Con lo que el Universo Visible en Focus con Robo-AO

El impacto de la turbulencia atmosférica en las imágenes astronómicas fue reconocido por primera vez hace siglos por Christiaan Huygens ⁴ y ⁵ Isaac Newton. Las primeras ópticas adaptativas conceptuales diseños para compensar los efectos de las turbulencias fueron publicados de forma independiente por Horace Babcock ⁶ y Vladimir Linnik ⁷ en la década de 1950. El Departamento de Defensa de EE.UU. luego financió el desarrollo de los primeros sistemas de óptica adaptativa en la década de 1970 con el propósito de satélites de imágenes extranjeros durante la guerra fría ^8. La comunidad astronómica civil compuesta sistemas progreso en desarrollo en la década de 1980, sin embargo, después de la desclasificación de la investigación militar sobre óptica adaptativa en 1992 (ref. ^9), se produjo una explosión en el número y la complejidad de los sistemas astronómicos ^10.

La mayoría de los telescopios de aproximadamente veinte visible e infrarrojo hoy con aberturas mayores que 5 metros son equipped con sistemas de óptica adaptativa (por ejemplo, refs. ^11-19). Medida que los telescopios se hacen más grandes, y por lo tanto más capaz de recoger la luz, hay mayores ganancias en la resolución y la sensibilidad al utilizar la óptica adaptativa. Por desgracia, gran telescopio de óptica adaptativa sistemas son extremadamente complejos y limitados en su operación a longitudes de onda del infrarrojo cercano, debido a la tecnología actual, sino que requieren equipos de personal de apoyo, a menudo con grandes gastos generales de observación, y el acceso a estos recursos escasos y valiosos es también limitado.

En el otro extremo del espectro de tamaños, hay también más de cien telescopios en la clase 1-3 metros, pero muy pocos de ellos están equipados con óptica adaptativa. Corrección de la turbulencia atmosférica, incluso a menores longitudes de onda visibles, se convierte en manejable con la tecnología actual en estos telescopios más pequeños porque se ven a través de un volumen mucho más pequeño de la turbulencia atmosférica (Figura 1). El monto total de la turbulencia-induced escalas ópticas de error casi proporcionalmente con el diámetro telescopio de espejo primario e inversamente con la longitud de onda de observación. La misma tecnología de óptica adaptativa que se utiliza con luz del infrarrojo cercano en los telescopios más grandes se pueden utilizar con luz visible en telescopios de tamaño modesto. Además, muchos telescopios de esta escala o bien están siendo adaptados (por ejemplo ref. ²⁰⁾ o de nueva construcción con capacidades totalmente robótico, remotas y / o autónomos (por ejemplo, ref. ^21), aumentando significativamente la rentabilidad de estas instalaciones. Si está equipado con óptica adaptativa, estos telescopios trataría de una plataforma convincente para perseguir muchas áreas de la ciencia astronómica que de otro modo serían poco práctico o imposible con gran telescopio de óptica adaptativa sistemas ^22. Limitadas por difracción encuestas dirigidas a decenas de miles de blancos, ^23,24 seguimiento a largo plazo ^25,26 y caracterización transitorios rápidos en campos atestados ²7, son posibles con la óptica adaptativa en estas aberturas modestas.

Para explorar este espacio nuevo descubrimiento, hemos diseñado e implementado un nuevo económico sistema de óptica adaptativa para 1-3 metros telescopios de clase, Robo-AO (referencias ^2,3, Figura 2). Como con otro láser de óptica adaptativa sistemas, Robo-AO comprende varios sistemas principales: el sistema láser, un conjunto de componentes electrónicos, y un instrumento montado en el foco del telescopio Cassegrain (detrás del espejo primario; Figura 3) que alberga una alta velocidad obturador óptico, sensor de frente de onda, correctores de frente de onda, los instrumentos de la ciencia y de las fuentes de calibración. El diseño Robo-AO descritos aquí se muestra cómo un láser típico de óptica adaptativa sistema funciona en la práctica.

El núcleo del sistema de Robo-AO es un láser de Q-switched 10-W láser ultravioleta montado en un recinto cerrado de montaje del proyector en el lado del telescopio. Comenzando con el propio láser, el láserproyector a continuación, incorpora un obturador redundante, además de obturación interna del láser, para seguridad adicional, una placa de media onda para ajustar el ángulo de polarización proyecta lineal, y un espejo de enlace ascendente tip-tilt tanto para estabilizar la posición del haz láser aparente en el cielo y para corregir la flexión telescopio. Una lente biconvexa en una etapa de ajuste del enfoque se expande el rayo láser para cubrir una salida 15 cm de apertura del objetivo, que es ópticamente conjugada con el espejo tip-tilt. El cristalino enfoca la luz de salida de láser a una distancia de línea de visión de 10 km. Como los pulsos láser (~ 35 ns largos cada 100 ms) se propagan a través de la atmósfera de distancia del proyector, una pequeña fracción de la dispersión Rayleigh fotones de moléculas de aire y de retorno hacia el telescopio (Figura 2B). Los fotones que regresan dispersas se originan a lo largo de todo el recorrido hacia arriba del láser, y de otro modo aparecería como una raya que haría que las mediciones de frente de onda incorrecto. Dentro de la inst de óptica adaptativarument, un obturador de alta velocidad Pockels célula óptica ²⁸ se utiliza para transmitir la luz láser sólo volver de sólo un pequeño sector de la atmósfera alrededor del foco 10 kilometros proyector, lo que resulta en el láser que aparece como una mancha. La conmutación de la célula Pockels es accionado por el reloj maestro mismo que el láser de impulsos, con un retardo para tener en cuenta el tiempo de ida y vuelta del impulso de láser a través de la atmósfera. En última instancia, sólo uno de cada billón de fotones lanzados es detectado por el sensor de frente de onda. Aun así, este flujo radiante es suficiente para operar el sistema de óptica adaptativa.

El láser ultravioleta tiene el beneficio adicional de ser invisible al ojo humano, principalmente debido a la absorción en la córnea y el cristalino ^29. Como tal, es incapaz de flash-ciegos pilotos y se considera un sistema de láser de Clase 1 (es decir, incapaz de producir niveles dañinos de radiación durante el funcionamiento y exentos de cualquier medida de control ³⁰⁾ para todas las posiblesla exposición de las personas en los aviones sobrevolaban la zona, eliminando la necesidad de observadores humanos ubicados en el recinto, normalmente requerida por la Autoridad de Aviación Federal dentro de los EE.UU. ^31. Por desgracia, la posibilidad de que el láser para dañar algunos satélites en órbita baja de la Tierra pueden existir. Por esta razón, se recomienda tanto para los problemas de seguridad y la responsabilidad de coordinar las actividades de láser con una agencia apropiada (por ejemplo, con el Comando Estratégico de EE.UU. (USSTRATCOM) dentro de los EE.UU. ^32).

El sensor de frente de onda que mide la luz láser entrante dentro del instrumento Robo-AO Cassegrain es conocido como un sensor Shack-Hartmann ^33, e incluye una matriz de lentes, de relé óptico y sensor de imagen. La matriz de lentes es un elemento óptico de refracción, plana en un lado, con una cuadrícula de cuadrados en forma de lentes convexas en el otro lado. Se encuentra en una posición ópticamente conjugada a la pupila de entrada del telescopio. Cuando el 'retorno light' de the láser pasa a través de la lenslest matriz, las imágenes del láser en el cielo se crean en el centro de cada una de las lentes de la matriz (Figura 4). Este patrón de imágenes de láser es entonces ópticamente retransmite a un UV-optimizado dispositivo de carga acoplada (CCD). La posición xy lateral de cada imagen da una medida de la pendiente local o 'pendiente' de la onda de luz a través de cada lente de la matriz. La relación de señal a ruido de cada medición de la posición con Robo-AO oscila desde 6 hasta 10 condiciones en función de Zenith ángulo y viendo (6,5 electrones de ruido del detector en cada una de cuatro píxeles con una señal que oscila desde 100 hasta 200 fotoelectrones por imagen por medición).

La forma global de la onda de luz se calcula entonces multiplicando las pistas medido por una matriz de frente de onda pre-calculada reconstructor. La matriz reconstructor se crea por primera hacer un modelo de la geometría de la pupila que es sub-dividida por la matriz de lentes. Individual orto-normal basefunciones (en este caso funciones de disco de armónicos hasta el orden 11 ^º radial, para un total de 75 funciones.; ref ³⁴⁾ se realizan sobre el modelo y un 2-D solución de mínimos cuadrados al plano de mejor ajuste a través de cada lente en la matriz se calcula. Mientras que esto es una aproximación a la pendiente media, la diferencia es insignificante en la práctica, con el beneficio de fácil manejo de la geometría de las lentes parcialmente iluminados en los bordes de la pupila proyectada. Una matriz de influencia es así derivada que convierte amplitudes unitarios para cada función de base con la pendiente de desplazamiento para cada lente. La matriz reconstructor continuación, se crea mediante la adopción de la pseudo-inversa de la matriz de influencia mediante descomposición en valores singulares. Una vez que la forma de la onda de luz es conocido en términos de los coeficientes del conjunto de base, una forma inversa de compensación puede ser ordenado en el corrector de frente de onda de alto orden. El proceso de hacer una medición, a continuación, aplicando una corrección, y repitiendo este ciclouna y otra vez, es un ejemplo de un control integral de bucle. Robo-AO ejecuta su lazo de control a una velocidad de 1,2 kHz, necesaria para mantenerse al día con la dinámica de la atmósfera. Un factor de escala (también conocida como la ganancia de la integral de control de bucle) de menos de 1, y típicamente cerca de 0,6, se aplica a la señal de corrección para mantener la estabilidad del control de bucle, mientras que todavía minimizando el error residual de corregir luz.

El corrector de frente de onda de orden superior dentro de Robo-AO es un micro-electro-mechanical-Systems (MEMS) espejo deformable ^35. Robo-AO 120 utiliza actuadores para ajustar la superficie iluminada del espejo, en la resolución espacial suficiente para adaptarse con precisión la forma calculada corregir. Los actuadores tienen una amplitud de superficie de desviación máxima de 3,5 m que corresponde a la compensación de fase óptica de hasta 7 m. En condiciones atmosféricas típicas en los observatorios astronómicos, esta compensación de longitud es mayor que 5 sigma de laamplitud de la turbulencia inducida error óptico y por lo tanto resulta en altura corrección significativa. Además, el espejo deformable puede compensar errores ópticos estáticos origen en el instrumento y el telescopio a costa de rango dinámico reducido.

Una sutileza al uso de un láser como una sonda de la atmósfera es su incapacidad para medir el movimiento astronómico imagen ^36. La luz láser de retorno se ve desde la misma posición desde la que se proyecta y por lo tanto deben aparecer siempre en el mismo lugar en el cielo. Cualquier inclinación global medida en la onda de luz láser de regresar por el sensor de frente de onda está dominado por los mecánicos Errores de puntería. La señal de inclinación se utiliza para conducir el sistema de láser de enlace ascendente de punta-inclinación del espejo, manteniendo así el patrón de Shack-Hartmann centrada en el sensor de frente de onda. La corrección de movimiento de la imagen astronómica se maneja por separado con las cámaras de la ciencia, como se explica a continuación.

Robo-AO utilizacuatro fuera del eje parabólico (OAP) refleja a la luz relé desde el telescopio a las cámaras de la ciencia achromatically (Figura 3). El relé incluye un camino rápido tip-tilt espejo corrigiendo así como un corrector de dispersión atmosférica (ADC) ³⁷ compuesto de un par de rotación de prismas. El ADC resuelve un problema concreto relacionado con la observación de objetos a través de la atmósfera que no son directamente encima de la cabeza: la atmósfera actúa como un prisma y refracta la luz en función de la longitud de onda, con el efecto global cada vez más fuerte a medida que el telescopio apunta más baja en altitud, provocando imágenes – especialmente aquellos que han sido afilado por corrección óptica adaptativa – a aparecer alargada en la dirección normal al horizonte. El ADC puede añadir una cantidad de dispersión opuesta a la luz entrante, efectivamente niega el efecto de la dispersión atmosférica prismática (Figura 5). Al final de la OAP relé es un dicroico que refleja la luz visible de λ <950 nm y un electrón se multiplica dispositivo de carga acoplada (EMCCD) de la cámara mientras se transmite luz infrarroja hacia una cámara de infrarrojos. La cámara EMCCD tiene la capacidad de capturar imágenes con muy bajo electrónico (detector) ^38,39 ruido, a una velocidad que reduce el movimiento de la imagen dentro de la exposición por debajo de la resolución angular de difracción limitada. Al re-centrado y el apilamiento de una serie de estas imágenes, una imagen de larga exposición se puede sintetizar con pena de ruido mínimo. La cámara EMCCD también se puede utilizar para estabilizar el movimiento de imagen en la cámara de infrarrojos; mediciones de la posición de una fuente astronómica formado la imagen puede ser usada para manejar continuamente el rápido tip-tilt re-orientar la imagen a una ubicación deseada. Por delante de cada cámara es un conjunto de ruedas de filtros con un conjunto apropiado de filtros astronómicos.

Un simulador interno telescopio y fuente está integrado en el sistema de Robo-AO como una herramienta de calibración. Simultáneamente, puede simular el ultravioletaláser foco a 10 km y una fuente de cuerpo negro en el infinito, igualando relación focal del telescopio anfitrión y posición de la pupila de salida. El primer espejo plegable dentro de Robo-AO dirige toda la luz del espejo secundario del telescopio con el sistema de óptica adaptativa. El espejo plegable se monta también sobre una platina motorizada que puede ser traducido a cabo de la manera de revelar el telescopio interna y simulador de fuente.

Mientras que el sistema de Robo-AO está destinada a funcionar de una manera completamente autónoma, cada uno de los muchos pasos de una observación óptica adaptativa puede ser ejecutado manualmente. Este procedimiento paso a paso, junto con una breve explicación, se detalla en la siguiente sección.