Lys fra astronomiske objekter skal rejse gennem jordens turbulente atmosfære, før det kan afbildes ved jordbaserede teleskoper. For at aktivere direkte billeddannelse ved maksimal teoretisk kantede opløsning, skal avancerede teknikker såsom de ansat af Robo-AO adaptive-optik-systemet anvendes.
Den vinkelopløsning på jordbaserede optiske teleskoper er begrænset af de nedbrydende virkninger af den turbulente atmosfære. I mangel af en atmosfære, er vinkelopløsning på en typisk teleskop kun begrænset af diffraktion, dvs bølgelængden af interesse, λ divideret med størrelsen af det primære spejlets blænde, D. For eksempel har Hubble Space Telescope (HST), med en 2,4-m primær spejl, en vinkelopløsning ved synlige bølgelængder af ~ 0,04 buesekunder. Atmosfæren består af luft ved lidt forskellige temperaturer, og derfor forskellige brydningsindekser, konstant blanding. Lysbølger er bøjet når de passerer gennem den inhomogene atmosfære. Når et teleskop på jorden fokuserer disse lysbølger, øjeblikkelige billeder vises fragmenteret, ændrer sig som en funktion af tiden. Som et resultat, erhvervede lang eksponering billeder med jordbaserede teleskoper – selv teleskoper med fire gange diameter af HST – vist sløret og har en kantet opløsning på ca 0,5 til 1,5 buesekunder i bedste fald.
Astronomiske adaptive-optiske systemer kompensere for virkningerne af atmosfærisk turbulens. For det første er formen af den indkommende ikke-plan bølge bestemt under anvendelse af målinger af en nærliggende klar stjerne med en bølgefrontsensor. Dernæst er et element i det optiske system, såsom et deformerbart spejl, befalet at korrigere formen af den indkommende lysbølge. Yderligere korrektioner er foretaget med en tilstrækkelig hastighed til at holde op med dynamisk skiftende atmosfære, hvorigennem teleskop ser ud, i sidste ende producerer diffraktion-begrænset billeder.
Nøjagtigheden af bølgefrontsensoren målingen er baseret på, hvor godt det indkommende lys rumligt og tidsligt stikprøven 1. Finere prøveudtagning kræver lysere referenceobjekter. Mens de klareste stjerner kan tjene som reference-objekter til billeddiagnostik mål fra flere til et tocifretaf buesekunder væk i de bedste betingelser, gør mest interessante astronomiske mål ikke har tilstrækkeligt klare stjerner i nærheden. En løsning er at fokusere en kraftig laser stråle i retning af det astronomiske mål at skabe en kunstig reference kendt form, også kendt som en »laser guide stjerne«. The Robo-AO laser adaptive optik 2,3 anvender en 10-W ultraviolet laser fokuseret i en afstand af 10 km at frembringe en laser guide stjerne. Bølgefrontsensor målinger af laser guide stjerne drive adaptiv optik korrektion resulterer i diffraktionsbegrænset billeder, der har en vinkelopløsning på ~ 0,1 buesekunder på en 1,5 meter teleskop.
Virkningen af atmosfærisk turbulens på astronomiske billeddannelse blev først anerkendt århundreder siden af Christiaan Huygens 4 og Isaac Newton 5. De første konceptuelle adaptiv optik designs for at kompensere for effekten af turbulens blev offentliggjort uafhængigt af Horace Babcock 6 og Vladimir Linnik 7 i 1950'erne. Det amerikanske Department of Defense derefter finansieret udviklingen af de første adaptive-optiske systemer i 1970'erne med henblik på billedbehandling udenlandske satellitter under den kolde krig 8. Den civile astronomiske samfund gjort fremskridt udvikle systemer i 1980'erne, men efter afklassificering af militær forskning i adaptiv optik i 1992 (ref. 9), der var en eksplosion i både antallet og kompleksiteten af astronomiske systemer 10.
De fleste af de cirka 20 synlige og infrarøde teleskoper i dag med åbninger større end 5 meter er equipped med adaptive-optik-systemer (f.eks refs. 11-19). Som teleskoper bliver større, og dermed bedre i stand til at indsamle lys, er der større gevinster i opløsning og følsomhed, når du bruger adaptiv optik. Desværre, stor-teleskopet adaptive-optiske systemer er ekstremt komplekse og begrænsede i deres operation til nær-infrarøde bølgelængder på grund af den nuværende teknologi, og de kræver hold af hjælpepersonale, ofte med store observere generalomkostninger, og adgang til disse knappe og værdifulde ressourcer, er også begrænset.
I den anden ende af størrelsen spektret er der et godt stykke over 1-100 teleskoper i 1-3 meter klassen, men meget få af disse er forsynet med adaptiv optik. Korrigering atmosfærisk turbulens, selv ved kortere synlige bølgelængder, bliver medgørlig med den nuværende teknologi på disse mindre teleskoper fordi de ser gennem et meget mindre volumen af atmosfærisk turbulens (figur 1). Den totale mængde af turbulens-induced optiske fejl skalaer næsten proportionalt med teleskopet primær spejl diameter og omvendt med at observere bølgelængde. Den samme adaptiv-optik teknologi, der bruges med nær-infrarødt lys på de større teleskoper kan anvendes med synligt lys på beskedne størrelse teleskoper. Derudover er mange teleskoper af denne størrelsesorden enten blive eftermonteret (f.eks ref. 20) eller nybygget med fuldt robotic, fjerntliggende og / eller autonome kapaciteter (f.eks ref. 21), en betydelig forøgelse af omkostningseffektiviteten af disse faciliteter. Hvis udstyret med adaptiv optik, ville disse teleskoper tilbyde et overbevisende platform til at forfølge mange områder af astronomiske videnskab, som ellers er upraktisk eller umuligt med store teleskop adaptive-optik-systemer 22. Diffraktion-begrænsede målrettede undersøgelser af titusinder af målene 23,24, langsigtet overvågning 25,26, og hurtig forbigående karakterisering i overfyldte områder 27, er mulige med adaptiv optik på disse beskedne åbninger.
For at udforske denne nye opdagelse plads, har vi udviklet og implementeret en ny økonomisk adaptiv optik system i 1-3 meter klassen teleskoper, Robo-AO (ref. 2,3 og figur 2). Som med andre laser adaptiv optik systemer omfatter Robo-AO flere hovedsystemer: lasersystemet, et sæt elektronik og et instrument monteret ved optikkens Cassegrain fokusering (bag det primære spejl, figur 3), som huser en højhastighedsforbindelse optisk lukker, bølgefrontsensor, wavefront korrektorer, videnskab instrumenter og kalibrering kilder. Den Robo-AO design afbildet heri illustrerer, hvordan en typisk laser adaptiv-optik system fungerer i praksis.
Kernen i Robo-AO lasersystem er en Q-switched 10-W ultraviolet laser monteret i et lukket projektor enhed på den side af teleskopet. Begyndende med laseren selv, laserenprojektor derefter inkorporerer en redundant lukker, ud over laseren interne spjæld, for yderligere sikkerhed, en halvbølge plade til at justere vinklen af forventede lineær polarisation, og en uplink-tip-tilt spejl til både stabilisere den tilsyneladende laserstråle position på himlen og at korrigere for teleskop bøjning. En bi-konveks linse på en justerbar fokus fase udvider laserstrålen til at fylde en 15 cm udgangsåbning linse, som er optisk konjugeret til spidsen-tilt spejl. Udgangen linse fokuserer laserlys til en line-of-sight distance på 10 km. Som laser pulser (~ 35 ns lange hver 100 mikrosekunder) forplanter sig gennem atmosfæren væk fra projektoren, en lille brøkdel af fotoner Rayleigh scatter off luftmolekyler og afkast til teleskopet (figur 2B). De hjemvendte spredte fotoner stammer langs hele opadgående bane af laseren, og ellers ville fremstå som en stribe, der ville gøre bølgefronten målinger unøjagtige. Inden for adaptiv optik instRUMENT, en high-speed Pockels celle optisk lukker 28 anvendes til at transmittere laserlys kun vender tilbage fra blot en smal skive af atmosfæren omkring den 10 km projektor fokus, hvilket resulterer i laser fremtræder som en plet. Omskiftning af pockels-cellen drives af den samme master clock som den pulserende laser, med en forsinkelse for at tage højde for returflyvning tid af laserpuls gennem atmosfæren. I sidste ende er det kun omkring en ud af hver billion lanceret fotoner detekteres af bølgefrontsensoren. Alligevel er denne udstrålede er tilstrækkelig til at drive det adaptive-optik system.
Den ultraviolette laser har den yderligere fordel af at være usynlige for det menneskelige øje, primært som følge af absorption i hornhinden og linsen 29. Som sådan er det ikke i stand til flash-blinde piloter og betragtes som en klasse 1 laser system (dvs. ude af stand til at producere skadelige strålingsniveauer under drift og fritaget for enhver kontrol måler 30) for alle muligebestråling af personer i overflyvende fly, hvilket eliminerer behovet for menneskelige observatører placeret på stedet, som normalt kræves af Federal Aviation Authority i USA 31. Uheldigvis kan muligheden for, at laseren kan beskadige nogle satellitter i lavt kredsløb om Jorden eksisterer. Af denne grund anbefales det, både for sikkerhed og ansvar betænkeligheder at koordinere laser aktiviteter med et passende organ (f.eks med US Strategic Command (USSTRATCOM) i USA 32).
Bølgefrontsensoren som måler indkommende laserlys i Robo-AO Cassegrain instrument kendt som en Shack-Hartmann føler 33 og indbefatter en lenslet array, optiske relæ og billedsensoren. The lenslet array er en refraktiv optisk element, fladt på den ene side, med et gitter af firkantede konvekse linser på den anden side. Det er placeret i en position optisk konjugeret til indgangspupillen af teleskopet. Når 'returlys' fra the laser passerer gennem lenslest array, er billeder af on-sky laser skabt ved brændpunktet af hver af linserne i matrixen (figur 4). Dette mønster af laserbilleder derpå optisk videresendt til en UV-optimeret charge-coupled device (CCD) kamera. Den laterale xy position af hvert billede giver et mål for den lokale gradient eller "hældning" af lysbølgen ved hver linse i arrayet. The signal-støj-forholdet af hver positionsmåling med Robo-AO spænder fra 6 til 10 afhængig af Zenith vinkel og se betingelser (6,5 elektroner af detektoren støj i hver af fire pixels med et signal, der spænder fra 100 til 200 fotoelektroner pr billedet pr måling).
Den samlede form af lysbølgen beregnes derefter ved at multiplicere de målte hældninger af en forud beregnet bølgefront rekonstruktør matrix. The rekonstruktør matrix dannes ved først at fremstille en model af pupillen geometri, der er opdelt af lenslet array. Individuel ortho-normal basisfunktioner (i dette tilfælde disk harmoniske funktioner op til 11 th radiale orden, for i alt 75 funktioner. ref 34) realiseres over modellen og en 2-D mindste kvadraters løsning på best-fit plan over hver linse i arrayet beregnes. Mens dette er en tilnærmelse til den gennemsnitlige gradient, er forskellen minimal i praksis, med fordel for nemt håndtering af geometri af delvist belyste linser ved kanterne af den forventede elev. En påvirkende matrix er således afledt, der konverterer enhed amplituder for hver basis funktion med hældningen offset for hver linse. Den Reconstructor matrix frembringes så ved at tage den pseudo-inverse af den indflydelse matrix ved hjælp af Singular værdi dekomposition. Når formen af den lysbølge er kendt i form af koefficienter basissæt, kan en kompenserende invers form blive styret på høj-ordens bølgefront corrector. Fremgangsmåden til fremstilling af en måling, derefter anvende en korrektion, og gentage cyklussenigen og igen, er et eksempel på et integreret kontrol kredsløb. Robo-AO udfører sin kontrol-loop med en hastighed på 1,2 kHz, som er nødvendig for at holde trit med dynamikken i atmosfæren. En skaleringsfaktor (også kendt som forstærkningen af den indbyggede kontrol-loop) på mindre end 1 og typisk tæt ved 0,6, påføres på korrektionssignalet til at opretholde stabiliteten af kontrol-loop samtidig minimeres den resterende fejl korrigeres lys.
Den høje ordens bølgefront corrector i Robo-AO er en mikro-elektro-mekaniske-systemer (MEMS) deformerbare spejl 35. Robo-AO bruger 120 aktuatorer til at justere den belyste overflade af spejlet, tilstrækkelig rumlig opløsning til nøjagtigt at passe til den beregnede korrigere form. Motorerne har en maksimal overflade afvigelse amplitude på 3,5 um, der svarer til optisk fase kompensation på op til 7 pm. I typiske atmosfæriske forhold i astronomiske observatorier, er denne kompensation længde større end 5 sigma afamplituden af turbulens inducerede optiske fejl og resulterer derfor i betydelig korrektion headroom. Desuden kan det deformerbare spejl kompensere for statiske optiske fejl, der opstår fra instrumentet og teleskopet på bekostning af reduceret dynamikområde.
En underfundighed til anvendelse af en laser som en probe af atmosfæren er dets manglende evne til at måle astronomiske billede motion 36. Den vender tilbage laserlys set fra nogenlunde samme position, hvorfra det forventes og bør derfor altid anbringes i den samme placering på himlen. Enhver samlet tilt målt i den hjemvendte laserlys bølge af bølgefrontsensoren er domineret af mekaniske peger fejl. Hældningen signal anvendes til at drive laseren systemets uplink tip-tilt spejl, således at holde Shack-Hartmann mønster centreret på bølgefrontsensoren. Rettelse astronomiske billede bevægelse håndteres separat med de naturvidenskabelige kameraer som beskrevet nedenfor.
Robo-AO anvenderfire off-axis parabolsk (OAP) afspejler til relay lys fra teleskopet til de videnskabelige kameraer achromatically (Figur 3). Relæet sti omfatter en hurtig spids-tilt korrigere spejl og en atmosfærisk dispersion corrector (ADC) 37 består af et par roterende prismer. Den ADC løser et bestemt problem relateret til at observere genstande gennem atmosfæren, der ikke er direkte overhead: atmosfæren fungerer som en prisme og bryder lyset som funktion af bølgelængde, med den samlede effekt bliver stærkere som teleskopet peger lavere i højden, hvilket billeder – især dem, der er blevet skærpet af adaptiv optik korrektion – at dukke forlænget i retningen vinkelret på horisonten. ADC kan tilføje en modsat mængde af dispersionen til det indkommende lys, effektivt at bevirke, at virkningen af atmosfæriske prismatiske dispersion (figur 5). Ved afslutningen af OAP relæet er et synligt dikroisk der reflekterer lyset af λ <950 nm til en elektron-multiplicere charge-coupled device (EMCCD) kamera, mens sender infrarødt lys mod et infrarødt kamera. Den EMCCD kamera har evnen til at fange billeder med meget lav elektronisk (detektor) støj 38,39, med en frame rate, der reducerer intra-eksponering billede bevægelse til under diffraktion-begrænset kantede opløsning. Ved re-centrering og stabling af en række af disse billeder, kan en lang eksponering billede syntetiseres med minimal støj straf. Den EMCCD Kameraet kan også anvendes til stabilisering af billedet bevægelse på det infrarøde kamera, målinger af positionen af et afbildet astronomisk, kan anvendes til kontinuerligt at lede hurtige tip-tilt at re-punkt billedet til et ønsket sted. Forud for hvert kamera er et sæt af filter hjul med et passende sæt astronomiske filtre.
En intern teleskop og source simulator er integreret i Robo-AO-systemet som et kalibreringsværktøj. Den kan samtidig simulere ultravioletlaser fokus på 10 km og et sortlegeme kilde ved uendelig, der matcher værten teleskopets fokal ratio og udgangspupil position. Den første fold spejl i Robo-AO dirigerer alt lys fra teleskopets sekundære spejl til adaptiv optik system. Folden spejl er også monteret på en motoriseret trin, som kan translateres af vejen for at afsløre den interne teleskop og source simulator.
Mens Robo-AO-systemet er beregnet til drift i en helt selvstændig måde kan hver af de mange trin i en adaptiv optik observation udføres manuelt. Dette trin-for-trin procedure, sammen med en kort forklaring, nærmere er i det følgende afsnit.
Fremgangsmåden præsenteres her beskriver manuel betjening af Robo-AO laser adaptiv optik system. I praksis fungerer Robo-AO i en automatiseret måde, at langt størstedelen af fremgangsmåderne styres af en robot sequencer, som udfører de samme trin automatisk.
The Robo-AO er blevet udviklet til ligetil replikation med beskedne omkostninger, med materialer (~ USD600K) og arbejdskraft er en brøkdel af prisen af selv en 1,5 m teleskop. Mens der er omkring tyve optiske teleskoper rundt omkring i verden er større end 5 meter i diameter, der er teleskoper i 1-3 m klassen nummer et godt stykke over et hundrede og projiceret som potentielle værter for Robo-AO-kloner. Ud over det nuværende system udstationeret ved 1,5-m P60 teleskop, er den første af forhåbentlig mange kloner, der udvikles til 2-m IGO teleskop 42 i Maharashtra, Indien, og en variant med klare stjerner i stedet for en laser for wavefront sensing er ved at blive commissioned i 1-m teleskopet på Table Mountain, CA 43. En revolution i diffraktion-begrænset forskning kan være ved hånden.
The authors have nothing to disclose.
Den Robo-AO systemet understøttes ved at samarbejde partnerinstitutioner, California Institute of Technology og Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, af National Science Foundation under Grant nr. AST-0906060 og AST-0960343, af et tilskud fra Mt. Cuba Astronomisk Foundation og en gave fra Samuel Oschin.