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Óptica Adaptativa para GTC

GTCAO es un sistema post foco situado en la plataforma Nasmyth B, que corrige el haz óptico del telescopio para alimentar el instrumento científico colocado a continuación.

Introducción

GTCAO es un sistema post foco situado en la plataforma Nasmyth B, que corrige el haz óptico del telescopio para alimentar el instrumento científico colocado a continuación. GTCAO sigue el diseño clásico de un sistema de AO con el uso de dos parábolas idénticas fuera del eje, manteniendo la distancia focal efectiva del telescopio. El Día 1, el sistema dispondrá de un solo espejo deformable, conjugado con la pupila del telescopio, y utilizará estrellas naturales (NGS) para el sensado del frente de onda.

GTCAO proporcionará un haz corregido que permitirá alcanzar, para estrellas brillantes, una razón de Strehl de 0.65 en la banda K. El tamaño del campo transmitido es de 1.5 minutos de arco de diámetro y el diseño óptico del sistema incluye un corrector dispersión atmosférica (ADC) que permite no degradar el rendimiento del sistema hasta ángulos cenitales de 60º.

Una mejora prevista en el futuro permitirá que el sistema opere con una estrella guía láser de Sodio (LGS), y también se ha tenido en cuenta en el diseño, una posible actualización hacia un sistema doble-conjugado con un corrector de frente de onda adicional y un segundo espejo deformable conjugado a una altitud de aproximadamente 9,8 kilómetros.

GTCAO emplea un sensor de frente de onda del tipo Shack-Hartmann con 20x20 subaperturas y un espejo deformable con 21x21 actuadores. Para la corrección de tip-tilt utiliza el espejo secundario del telescopio GTC, que es una estructura aligerada de Berilio.

El primer instrumento científico que usará GTCAO será FRIDA (inFRared Imager and Dissector for Adaptive optics), un espectrógrafo infrarrojo de campo integral con capacidad de tomar imágenes. Ver más sobre FRIDA en http://www.iac.es/proyectos.php?op1=7&op2=19&id=13&lang=es

Requerimientos

Los principales requerimientos científicos para Día 1 son:

ModoSimple-conjugado
Longitud de onda1.0-2.5 micras, con una meta de 0.8-5 micras
Razón de StrehlSR>=0.65 a 2.2 micras para una estrella brillante en eje
SR>=0.1 a 2.2 micras para una NGS débil (mR=14.5)
Rango de operaciónSeeing mejor de 1.5 segundos de arco FWHM a 500 nm
Ángulos cenitales entre 0º - 60º
Campo de visión (FoV)1.5 min. de arco disponibles para el instrumento científico
1.5 min. de arco accesibles para el sensor de frente de onda
Tiempo de observaciónMínimo 1 h de exposición en el instrumento científico
Operación no-sidéreaEl seguimiento continuo sobre objetos no-sidéreos, haciendo ellos mismos de guía, sólo debe estar limitado por el seguimiento del propio telescopio
DitheringOffsets de 0.25 segundos de arco (meta 1.0 segundo de arco) sin interrupción de la operación
NoddingCapacidad para mantener el bucle cerrado mientras se hace nodding con el telescopio a 1 segundo de arco por segundo (TBC)
TransmisiónLa transmisión del corrector de frente de onda debe ser como mínimo del 70% en el rango de longitudes de onda de 1.0 a 2.5 micras con la meta del 70% en el rango de 0.8 a 5 micras
Emisividad< 20% at 3.8 micras
Imágenes fantasmaDesenfocadas: <1e-5 (excepto el dicroico 1e-4)
Enfocadas: <1e-3 y localizadas dentro de 0.2 segundos de arco
MejorasFacilitar la actualización a un sistema multi-conjugado con dos espejos deformables.
Facilitar la actualización al uso de una única LGS y posterior mejora a la utilización de múltiples LGS

Breve historia

Desde que se inició el diseño de GTC, era obvio que para explotar la capacidad del telescopio al límite de difracción, sería necesario un sistema de óptica adaptativa (AO), y ya entonces se tomaron medidas para asegurar que el telescopio no limitara el futuro rendimiento de la AO. Mucho antes de que el telescopio entrara en operación científica en 2009, el sistema de óptica adaptativa ya estaba en desarrollo.

El diseño conceptual de AO se llevó a cabo durante el año 2001, y en 2004 tuvo lugar la revisión del diseño preliminar. En enero de 2008, el proyecto pasó la revisión de diseño avanzado y comenzó el diseño detallado y la fabricación. La integración de subsistemas comenzó en 2012.

El sistema GTCAO fue desarrollado inicialmente por la oficina del proyecto GTC pero, debido a la falta de recursos en el equipo de desarrollo, el proyecto se detuvo en 2013. Un acuerdo entre el IAC, GTC y el Gobierno de Canarias permitió continuar con el desarrollo e incorporar, como una segunda fase, una instalación de estrella guía láser. El proyecto se reinició de manera efectiva en 2015.

Vista 3D del modelo de los componentes de GTCAO

Vista 3D del modelo de los componentes de GTCAO

Descripción

Los principales componentes de GTCAO son el corrector de frente de onda, el sensor de frente de onda, el sistema de calibración, la cámara de pruebas, la estructura mecánica y el sistema de control.

Corrector de frente de onda

El corrector de frente de onda es la parte del sistema de AO donde se corrigen las aberraciones de frente de onda causadas por la atmósfera. Su diseño óptico se basa en el concepto empleado ampliamente de colimador-cámara formado por un par de parábolas idénticas fuera del eje y con el espejo deformable en haz colimado y conjugado con la pupila. El sistema óptico tiene magnificación unidad y preserva la relación focal del telescopio proporcionando un haz de salida telecéntrico. El diámetro del campo de visión sin viñetear es de 2.05 minutos de arco y la calidad de la imagen excede los requisitos dentro del diámetro de 1.5 minutos de arco.

Diseño óptico del corrector de frente de onda

Diseño óptico del corrector de frente de onda

Los elementos del corrector de frente de onda son:

Derotador óptico. Se compone de tres espejos planos en una configuración K montados en una estructura común que gira alrededor del eje óptico con el fin de compensar la rotación del cielo producida por la montura altazimutal del telescopio. Está situado sobre la mesa óptica y desacoplado de la estructura mecánica del rotador del telescopio.

Parábolas fuera de eje. Son dos espejos idénticos de Zerodur de Ø270x36mm, con una distancia focal de 2008.6mm y una distancia fuera de eje de 636.3mm.

Espejo de doblado. Es un espejo plano de Zerodur de Ø220x30mm, conjugado a una altura de 9,8 km y utilizado inicialmente para compactar convenientemente el sistema.

Espejo deformable (DM). Fabricado por CILAS, es un espejo de Ø154mm formado por un array de 21x21 actuadores piezoeléctricos (donde 373 son actuadores útiles) espaciados ~7 mm y con +/- 5.5 micras de recorrido mecánico. Está conjugado con la pupila del telescopio (M2).

Dicroico. Se trata de una placa de Infrasil de Ø180mm que transmite la radiación infrarroja al instrumento científico y refleja la radiación visible hacia el sensor de frente de onda. La banda de longitudes de onda transmitida corta en 0.9μm-2.5μm.

Corrector de dispersión atmosférica (ADC). El ADC se compone de un par de prismas de Ø155mm que se hacen girar anti-simétricamente para compensar la dispersión atmosférica en función del ángulo cenital y, en su conjunto, giran para orientar la dispersión con el ángulo paraláctico. Está diseñado para funcionar en las bandas z-J-H y K, aunque está optimizado en la banda H. Para aquellas observaciones que no requieren el ADC, este puede ser retirado del haz óptico.

Vista del corrector de frente de onda durante su integración en el laboratorio

Vista del corrector de frente de onda durante su integración en el laboratorio

Sensor de frente de onda

El sensor de frente de onda (WFS) es del tipo Shack-Hartmann. Está diseñado para funcionar en un modo de alto orden con 20x20 subaperturas (array de microlentes) en una geometría de Fried, y en un modo de bajo orden con 2x2 subaperturas. Este último se empleará como sensor de tip-tilt y desenfoque sobre una estrella natural (NGS), cuando se esté operando con una LGS.

El sensor de frente de onda va fijado a un posicionador de 3 ejes que permite que éste adquiera una estrella guía en cualquier posición dentro del campo de visión (2,0 minutos de arco).

Vista 3D del sensor de frente de onda

Vista 3D del modelo del sensor de frente de onda

Posicionador de 3 ejes (fondo-derecha) e integración del WFS en laboratorio

Posicionador de 3 ejes (fondo-derecha) e integración del WFS en laboratorio

El diseño óptico del sensor de frente de onda consta dos etapas. La primera etapa, colimador-cámara de lentes acromáticas, se emplea para colocar un ADC en una imagen de la pupila para evitar efectos cromáticos en el plano del array de microlentes. Esta primera etapa también incluye, dentro del haz colimado, una rueda de filtros y un posicionador de pupila que consiste en una placa plano-paralela sobre una montura tip-tilt comercial. La segunda etapa crea una imagen del DM sobre el array de microlentes, que está montado en una rueda que permite seleccionar entre el array de 2x2 y el de 20x20 microlentes. Por último, el array de microlentes produce una imagen en el plano focal del detector. Adicionalmente, en la entrada de la WFS hay una rueda de aperturas y un LED para calibración. Finalmente, se utilizan dos espejos de plegado para compactar el sistema en forma de "Z" .

La cámara del sensor de frente de onda es una OCAM2 con un detector CCD220 de e2v, un sensor con iluminación posterior y 8 salidas de tecnología EMCCD. Tiene 240x240 píxeles de 24 micras y una velocidad de lectura de 1500 imágenes por segundo. La escala de imagen de la cámara es de 0,35"/px, dando un campo de visión utilizable de 3,5"x3.5" por microlente.

Sistema de calibración

El propósito del sistema de calibración es proporcionar un conjunto de fuentes de iluminación que introduzcan luz para la calibración del sistema de óptica adaptativa. El sistema de calibración está situado antes del derotador óptico y se compone de dos unidades: el simulador de telescopio (GTCSim) y la unidad de calibración de plano focal.

La unidad de calibración de plano focal consiste en una mesa lineal que soporta una estructura móvil que tiene una posición para una máscara de simulación de campo y otra posición para dos espejos planos en forma de periscopio, cuya finalidad es permitir que al sistema de óptica adaptativa entre la luz que viene del simulador de telescopio. Moviendo la mesa lineal es posible colocar en el plano focal del telescopio, o bien la máscara de simulación de campo, o la luz procedente de GTCSim o nada, para una observación normal.

Vista 3D del modelo del sistema de calibración

Vista 3D del modelo del sistema de calibración

La máscara de simulación de campo está situada en el plano focal del telescopio y consiste en una serie de fuentes de luz puntuales, algunas de ellas son tipo LED y otras son pequeños agujeros que son iluminados por las lámparas infrarrojas del módulo de calibración instrumental de GTC. La máscara de simulación de campo y sus fuentes de luz se usan para calibrar el WFS (campo de visión y mecanismo de adquisición de la estrella guía), para calibrar la distorsión del campo en el plano de salida de GTCAO y la matriz de iteración.

GTCSim es un simulador de telescopio y de turbulencia que proporciona un haz en el foco de entrada del sistema de óptica adaptativa con la misma relación focal que el haz nominal de GTC. El simulador incluye un stop de pupila con la misma forma que la pupila de GTC y para simular el efecto de la rotación de la pupila se utiliza el derotador óptico (sistema K) del corrector de frente de onda. El simulador de turbulencia permite verificar el funcionamiento del sistema para dos condiciones de seeing: 0.5 y 1.5 segundos de arco. Como el componente de tip-tilt del frente de onda es corregido por el espejo secundario (M2) de GTC, las pantallas de fase sólo introducen un pequeño componente de tip-tilt, el correspondiente al residual esperado una vez corregido por M2. La selección de las pantallas de fase se hace a través de un mecanismo que también permite retraerlas del camino óptico.

Dentro GTCSim hay un LED y una lámpara halógena para simular, en el visible y el infrarrojo, una estrella guía natural (NGS), es decir, una fuente de referencia a una distancia infinita de la pupila del telescopio. También hay un LED amarillo que permite simular una estrella guía láser (LGS), que es una fuente de referencia a una distancia finita de la pupila del telescopio.

Las aberraciones del camino óptico no común se calibran usando la fuente de luz que simula una NGS en GTCSim.

Cámara de pruebas

La cámara de pruebas se usará para comprobar y verificar el sistema AO en el laboratorio y en el telescopio en ausencia de un instrumento de la ciencia. La cámara es una Xeva Xenics con 256x320 píxeles de 30 micras que trabaja entre las longitudes de onda de 0.9 y 1.7 micras. El diseño incluye componentes ópticos comerciales y una rueda de filtros, y proporciona un muestreo de Nyquist en 1.25 micras.

Vista de la cámara de pruebas en el laboratorio

Vista de la cámara de pruebas en el laboratorio

Estructura mecánica

El sistema GTCAO está situado en la plataforma Nasmyth B. Se trata de un sistema estático apoyado directamente en la plataforma Nasmyth y no tiene ninguna conexión mecánica con el rotador Nasmyth de instrumentos. El instrumento científico alimentado por GTCAO también está unido de forma estática a la plataforma Nasmyth por su propia estructura de soporte, por lo que no existe una interacción mecánica, aparte de la propia plataforma Nasmyth, entre el instrumento y el sistema de óptica adaptativa.

Los componentes opto-mecánicos de GTCAO se encuentran sobre un banco óptico soportado por una estructura de viga de acero de 1200 kg sobre la plataforma Nasmyth. El banco óptico con todos los componentes instalados, incluyendo su cerramiento de protección, pesa 1360 kg.

Como el banco está situado a 1.5 m sobre el suelo, se ha previsto usar dos plataformas para facilitar el acceso a los elementos ópticos para las tareas de verificación y mantenimiento.

Vista 3D de GTCAO en la plataforma Nasmyth B

Vista 3D de GTCAO en la plataforma Nasmyth B

Sistema de control

Las tareas principales del sistema de control de la óptica adaptativa (AOCS) consisten en comandar y monitorizar los elementos opto-mecánicos, hacer los cálculos en tiempo real del bucle de control, adquirir datos de los sensores y cámaras, e implementar los procedimientos de calibración.

El AOCS se integrará en el sistema de control de GTC, siguiendo el hardware y la arquitectura de software establecidas, aprovechando de esta forma los servicios proporcionados por el software existente para, por ejemplo, registro de alarmas y logs, configuración, sincronización de eventos, interfaces de usuario, almacenamiento, etc.

El hardware consiste en dos PCs, dos armarios electrónicos y tres cajas auxiliares. Los ordenadores son servidores montados en rack. El dedicado al control en tiempo real (RTC) cuenta con 2 CPUs de 10 Core, Intel Xeon E5-2650V3, mientras que el otro, a cargo del control de los mecanismos e interfaces con el resto del sistema y el telescopio, es un PC industrial estándar, basado en una CPU i7 (TBC).

Los ordenadores y la electrónica de control del espejo deformable se encuentran dentro de un armario (armario de control), mientras que todos los controladores y unidades de potencia para el control de los mecanismos (IDM680-EI y SERVOSTAR S703) están en el interior del armario de potencia. Ambos armarios están situados sobre la plataforma Nasmyth a pocos metros del banco óptico.

Esquema del hardware de control de GTCAO

Esquema del hardware de control de GTCAO

VIsta del armario de potencia en el laboratorio

Vista del armario de potencia en el laboratorio

Hay tres pequeñas cajas fijadas al banco óptico dedicadas a las interfaces eléctricas y a los componentes necesarios para supervisar y controlar los sensores de temperaturas, fuentes de iluminación, el obturador de entrada y la electrónica de la cámara del WFS.

El software de control en tiempo real que se está evaluando está basado en el controlador en tiempo real para óptica adaptativa de la Universidad de Durham (DARC), que es un sistema de control de óptica adaptativa genérico que utiliza procesadores comerciales potentes y que puede incorporar aceleración por hardware (GPUs, FPGAs...). El propósito del RTC es leer las imágenes procedentes de la cámara del WFS y calcular las señales que deben enviarse al espejo deformable a fin de compensar las perturbaciones introducidas en la imagen por la atmósfera. El objetivo es llevar a cabo estos cálculos a la máxima frecuencia (1500 veces por segundo) y con la mínima latencia posible, con el fin de corregir las perturbaciones antes de que la atmósfera haya cambiado. Ver http://dro.dur.ac.uk/10424/1/10424.pdf?DDC116+DDD25+ para más detalles acerca de DARC.

El RTC utiliza una tarjeta Frame-Grabber Matrox Radient ECL con una interfaz CameraLink para leer el detector, y una tarjeta Curtiss-Wright sFPDP para comandar el espejo deformable. También hay una conexión RS-485 con el DM para configuración y monitorización.

Resumen de los parámetros técnicos

LocalizaciónPlataforma Nasmyth B
Estructura mecánicaBanco óptico estático sobre estructura de soporte de acero
Diseño ópticoColimador-cámara con dos parábolas de Ø270mm fuera de eje, en una geometría de Fried.
Derotación de imagen mediante un sistema K de espejos
DicroicoInfrasil Ø180mm 0.9–2.5 µm hacia el instrumento
Espejo deformableEspejo de Cilas de Ø154mm pila de piezoeléctricos
21x21 actuadores (373 útiles)
Conjugado con la pupila del telescopio
Interfaces sFPDP y RS-485
Corrector de dispersión atmosféricaPrismas de Amici rotantes
Sensor de frente de ondaTipo Shack-Hartmann
20x20 subaperturas (de 3.5”x3.5”)
Posicionador de 3 ejes con un área de búsqueda de 2 minutos de arco
Cámara del WFSOCAM2 con 240x240 píxeles de 24 micras
1500 imágenes/s. Interface CameraLink
Sistema de calibraciónSimulador de telescopio con fuentes NGS y LGS y máscara de campo
Simulador de turbulencia con 2 pantallas de fase
Cámara de pruebasXenics Xeva con 256x320 píxeles de 30 micras
Longitud de onda entre 0.9-1.7 micras
Controlador de tiempo realPC con 2 CPUs Intel Xeon E5-2650V3 de 10 cores 64GB RAM 640 GB SSD
Frame-grabber Matrox Radient eCL
Tarjeta Curtiss-Wright sFPDP
Control de mecanismosBasado en controladores industriales IDM680-EI, Servostar S703 y ADAM con interface CAN
SoftwareIntegrado en el sistema de control de GTC
Lenguajes C++, Java y Python
Sistema operativo Linux

Estado actual

GTCAO está en fase de integración en los laboratorios del IAC, pero no todos los subsistemas están en el mismo nivel de desarrollo. La siguiente tabla muestra el estado actual de los componentes principales.

ComponenteEstado
Corrector de frente de onda (sin ADC ni dicroico)Integrado
DicroicoListo para integración
ADCContactando a fabricantes
Sensor de frente de ondaEn integración
Electrónica y cableadoFinalizado
Software de control en tiempo realEn desarrollo
Software de mecanismosEn desarrollo
Software de alto nivelPendiente
Sistema de calibraciónElementos ópticos listos para integración
Elementos mecánicos terminando fabricación
CerramientoIntegrado
Estructura de soporte NasmythListo para fabricación
Cámara de pruebasLista para integración

El equipo

Actualmente, el personal del IAC que trabaja, parcialmente o totalmente, para GTCAO es:

Investigador principal: Víctor J. S. Béjar

Gestor: Carlos Martín

Gestor LGS: Marcos Reyes

Óptica: Marta Puga, Roberto López

Software: José Marco, Josefina Rosich

Electrónica: Luis F. Rodríguez, Miguel Núñez, Óscar Tubio

Mecánica: Fabio Tenegi, Roberto Simoes

Equipo científico: Mª Rosa Zapatero (CAB), Almudena Prieto (IAC), José Acosta (IAC), Alan watson (UNAM), Víctor J. S. Béjar (IAC)

Antes de que el IAC retomara el proyecto en 2014, todo el desarrollo fue llevado a cabo por personal GTC. Sin embargo, durante la fase de transición y recientemente, varias personas de GTC ha seguido colaborando activamente con el proyecto.

Desde 2014, el personal de GTC que ha trabajado, parcial o totalmente, en GTCAO es:

Gestor/Persona de contacto: Javier Castro

IP Cliente: Gianluca Lombardi

Óptica/Ingeniería de sistemas: Dolores Bello

Mecánica: Lluis Cavaller

Óptica: Germán Prieto

Fechas futuras

Se espera poder realizar el transporte hacia el telescopio a finales de 2018

Publicaciones

2016. GTC adaptive optics hardware electronics. M. Núñez Cagigal et al. SPIE9909, 990935

2016. Status of GTC adaptive optics: integration in laboratory. M. Reyes García-Talavera et al. SPIE9909, 99091C

2015. Current status of the GTC Adaptive Optics System. V. Bejar. 5th Sci with GTC. México

2013. GTCAO system. Descripción y estado. D. Bello. Encuentro RIA AstroMadrid. Madrid

2013. Characterization of the main components of the GTCAO system: 373 actuators DM and OCam2 Camera. D. Bello et al. 3rd AO4ELT Conference. Italy

2004. Preliminary design and plans for the GTC adaptive optics system. N. Devaney et al. SPIE 5490, p913

Extensión a LGS

El uso de sistemas de óptica adaptativa está limitado a aquellas áreas en el cielo donde hay estrellas guía naturales brillantes que pueden ser utilizadas como referencia para la medición de la turbulencia. Las estrellas guía láser (LGS) se utilizan para ampliar esta cobertura a casi todo el cielo, incluso a aquellas zonas donde no hay una estrella brillante natural. Desarrollar una LGS para GTCAO permite extender el uso del sistema a casi cualquier objeto científico en la mayor parte del cielo y a cualquier programa científico de alta resolución, por lo que la inversión realizada en el telescopio se hace mucho más rentable económica y científicamente.

El trabajo en LGS está empezando ahora con simulaciones sobre el rendimiento del sistema, la determinación de requerimientos, la evaluación de alternativas y tecnologías, y la creación de un diseño conceptual.

La siguiente fase será el diseño preliminar de todos los subsistemas, a saber, el sistema láser, la óptica de transferencia del láser, el telescopio de lanzamiento, el sensor de frente de onda del láser, el sistema de seguridad y el sistema de control (tanto el hardware electrónico como el software de control).

El sistema láser es el núcleo de LGS. La idea de partida es utilizar el único láser de sodio disponible comercialmente, el fabricado por la empresa TOPTICA. El propósito de la óptica de transferencia del láser es proporcionar una divergencia de haz adecuada, mantener estable el haz y guiarlo hasta al telescopio de lanzamiento. El telescopio de lanzamiento es un pequeño telescopio que va montado, o bien en el lado exterior del anillo de elevación del telescopio (lanzamiento fuera de eje), o detrás del espejo secundario (lanzamiento en el eje), que envía la luz láser a la atmósfera para generar una estrella artificial a 90 km de altura.

El sensor de frente de onda del láser es el encargado de medir el efecto de la turbulencia atmosférica sobre la luz recibida de la estrella láser artificial. Para mitigar los riesgos de la operación con láseres de alta potencia y para cumplir con las normas de seguridad, la instalación láser requiere de un sistema especial de seguridad. Por último, el sistema de control incluye todos los componentes electrónicos necesarios para controlar los diferentes subsistemas y sincronizarlos con el telescopio, así como el software para la operación.

Nota: Este proyecto ha sido cofinanciado por el Fondo Europeo de Desarrollo Regional (FEDER) en el marco del Programa Operativo de Canarias 2007-2013, Eje 1, Tema Prioritario 2, al amparo de la Resolución nº 364 de 25 de noviembre de 2014 de la Agencia Canaria de Investigación, Innovación y Sociedad de la Información (ACIISI) y prefinanciado mediante préstamo del Ministerio de Ciencia e Innovación.

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