. Die ersten Faltspiegel innerhalb Robo-AO leitet alle Licht des Teleskops Fangspiegel der adaptive-Optik. Der Faltspiegel ist auch auf einem motorisierten Stufe, die aus dem Weg, um die interne Teleskop und Source Simulator offenbaren übersetzt werden montiert.

Während die Robo-AO-System soll in einem völlig autonom arbeiten kann jede der vielen Schritte der adaptiven Optik Beobachtung manuell ausgeführt werden. Diese Schritt-für-Schritt-Verfahren, zusammen mit einer kurzen Erklärung, wird im folgenden Abschnitt beschrieben.