Ljus från astronomiska objekt måste färdas genom jordens turbulenta atmosfär innan den kan avbildas genom markbaserade teleskop. För att möjliggöra direkt avbildning vid maximal teoretisk vinkelupplösning måste avancerade tekniker som de som används av Robo-AO adaptiva-optik användas.
Den vinkelupplösning markbaserade optiska teleskop begränsas av de nedbrytande effekterna av den turbulenta atmosfären. I frånvaro av en atmosfär, är den vinkelupplösning en typisk teleskop endast begränsas av diffraktion, dvs våglängden av intresse, λ, dividerat med storleken på dess primära mirrors bländare, D. Till exempel har Hubble Space Telescope (HST), med en 2,4-m primärspegel, en vinkelupplösning på synliga våglängder av ~ 0,04 bågsekunder. Atmosfären består av luft vid något olika temperaturer, och därför olika brytningsindex, ständigt blandning. Ljusvågor böjs när de passerar genom den inhomogena atmosfären. När ett teleskop på marken fokuserar dessa ljusvågor, momentana bilder visas fragmenterad, ändra som en funktion av tiden. Som ett resultat av förvärvade lång exponering bilder med markbaserade teleskop – även teleskop med fyra gånger diameter av HST – suddiga och har en vinkelupplösning ungefär 0,5 till 1,5 bågsekunder i bästa fall.
Astronomiska adaptiv optik-system kompenserar för effekterna av atmosfärisk turbulens. Först, är formen av den inkommande icke-plana våg bestämdes med användning av mätningar av en närliggande ljus stjärna med en vågfrontssensor. Därefter är ett element i det optiska systemet, såsom en deformerbar spegel, beordras att korrigera formen hos den inkommande ljusvågen. Ytterligare korrigeringar görs i en takt tillräcklig för att hålla jämna steg med dynamiskt föränderlig miljö genom vilken teleskopet ser i slutändan producerar diffraktionsbegränsad bilder.
Trohet i vågfrontssensor mätningen bygger på hur väl det inkommande ljuset rumsligt och tidsmässigt prov 1. Finare provtagning krävs ljusare referensobjekt. Medan de ljusstarkaste stjärnorna kan fungera som referensobjekt för avbildning mål från flera tiotalsav bågsekunder bort i de bästa förhållanden, har mest intressanta astronomiska mål inte är tillräckligt ljusa stjärnor i närheten. En lösning är att fokusera en hög effekt laserstråle i riktning mot den astronomiska målet att skapa en konstgjord referens känd form, även känd som en "laser guide star". Den Robo-AO laser adaptiv optik 2,3 använder en 10-W ultraviolett laser fokuseras på ett avstånd av 10 km för att generera en stjärna laser guide. Vågfrontssensor mätningar av lasern guiden stjärnan driva adaptiv optik korrigering leder diffraktionsbegränsad bilder som har en vinkelupplösning ~ 0,1 bågsekunder på en 1,5-meter teleskop.
Effekterna av atmosfärisk turbulens på astronomiska avbildning upptäcktes först århundraden sedan av Christiaan Huygens 4 och Isaac Newton 5. De första konceptuella adaptiva optik design för att kompensera för effekterna av turbulens publicerades oberoende av Horace Babcock 6 och Vladimir Linnik 7 på 1950-talet. Det amerikanska försvarsdepartementet finansierade sedan utvecklingen av de första adaptiva-optiksystem på 1970-talet i syfte att imaging utländska satelliter under det kalla kriget 8. Den civila astronomiska samfundet gjort framsteg utveckla system under 1980-talet, men efter frisläppande av militär forskning om adaptiv optik i 1992 (ref. 9), var det en explosion i både antal och komplexitet astronomiska system 10.
Majoriteten av de cirka 20 synliga och infraröda teleskop dag med öppningar större än 5 meter är equipped med adaptiv optik-system (t.ex. referenser. 11-19). Som teleskop blir större och därmed mer kapabel att samla in ljus, det finns större vinster i upplösning och känslighet vid användning adaptiv optik. Tyvärr, stora teleskop adaptiva-optiska system är mycket komplexa och begränsade i sin verksamhet till nästan infraröda våglängder på grund av dagens teknik, de kräver team av stödpersonal, ofta med stora observera omkostnader och tillgång till dessa knappa och värdefulla resurser är också begränsad.
Vid den andra änden av storlek skalan finns drygt 1-100 teleskop i 1-3 meter klassen, men väldigt få av dem är utrustade med adaptiv optik. Korrigera atmosfärisk turbulens, även vid kortare synliga våglängder, blir lätthanterligt med nuvarande teknik på dessa mindre teleskop för att de ser igenom en mycket mindre volym av atmosfärisk turbulens (figur 1). Den totala mängden av turbulens-Induced optiska fel skalor nästan proportionellt med teleskopet primära spegeln diameter och omvänt med iakttagande våglängd. Samma adaptiv-optik teknik som används med nära infrarött ljus på de större teleskop kan användas med synligt ljus på blygsamma storlek teleskop. Dessutom är många teleskop av denna omfattning antingen som eftermonteras (t.ex. ref. 20) eller nybyggda med helt automatiska, avlägsna och / eller autonoma funktioner (t.ex. ref. 21), att avsevärt öka kostnadseffektiviteten av dessa anläggningar. Om utrustad med adaptiv optik, skulle dessa teleskop erbjuder en övertygande plattform att driva många områden astronomisk vetenskap som annars opraktiskt eller omöjligt med stora teleskop adaptiv-optik-system 22. Diffraktionsbegränsad riktade undersökningar av tiotusentals mål 23,24, långsiktig övervakning 25,26, och snabb övergående karakterisering i trånga områden 27, är möjliga med adaptiv optik på dessa blygsamma öppningar.
För att undersöka denna nya upptäckt utrymme har vi utvecklats och implementerat en ny ekonomisk adaptiv-optik för 1-3 teleskop mätare av klass, Robo-AO (ref. 2,3, figur 2). I likhet med andra laser adaptiv-optik-system består Robo-AO flera viktiga system: lasersystemet, en uppsättning elektronik samt ett instrument monterad på teleskopets Cassegrain fokus (bakom den primära spegeln, figur 3) som rymmer en hög hastighet optisk slutare, vågfrontssensor, vågfront correctors, instrument vetenskap och källor kalibrering. Den Robo-AO designen skildras här illustrerar hur en typisk laser adaptiv-optik systemet fungerar i praktiken.
Kärnan i Robo-AO lasersystem är en Q-switchad 10-W ultraviolett laser monterad i en sluten projektor montering på sidan av teleskopet. Från och med själva lasern, lasernProjektorn innehåller då en redundant slutare, förutom lasern interna slutare, för extra säkerhet, en halv-våg plattan för att justera vinkeln på projicerade linjär polarisation, och en upplänk spets-tilt spegel till både stabilisera den skenbara positionen laserstrålen på himlen och att korrigera för teleskop böjning. En bikonvex lins på en justerbar fokus steg expanderar laserstrålen att fylla en 15 cm lins utgående öppning, som är optiskt konjugat till spets-tilt spegel. Utgången lins fokuserar laserljuset till en line-of-sight avstånd av 10 km. Som laserpulser (~ 35 ns lång var 100 ps) utbreder sig genom atmosfären från projektorn, en liten bråkdel av fotoner Rayleigh spridning av luft molekyler och återvända mot teleskopet (Figur 2B). De återvändande spridda fotoner ursprung längs hela uppåtgående bana lasern, och annars skulle framstå som en strimma som skulle göra vågfronten mätningar felaktig. Inom den adaptiva-optik instRUMENT, en snabb pockelscellen optisk slutare 28 används för att sända laserljus endast tillbaka från bara en smal bit av atmosfären runt 10 km projektor fokus, vilket resulterar i lasern framträder som en plats. Omkoppling av pockelscellen drivs av samma huvudklockan som den pulsade lasern, med en fördröjning för att ta hänsyn till den rundtrippstid av laserpulsen genom atmosfären. Ytterst är bara en i varje lanserade biljon fotoner detekteras av vågfrontssensor. Trots detta, är denna strålningsflöde är tillräcklig för att driva det adaptiva-optik.
Den ultravioletta lasern har den ytterligare fördelen av att vara osynlig för det mänskliga ögat, främst på grund av absorption i hornhinnan och linsen 29. Som sådan är det inte blixt blinda piloter och anses vara en klass 1 lasersystem (dvs. oförmögna att producera skadliga strålningsnivåer under drift och befriade från kontrollåtgärder 30) för alla möjligaexponeringar för personer i överflygningar flygplan, vilket eliminerar behovet för mänskliga observatörer finns på plats som normalt krävs av Federal Aviation Authority i USA 31. Tyvärr kan möjligheten för lasern att skada några satelliter i låg omloppsbana runt jorden finns. Av denna anledning är det rekommenderat för både säkerhet och ansvar gäller att samordna laser verksamhet med en lämplig myndighet (t.ex. med US Strategic Command (USSTRATCOM) inom USA 32).
Den vågfrontssensor som mäter den inkommande laserljus inom Robo-AO Cassegrain instrument känt som en Shack-Hartmann sensorn 33, och innefattar en uppsättning små linser, optisk relä och bildsensor. Den små linser array är en refraktiv optiskt element, platt på ena sidan, med ett rutnät av kvadratiska konvexa linser på den andra sidan. Den är belägen vid en position optiskt konjugat till ingångspupillen av teleskopet. När "returljuset" från the laser passerar genom lenslest arrayen är bilder av på himlen laser skapas vid fokus varje linserna i arrayen (Figur 4). Detta mönster av laser bilder sedan optiskt vidare till en UV-optimerad charge-coupled device (CCD) kamera. Den laterala xy placeringen av varje bild ger ett mått på den lokala gradienten eller "lutning" av ljusvågen genom varje lins i uppsättningen. Signal-till-brusförhållandet hos varje positionsmätning med Robo-AO varierar från 6 till 10, beroende på Zenith vinkel och ser förhållandena (6,5 elektroner av detektorns brus i vart och ett av fyra pixlar med en signal som varierar från 100 till 200 fotoelektroner per bild per mätning).
Den övergripande formen av ljusvågen beräknas sedan genom att multiplicera de uppmätta backarna genom en pre-beräknad vågfront rekonstruktören matris. Den rekonstruktören Matrisen skapas genom att först göra en modell av pupillen geometri som är uppdelad med små linser arrayen. Individuell orto-normal basisfunktioner (i detta fall disk harmoniska funktioner upp till 11: e radiella ordning, för totalt 75 funktioner,. ref 34) realiseras över modellen och en 2-D minsta kvadratmetoden lösning till bästa passform plan över varje lins i matrisen beräknas. Även om detta är en approximation till den genomsnittliga lutning är skillnaden försumbar i praktiken, med fördelen av lätt hantera geometri delvis belysta linser vid kanterna av den projicerade pupillen. Ett inflytande matris således härledas som omvandlar enhet amplituder för varje bas funktion med lutningen offset för varje lins. Den rekonstruktören Matrisen skapas sedan genom att pseudo-inversen av inflytande matris med Singular Value nedbrytning. När formen av ljusvågen är känd i termer av koefficienter grundval uppsättningen, kan en kompenserande invers form ledas på hög-ordning vågfront corrector. Processen för framställning av en mätning, och sedan applicera en korrigering, och upprepa denna cykelom och om igen, är ett exempel på en integrerad kontroll-loop. Robo-AO utför sin kontroll-loop med en hastighet av 1,2 kHz, som krävs för att hålla jämna steg med dynamiken i atmosfären. En skalfaktor (även känd som förstärkningen av den integrerade kontrollen-slinga) som är mindre än 1, och typiskt nära 0,6, appliceras på korrektionssignalen för att upprätthålla stabiliteten hos kontrollen slinga samtidigt minimerar restfel av korrigerad ljus.
Den högre ordning vågfront corrector inom Robo-AO är en mikro-elektromekaniska-system (MEMS) deformerbar spegel 35. Robo-AO 120 använder ställdon för att justera den belysta ytan hos spegeln, tillräcklig rymdupplösning att exakt passa den beräknade korrigera formen. Ställdonen har en maximal amplitud yta avvikelse på 3,5 um vilket motsvarar optisk fas kompensation upp till 7 pm. I typiska atmosfäriska förhållandena på astronomiska observatorier, är denna ersättning längd större än 5 sigma iamplitud turbulensen inducerade optiska fel och därför leder till betydande korrigering utrymme. Vidare kan den deformerbara spegeln kompensera för statiska optiska fel som uppstår från instrumentet och teleskop på bekostnad av reducerad dynamiskt område.
En finess med att använda en laser som en sond i atmosfären är dess oförmåga att mäta astronomiska bild motion 36. Den återvändande laserljus betraktas från ungefär samma position som den beräknas och därför bör alltid visas i samma läge på himlen. En övergripande lutning mätt i återvändande laserljuset våg av vågfrontssensor domineras av mekaniska pekar fel. Lutningen signalen används för att driva laser systemets upplänk spets-tilt spegel, vilket håller Shack-Hartmann mönster centrerat på vågfrontssensor. Korrigera astronomisk bild rörelse hanteras separat med vetenskap kameror som förklaras nedan.
Robo-AO använderfyra off-axis parabolisk (OAP) speglar att vidarebefordra ljus från teleskopet till vetenskap kamerorna achromatically (Figur 3). Reläet vägen innefattar en snabb spets-tilt korrigera spegel samt en atmosfärisk spridning corrector (ADC) 37 som består av ett par roterande prismor. ADC löser en särskild fråga som rör observera föremål genom atmosfären som inte är direkt ovanför: atmosfären fungerar som en prisma och bryter ljuset som en funktion av våglängd, med den totala effekten blir starkare eftersom teleskopet pekar lägre i höjd, vilket bilder – särskilt de som har skärpt av adaptiv optik korrigering – att synas långsträckta i riktningen vinkelrätt mot horisonten. Produkten kan lägga till en motsatt mängd dispersion till den inkommande ljuset, vilket effektivt motverkar effekten av atmosfäriska prismatiska spridning (Figur 5). Vid slutet av OAP reläet är en synlig dikroisk som reflekterar ljus λ <950 nm till en elektron-multiplicera charge-coupled device (EMCCD) kameran när överföring infrarött ljus mot en infraröd kamera. Den EMCCD Kameran har förmågan att ta bilder med mycket låg elektroniskt (detektor) buller 38,39 vid en bildfrekvens som minskar inom exponering bild rörelse under diffraktionsbegränsad vinkelupplösning. Genom att återanvända centrering och stapling en serie av dessa bilder, kan en lång exponering bilden syntetiseras med minimalt brus straff. Den EMCCD Kameran kan också användas för att stabilisera bilden rörelse på värmekameran, mätningar av positionen för ett avbildat astronomisk källa kan användas för att kontinuerligt styra den snabba tips tilt att åter rikta bilden till en önskad plats. Inför varje kamera är en uppsättning filter hjul med en lämplig uppsättning av astronomiska filter.
En intern teleskop och källa simulator är integrerad i Robo-AO-system som ett kalibreringsverktyg. Det kan samtidigt simulera ultraviolettalaser fokus på 10 km och en svart kropp källa vid oändligt, matchar värd teleskopets brännvidd förhållande och utgångspupill läge. Den första vikspegel inom Robo-AO riktar allt ljus från teleskopet sekundära spegeln till adaptiv-optik. Vikspegeln är också monterad på ett motoriserat steg som kan translateras ur vägen för att avslöja den inre teleskop och källan simulator.
Medan Robo-AO-systemet är avsett att fungera i en helt självständig sätt kan var och en av de många stegen i en adaptiv optik observation utföras manuellt. Detta steg-för-steg, tillsammans med en kort förklaring, beskrivs i följande avsnitt.
Den metod som presenteras här beskriver manuell manövrering av Robo-AO laser adaptiva-optik. I praktiken fungerar Robo-AO på ett automatiserat sätt, den stora majoriteten av förfaranden styrs av en robot sekvenserare som utför samma steg automatiskt.
Den Robo-AO-systemet har utvecklats för enkel replikering till låg kostnad, med material (~ USD600K) och arbetskraft är en bråkdel av kostnaden för ens en 1,5-meter teleskop. Medan det finns ungefär 20 optiska teleskop världen över mer än 5 meter i diameter, är teleskop i 1-3 m klassens nummer långt över 1-100 och projiceras som potentiella värdar för Robo-AO-kloner. Utöver det nuvarande systemet utnyttjas vid 1,5-m P60 teleskop, är den första av förhoppningsvis många kloner som utvecklas för 2-m IGO teleskopet 42 i Maharashtra, Indien, och en variant med ljusa stjärnor i stället för en laser för vågfront avkänning är att commissioned vid 1-m teleskop på Taffelberget, CA 43. En revolution inom diffraktionsbegränsad vetenskap kan vara till hands.
The authors have nothing to disclose.
Den Robo-AO-systemet stöds av samarbetspartner institutioner, California Institute of Technology och Inter-University Centre for astronomi och astrofysik, av National Science Foundation i Grant nr AST-0906060 och AST-0960343, genom ett bidrag från Mt. Kuba Astronomiska Foundation och en gåva från Samuel Oschin.