Astronomia

Sono possibili ottiche digitali adattive?

Sono possibili ottiche digitali adattive?

L'ottica adattiva generalmente applica lievi modifiche agli specchi per tenere conto della turbolenza atmosferica. Questi generalmente richiedono che uno specchio venga suddiviso in specchi più piccoli, ciascuno con il proprio attuatore, o che un singolo specchio grande venga leggermente deformato da molti attuatori diversi.

È possibile fare molto di questo digitalmente?

Il software non potrebbe attenuare o amplificare leggermente ogni pixel ad ogni time-slice raccolto da uno specchio passivo? Questi cambiamenti dipenderebbero dalle distorsioni misurate da una stella guida o da un laser (questo sistema digitale richiederebbe comunque una luce guida)? Sospetto che questo sarebbe probabilmente meno accurato della vera ottica adattiva, ma sarebbe anche molto meno costoso (poiché non avresti bisogno di così tanti attuatori).

Questo approccio è stato studiato e abbandonato? È ridicolo e nemmeno teoricamente possibile? Sono curioso di sapere se qualcosa ha studiato questa idea.


Il problema con il tuo approccio è che lo specchio deformabile cambia il fase della luce attraverso lo specchio, dove la luce non è focalizzata. La luce sull'array di sensori è focalizzata e ciò che ottieni è il intensità che è, grosso modo, la trasformata di Fourier del fronte di fase allo specchio. Quando hai intensità, le informazioni sulla fase sono state perse.

Modifica per chiarezza:

La serie di sensori le misure l'intensità, a quel punto le informazioni sulla fase sono irrecuperabili. Se rimuovi l'array di sensori e rimisura oltre il piano focale, sì, puoi ottenere informazioni sulla fase - vedi "Fotocamere plenottiche".

Ora, ci sono altre tecniche: potresti essere interessato a cercare documenti su "Lucky Imaging", che fondamentalmente prende quante più immagini possibili e butta via quelle distorte.


Con una potenza di calcolo sufficiente, ogni pixel del sensore di una fotocamera potrebbe essere elaborato individualmente. Uscite amplificate o ridotte per compensare le variazioni dei livelli di luce attraverso il sensore. Gli algoritmi di stacking possono scartare quei pixel che non ricevono un input costante.

Shopping fotografico al massimo. Semplifica la vita degli astrofotografi. Il problema per tutti gli altri sarebbe decidere dove la scienza diventa arte.


Ogni parte dello specchio contribuisce a ogni pixel dell'immagine e le sacche di distorsione atmosferica possono essere larghe solo 10-20 cm. Se guardi un pianeta luminoso attraverso un telescopio di oltre 30 cm in condizioni di scarsa visibilità, l'immagine sembra una pila di diverse immagini secondarie che si spostano dentro e fuori l'allineamento, ciascuna da una parte diversa dello specchio. Per semplificare eccessivamente, i sistemi di ottica adattiva modificano continuamente i segmenti dello specchio per mantenere allineate le immagini secondarie.

Se puoi accettare un costo del rivelatore molto più alto in cambio dell'eliminazione del costo dell'attuatore, è possibile creare una serie di piccoli telescopi, ciascuno con la propria videocamera, e allineare le sotto-immagini in movimento nel software. Ma poi la diffrazione dalle aperture più piccole limiterebbe la risoluzione del sistema a meno che non si costruisca un interferometro ottico, che ha una sua categoria di difficoltà da superare.


La risposta di @CarlWitthof è fuorviante se non sbagliata.

La trasformata di Fourier di un campo non perde l'informazione di fase. Se si lascia che la luce vada alla deriva di un'altra lunghezza focale e quindi si utilizza uno specchio identico, si recupera completamente la distribuzione iniziale del campo elettrico incidente all'apertura di ingresso del telescopio. Le informazioni non vanno perse qui.

Il problema non è assolutamente legato all'ottica.

Il problema è che il rivelatore (CCD al silicio o lastra fotografica o altro) misura l'intensità media della luce nel tempo, che è la valore assoluto al quadrato del campo sulla superficie del rivelatore. È questo squadratura e fare la media negli schemi di rilevamento convenzionali che rendono irrecuperabili le informazioni di fase.

C'è un intero campo di ricerca sul tentativo di creare pixel sensibili alla fase per le fotocamere, ma è piuttosto accademico e si perde in modo significativo in risoluzione e altre metriche delle prestazioni quando si tenta di farlo.

Ma per quanto riguarda le lunghezze d'onda più lunghe?

La tua idea può e funziona davvero in radioastronomia, anche per microonde e onde millimetriche. Questo perché il campo elettrico ricevuto da ciascun pixel (che è un'antenna parabolica di una serie di essi) può essere assolutamente digitalizzato. Convertono le frequenze fino a un THz a uno o due GHz, quindi le amplificano e le digitalizzano con ADC estremamente veloci.

Una volta fatto ciò, puoi correggere le distorsioni nel fronte d'onda che arrivano alla tua serie di antenne nel software. Questo processo è spiegato ulteriormente nelle risposte a L'ottica adattiva sarebbe utile nella radioastronomia?


Lucky e Ottica Adattiva

Non c'è dubbio che le tecniche di ottica adattiva hanno avuto successo in alcune aree. Quando la stella di riferimento è sufficientemente luminosa è stato possibile ottenere rapporti di Strehl molto elevati e l'ottica adattiva è stata ampiamente utilizzata nel vicino infrarosso dove non abbiamo ancora provato ad applicare tecniche di Lucky Imaging a causa della mancanza di sistemi di rilevamento adeguati. Tuttavia ci sono una serie di circostanze in cui i risultati di Lucky Imaging hanno superato quelli di Adaptive Optics. Per comprendere le circostanze in cui l'imaging Lucky eccelle, dobbiamo esaminare il modo in cui generalmente funzionano i sistemi di ottica adattiva.

L'ottica adattiva funziona suddividendo l'apertura del telescopio in celle di dimensioni dell'ordine di r0 e rilevare la stella di riferimento in ciascuna cella. Questo è più spesso fatto con il sensore Shack Hartmann:

Le immagini prodotte mostrano una serie di immagini di una stella, una da ciascuna delle lenti del sensore Shack Hartmann.

Un filmato che mostra una tipica sequenza di immagini può essere visto (1,3 MBtyes) cliccando sull'immagine. Questo mostra le immagini del telescopio William Herschel da 4,2 m a La Palma che utilizza un array di lenti 8x8 in un sensore Shack-Hartmann (fotocamera JOSE).

I movimenti relativi e le posizioni della stella all'interno di ciascuna cella vengono quindi utilizzati per calcolare quali sono gli errori di fase nel fronte d'onda in ogni istante e uno specchio flessibile controllato da un computer viene distorto per compensare questi errori di fase. Di seguito è mostrato uno schema di tale sistema, in cui la luce blu della stella viene utilizzata per il sensore del fronte d'onda per fornire un'immagine come quelle mostrate sopra, e gli errori del fronte d'onda dedotti guidano un correttore del fronte d'onda (qui uno specchio flessibile) per rimuovere il errori nel fronte d'onda in ingresso, e quindi passare un fronte d'onda corretto (e idealmente limitato dalla diffrazione) allo strumento scientifico.


(Immagine da Gordon Love, Durham).

Se la stella di riferimento è molto luminosa allora può essere possibile capire quali sono gli errori di fase e correggerli prima che cambino (e ricordate che stanno cambiando molto rapidamente su scale temporali dell'ordine dei millisecondi). La stella di riferimento deve essere comunque molto luminosa perché deve essere rilevata con un buon rapporto segnale-rumore in ciascuna delle celle del sensore piuttosto che su tutta l'apertura del telescopio come nel caso della tecnica Lucky Imaging. In genere, con un telescopio di 2,5 metri, vengono utilizzate forse 20 celle nel sensore. In pratica significa che c'è una probabilità molto piccola che una stella di riferimento venga trovata abbastanza vicina all'oggetto di interesse scientifico da poter utilizzare l'ottica adattiva mentre con Lucky Imaging siamo in grado di lavorare con stelle di riferimento molto più deboli. Scopriamo quindi che abbiamo una probabilità molto più alta di trovare una stella di riferimento all'interno del nostro campo visivo. Per maggiori informazioni sulle magnitudini e sulla disponibilità delle stelle di riferimento, fare clic qui.

Dimensione patch isoplanatica

L'altro problema che influisce notevolmente sull'applicazione dell'ottica adattiva è la patch isoplanatica limitata. Ci sono alcuni casi in astronomia in cui siamo felici di risolvere semplicemente due oggetti. Potremmo voler guardare una coppia di stelle molto vicine in modo da poter separare le componenti e osservare i loro movimenti relativi. Tuttavia, praticamente tutta l'astronomia dipende dal confronto della luminosità dell'oggetto in studio con altri sul campo in modo da poter misurare posizioni e luminosità con precisione utile. Il problema con l'ottica adattiva è che la forma delle immagini delle stelle cambia molto rapidamente con la distanza di un oggetto dalla stella di riferimento. Ciò si verifica perché l'ottica adattiva cerca di compensare le fluttuazioni di fase nell'atmosfera in ogni istante, anche quando sono particolarmente cattive. Quanto più scarse sono queste condizioni, tanto più rapidamente la forma dell'immagine cambia con la distanza dalla stella di riferimento. Con Lucky Imaging scartiamo le immagini formate quando le fluttuazioni di fase sono cattive e utilizziamo solo quelle meno colpite. Questo ci fornisce profili di immagini stellari che variano molto più lentamente nell'immagine. Ciò non solo significa che otteniamo immagini con cui è molto più facile lavorare per gli astronomi, ma siamo anche in grado di trovare stelle di riferimento su un'area di cielo molto più ampia di quanto sia possibile con l'ottica adattiva. Questa area più ampia per la ricerca di stelle di riferimento significa che abbiamo una probabilità molto più alta di trovarne una. La dimensione media dell'area isoplanatica misurata al Paranal, il sito dell'Osservatorio europeo meridionale VLT, è solo di circa 2,6 secondi d'arco in banda V (equivalenti a circa 4,5 secondi d'arco in banda I a 850 nm) mentre le nostre misurazioni hanno dato un'area isoplanatica vicina minuto d'arco di diametro. Per ulteriori informazioni sul motivo per cui l'imaging Lucky fornisce una patch isoplanatica molto più grande di Adaptive Optics, fare clic qui.

Problemi del modello di turbolenza atmosferica

Un ultimo problema che sta diventando chiaro solo ora che i sistemi di ottica adattiva sono stati commissionati e sono risultati meno buoni del previsto è dovuto al fatto che sebbene la turbolenza atmosferica abbia uno spettro di potenza molto simile a quello previsto dai modelli basati sulla teoria della turbolenza di Kolmogorov, la turbolenza effettivamente riscontrata nella pratica è significativamente diversa in un modo che rende molto più difficile la costruzione di sistemi di ottica adattiva. Per maggiori informazioni sulla complessità della turbolenza atmosferica clicca qui.


Sono possibili ottiche digitali adattive? - Astronomia

La turbolenza dell'atmosfera terrestre distorce le immagini ottenute anche nei migliori siti al mondo per l'astronomia, incluso il Cerro Armazones in Cile, sede dell'ELT.

Il telescopio impiegherà tecnologie di "ottica adattiva" incredibilmente sofisticate per garantire che le sue immagini siano più nitide di quelle di qualsiasi altro telescopio.

Il telescopio impiegherà tecnologie di "ottica adattiva" incredibilmente sofisticate per garantire che le sue immagini siano più nitide di quelle di qualsiasi altro telescopio.

La turbolenza dell'atmosfera terrestre distorce le immagini ottenute anche nei migliori siti al mondo per l'astronomia, incluso il Cerro Armazones in Cile, sede dell'ELT.

Il telescopio impiegherà tecnologie di "ottica adattiva" incredibilmente sofisticate per garantire che le sue immagini siano più nitide di quelle di qualsiasi altro telescopio.

La turbolenza nell'atmosfera terrestre fa brillare le stelle in un modo che delizia i poeti ma frustra gli astronomi poiché offusca i minimi dettagli del cosmo. L'osservazione diretta dallo spazio può evitare questo effetto di sfocatura dell'atmosfera, ma gli alti costi di funzionamento dei telescopi spaziali rispetto all'utilizzo di strutture a terra limitano le dimensioni e la portata dei telescopi che possiamo posizionare al di fuori della Terra.

Gli astronomi si sono rivolti a un metodo chiamato ottica adattiva. Sofisticati specchi deformabili controllati da computer possono correggere in tempo reale la distorsione causata dalla turbolenza dell'atmosfera terrestre, rendendo le immagini ottenute nitide quasi quanto (o, nel caso dell'ELT, più nitide di) quelle scattate nello spazio . L'ottica adattiva consente al sistema ottico corretto di osservare dettagli più fini di oggetti astronomici molto più deboli di quanto sarebbe altrimenti possibile da terra.

Questa illustrazione mira a mostrare come la nebulosa NGC 3603 potrebbe essere vista da tre diversi telescopi: l'Hubble Space Telescope della NASA/ESA, il Very Large Telescope dell'ESO con l'aiuto dei suoi moduli di ottica adattiva e l'Extremely Large Telescope. Credito: ESO

L'ottica adattiva richiede una stella di riferimento abbastanza luminosa che sia molto vicina all'oggetto in studio. Questa stella di riferimento viene utilizzata per misurare la sfocatura causata dall'atmosfera locale in modo che lo specchio deformabile possa correggerla. Poiché le stelle adatte non sono disponibili ovunque nel cielo notturno, gli astronomi possono invece creare stelle artificiali proiettando un potente raggio laser nell'atmosfera superiore della Terra. Grazie a queste stelle guida laser, ora è possibile osservare quasi l'intero cielo con l'ottica adattiva. L'ELT avrà fino a otto di questi laser.

Dal più grande specchio adattivo mai costruito ai sistemi di controllo avanzati, l'ELT avrà alcune delle tecnologie più sofisticate mai impiegate su un telescopio per correggere gli effetti di sfocatura dell'atmosfera terrestre. Questa pagina, attualmente in costruzione, esplorerà queste tecnologie.

Questo video spiega i principi dell'ottica adattiva, una tecnica utilizzata in molti telescopi dell'ESO. Credito: ESO


OTTICA ADATTIVA e ASTRONOMIA

Le telecamere SciMeasure sono progettate per offrire le migliori prestazioni possibili in situazioni del mondo reale. Concentrarsi sui CCD tradizionali multiporta significa che le nostre telecamere producono un migliore rapporto segnale-rumore a livelli di segnale del mondo reale rispetto ai CCD che si basano sulla moltiplicazione degli elettroni. Concentrarsi sui CCD retroilluminati significa che le nostre fotocamere hanno QE, MTF e cosmetici molto migliori di tutti i sensori con illuminazione frontale, inclusi i sensori CMOS. Concentrarsi su CCD più profondi con pixel di grandi dimensioni significa che le nostre telecamere hanno una gamma dinamica reale più elevata e un rapporto segnale/rumore più elevato rispetto ai CCD a pixel piccoli e ai sensori CMOS. I pixel di grandi dimensioni rendono anche molto più facile accoppiare il target al sensore.

Immagine della telecamera guida NIRSPEC/MAGIQ
Crediti: Diane Wooden, NASA Ames/Mike DiSanti, NASA GSFC/Eliot Young SwRI/Al Conrad, Jim Lyke e Terry Stickel, WMKO


Ottica adattiva: un'introduzione

16.2.a ALCUNE RELAZIONI FONDAMENTALI

Per illustrare i requisiti per i sistemi di ottica adattiva, presentiamo prima alcune delle relazioni necessarie necessarie nella nostra discussione. In questa sezione, attingiamo a un'eccellente recensione di Beckers (1993) .

Il rilevamento e la compensazione delle variazioni di fase sul fronte d'onda vengono solitamente effettuati misurando il fronte d'onda di un oggetto di riferimento vicino all'oggetto target. Questo metodo ha successo se la separazione angolare tra questi due oggetti è minore del less angolo isoplanatico θ0. Una buona approssimazione di questo angolo è

dove H è la distanza media dello strato turbolento. Questo angolo corrisponde a uno spostamento laterale di 0,3r0 tra fronti d'onda da sorgenti separate da0, quindi la sovrapposizione nell'area comune tra i fronti d'onda è di circa il 60%.

A separazioni di θ0 la differenza efficace tra i fronti d'onda di riferimento e target è ≅ λ/6. Per r0 = 26 cm, dalla prima riga in Tabella 16.1, e H = 5 km, troviamo θ0 = 3,4 arcosec. Nel campo visivo solo una piccola frazione dei bersagli desiderati ha oggetti di riferimento adatti all'interno dell'angolo isoplanatico. Ciò ha portato allo sviluppo delle stelle guida laser, argomento che commentiamo brevemente nella sezione seguente. La situazione per gli oggetti di riferimento naturali nell'infrarosso è decisamente più favorevole.

Un altro angolo relativo a θ0 è il angolo isoplanatico per il movimento dell'immagine θm. Questa è la distanza angolare sulla quale i movimenti dell'immagine sono molto simili. Una relazione approssimativa per questo angolo è θm 0.3(D/H) ≅ θ0(D/r0).

Un altro fattore di cruciale importanza nell'applicazione delle tecniche dell'ottica adattiva per correggere le variazioni di fase è la velocità con cui cambia il fronte d'onda. Questa velocità dipende dalla velocità del vento a diverse altezze nell'atmosfera. Una scala temporale approssimativa per un cambiamento significativo è

Per r0 = 26 cm e Vvento = 10 m/sec, troviamo τ0 0,008 sec. È ancora evidente che la situazione per il rilevamento e la compensazione delle variazioni di fase è più favorevole nell'infrarosso che nel campo visivo.


Ottica adattiva: una svolta in astronomia

Fino agli anni '70, il seeing atmosferico era considerato un limite assoluto per la risoluzione angolare dei telescopi ottici terrestri, proprio all'epoca della concezione della nuova generazione di telescopi ottici giganti, come il VLT e il Keck. Emersa nel contesto della guerra fredda con molti vincoli dovuti alla classificazione della ricerca, ma con le nuove possibilità del controllo digitale, l'ottica adattativa astronomica si è dimostrata fattibile nel 1989 e ha gradualmente convinto una comunità astronomica inizialmente scettica delle sue potenzialità. Vent'anni dopo, è un ingrediente obbligatorio per la progettazione di Extremely Large Telescope sulla superficie della Terra, e ha permesso molte scoperte riguardanti oggetti galattici ed extragalattici. Vengono discusse alcune direzioni per nuovi sviluppi.

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Le traduzioni non vengono conservate nel nostro sistema. L'utilizzo di questa funzione e delle traduzioni è soggetto a tutte le restrizioni d'uso contenute nei Termini e condizioni d'uso del sito web SPIE.

Limitazioni strumentali nell'ottica adattiva per l'astronomia

1 Litton-Itek Sistemi ottici (Stati Uniti)

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Vengono esaminate la tecnologia e i componenti necessari per implementare sistemi di ottica adattiva discreti in grado di compensare gli errori del fronte d'onda causati dalla turbolenza atmosferica nei telescopi astronomici terrestri. Vengono descritte le caratteristiche dei principali tipi di specchi deformabili, sensori di fronte d'onda e ricostruttori di fronte d'onda. Vengono discussi gli effetti delle limitazioni del dispositivo come la dimensione delle sottoaperture di compensazione e il rapporto segnale/rumore del rivelatore del sensore del fronte d'onda sulle prestazioni complessive dei sistemi di ottica adattiva. Questa recensione indica che esiste la tecnologia per consentire ai sistemi ottici adattivi convenzionali di funzionare vicino ai loro limiti di prestazioni intrinseci, il principale ostacolo è l'alto costo dei componenti richiesti. Tuttavia, esiste un problema più grande in quanto l'utilità dell'ottica adattiva per l'astronomia terrestre è fortemente limitata da fattori esterni come le piccole dimensioni dell'area isoplanatica e il piccolo flusso di fotoni disponibile dalla maggior parte degli oggetti astronomici. La conclusione è che sono necessari nuovi concetti di sistema per superare questi limiti esterni e rendere l'ottica adattiva una tecnica utile per l'astronomia terrestre. Tra i nuovi approcci che sono già stati proposti ci sono le stelle guida laser e i correttori multipli del fronte d'onda.

© (1989) COPYRIGHT Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE). Il download dell'abstract è consentito solo per uso personale.


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Sviluppo di un'ottica adattiva ottica sperimentale per piccoli telescopi

Takeo Minezaki, 1 Yukihiro Kono, 1 Leonardo Vanzi, 2 Abner Zapata, 2 Mauricio Flores, 2 Sebastian Ramirez, 2 Keiichi Ohnaka 3

1 L'univ. di Tokyo (Giappone)
2 Pontificia Univ. Católica de Chile (Cile)
3 Univ. Católica del Norte (Cile)

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Stiamo sviluppando un sistema di ottica adattiva ottica (AO) per piccoli telescopi. Uno strumento AO in lunghezza d'onda ottica montato su un telescopio di classe 1-2 m situato in un buon punto di osservazione consentirà di ottenere un'elevata risoluzione angolare di 0,1-0,2 arcsec. Tale capacità ci consentirà di eseguire programmi astronomici unici, oltre a fornire buone opportunità nell'istruzione sia per l'astronomia che per l'ingegneria. Al fine di esaminare la capacità di AO su piccoli telescopi, abbiamo sviluppato uno strumento AO sperimentale, in cui vengono ampiamente utilizzati dispositivi commerciali economici per ridurre i costi di sviluppo. Abbiamo progettato il peso e le dimensioni fisiche in modo così piccolo da renderlo portatile e facile da montare su un piccolo telescopio, che è una caratteristica unica del nostro strumento AO. Dopo le osservazioni ingegneristiche eseguite in Giappone, lo abbiamo montato sul telescopio da 1 m dell'Osservatorio europeo meridionale di La Silla in Cile nel marzo 2018 per esaminarne le prestazioni. Abbiamo scoperto che ci sono stati miglioramenti di circa 4 volte e 5 volte nel rapporto full-width-halfmaximum (FWHM) e Strehl della PSF dal seeing naturale, rispettivamente. La migliore PSF AO-corretta ottenuta durante l'osservazione ha raggiunto FWHM=0.18 arcsec e il rapporto di Strehl = 0.18. Sulla base dell'analisi dettagliata del fronte d'onda delle serie temporali e dei dati sul funzionamento dello specchio deformabile, si prevede un ulteriore miglioramento delle prestazioni AO mediante la regolazione dei parametri di sistema. Siamo riusciti a dimostrare la fattibilità di un sistema ottico AO economico per piccoli telescopi.

© (2020) COPYRIGHT Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE). Il download dell'abstract è consentito solo per uso personale.


Soluzioni di ottica adattiva Xinetics

La Business Area Intelligent Optics (IO) di AOA Xinetics è specializzata nella progettazione, sviluppo e produzione di prodotti e sistemi che richiedono un'integrazione all'avanguardia di tecnologie ottiche, elettro-ottiche e opto-meccaniche.

La Business Area Intelligent Optics (IO) di AOA Xinetics è specializzata nella progettazione, sviluppo e produzione di prodotti e sistemi che richiedono un'integrazione all'avanguardia di tecnologie ottiche, elettro-ottiche e opto-meccaniche. Ha fornito sistemi di controllo del raggio laser e sistemi ottici adattivi per oltre 30 anni per applicazioni governative, industriali e commerciali tra cui laser ad alta energia, ottica dello spazio libero, astronomia e imaging avanzato per ISR.

IO ha una comprovata esperienza nella fornitura di prodotti innovativi per il rilevamento e la correzione del fronte d'onda per un'ampia varietà di applicazioni di controllo del raggio. Molti dei nostri prodotti sono integrati verticalmente utilizzando i migliori materiali e rivestimenti ottici che sono stati testati in condizioni ambientali estreme.

IO supporta tutte le fasi del ciclo di vita del programma dallo sviluppo del concetto e prototipo, attraverso la progettazione del sistema, integrazione, test e supporto sul campo. La base di clienti di IO include i laboratori di ricerca dell'aeronautica, la gamma ottica Starfire, l'esercito americano, la NASA, la DARPA, l'ufficio per la tecnologia congiunta dei laser ad alta energia, l'ufficio di ricerca navale, più osservatori, università e appaltatori principali.

Prodotti

Intelligent Optics è un produttore integrato verticalmente di specchi deformabili, sensori del fronte d'onda, elettronica del driver, attuatori e sistemi ottici adattivi completi. I nostri prodotti sono stati sviluppati e testati negli ultimi due decenni in condizioni ambientali estreme e requisiti di prestazioni di alto livello per molti programmi e applicazioni governativi.

La nostra famiglia di specchi deformabili (DM) è progettata per avere una correzione ad alta risoluzione spaziale con vari livelli di corsa. Dai nostri specchi Surface Normal convenzionali, dai nostri specchi Photonex Integrated Module ad alta risoluzione e dai nostri Surface Parallel Array ad alta corsa, abbiamo soluzioni commerciali standard (COTS) e personalizzate per la vostra applicazione di controllo del raggio. Inoltre, il nostro specchio deformabile IWC (Integrated Wavefront Control) offre una funzionalità Tip e Tilt per prestazioni all-in-one. I driver elettronici sono disponibili per tutti i nostri prodotti DM.

Tecnologia

La Business Area Intelligent Optics (IO) di AOA Xinetics è leader nello sviluppo tecnologico e nell'implementazione di sistemi di controllo del fronte d'onda per il rilevamento e la correzione del fronte d'onda in tempo reale. Sviluppa e produce prodotti di livello mondiale in dispositivi di controllo del movimento di precisione. Questi prodotti includono ottiche attive come specchi deformabili e ibridi che sono scalabili fino a dimensioni molto grandi per applicazioni nello spazio, piattaforme aeree e navali e telescopi terrestri.

Le tecnologie di controllo di precisione AOX Xinetics iniziano con i nostri attuatori elettrostrittivi in ​​piombo e magnesio niobato (PMN) utilizzati nei nostri specchi deformabili. La tecnologia dei materiali PMN offre un attuatore meccanicamente stabile caratterizzato da un'isteresi estremamente bassa, uno scorrimento minimo ed è il materiale preferito per il posizionamento di precisione. Inoltre, i progressi nelle tecnologie della scienza dell'immagine hanno integrato i nostri sistemi di controllo di precisione per offrire più modalità di imaging.

Contattaci per discutere di come possiamo assistere il tuo progetto.

Applicazioni

La Business Area Intelligent Optics (IO) di AOA Xinetics è specializzata nella progettazione, sviluppo e produzione di sistemi che richiedono un'integrazione all'avanguardia di tecnologie ottiche, elettro-ottiche e opto-meccaniche. Ha fornito sistemi di controllo del raggio laser e sistemi di ottica adattiva per oltre 30 anni per applicazioni governative, industriali e commerciali tra cui laser ad alta energia, ottica dello spazio libero, astronomia e imaging avanzato per ISR.

IO ha una comprovata esperienza nell'applicazione di soluzioni innovative nel rilevamento e correzione del fronte d'onda per un'ampia varietà di applicazioni di controllo del raggio. Supporta tutte le fasi del programma dallo sviluppo del concetto e la progettazione del sistema attraverso il prototipo, l'integrazione, il test e la valutazione e il supporto sul campo. La base di clienti di IO include i laboratori di ricerca dell'aeronautica, la gamma ottica Starfire, l'esercito americano, la NASA, la DARPA, l'ufficio per la tecnologia congiunta dei laser ad alta energia, l'ufficio di ricerca navale, più osservatori, università e appaltatori principali.


L'Osservatorio Keck cattura rare immagini ad alta risoluzione della stella esplosa

Un'immagine della supernova di tipo Ia iPTF16geu con lente gravitazionale ripresa nel vicino infrarosso con l'Osservatorio W.M. Keck. La galassia lente visibile al centro ha distorto e piegato la luce di iPTF16geu, che è dietro di essa, per produrre più immagini della stessa supernova (vista intorno alla galassia centrale). La posizione, le dimensioni e la luminosità di queste immagini aiutano gli astronomi a dedurre le proprietà della galassia lente. Credito: W.M. Osservatorio Keck

Gli scienziati saranno ora in grado di misurare la velocità con cui l'universo si sta veramente espandendo con un tipo di precisione prima impossibile.

Questo, dopo che un team internazionale di astronomi guidato dall'Università di Stoccolma, in Svezia, ha catturato quattro immagini distinte di una supernova di tipo Ia con lente gravitazionale, chiamata iPTF16geu.

Per ottenere una visione ad alta risoluzione, il team di scoperta ha utilizzato gli strumenti OSIRIS e NIRC2 dell'Osservatorio W. M. Keck con ottica adattiva a guida laser a lunghezze d'onda del vicino infrarosso.

La risoluzione delle immagini dell'ottica adattiva Keck era equivalente alla capacità di distinguere i singoli fari di un'auto a San Francisco visti dalle Hawaii. Le misurazioni hanno confermato che le quattro immagini separate hanno avuto origine da iPTF16geu e che la sua luce ha viaggiato per 4,3 miliardi di anni prima di raggiungere la Terra.

"Risolvere per la prima volta più immagini di una supernova con lenti forti è un importante passo avanti", ha affermato Ariel Goobar, professore all'Oskar Klein Center dell'Università di Stoccolma e autore principale dello studio. "Possiamo misurare il potere della gravità di focalizzare la luce in modo più accurato che mai e sondare scale fisiche che potrebbero essere sembrate fuori portata fino ad ora".

La ricerca, intitolata "iPTF16geu: una supernova di tipo Ia con lenti gravitazionali a immagini multiple", è stata pubblicata la scorsa settimana sulla rivista Science.

iPTF16geu è stato inizialmente osservato dalla Palomar Transient Factory (iPTF), un progetto internazionale guidato dal Caltech che utilizza l'Osservatorio di Palomar per scansionare i cieli e scoprire, quasi in tempo reale, eventi cosmici in rapida evoluzione come le supernove utilizzando un indagine automatizzata ad ampio campo.

Questa immagine composita mostra la supernova di tipo Ia con lente gravitazionale iPTF16geu, come si vede con diversi telescopi. L'immagine di sfondo mostra una vista ad ampio campo del cielo notturno come si vede con l'Osservatorio di Palomar situato sul Monte Palomar, in California. L'immagine più a sinistra mostra le osservazioni effettuate con lo Sloan Digital Sky Survey (SDSS). L'immagine centrale è stata scattata dal telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA e mostra la galassia lente SDSS J210415.89-062024.7. Anche l'immagine più a destra è stata scattata con Hubble e mostra le quattro immagini dell'esplosione di una supernova, che circondano la galassia della lente. Crediti: ESA/Hubble, NASA, Sloan Digital Sky Survey, Palomar Observatory/Caltech

Ci sono voluti alcuni dei principali telescopi del mondo per raccogliere informazioni più dettagliate su iPTF16geu. Oltre al Keck Observatory, il team di scoperta ha utilizzato anche il telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA e il Very Large Telescope dell'Osservatorio europeo meridionale (ESO) in Cile.

"La scoperta di iPTF16geu è davvero come trovare un ago un po' strano in un pagliaio", ha affermato Rahman Amanullah, coautore e ricercatore presso l'Università di Stoccolma. "Ci rivela qualcosa in più sull'universo, ma soprattutto innesca una serie di nuove domande scientifiche".

Gli astronomi rilevano migliaia di supernova ogni anno, ma solo alcune di quelle trovate sono dotate di lenti gravitazionali. Poiché sono visibili solo per un breve periodo, individuarli può essere difficile.

"iPTF è noto per trovare candidati supernova, ma la chiave è immaginarli con l'ottica adattiva all'avanguardia dell'Osservatorio Keck mentre la supernova è ancora luminosa", hanno affermato Shri Kulkarni, John D. e Catherine T. MacArthur Professore di astronomia e scienze planetarie e coautore dello studio. "Grazie alla capacità dell'Osservatorio Keck di rispondere a tali eventi di supernova con breve preavviso, il team di scoperta è stato in grado di produrre immagini eccellenti, che hanno permesso loro di osservare con successo l'aumento e la diminuzione della luce da ciascuna delle quattro immagini di iPTF16geu".

La candela standard getta nuova luce sull'espansione dell'Universo

Questa scoperta è molto interessante per gli scienziati perché le supernove di tipo Ia possono essere utilizzate come "candela standard" per calcolare le distanze galattiche.

Una candela standard è un oggetto astrofisico che emette una certa quantità di luce nota. In questo caso, l'oggetto è una supernova di tipo Ia, una classe di stelle morenti che esplodono sempre con la stessa luminosità assoluta. Se gli astronomi conoscono la vera luminosità di un tale oggetto, possono dedurre la sua distanza dalla Terra. Più l'oggetto è scuro, più è lontano.

Il potere di ingrandimento della lente gravitazionale

Questa rara scoperta è resa possibile dalla lente gravitazionale, un fenomeno che fu predetto per la prima volta da Albert Einstein nel 1912. Quando la luce dell'oggetto distante passa vicino a un oggetto massiccio come un ammasso di galassie in primo piano, viene piegato dalla gravità, proprio come la luce si piega passando attraverso una lente. Quando l'oggetto in primo piano è abbastanza massiccio, ingrandirà l'oggetto dietro di esso. Nel caso di iPTF16geu, la sua luce è stata ingrandita fino a 50 volte e piegata in quattro immagini separate da una galassia di fronte ad essa.

Il team di scoperta ha analizzato le quattro immagini con lenti di iPTF16geu, ha misurato quanto tempo impiegava la luce da ciascuna immagine per raggiungere la Terra (la luce non è piegata allo stesso modo in ogni immagine, quindi i tempi di viaggio sono leggermente diversi), quindi ha utilizzato le differenze nei tempi di arrivo per calcolare il tasso di espansione dell'universo — noto come costante di Hubble.


Ottica adattiva in biologia

Per secoli, gli astronomi che guardavano il cielo attraverso un telescopio hanno avuto un problema tra le mani: la qualità delle loro immagini dipendeva dalla forza e dalla direzione del vento nell'aria. Il problema è che l'atmosfera terrestre non è uniforme perché la sua densità, e quindi il suo indice di rifrazione, varia da punto a punto quando soffia il vento. Risultato: immagini distorte.

Nel 1953, tuttavia, l'astronomo Horace Babcock propose una soluzione intelligente, che consisteva nel far rimbalzare la luce in entrata su un dispositivo in grado di correggere rapidamente i cambiamenti nella lunghezza del percorso ottico, che appiattisce il fronte d'onda e quindi contrasta gli effetti dell'aberrazione. Eventuali errori rimanenti del fronte d'onda vengono misurati dopo la correzione, prima che un circuito di controllo di retroazione utilizzi la misurazione per regolare continuamente le correzioni applicate al fronte d'onda.

Questo era il principio alla base della tecnologia “adaptive-optics”, che da allora è diventata una routine e una parte inestimabile dell'astronomia. Risulta, tuttavia, che gli stessi principi possono essere utilizzati anche in microscopia, portando a molte applicazioni dell'ottica adattiva anche in medicina e biologia, come ho scoperto commissionando e pubblicando un nuovo ebook di Carl Kempf sulla fisica del mondo. .

Kempf è un ingegnere di sistemi senior presso l'azienda californiana Iris AO, Inc, che è fortemente interessata alla tecnologia dell'ottica adattiva, avendo lavorato su sistemi di rilevamento, attuazione e controllo per dispositivi di alta precisione per oltre 30 anni. Sono lieto di dire che il breve ebook di Kempf, Ottica Adattiva in Biologia, è ora disponibile per la lettura gratuita in formato EPUB, Kindle e PDF tramite questo link.

Per darti un'idea in più di cosa tratta il libro e della sua carriera fino ad oggi, ho posto alcune domande a Kempf, che puoi leggere di seguito. Non dimenticare nemmeno che ci sono molti altri libri nella serie Physics World Discovery, che vanno dall'astronomia multimessaggero alla finanza quantitativa.

1. Carl, puoi dirci come sei finito a lavorare per Iris AO?

Il mio background è nei sistemi di controllo e l'ottica adattiva è un'area interessante che molti ingegneri di controllo tradizionali trascurano. Quando è arrivata la possibilità di costruire il controller per lo specchio ottico adattivo Iris, non ho resistito.

2. Cosa fa principalmente l'azienda e qual è il tuo ruolo lì?

Il prodotto principale dell'azienda è una famiglia di specchi deformabili costruiti utilizzando tecniche di sistemi microelettromeccanici (MEMS). A differenza della maggior parte degli altri specchi, i dispositivi hanno una superficie ottica costituita da una serie di singoli segmenti esagonali. Ciò offre alcuni vantaggi significativi, ma richiede un po' di sofisticatezza nella progettazione del controller. Costruiamo anche alcuni sistemi a circuito chiuso che i nostri clienti possono utilizzare in applicazioni semplici o utilizzare un punto di partenza per il proprio sviluppo di sistemi più sofisticati. Il mio ruolo è quello di supervisionare lo sviluppo dell'elettronica e del software utilizzati dai nostri clienti.

3. Perché trovi l'ottica adattiva una tecnologia così entusiasmante?

In primo luogo, è solo un'idea così semplice ma intelligente. Da ingegnere, lo apprezzo. In secondo luogo, vedere un'immagine diventare più nitida quando si gira il controller dell'ottica adattiva non invecchia mai. È solo una bella cosa da vedere.

4. Qual è stata la tua applicazione preferita finora?

Probabilmente imaging retinico. Essere in grado di vedere dettagli come il flusso sanguigno in tempo reale è affascinante. C'è così tanta biologia complessa al lavoro negli occhi che è davvero sorprendente per me, in particolare venendo da un background ingegneristico. Sapere che la tecnologia che costruiamo consente questo è gratificante. Un altro aspetto è che i ricercatori spesso si immaginano quando testano per la prima volta un sistema, solo perché siamo prontamente disponibili. Scattare questi “selfie” hi-tech è divertente.

5. Perché incoraggeresti altri scienziati a interessarsi al campo?

L'ottica adattiva è una tecnologia abilitante di base che sarà presente in tutti i sistemi di imaging ottico ad alte prestazioni, indipendentemente dal fatto che si tratti di astronomia, biologia o altri campi. Una conoscenza di base di cos'è l'ottica adattiva e come funziona è utile per uno scienziato, in particolare se è abbastanza fortunato da avere un po' di tempo su un sistema dotato di ottica adattiva.

Puoi leggere il libro Physics World Discovery di Kempf Ottica Adattiva in Biologia completamente gratuito tramite questo link. Per tutti i titoli della serie, vai qui.