Trazer o universo visível em Foco com Robo-AO

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.