Astronomía

¿Es posible la óptica adaptativa digital?

¿Es posible la óptica adaptativa digital?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

La óptica adaptativa generalmente aplica cambios leves a los espejos para tener en cuenta la turbulencia atmosférica. Estos generalmente requieren que un espejo se rompa en espejos más pequeños, cada uno con su propio actuador, o que un solo espejo grande sea ligeramente deformado por muchos actuadores diferentes.

¿Es posible hacer mucho de esto digitalmente?

¿No podría el software atenuar o amplificar ligeramente cada píxel en cada segmento de tiempo recopilado de un espejo pasivo? ¿Estos cambios dependerían de las distorsiones medidas por una estrella guía o un láser (este sistema digital aún requeriría una luz guía)? Sospecho que esto probablemente sería menos preciso que la verdadera óptica adaptativa, pero también sería mucho menos costoso (ya que no necesitaría tantos actuadores).

¿Se ha estudiado y abandonado este enfoque? ¿Es ridículo y ni siquiera teóricamente posible? Tengo curiosidad por saber si algo ha investigado esta idea.


El problema con su enfoque es que el espejo deformable cambia el fase de la luz a través del espejo, donde la luz no está enfocada. La luz en la matriz de sensores está enfocada, y lo que obtienes es la intensidad que es, aproximadamente, la Transformada de Fourier del frente de fase en el espejo. Cuando tenga intensidad, la información de fase se habrá perdido.

Editar para mayor claridad:

La matriz de sensores medidas la intensidad, en cuyo punto la información de fase es irrecuperable. Si quita la matriz de sensores y vuelve a medir más allá del plano focal, sí, puede obtener información de fase; consulte "Cámaras plenopticas".

Ahora, hay otras técnicas: puede que le interese buscar artículos sobre "Lucky Imaging", que básicamente toma tantas imágenes como sea posible y desecha las distorsionadas.


Con suficiente potencia computacional, cada píxel de un sensor de cámara podría procesarse individualmente. Salidas amplificadas o reducidas para compensar las variaciones de los niveles de luz en el sensor. Los algoritmos de apilamiento pueden descartar aquellos píxeles que no reciben una entrada constante.

Compras fotográficas al máximo. Facilita la vida de los fotógrafos astronómicos. El problema para todos los demás sería decidir dónde la ciencia se convierte en arte.


Cada parte del espejo contribuye a cada píxel de la imagen, y las bolsas de distorsión atmosférica pueden tener solo 10-20 cm de ancho. Si observa un planeta brillante a través de un telescopio de más de 30 cm en malas condiciones de visión, la imagen parece una pila de varias subimágenes que se desplazan dentro y fuera de la alineación, cada una desde una parte diferente del espejo. Para simplificar demasiado, los sistemas de óptica adaptativa ajustan continuamente los segmentos del espejo para mantener esas subimágenes alineadas.

Si puede aceptar un costo de detector mucho más alto a cambio de eliminar el costo del actuador, es posible hacer una serie de pequeños telescopios, cada uno con su propia cámara de video, y alinear las subimágenes cambiantes en el software. Pero luego la difracción por las aperturas más pequeñas limitaría la resolución del sistema a menos que construyeras un interferómetro óptico, que tiene su propia categoría de dificultades que superar.


La respuesta de @CarlWitthoft es engañosa, si no incorrecta.

La transformada de Fourier de un campo no pierde información de fase. Si deja que la luz se desvíe otra distancia focal y luego usa un espejo idéntico, recuperará completamente el incidente de distribución del campo eléctrico inicial en la apertura de entrada del telescopio. La información no se pierde aquí.

El problema no tiene nada que ver con la óptica.

El problema es que el detector (CCD de silicio o placa fotográfica o lo que sea) mide la intensidad de la luz promediada en el tiempo, que es la valor absoluto al cuadrado del campo en la superficie del detector. Es esto cuadratura y promediando en los esquemas de detección convencionales que hace que la información de fase sea irrecuperable.

Hay todo un campo de investigación para tratar de crear píxeles sensibles a la fase para cámaras, pero es bastante académico, y pierde significativamente en resolución y otras métricas de rendimiento cuando intenta hacer esto.

Pero, ¿qué pasa con las longitudes de onda más largas?

Tu idea puede y de hecho funciona en radioastronomía, incluso para microondas y ondas milimétricas. Esto se debe a que el campo eléctrico recibido por cada píxel (que es una antena parabólica de una serie de ellos) puede ser absolutamente digitalizado. Convierten frecuencias tan altas como THz a uno o dos GHz y luego las amplifican y digitalizan con ADC extremadamente rápidos.

Una vez hecho esto, puede corregir las distorsiones en el frente de onda que llegan a su matriz de antenas en el software. Este proceso se explica con más detalle en las respuestas a ¿Sería útil la óptica adaptativa en radioastronomía?


Óptica adaptativa Lucky & amp

No hay duda de que las técnicas de Óptica Adaptativa han tenido éxito en determinadas áreas. Cuando la estrella de referencia es lo suficientemente brillante, ha sido posible lograr relaciones de Strehl muy altas, y la óptica adaptativa se ha utilizado ampliamente en el infrarrojo cercano, donde aún no hemos intentado aplicar las técnicas de Lucky Imaging debido a la falta de sistemas de detección adecuados. Sin embargo, hay una serie de circunstancias en las que los logros de Lucky Imaging han superado los de Adaptive Optics. Para comprender las circunstancias en las que se destacan las imágenes de Lucky, debemos analizar la forma en que funcionan generalmente los sistemas de Óptica Adaptativa.

La óptica adaptativa funciona dividiendo la apertura del telescopio en celdas de tamaño del orden de r0 y detectar la estrella de referencia en cada celda. Esto se hace con mayor frecuencia con el sensor Shack Hartmann:

Las imágenes producidas muestran una matriz de imágenes de una estrella, una de cada una de las lentillas del sensor Shack Hartmann.

Se puede ver una película que muestra una secuencia de imágenes típica (1,3 MBtyes) haciendo clic en la imagen. Esto muestra imágenes del telescopio William Herschel de 4,2 m en La Palma utilizando una matriz de lentillas de 8x8 en un sensor Shack-Hartmann (cámara JOSE).

Los movimientos y posiciones relativos de la estrella dentro de cada celda se utilizan para determinar cuáles son los errores de fase en el frente de onda en cualquier instante y se distorsiona un espejo flexible controlado por computadora para compensar estos errores de fase. A continuación se muestra un esquema de dicho sistema, donde la luz azul de la estrella se usa para que el sensor de frente de onda dé una imagen como las que se muestran arriba, y los errores de frente de onda deducidos conducen a un corrector de frente de onda (aquí un espejo flexible) para eliminar el errores en el frente de onda de entrada y, por lo tanto, pasan un frente de onda corregido (e idealmente limitado por difracción) al instrumento científico.


(Imagen de Gordon Love, Durham).

Si la estrella de referencia es muy brillante, entonces es posible determinar cuáles son los errores de fase y corregirlos antes de que cambien (y recuerde que están cambiando muy rápidamente en escalas de tiempo del orden de milisegundos). La estrella de referencia tiene que ser muy brillante de todos modos porque debe detectarse con una buena relación señal-ruido en cada una de las celdas del sensor en lugar de en toda la apertura del telescopio como es el caso de la técnica Lucky Imaging. Por lo general, se utilizarían quizás 20 celdas en el sensor con un telescopio de 2,5 metros. En la práctica, significa que existe una probabilidad muy pequeña de que una estrella de referencia se encuentre lo suficientemente cerca del objeto de interés científico para que la óptica adaptativa sea utilizable, mientras que con Lucky Imaging podemos trabajar con estrellas de referencia mucho más débiles. Por lo tanto, encontramos que tenemos una probabilidad mucho mayor de encontrar una estrella de referencia dentro de nuestro campo de visión. Para obtener más información sobre las magnitudes de estrellas de referencia y la disponibilidad, haga clic aquí.

Tamaño del parche isoplanático

El otro problema que afecta en gran medida la aplicación de la Óptica Adaptativa es el parche isoplanático limitado. Hay algunos casos en astronomía en los que estamos felices de resolver simplemente dos objetos. Es posible que deseemos observar un par de estrellas muy cercanas para poder separar los componentes y observar sus movimientos relativos. Sin embargo, prácticamente toda la astronomía depende de comparar el brillo del objeto en estudio con otros en el campo para que podamos medir posiciones y brillos con una precisión útil. El problema con la óptica adaptativa es que la forma de las imágenes de las estrellas cambia muy rápidamente con la distancia de un objeto a la estrella de referencia. Esto surge porque la óptica adaptativa intenta compensar las fluctuaciones de fase en la atmósfera en cada instante, incluso cuando son particularmente malas. Cuanto más pobres son estas condiciones, más rápidamente cambia la forma de la imagen con la distancia a la estrella de referencia. Con Lucky Imaging descartamos las imágenes formadas cuando las fluctuaciones de fase son malas y solo usamos aquellas que se ven menos afectadas. Esto nos da perfiles de imágenes de estrellas que varían mucho más lentamente a lo largo de la imagen. Esto no solo significa que obtenemos imágenes con las que es mucho más fácil trabajar para los astrónomos, sino que también podemos encontrar estrellas de referencia en un área del cielo mucho más grande de lo que es posible con la óptica adaptativa. Esta área más grande para buscar estrellas de referencia significa que tenemos una probabilidad mucho mayor de encontrar una. El tamaño medio del parche isoplanático medido en Paranal, el sitio del VLT del Observatorio Europeo Austral, es de solo 2.6 segundos de arco en la banda V (equivalente a aproximadamente 4.5 segundos de arco en la banda I a 850 nm) mientras que nuestras mediciones dieron un parche isoplanático que se acerca a uno. arco de un minuto de diámetro. Para obtener más información sobre por qué Lucky Imaging proporciona un parche isoplanático mucho más grande que Adaptive Optics, haga clic aquí.

Problemas del modelo de turbulencia atmosférica

Un último problema que solo se está aclarando ahora que los sistemas de Óptica Adaptativa se están poniendo en servicio y se encuentran menos buenos de lo esperado se debe al hecho de que, aunque la turbulencia atmosférica tiene un espectro de potencia muy similar al predicho por los modelos basados ​​en la teoría de la turbulencia de Kolmogorov, la turbulencia que se encuentra realmente en la práctica es significativamente diferente de una manera que hace que la construcción de sistemas de Óptica Adaptativa sea mucho más difícil. Para obtener más información sobre las complejidades de la turbulencia atmosférica, haga clic aquí.


¿Es posible la óptica adaptativa digital? - Astronomía

La turbulencia de la atmósfera terrestre distorsiona las imágenes obtenidas incluso en los mejores sitios del mundo para la astronomía, incluido el Cerro Armazones de Chile, hogar del ELT.

El telescopio empleará tecnologías de 'óptica adaptativa' increíblemente sofisticadas para garantizar que sus imágenes sean más nítidas que las de cualquier otro telescopio.

El telescopio empleará tecnologías de 'óptica adaptativa' increíblemente sofisticadas para garantizar que sus imágenes sean más nítidas que las de cualquier otro telescopio.

La turbulencia de la atmósfera terrestre distorsiona las imágenes obtenidas incluso en los mejores sitios del mundo para la astronomía, incluido el Cerro Armazones de Chile, hogar del ELT.

El telescopio empleará tecnologías de 'óptica adaptativa' increíblemente sofisticadas para garantizar que sus imágenes sean más nítidas que las de cualquier otro telescopio.

La turbulencia en la atmósfera de la Tierra hace que las estrellas brillen de una manera que deleita a los poetas pero frustra a los astrónomos, ya que desdibuja los detalles más finos del cosmos. Observar directamente desde el espacio puede evitar este efecto de desenfoque atmosférico, pero los altos costos de operar telescopios espaciales en comparación con el uso de instalaciones terrestres limitan el tamaño y el alcance de los telescopios que podemos colocar fuera de la Tierra.

Los astrónomos han recurrido a un método llamado óptica adaptativa. Espejos sofisticados y deformables controlados por computadoras pueden corregir en tiempo real la distorsión causada por la turbulencia de la atmósfera terrestre, haciendo que las imágenes obtenidas sean casi tan nítidas como (o, en el caso del ELT, más nítidas que) las tomadas en el espacio. . La óptica adaptativa permite que el sistema óptico corregido observe detalles más finos de objetos astronómicos mucho más tenues de lo que sería posible de otra manera desde el suelo.

Esta ilustración tiene como objetivo mostrar cómo la nebulosa NGC 3603 podría ser vista por tres telescopios diferentes: el Telescopio Espacial Hubble de NASA / ESA, el Very Large Telescope de ESO con la ayuda de sus módulos de óptica adaptativa y el Extremely Large Telescope. Crédito: ESO

La óptica adaptativa requiere una estrella de referencia bastante brillante que esté muy cerca del objeto en estudio. Esta estrella de referencia se utiliza para medir el desenfoque causado por la atmósfera local para que el espejo deformable pueda corregirlo. Dado que las estrellas adecuadas no están disponibles en todas partes en el cielo nocturno, los astrónomos pueden crear estrellas artificiales en su lugar al hacer brillar un poderoso rayo láser en la atmósfera superior de la Tierra. Gracias a estas estrellas guía láser, ahora se puede observar casi todo el cielo con óptica adaptativa. El ELT tendrá hasta ocho de estos láseres.

Desde el espejo adaptativo más grande jamás construido hasta sistemas de control avanzados, el ELT tendrá algunas de las tecnologías más sofisticadas jamás empleadas en un telescopio para corregir los efectos borrosos de la atmósfera terrestre. Esta página, actualmente en construcción, explorará esas tecnologías.

Este video explica los principios de la óptica adaptativa, una técnica utilizada en muchos telescopios de ESO. Crédito: ESO


ÓPTICA ADAPTATIVA y ASTRONOMÍA

Las cámaras SciMeasure están diseñadas para ofrecer el mejor rendimiento posible en situaciones del mundo real. Centrarse en los CCD tradicionales multipuerto significa que nuestras cámaras producen una mejor relación señal-ruido a niveles de señal del mundo real que los CCD que dependen de la multiplicación de electrones. Centrarse en los CCD retroiluminados significa que nuestras cámaras tienen mucho mejor QE, MTF y cosméticos que todos los sensores con iluminación frontal, incluidos los sensores CMOS. Centrarse en CCD de pozos más profundos con píxeles grandes significa que nuestras cámaras tienen un rango dinámico real más alto y una relación señal-ruido más alta que los sensores CCD y CMOS de píxeles pequeños. Los píxeles grandes también hacen que sea mucho más fácil acoplar el objetivo al sensor.

Imagen de la cámara guía NIRSPEC / MAGIQ
Crédito: Diane Wooden, NASA Ames / Mike DiSanti, NASA GSFC / Eliot Young SwRI / Al Conrad, Jim Lyke y Terry Stickel, WMKO


Óptica adaptativa: una introducción

16.2.a ALGUNAS RELACIONES BÁSICAS

Para ilustrar los requisitos de los sistemas de óptica adaptativa, primero presentamos algunas de las relaciones necesarias que se necesitan en nuestra discusión. En esta sección, nos basamos en una excelente revisión de Beckers (1993).

La detección y compensación de las variaciones de fase en el frente de onda generalmente se realiza midiendo el frente de onda de un objeto de referencia cerca del objeto de destino. Este método tiene éxito si la separación angular entre estos dos objetos es menor que la ángulo isoplanático θ0. Una buena aproximación a este ángulo es

dónde H es la distancia media de la capa turbulenta. Este ángulo corresponde a un desplazamiento lateral de 0,3r0 entre frentes de onda de fuentes separadas por θ0, por lo tanto, la superposición en el área común entre los frentes de onda es aproximadamente del 60%.

En separaciones de θ0 la diferencia rms entre los frentes de onda de referencia y objetivo es ≅ λ / 6. Para r0 = 26 cm, desde la primera línea de la tabla 16.1, y H = 5 km, encontramos θ0 = 3.4 segundos de arco. En el rango visual, solo una pequeña fracción de los objetivos deseados tienen objetos de referencia adecuados dentro del ángulo isoplanático. Esto ha llevado al desarrollo de estrellas guía láser, un tema que comentamos brevemente en la siguiente sección. La situación de los objetos de referencia naturales en el infrarrojo es decididamente más favorable.

Otro ángulo relacionado con θ0 es el ángulo isoplanático para el movimiento de la imagen θmetro. Esta es la distancia angular sobre la que los movimientos de la imagen son muy similares. Una relación aproximada para este ángulo es θmetro ≅ 0.3 (D / H) ≅ θ0(D/r0).

Otro factor de crucial importancia en la aplicación de las técnicas de óptica adaptativa para corregir las variaciones de fase es la velocidad a la que cambia el frente de onda. Esta tasa depende de las velocidades del viento a diferentes alturas en la atmósfera. Una escala de tiempo aproximada para cambios significativos es

Para r0 = 26 cm y Vviento = 10 m / seg, encontramos τ0 ≅ 0,008 seg. De nuevo es evidente que la situación para la detección y compensación de las variaciones de fase es más favorable en el rango infrarrojo que en el visual.


Óptica adaptativa: un gran avance en astronomía

Hasta la década de 1970, la visión atmosférica se consideraba una limitación absoluta para la resolución angular de los telescopios ópticos terrestres, exactamente en el momento de la concepción de la nueva generación de telescopios ópticos gigantes, como el VLT y el Keck. Surgió en el contexto de la guerra fría con muchas limitaciones debido a la clasificación de la investigación, pero con las nuevas posibilidades del control digital, la óptica adaptativa astronómica demostró ser factible en 1989 y convenció gradualmente a una comunidad astronómica inicialmente escéptica de su potencial. Veinte años después, es un ingrediente obligatorio para la planificación de telescopios extremadamente grandes en la superficie de la Tierra, y ha permitido muchos descubrimientos sobre objetos galácticos y extragalácticos. Se discuten algunas direcciones para nuevos desarrollos.

Esta es una vista previa del contenido de la suscripción, acceda a través de su institución.


¿Es posible la óptica adaptativa digital? - Astronomía

Ha solicitado una traducción automática de contenido seleccionado de nuestras bases de datos. Esta funcionalidad se proporciona únicamente para su conveniencia y de ninguna manera pretende reemplazar la traducción humana. Ni SPIE ni los propietarios y editores del contenido hacen, y explícitamente rechazan, cualquier representación o garantía expresa o implícita de cualquier tipo, incluidas, entre otras, representaciones y garantías en cuanto a la funcionalidad de la función de traducción o la precisión o integridad de las traducciones.

Las traducciones no se conservan en nuestro sistema. El uso de esta función y las traducciones está sujeto a todas las restricciones de uso contenidas en los Términos y condiciones de uso del sitio web de SPIE.

Limitaciones instrumentales en óptica adaptativa para astronomía

1 Litton-Itek Optical Systems (Estados Unidos)

SUSCRÍBETE A LA BIBLIOTECA DIGITAL

50 descargas por suscripción de 1 año

25 descargas por suscripción de 1 año

Incluye PDF, HTML y video, cuando esté disponible

Se revisan la tecnología y los componentes necesarios para implementar sistemas ópticos adaptativos discretos capaces de compensar los errores de frente de onda causados ​​por la turbulencia atmosférica en los telescopios astronómicos terrestres. Se describen las características de los principales tipos de espejos deformables, sensores de frente de onda y reconstructores de frente de onda. Se discuten los efectos de las limitaciones del dispositivo, tales como el tamaño de las subaperturas de compensación y la relación señal / ruido del detector de sensor de frente de onda sobre el rendimiento general de los sistemas de óptica adaptativa. Esta revisión indica que la tecnología existe para permitir que los sistemas ópticos adaptativos convencionales funcionen cerca de sus límites de rendimiento inherentes, siendo el mayor impedimento el alto costo de los componentes requeridos. Sin embargo, existe un problema mayor en el sentido de que la utilidad de la óptica adaptativa para la astronomía terrestre está severamente limitada por factores externos como el pequeño tamaño del parche isoplanático y el pequeño flujo de fotones disponible en la mayoría de los objetos astronómicos. La conclusión es que se necesitan nuevos conceptos de sistemas para superar estas limitaciones externas y hacer de la óptica adaptativa una técnica útil para la astronomía terrestre. Entre los nuevos enfoques que ya se han propuesto se encuentran las estrellas guía láser y los correctores de frente de onda múltiple.

& copy (1989) COPYRIGHT Sociedad de ingenieros de instrumentación fotoóptica (SPIE). La descarga del resumen está permitida solo para uso personal.


¿Es posible la óptica adaptativa digital? - Astronomía

Ha solicitado una traducción automática de contenido seleccionado de nuestras bases de datos. Esta funcionalidad se proporciona únicamente para su conveniencia y de ninguna manera pretende reemplazar la traducción humana. Ni SPIE ni los propietarios y editores del contenido hacen, y renuncian explícitamente a, cualquier representación o garantía expresa o implícita de cualquier tipo, incluidas, entre otras, representaciones y garantías en cuanto a la funcionalidad de la función de traducción o la precisión o integridad de las traducciones.

Las traducciones no se conservan en nuestro sistema. El uso de esta función y las traducciones está sujeto a todas las restricciones de uso contenidas en los Términos y condiciones de uso del sitio web de SPIE.

Desarrollo de una óptica adaptativa óptica experimental para pequeños telescopios

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

1 La Univ. de Tokio (Japón)
2 Pontificia Univ. Cat & # 243lica de Chile (Chile)
3 Univ. Cat & # 243lica del Norte (Chile)

SUSCRÍBETE A LA BIBLIOTECA DIGITAL

50 descargas por suscripción de 1 año

25 descargas por suscripción de 1 año

Incluye PDF, HTML y video, cuando esté disponible

Estamos desarrollando un sistema de óptica adaptativa óptica (AO) para telescopios pequeños. Un instrumento AO en longitud de onda óptica montado en un telescopio de clase 1-2 m ubicado en un buen sitio de visibilidad permitirá lograr una alta resolución angular de 0.1-0.2 arcsec. Dicha capacidad nos permitirá realizar programas astronómicos únicos, así como brindar una buena oportunidad en la educación tanto para la astronomía como para la ingeniería. Con el fin de examinar la capacidad de AO en telescopios pequeños, desarrollamos un instrumento AO experimental, en el que se utilizan ampliamente dispositivos comerciales de bajo costo para reducir el costo de desarrollo. Diseñamos el peso y el tamaño físico para que sea portátil y fácil de montar en un telescopio pequeño, que es una característica única de nuestro instrumento AO. Después de las observaciones de ingeniería realizadas en Japón, lo montamos en el telescopio de 1 m del Observatorio Europeo Austral de La Silla en Chile en marzo de 2018 para examinar el rendimiento. Descubrimos que hubo aproximadamente 4 y 5 veces mejoras en el ancho completo-medio máximo (FWHM) y la proporción de Strehl de la PSF de la visión natural, respectivamente. La mejor PSF corregida por AO obtenida durante la observación alcanzó FWHM = 0,18 segundos de arco y la relación de Strehl = 0,18. Con base en el análisis detallado del frente de onda de la serie temporal y los datos de operación del espejo deformable, se espera una mejora adicional en el rendimiento de AO mediante el ajuste de los parámetros del sistema. Logramos demostrar la viabilidad de un sistema óptico de AO económico para telescopios pequeños.

& copy (2020) COPYRIGHT Sociedad de ingenieros de instrumentación fotoóptica (SPIE). La descarga del resumen está permitida solo para uso personal.


Soluciones de óptica adaptativa de Xinetics

El área comercial de Óptica Inteligente (IO) de AOA Xinetics se especializa en el diseño, desarrollo y fabricación de productos y sistemas que requieren una integración de vanguardia de tecnologías ópticas, electroópticas y opto-mecánicas.

El área comercial de Óptica Inteligente (IO) de AOA Xinetics se especializa en el diseño, desarrollo y fabricación de productos y sistemas que requieren una integración de vanguardia de tecnologías ópticas, electroópticas y opto-mecánicas. Ha suministrado sistemas de control de rayo láser y sistemas ópticos adaptativos durante más de 30 años para aplicaciones gubernamentales, industriales y comerciales, incluidos láseres de alta energía, óptica de espacio libre, astronomía e imágenes avanzadas para ISR.

IO tiene un historial comprobado de proporcionar productos innovadores para la detección y corrección de frente de onda para una amplia variedad de aplicaciones de control de haz. Muchos de nuestros productos están integrados verticalmente utilizando los mejores materiales y recubrimientos ópticos que han sido probados en condiciones ambientales extremas.

IO admite todas las fases del ciclo de vida del programa, desde el desarrollo del concepto y el prototipo, hasta el diseño, la integración, la prueba y el soporte de campo del sistema. La base de clientes de IO incluye Air Force Research Labs, Starfire Optical Range, US Army, NASA, DARPA, High Energy Laser Joint Technology Office, Office of Naval Research, múltiples observatorios, universidades y contratistas principales.

Productos

Intelligent Optics es un fabricante integrado verticalmente de espejos deformables, sensores de frente de onda, controladores electrónicos, actuadores y sistemas ópticos adaptativos completos. Nuestros productos han sido desarrollados y probados durante las últimas dos décadas bajo condiciones ambientales extremas y requisitos de desempeño de alto nivel para muchos programas y aplicaciones gubernamentales.

Nuestra familia de espejos deformables (DM) está diseñada para tener una corrección de alta resolución espacial con varios niveles de trazo. Desde nuestros espejos convencionales de superficie normal, nuestros espejos de módulo integrado Photonex de alta resolución y nuestras matrices paralelas de superficie de alto recorrido, tenemos soluciones comerciales listas para usar (COTS) y soluciones personalizadas para su aplicación de control de haz. Además, nuestro espejo deformable con Control Integrado de Frente de Onda (IWC) ofrece una capacidad de Inclinación e Inclinación para un rendimiento todo en uno. Los controladores electrónicos están disponibles para todos nuestros productos DM.

Tecnología

El área comercial de Óptica Inteligente (IO) de AOA Xinetics es líder en el desarrollo de tecnología y la implementación de productos de sistemas de control de frente de onda para detección y corrección de frente de onda en tiempo real. Desarrolla y fabrica productos de clase mundial en dispositivos de control de movimiento de precisión. Estos productos incluyen ópticas activas como espejos deformables e híbridos que son escalables a tamaños muy grandes para aplicaciones en el espacio, plataformas aéreas y navales y telescopios terrestres.

Las tecnologías de control de precisión de AOX Xinetics comienzan con nuestros actuadores electroestrictivos de plomo-magnesio niobato (PMN) utilizados en nuestros espejos deformables. La tecnología de material PMN ofrece un actuador mecánicamente estable con histéresis extremadamente baja, mínima fluencia y es el material de elección para un posicionamiento de precisión. Además, los avances en las tecnologías de la ciencia de la imagen han complementado nuestros sistemas de control de precisión para ofrecer múltiples modalidades de imagen.

Contáctenos para discutir cómo podemos ayudar con su proyecto.

Aplicaciones

El área comercial de Óptica Inteligente (IO) de AOA Xinetics se especializa en el diseño, desarrollo y fabricación de sistemas que requieren una integración de vanguardia de tecnologías ópticas, electroópticas y opto-mecánicas. Ha suministrado sistemas de control de rayo láser y sistemas de óptica adaptativa durante más de 30 años para aplicaciones gubernamentales, industriales y comerciales, incluidos láseres de alta energía, óptica de espacio libre, astronomía e imágenes avanzadas para ISR.

IO tiene un historial comprobado de aplicación de soluciones innovadoras en detección y corrección de frente de onda para una amplia variedad de aplicaciones de control de haz. Es compatible con todas las fases del programa, desde el desarrollo del concepto y el diseño del sistema hasta el prototipo, la integración, la prueba y la evaluación y el soporte de campo. La base de clientes de IO incluye Air Force Research Labs, Starfire Optical Range, US Army, NASA, DARPA, High Energy Laser Joint Technology Office, Office of Naval Research, múltiples observatorios, universidades y contratistas principales.


El Observatorio Keck captura imágenes raras de alta resolución de una estrella explotada

Una imagen de la supernova iPTF16geu Tipo Ia con lente gravitacional tomada en el infrarrojo cercano con el Observatorio W. M. Keck. La galaxia con lente visible en el centro ha distorsionado y doblado la luz de iPTF16geu, que está detrás de ella, para producir múltiples imágenes de la misma supernova (vista alrededor de la galaxia central). La posición, el tamaño y el brillo de estas imágenes ayudan a los astrónomos a inferir las propiedades de la galaxia con lente. Crédito: W.M. Observatorio Keck

Los científicos ahora podrán medir qué tan rápido se está expandiendo realmente el universo con el tipo de precisión que antes no era posible.

Esto, después de que un equipo internacional de astrónomos dirigido por la Universidad de Estocolmo, Suecia, capturara cuatro imágenes distintas de una supernova de Tipo Ia con lentes gravitacionales, llamada iPTF16geu.

Para obtener una vista de alta resolución, el equipo de descubrimiento utilizó los instrumentos OSIRIS y NIRC2 del Observatorio W. M. Keck con óptica adaptativa guiada por láser en longitudes de onda del infrarrojo cercano.

La resolución de las imágenes de óptica adaptativa de Keck era equivalente a poder distinguir los faros individuales de un automóvil en San Francisco como se ve desde Hawai. Las mediciones confirmaron que las cuatro imágenes separadas se originaron en iPTF16geu y que su luz viajó durante 4,3 mil millones de años antes de llegar a la Tierra.

"Resolver por primera vez, múltiples imágenes de una supernova con lentes fuertes es un gran avance", dijo Ariel Goobar, profesor del Centro Oskar Klein de la Universidad de Estocolmo y autor principal del estudio. "Podemos medir el poder de enfoque de la luz de la gravedad con más precisión que nunca y sondear escalas físicas que pueden haber parecido fuera de nuestro alcance hasta ahora".

La investigación, titulada “iPTF16geu: una supernova de tipo Ia con lentes gravitacionales de múltiples imágenes”, se publicó la semana pasada en la revista Science.

iPTF16geu fue observado inicialmente por el intermedio Palomar Transient Factory (iPTF), un proyecto internacional liderado por Caltech que utiliza el Observatorio Palomar para escanear los cielos y descubrir, casi en tiempo real, eventos cósmicos que cambian rápidamente, como las supernovas, utilizando un Encuesta automatizada de campo amplio.

Esta imagen compuesta muestra la supernova iPTF16geu de tipo Ia con lentes gravitacionales, como se ve con diferentes telescopios. La imagen de fondo muestra una vista de campo amplio del cielo nocturno como se ve con el Observatorio Palomar ubicado en Palomar Mountain, California. La imagen de la izquierda muestra las observaciones realizadas con el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). La imagen central fue tomada por el Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA y muestra la galaxia con lente SDSS J210415.89-062024.7. La imagen de la derecha también fue tomada con Hubble y muestra las cuatro imágenes con lentes de la explosión de la supernova, que rodean la galaxia con lentes. Crédito: ESA / Hubble, NASA, Sloan Digital Sky Survey, Palomar Observatory / Caltech

Se necesitaron algunos de los telescopios líderes en el mundo para recopilar información más detallada sobre iPTF16geu. Además del Observatorio Keck, el equipo de descubrimiento también utilizó el Telescopio Espacial Hubble de NASA / ESA y el Observatorio Europeo Austral (ESO) Very Large Telescope en Chile.

"El descubrimiento de iPTF16geu es realmente como encontrar una aguja un tanto extraña en un pajar", dijo Rahman Amanullah, coautor e investigador científico de la Universidad de Estocolmo. "Nos revela un poco más sobre el universo, pero sobre todo desencadena una gran cantidad de nuevas preguntas científicas".

Los astrónomos detectan miles de supernovas cada año, pero solo unas pocas de las encontradas tienen lentes gravitacionales. Debido a que solo son visibles por un corto tiempo, detectarlos puede ser difícil.

"IPTF es conocido por encontrar candidatos a supernovas, pero la clave es fotografiarlos con la óptica adaptativa de vanguardia del Observatorio Keck mientras la supernova aún es brillante", dijo Shri Kulkarni, profesor de astronomía y ciencia planetaria John D. y Catherine T. MacArthur y coautor del estudio. "Gracias a la capacidad del Observatorio Keck para responder a tales eventos de supernovas con poca antelación, el equipo de descubrimiento pudo producir imágenes finas, lo que les permitió observar con éxito la subida y bajada de la luz de cada una de las cuatro imágenes de iPTF16geu".

Vela estándar arroja nueva luz sobre la expansión del Universo

Este descubrimiento es muy interesante para los científicos porque las supernovas de Tipo Ia pueden usarse como una "vela estándar" para calcular distancias galácticas.

A standard candle is an astrophysical object that emits a certain, known amount of light. In this case, the object is a Type Ia supernova, a class of dying stars that always explode with the same absolute brightness. If astronomers know such an object’s true luminosity, they can infer its distance from Earth. The dimmer the object, the farther away it is.

The magnifying power of gravitational lensing

This rare discovery is made possible through gravitational lensing, a phenomenon that was first predicted by Albert Einstein in 1912. As light of the distant object passes by a massive object such as a galaxy cluster in the foreground, it gets bent by gravity, just as light gets bent passing through a lens. When the foreground object is massive enough, it will magnify the object behind it. In iPTF16geu’s case, its light was magnified by up to 50 times and bent into four separate images by a galaxy in front of it.

The discovery team analyzed the four lensed images of iPTF16geu, measured how long it took for the light from each image to journey to Earth (light is not bent in the same way in each image, so the travel times are slightly different), then used the differences in the arrival times to calculate the expansion rate of the universe — known as the Hubble constant.


Adaptive optics in biology

For centuries, astronomers looking up at the heavens through a telescope had a problem on their hands – the quality of their images depended on the strength and direction of the wind in the air. Trouble is, the Earth’s atmosphere isn’t uniform because its density – and thus its refractive index – varies from point to point as the wind blows. Result: distorted images.

In 1953, however, astronomer Horace Babcock proposed a clever solution, which was to bounce incoming light off a device that can rapidly correct for changes in optical path-length, which flattens the wave-front and so counteracts the effects of aberration. Any remaining wave-front errors are measured after the correction, before a feedback control loop uses the measurement to continuously adjust the corrections applied to the wave-front.

That was the principle behind “adaptive-optics” technology, which has since gone on to become a routine and invaluable part of astronomy. Turns out, however, that the same principles can be used in microscopy too, leading to many applications of adaptive optics in medicine and biology too, as I’ve discovered by commissioning and editing a new short-form Physics World Discovery ebook by Carl Kempf.

Kempf is a senior systems engineer at the California-based firm Iris AO, Inc, which is heavily into adaptive-optics technology, having worked on sensing, actuation, and control systems for high-precision devices for more than 30 years. I’m pleased to say that Kempf’s short ebook, Adaptive Optics in Biology, is now available for you to read free in EPUB, Kindle and PDF format via this link.

To give you some more idea of what the book is about and his career to date, I put some questions to Kempf, which you can read below. Don’t forget either that there are plenty of other books in the Physics World Discovery series, ranging from multimessenger astronomy to quantitative finance.

1. Carl, can you tell us about how you ended up working for Iris AO?

My background is in control systems, and adaptive optics is an interesting area that a lot of traditional control engineers overlook. When the chance to build the controller for the Iris adaptive-optic mirror came along, I couldn’t resist.

2. What does the firm mostly do and what’s your role there?

The company’s core product is a family of deformable mirrors build using techniques from micro-electromechanical systems (MEMS). Unlike most other mirrors, the devices have an optical surface that is an array of individual hexagonal segments. This offers some significant advantages, but requires a little bit of sophistication in the controller design. We also build some closed-loop systems our customers can use in simple applications or use a starting point for their own development of more sophisticated systems. My role is to oversee the development of the electronics and software that our customers use.

3. Why do you find adaptive optics such an exciting technology?

First, it is just such a simple but clever idea. As an engineer, I appreciate that. Second, to see an image sharpen up dramatically when the adaptive-optics controller is turned never gets old. It is just a neat thing to see.

4. What’s been your favourite application of it so far?

Probably retinal imaging. Being able to see details like blood flow in real time is fascinating. There is so much complex biology at work in the eye it is really pretty amazing to me, particularly coming from an engineering background. Knowing that the technology we build enables this is rewarding. Another aspect is that researchers often image themselves when first testing out a system, just because we are readily available. Taking these hi-tech “selfies” is fun.

5. Why would you encourage other scientists to take an interest in the field?

Adaptive optics is basic enabling technology that is going to be present in all the highest performance optical imaging systems regardless of whether it is astronomy, biology, or other fields. A basic knowledge of what adaptive optics is and how it works is useful to a scientist, particularly if they are lucky enough to get some time on an adaptive-optic-equipped system.

You can read Kempf’s Physics World Discovery book Adaptive Optics in Biology completely free via this link. For all titles in the series, please go here.