Portare l'Universo visibile in Focus con Robo-AO

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.