ZD5

System pomiarowy optyki
adaptatywnej w teleskopie VLT
Przygotował Tomasz Różański
24.01.2017r.
Czym jest VLT?
Sieć teleskopów VLT (ang. Very Large Telescope) to
najbardziej zaawansowany naziemny instrument
astronomii optycznej. W jego skład wchodzą cztery
8,2-metrowe Teleskopy Główne oraz cztery ruchome
teleskopy pomocnicze o średnicy 1,2 metra. Mogą one
pracować osobno lub wspólnie tworząc gigantyczny
interferometr.
VLT w czasie pracy
http://www.eso.org/public/poland/images/vlt-brunier-nuit/
Optyka adaptatywna
Celem stosowania optyki adaptatywnej jest kompensacja
wpływu drgań atmosfery na jakość uzyskiwanych
obrazów nieba. Dokonuje się tego przez pomiar kształtu
czoła fal zniekształconych przez atmosferę
i wyeliminowanie jej wpływu przez element aktywny.
http://www.eso.org/sci/facilities/develop/ao/images/fig2-intro.gif
Schemat układu optyki adaptatywnej
Referencyjnego obrazu czoła
fali dostarcza gwiazda
referencyjna (sztuczna lub
rzeczywista) znajdująca
się w jednym polu
widzenia z badanym
obiektem. Pracujący w
pętli sprzężenia zwrotnego
korektor fazy kompensuje
wpływ atmosfery na
uzyskiwane obrazy. Rolę
korektora fazy najczęściej
pełni deformowalne lustro.
http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/intro.html
Detektor czoła fali
Skuteczność działania optyki adaptatywnej silnie zależy od
zastosowania szybkich i obarczonych małym szumem
czujników czoła fali (obejmujących zakres widzialny lub
podczerwień). Rodzaj zastosowanego detektora zależy
od przyjętej koncepcji obrazowania czoła fali: detektory
CCD/CMOS w czujnikach piramidalnych lub
Shacka-Hartmanna, fotodiody lawinowe w czujnikach
krzywizny czoła fali.
Detektor Shacka-Hartmanna
Wykorzystuje mikrosoczewki do tworzenia siatki
punktowych obrazów na detektorze typu CCD lub CMOS.
Ich położenia pozwala wyznaczyć kształt mierzonego
czoła fali.
http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/part3/wfs.html
Detektor krzywizny czoła fali
Wykorzystuje obraz apertury wejściowej teleskopu w celu
odtworzenia krzywizny czoła fali oraz jej kształtu. Obraz
apertury wejściowej uzyskuje się dzięki soczewce
Fabry’ego. Mierzony jest poziom strumienia
promieniowania w płaszczyźnie przed i za płaszczyzną
ogniskowania układu optycznego. Oświetlenie jest
próbkowane przez mikrosoczewki i mierzone przez
fotodiody lawinowe – APD.
http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/part3/wfs.html
Rekonstrukcja czoła fali
Rekonstrukcja czoła fali w instrumentach VLT jest
wykonywana w układach czasu rzeczywistego (RTC)
przygotowanych w oparciu o platformę dla systemów
czasu rzeczywistego SPARTA (ang. ESO Standard Platform
for Adaptive optics Real Time Applications). Zapewnia
ona oprogramowanie konieczne do rekonstrukcji czoła
fali, wyznaczania sterowania dla korektora fazy (zwykle
sterowanie deformacją lustra), a także elementy
konstrukcyjne potrzebne do zbudowania systemu.
SPARTA
Schemat blokowy budowy
platformy SPARTA:
http://www.eso.org/sci/facilities/develop/ao/images/sparta1.jpg
Instrumenty VLT wyposażone w
optykę adaptatywną
Wiele instrumentów naukowych wchodzących w skład VLT
wyposażonych jest w układ optyki adaptatywnej zbudowany
na bazie platformy SPARTA. Są to:
• SPHERE
• NACO
• CRIRES
• SINFONI
• MACAO
SPHERE
SPHERE (ang. Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet
REsearch) – to urządzenie wyposażone w bardzo
precyzyjny system optyki adaptacyjnej oparty o sensor
czoła fali typu Schacka-Hartmanna. Umożliwia m.in.
obrazowanie fotograficzne, spektroskopowe oraz
wykonanie polarymetrii.
Wykorzystuje detektor
typu L3CCD firmy E2V
model CCD220.
http://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/sphere/inst.html
NACO
NACO to skrót od NAOS-CONICA (Nasmyth Adaptive Optics
System, Near-Infrared Imager and Spectrograph). System
optyki adaptatywnej tego instrumentu wyposażony jest
w czujniki czoła fali Schacka-Hartmanna pracujące w
zakresie widzialnym i podczerwonym. Jako detektory
wykorzystuje matrycę E2V CCD 50 (światło widzialne)
oraz Rockwell Hawaii I (podczerwień).
CRIRES
CRIRES (ang. CRyogenic high-resolution pre-dispersed
Infrared Echelle Spectrograph) – jest to spektrograf
wysokiej rozdzielczości spektralnej (rzędu 100000)
pracujący w podczerwieni. Wykorzystuje detektor
krzywizny czoła fali pracujący w zakresie widzialnym
oraz fotodiody lawinowe firmy Perkin-Elmer.
SINFONI
SINFONI (ang. Spectrograph for
INtegral Field Observations in the
Near Infrared) – spektroskopia
obiektów rozciągłych w zakresie
podczerwieni. Wykorzystuje
detektor krzywizny czoła fali
pracujący w zakresie widzialnym
oraz fotodiody lawinowe firmy
Perkin-Elmer. Umożliwia
wykorzystanie sztucznej gwiazdy
utworzonej w górnych warstwach
atmosfery jako gwiazdy
https://www.eso.org/public/poland/products/print_posters
referencyjnej.
/print_poster_0055/
MACAO
MACAO (ang. Multi-Application Curvature Adaptive Optics) –
pracuje w ognisku Coudé’a każdego z głównych
teleskopów VLT i odpowiada za korekcję obrazu przed
wejściem do układu interferometru VLT. Wykorzystuje
detektor krzywizny czoła fali pracujący w zakresie
widzialnym oraz fotodiody lawinowe firmy Perkin-Elmer.
Efekty działania systemu optyki
adaptatywnej
http://spie.org/Images/Graphics/Newsroom/Imported/1426/1426_fig2.jpg
Porównanie obrazów wykonanych z użyciem oraz bez
optyki adaptatywnej.
Efekty działania systemu optyki
adaptatywnej
http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/intro.html
Bibliografia
1.
2.
3.
4.
5.
Rigaut F., „Astronomical Adaptive Optics”, 2015
http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/tutorial/intro.html
http://www.eso.org/sci/facilities/develop/ao.html
http://www.eso.org/sci/facilities/develop/ao/sys.html
http://www.eso.org/sci/facilities/develop/ao/tecno/spa
rta.html
6. http://www.adaptica.com/about-us/adaptive-opticstechnology/