Der Robo-AO-System wird durch die Zusammenarbeit Partnerinstitutionen, dem California Institute of Technology und der Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics, von der National Science Foundation unter Grant Nr. AST-0906060 und AST-0960343, durch einen Zuschuss aus den unterstützten mt. Cuba Astronomical Foundation und durch ein Geschenk von Samuel Oschin.

Ein. Pre-Beobachtung Procedures <ol><li> Machen Sie eine Liste der astronomischen Vorgaben zu beachten. </li><li> Berechnung der gesamten Belichtungszeit für jedes Target benötigt, um eine erforderliche Signal-zu-Rausch-Verhältnis in jedem Filter und wissenschaftlichen Kamera-Kombination gewünschten erreichen. </li><li> Senden Sie die Liste der astronomischen Vorgaben zu beachten, um USSTRATCOM mehr als 3 Tage im Voraus von Beobachtungen werden. Sie sendet einen Predictive Vermeidung Message (PAM), die &quot;offene Fenster&quot; - die Zeiten sicher zu den Laser-System auf jede angeforderte Ziel verwenden, ohne potenziell schädliche Satelliten. </li><li> Installieren Sie den Robo-AO-System auf dem Teleskop tagsüber, wenn nicht schon geschehen (zB Robo-AO auf der 1,5-m-Teleskop auf P60 Palomar Observatory, CA; Abbildung 2). </li><li> Übersetzen Sie den ersten Faltspiegel die interne Teleskop und Source-Simulator mit dem Laser Wellenfront-Sensor zu offenbaren, und schalten Sie den simulierten Laserquelle. &lt;/ Li&gt; <li> Aufzeichnen der Positionen der simulierten Bilder auf der Laser-Wellenfrontsensor Kamera. Diese Positionen werden als Referenz Steigung Messungen für den Shack-Hartmann-Wellenfrontsensor verwendet und werden aus der folgenden Messungen on-Himmel subtrahiert werden. Dieses Verfahren kalibriert kleine optische Änderungen im Instrument Ausrichtung durch die wechselnden Temperaturen. </li><li> Bringen Sie den ersten Faltspiegel in seine ursprüngliche Position und schalten Sie den simulierten Laserquelle. </li><li> Kontakt USSTRATCOM eine Stunde vor beobachten, um sie von der Nacht geplante Tätigkeit informieren und keine Aktualisierungen oder Änderungen an der PAM. </li><li> Schalten Sie die 10-W UV-Laser auf, während die redundante Verschluss geschlossen. Flüssigkeitskühlung regelt die Temperatur der Diode Pumpen innerhalb des Lasers und erfordert etwa eine Stunde, um zu stabilisieren. </li><li> Überprüfen Sie, dass die Bedingungen sicher sind, um das Teleskop Kuppel öffnen, sobald es dunkel genug für die Beobachtung ist. Dies beinhaltet eine sicheren Bereichfür Feuchte, Taupunkt Depression, Niederschlag, Windgeschwindigkeit und Schwebeteilchen. </li><li> Öffnen Sie das Teleskop Kuppel und deuten auf einen relativ hellen Stern (m V ≤ 5) Overhead. </li><li> Neuausrichtung des Teleskops durch die Positionierung des Teleskops Fangspiegel bis zum Stern ist ungefähre besten Fokus (kleinste Bildbreite). Manuelle Schätzung von einem Live-Bild von einem der Wissenschaft Kameras ist ausreichend. </li></ol> 2. High-um Adaptive Optics Correction <ol><li> Wählen Sie einen astronomischen Ziel, eine ausreichend lange &quot;offene Fenster&quot; hat nach dem PAM. </li><li> Stellen Sie einen Alarm für das Ende der &quot;offenen Fenster&quot; mit einem Puffer von mindestens 1 Minute. Wenn der Alarm losgeht während einer Beobachtung sofort Shutter des Lasers. </li><li> Richten Sie das Teleskop auf die ausgewählte astronomische Ziel. Gestalten Sie das Objekt (e) in der field-of-view der Wissenschaft Kameras durch Anpassung des Teleskops zeigt wie nötig. </li><li> Bestätigen Sie, dass der Laser Uplink Tip-Tilt-Spiegel in seiner Reichweite ist, bevor Sie die internen und redundante Laser Rollläden zentriert - Verbreitung des Lasers am Himmel (Abbildung 2). </li><li> Aufzeichnen einer zweiten der Daten vom Wellenfrontsensor Kamera, etwa 1200 Frames, während der optische Verschluss Pockelszelle ist ausgeschaltet. </li><li> Berechnen einer mittleren Bild aus diesen Daten. Dies wird als Hintergrund Rahmen um jegliche elektrische oder optische Bias aus Bildern von der Kamera erfassten Wellenfrontsensor subtrahieren verwendet werden. </li><li> Drehen der Pockelszelle Auslösesystem auf, so dass die Laserimpulse von 10 km zum Wellenfrontsensor übertragen werden. </li><li> Spiral Suche der Uplink-Tip-Tilt-Spiegel, bis der Shack-Hartmann-Muster von Laser-Bilder erscheinen in der Wellenfront-Sensor-Kamera (Abbildung 4B). Lassen Sie den Uplink-Tip-Tilt-Spiegel in Position. </li><li> Nehmen Sie eine neue Wellenfront-Sensor Hintergrundbildes während der Pockels-Zelle ist momentan ° gedrehtff. Dies ist notwendig, da die optischen Hintergrund leicht ändert den Laser in verschiedenen Richtungen durch die Uplink-Spitze Kippspiegel gerichtet. </li><li> Starten Sie das höherwertige adaptive-Optik. An dieser Stelle zwei Regelkreise werden gleichzeitig gestartet; die Positionen jedes Lasers Bild durch den Wellenfrontsensor Linsenanordnung erstellt werden verwendet, um den deformierbaren Spiegel Aktuatoren anzutreiben, um die nicht-planare Lichtwellen in das Teleskop abzuflachen, bevor sie an die Propagation Wissenschaft Kameras . Ein gewichteter Durchschnitt der Positionsmessungen wird auch verwendet, um die Uplink-Tip-Tilt Spiegel befehlen, die Zentrierung des Musters von Laser Bilder auf dem Wellenfrontsensor aufrechtzuerhalten. </li></ol> 3. Beobachten im sichtbaren (mit Post-facto Registrierung Correction) <ol><li> Setzen der Position der Filter auf die gewünschte Räder Beobachten Filter (s). </li><li> Den Winkel der ADC Prismen, so dass die restliche atmosphärischen prismatischen Dispersion auf minimiert wirddie wissenschaftlichen Instrumente. </li><li> Die Belichtungszeit und die Bildgröße auf der EMCCD Kamera derart, dass es eine minimale Frame-Transfer-Bildrate von ~ 10 Hz, 30 Hz mit bevorzugter. Daten mit dieser Rate erfasst wird typischerweise reduzieren die intra-Exposition Bildbewegung unterhalb des beugungsbegrenzten Winkelauflösung. </li><li> Stellen Sie die Elektronen-Multiplikation Verstärkung auf der EMCCD Kamera derart, dass die maximale Intensität der Targets etwa halb so gut Tiefe des Melders oder bei einem maximalen Wert von 300 für die schwächer Targets ist. </li><li> Für schwache Ziele, die in etwa größer als eine Größe der stellaren 15, verlangsamen die Bildrate der Kamera EMCCD unten, bis es mindestens ~ 5-10 sind Photonen in dem Kern des Bildes Punktbildfunktion detektiert. Während dies führt zu zusätzlichen Bild Bewegungsunschärfe in Frames und die Verringerung der Winkelauflösung (zB ref 40;. Etwa doppelt so beugungsbegrenzte Auflösung von m r ~ 16,5 targets), werden mehrere Kern-Photonen für die ordnungsgemäße post-facto-Registrierung Verarbeitung erforderlich. </li><li> Nehmen Sie eine kontinuierliche Reihe von Bildern aus dem EMCCD Kamera, bis die gesamte integrierte Belichtungszeit gleich der Zeit in 1,2 berechnet. </li></ol> 4. Beobachten im Infrarot (mit sichtbarem Tip-tilt Correction) <ol><li> Stellen Sie die Filterrad vor dem EMCCD Kamera an einen Breitband-Filter, dh einem klaren Filter oder eine λ&gt; 600nm Langpassfilter. </li><li> Beachten die Pixelposition des Objektes als ein Tip-Tilt Führung Quelle auf dem EMCCD Kamera verwendet werden, während man einen Livebild. </li><li> Stellen Sie die Kamera ausgelesen Einstellungen auf die folgenden Werte: bin Pixel um den Faktor 4, und stellen Sie die Frame-Transfer-sub-frame Auslesen Region insgesamt 2 × 2 klassierte Pixel auf dem zuvor angemerkt zentriert sein. </li><li> Stellen Sie die EMCCD Kamera Bildrate und Elektronenvervielfachung Verstärkung, um die Helligkeit des Tip-Tilt übereinleiten Quelle. Ein Frame-Rate von 300 Hz wird bevorzugt (bei einem Regelkreis Korrektur Bandbreite von ~ 30 Hz), jedoch kann, wie dies für schwächere Objekte auf Kosten von geringerer Qualität Tip-Tilt-Korrektur verringert werden. </li><li> Starten Sie den Tip-Tilt-Regelkreis. Dieser berechnet die aktuelle Leitfaden Source Position und befehligen die schnelle Tip-Tilt-Korrektur Spiegel, den Standpunkt der Mitte des klassierten Pixelbereich fahren. </li><li> Aufzeichnung von Bildern von der Infrarot-Kamera, bis die gesamte integrierte Belichtungszeit gleich der Zeit in 1,2 berechnet. Maximale Single-Frame Belichtungszeiten wird nur durch die Sättigung von Infrarot-Emissionen begrenzt werden, die vom Himmel, Instrument oder Objekt oder durch dunkle Strom aus der Infrarot-Array. Expositionen können von Bruchteilen einer Sekunde bis zu mehreren Minuten liegen. </li></ol> 5. End of Night Procedures <ol><li> Schließen Sie das Teleskop Kuppel und dem Fernrohr zum Flachbildschirm bei der Beobachtung abgeschlossen ist. </li><li> Schalten Sie den Laser ausund wenden USSTRATCOM mit einer Zusammenfassung der nächtlichen Aktivitäten innerhalb von 15 min. </li><li> Drehen Sie die Kuppel Flachlampe auf. </li><li> Zeichnen Sie eine Reihe von Full-Frame-Bildern auf beiden EMCCD und Infrarot-Kameras der Flat-Field-Beleuchtung durch die Kuppel Flachlampe auf dem Flachbildschirm für jeden astronomischen Filter während der vorhergehenden Nacht verwendet wurde. Der Flachbildschirm-Feldstärke an jedem Bildpunkt repräsentiert den kombinierten relativen Quanten-Wirkungsgrad des Teleskop-adaptive Optik, Filter und Kamera. </li><li> Drehen Sie die Kuppel Flachlampe ausschalten und den Sperrfilter vor jeder Kamera. </li><li> Zeichnen Sie eine Reihe von dunklen Bildern auf beiden Kameras entsprechend dem Bereich der Belichtungszeiten und Bildformate in der vorhergehenden Nacht aufgezeichnet. Die dunklen Frames verwendet werden, um Verzerrungen aufgrund Dunkelstrom und elektronisches Rauschen aus den aufgezeichneten Daten zu entfernen. </li><li> Parken Sie das Teleskop. </li></ol> 6. Verarbeitung Images <ol><li> Erstellen Sie eine einzelne dunkle calibrierung Bild aus dem Median der einzelnen dunklen Bildserien in 5,6 aufgezeichnet). </li><li> Erstellen eines Flat-Field Kalibrierungsbildes für jedes Filter auf jeder Kamera durch Berechnung des Medians jedes Flat-Field in 5,4 Bildserie gespeichert), Subtrahieren der entsprechende dunkle Kalibrierungsbild und dann Teilen des gesamten Bildes durch den Median-Pixelwert in dem Rahmen. </li><li> Subtrahieren Sie die entsprechenden dunklen Eichbild und dividieren durch die Flat-Field-Kalibrierung für jede auf-sky Wissenschaft Bild aus den EMCCD und Infrarot-Kameras aufgezeichnet. </li><li> Re-Center die kalibrierte Wissenschaft Bilder von jeder Beobachtung durch Ausrichten des hellsten Pixels und fügen Sie die Bilder zusammen, um eine gestapelte Bild zu erstellen. Weitere anspruchsvolle Routinen für Imagegewinn Registrierung kann auch 39,41 verwendet werden. </li></ol>

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Die Autoren erklären, keine konkurrierenden finanziellen Interessen.

Die hier vorgestellte Methode beschreibt die manuelle Bedienung des Robo-AO-Laser adaptive-Optik. In der Praxis arbeitet Robo-AO in einer automatisierten Weise; die überwiegende Mehrzahl der Verfahren durch eine Roboter-Sequenzer, der die gleichen Schritte durchführt automatisch gesteuert. Der Robo-AO-System hat für die einfache Replikation mit relativ geringen Kosten konstruiert, mit Materialien (~ USD600K) und Arbeitskosten einen Bruchteil der Kosten auch eine 1,5-m-Teleskop. Zwar gibt es etwa 20 optische Teleskope auf der ganzen Welt mehr als 5 m im Durchmesser sind, werden Teleskope der 1-3 m Klassenzahl weit über 1-100 und als potentielle Wirte für Robo-AO Klone projiziert. Zusätzlich zu dem aktuellen System in der 1,5-m-Teleskop P60 eingesetzt, wird der erste von hoffentlich vielen Klone, die für die 2-m-Teleskop IGO 42 in Maharashtra, Indien, und einer Variante mit hellen Sternen anstelle eines Lasers für Wellenfrontmessung entwickelt ist als commissioned an der 1-m-Teleskop auf Table Mountain, CA 43. Eine Revolution in der beugungsbegrenzten Wissenschaft kann bei der Hand sein.

Die Auswirkungen von atmosphärischen Turbulenzen auf astronomische Bildgebung wurde vor Jahrhunderten von Christiaan Huygens 4 und Isaac Newton 5 anerkannt. Die ersten adaptiven Optik konzeptionellen Designs, um die Effekte von Turbulenzen zu kompensieren wurden unabhängig von Horace Babcock 6 und Vladimir Linnik 7 in den 1950er Jahren publiziert. Das US Department of Defense dann finanziert die Entwicklung der ersten adaptiven Optiken in den 1970er Jahren für die Zwecke der Bildgebung ausländischen Satelliten während des Kalten Krieges 8. Die zivile astronomische Gemeinschaft Fortschritte der Entwicklung von Systemen in den 1980er Jahren, aber nach Deklassierung der militärischen Forschung auf adaptive Optik im Jahr 1992 (vgl. 9), gab es eine Explosion in der Anzahl und Komplexität der astronomischen Systeme 10. Die meisten der etwa 20 sichtbaren und infraroten Teleskope heute mit Öffnungen größer als 5 Meter sind equipped mit adaptiver Optik-Systeme (zB refs. 11-19). Wie Teleskope größer und damit besser in der Lage zu sammeln Licht zu werden, gibt es größere Gewinne in Auflösung und Empfindlichkeit bei Verwendung der adaptiven Optik. Leider sind große Teleskop adaptive-Optik-Systeme äußerst komplex und eingeschränkt in ihrem Betrieb bis nah-infraroten Wellenlängen aufgrund der aktuellen Technologie; sie erfordern Teams von Support-Mitarbeiter, oft mit großen Beobachtung Gemeinkosten und den Zugang zu diesen knappen und wertvollen Ressourcen ist auch begrenzt. Am anderen Ende der Größe Spektrums gibt es weit über 1-100 Teleskope der 1-3 Meter-Klasse, aber nur sehr wenige von ihnen sind mit adaptiver Optik ausgestattet. Korrigieren atmosphärische Turbulenzen auch bei sichtbaren Wellenlängen kürzer wird tractable mit der aktuellen Technologie auf diesen kleineren Teleskopen, weil sie durch einen viel kleineren Volumen von atmosphärischen Turbulenzen (Abbildung 1) zu sehen. Die Gesamtmenge der Turbulenz-induced optische Fehler Skalen nahezu proportional mit dem Teleskop Hauptspiegel Durchmesser und umgekehrt mit der Beobachtung Wellenlänge. Dasselbe adaptive Optik-Technologie, die mit Licht im nahen Infrarot auf die größeren Teleskopen verwendet wird, kann mit sichtbarem Licht von der begrenzten Größe Teleskopen verwendet werden. Darüber hinaus sind viele Teleskope dieser Größenordnung entweder nachgerüstet werden (zB ref. 20) oder neu mit voll Roboter, Fern-und / oder autonome Fähigkeiten (zB ref. 21) errichtet, die deutliche Steigerung der Wirtschaftlichkeit dieser Anlagen. Wenn mit adaptiver Optik ausgestattet, würden diese Teleskope bieten eine überzeugende Plattform für viele Bereiche der astronomischen Wissenschaft, die sonst unpraktisch oder unmöglich mit großen Teleskops adaptive-Optiken sind 22 rechtlich zu verfolgen. Beugungsbegrenzten gezielten Erhebungen von Zehntausenden von Zielen 23,24, Langzeitüberwachung 25,26 und schnelle transiente Charakterisierung in überfüllten Felder 27 sind möglich mit adaptiver Optik auf diesen bescheidenen Öffnungen. Um diese neue Entdeckung Raum zu erforschen, haben wir entwickelt und eine neue wirtschaftliche adaptive-Optik für 1-3 Meter-Klasse Teleskopen, Robo-AO (Lit. 2,3; Abbildung 2) umgesetzt. Wie bei anderen Laser adaptiv-Optiken umfasst Robo-AO mehrere Haupt-Systemen: das Lasersystem; einen Satz von Elektronik, und ein Instrument des Teleskops Cassegrainfokus montiert (hinter dem primären Spiegel, Fig. 3), die eine Hochgeschwindigkeits-beherbergt optischer Shutter, Wellenfront-Sensor, Wellenfront Korrektoren, wissenschaftliche Instrumente und Kalibrierung Quellen. Der Robo-AO-Design abgebildet sind, zeigt, wie ein typischer Laser adaptive-Optik in der Praxis arbeitet. Der Kern der Robo-AO Lasersystem ist ein gütegeschalteter 10-W UV-Laser in einem geschlossenen Projektor Montage auf der Seite des Teleskops angebracht ist. Beginnend mit dem Laser selbst, wobei der LaserProjektor dann ein redundantes Auslöser neben des Lasers inneren Verschluss, für zusätzliche Sicherheit; eine Halbwellenplatte, um den Winkel des projizierten linearen Polarisation einzustellen, und einen Uplink-Tip-Tilt Spiegel sowohl stabilisieren die scheinbare Laserstrahlposition auf Himmel und für Fernrohr Biegung zu korrigieren. Eine bi-konvexe Linse auf einem verstellbaren Fokus Stufe erweitert den Laserstrahl, um eine 15 cm Ausgangsapertur Linse, die optisch mit dem Tip-Tilt Spiegel konjugieren füllen. Der Ausgang Linse fokussiert das Laserlicht zu einem line-of-sight Entfernung von 10 km. Wie der Laserpulse (~ 35 ns langen alle 100 us) durch die Atmosphäre vom Projektor entfernt, ein winziger Bruchteil der Photonen Rayleigh-Streuung off Luftmolekülen und Rückkehr in Richtung des Teleskops (2B) zu propagieren. Die zurückkehrenden gestreuten Photonen entstehen entlang der gesamten Aufwärtspfad des Lasers, und andernfalls als ein Streifen, damit die Wellenfront Messungen ungenau erscheinen würde. Innerhalb der adaptive-Optik instRUMENT, ein Hochgeschwindigkeits-Pockelszelle optische Verschluss 28 verwendet wird, um Laserlicht nur Rückkehr von nur einem schmalen Scheibe der Atmosphäre um den Projektor 10 km Schwerpunkt, was zu dem Laser erscheinen als Fleck zu übertragen. Schalten des Pockels-Zelle wird von der gleichen Master-Takt als den Impulslaser angetrieben, mit einer Verzögerung um Konto für die Umlaufzeit des Laserpulses durch die Atmosphäre. Letztlich wird nur etwa jeder Billionen Photonen gestartet durch die Wellenfront Sensor erfasst. Trotzdem ist dieser Strahlungsfluß ausreicht, um die adaptive Optik-System zu betreiben. Die Ultraviolett-Laser hat den zusätzlichen Vorteil, unsichtbar für das menschliche Auge, in erster Linie aufgrund der Absorption in der Hornhaut und Linse 29. Als solche ist sie nicht in der Lage Flash-blind Piloten und wird als Class 1 Laser-System (dh keine schädlichen Strahlung während des Betriebs und ohne jede Kontrolle misst 30) für alle möglichenAufnahmen von Personen in Überfliegen Flugzeuge, wodurch die Notwendigkeit für die menschliche Spotter vor Ort befindet wie sie normalerweise von der Federal Aviation Authority in den USA 31 erforderlich. Leider kann die Möglichkeit für den Laser, um einige Satelliten im erdnahen Orbit beschädigen existieren. Aus diesem Grund ist es für beide Sicherheit und Haftung betrifft empfohlen, Laser Aktivitäten mit einer geeigneten Stelle (zB mit US Strategic Command (USSTRATCOM) in den USA 32) zu koordinieren. Der Wellenfrontsensor die das ankommende Laserlicht misst im Robo-AO Cassegrain Instrument als Shack-Hartmann-Sensor 33 bekannt ist, und umfasst eine Linsenanordnung, Lichtübertragungseinrichtung und bildgebenden Sensor. Die Linsenanordnung ist ein brechendes optisches Element, flach auf einer Seite mit einem Gitter aus quadratischen konvexen Linsen auf der anderen Seite. Es ist an einer Stelle, die optisch mit der Eintrittspupille des Teleskops Konjugat entfernt. Wenn die &#39;return light&#39; von the Lasers geht durch den lenslest Array, werden die Bilder der Online-Himmel Lasers im Mittelpunkt von jeder der Linsen in der Matrix (4) erstellt. Dieses Muster der Laserbilder wird dann optisch mit einem UV-optimierten charge-coupled device (CCD)-Kamera weitergeleitet. Die seitliche xy-Position jedes Bildes ein Maß des lokalen Gradienten oder &quot;Steigung&quot; der Lichtwelle durch jede Linse des Arrays. Das Signal-zu-Rausch-Verhältnis jedes Positionsmessung mit Robo-AO Bereich von 6 bis 10 in Abhängigkeit von Zenith Winkel und Sichtbedingungen (6,5 Elektronen Detektorrauschen in jedem der vier Pixel mit einem Signal im Bereich von 100 bis 200 pro Bild pro Photoelektronen Messung). Die Gesamtform der Lichtwelle wird dann durch Multiplizieren der gemessenen Steigungen von einem im Voraus berechneten Wellenfront Rekonstruktor Elements berechnet. Der Rekonstruierer Matrix wird hergestellt, indem zunächst ein Modell der Pupille Geometrie, die von dem Lenslet-Array unterteilt ist geschaffen. Individuelle ortho-normale BasisFunktionen (in diesem Fall Festplatte harmonische Funktionen bis zur 11 th radiale Ordnung, für eine Gesamtmenge von 75 Funktionen;. ref 34) sind über das Modell und einem 2-D Least-Squares-Lösung für das Best-Fit-Ebene über jede Linse realisiert in das Array wird berechnet. Dies ist zwar eine Annäherung an die durchschnittliche Steigung, ist der Unterschied in der Praxis vernachlässigbar, mit dem Vorteil die einfache Handhabung die Geometrie teilweise beleuchtet Linsen an den Rändern des projizierten Pupille. Ein Einfluss-Matrix wird so abgeleitet, dass wandelt Einheit Amplituden für jede Basisfunktion mit der Steigung für jedes Objektiv ausgeglichen. Die Matrix wird dann Rekonstruktor indem der Pseudo-Inversen der Einfluss Matrix mittels Singulärwertzerlegung erstellt. Sobald die Form der Lichtwelle hinsichtlich der Koeffizienten des Basissatzes bekannt ist, kann eine kompensatorische inverse Form der Wellenfront hoher Ordnung Korrektor befohlen werden. Verfahren zur Herstellung einer Messung, dann Anwenden einer Korrektur, und Wiederholen dieses Zyklusund immer, ist ein Beispiel eines integralen Regelkreis. Robo-AO führt seine Regelkreis mit einer Rate von 1,2 kHz, notwendigen Schritt zu halten mit der Dynamik der Atmosphäre. Ein Skalierungsfaktor (auch als die Verstärkung des integralen Regelkreis bekannt) von weniger als 1, und typischerweise nahe 0,6 ist, wird auf die Korrektur-Signal angelegt, um die Stabilität der Regelkreis zu halten, während immer noch Minimierung des Restfehlers von korrigierten Licht. Das höherwertige Wellenfront-Korrektur innerhalb Robo-AO ist eine mikro-elektro-mechanischen Systemen (MEMS) verformbare Spiegel 35. Robo-AO 120 verwendet, um die Aktuatoren beleuchteten Oberfläche des Spiegels ausreichend räumliche Auflösung passgenau Korrigieren des berechneten Form anzupassen. Die Stellglieder haben einen maximalen Oberflächenabweichung Amplitude von 3,5 um die optische Phasenkompensation von bis zu 7 um entspricht. In typischen atmosphärischen Bedingungen zu astronomischen Observatorien, ist diese Kompensation Länge von mehr als 5 sigma derAmplitude der Turbulenzen induzierten optischen Fehler und führt daher zu deutlichen Korrektur Kopffreiheit. Weiterhin kann die verformbare Spiegeleinrichtung für statische optische Fehler, die sich aus dem Instrument und Teleskops auf Kosten einer reduzierten Dynamik auszugleichen. Eine Feinheit zur Verwendung eines Lasers als einer Sonde der Atmosphäre ist ihre Unfähigkeit, zu messen astronomischen Bildbewegung 36. Der zurückkehrende Laserlicht von ungefähr der gleichen Position, aus der sie projiziert und wird deshalb immer in der gleichen Lage am Himmel erscheinen angesehen. Jede allgemeine Neigung in der rückkehrenden Laser-Lichtwelle durch die Wellenfront-Sensor gemessen wird durch mechanische Richtfehler dominiert. Die Neigung wird verwendet, um das Lasersystem Uplink-Tip-Tilt-Spiegel zu fahren, und hält so die Shack-Hartmann-Muster auf der Wellenfront-Sensor zentriert. Korrigieren astronomischen Bildbewegung wird separat mit den Kameras Wissenschaft gehandhabt wie nachstehend erläutert. Robo-AO nutztvier off-axis parabolisch (OAP) spiegelt dem Relais Licht vom Teleskop auf die Wissenschaft Kameras achromatisch (Abbildung 3). Das Relais ist mit einem schnellen Pfad Tip-Tilt Korrigieren Spiegel sowie einen atmosphärischen Dispersion Korrektor (ADC) 37 von einem Paar von rotierenden Prismen besteht. Der ADC löst ein Problem im Zusammenhang mit bestimmten Beobachtung von Objekten durch die Atmosphäre, die nicht direkt über: die Atmosphäre wirkt wie ein Prisma und bricht das Licht als eine Funktion der Wellenlänge, mit der Gesamteffekt stärker wird als Teleskop Punkte niedriger in der Höhe, wodurch Bilder - vor allem jene, die durch die adaptive Optik Korrektur wurden geschärften - erscheinen länglich in der Richtung senkrecht zum Horizont. Der ADC kann eine gegenüberliegende Menge der Dispersion auf das ankommende Licht hinzuzufügen, effektiv Negieren der Wirkung des atmosphärischen prismatischen Dispersion (Abbildung 5). Am Ende des OAP Relais ist ein sichtbares dichroitisches, die Licht von λ &lt;95 spiegelt0 nm zu einem Elektron-multiplizierenden charge-coupled device (EMCCD)-Kamera während des Sendens Infrarotlicht in Richtung einer Infrarotkamera. Die EMCCD Kamera hat die Fähigkeit, Bilder mit sehr niedrigen elektronische (Detektor) Rauschen 38,39, Capture mit einer Bildrate, die die intra-Exposition Bildbewegung reduziert unter den beugungsbegrenzten Winkelauflösung. Durch die Wiederverwendung Zentrierung und Stapelung eine Reihe dieser Bilder kann eine Langzeitbelichtung Bild mit minimalem Rauschen Strafe synthetisiert werden. Die EMCCD Kamera kann auch zur Bildbewegung auf der Infrarotkamera stabilisieren; Messungen der Position eines abgebildeten astronomischen Quelle kann verwendet werden, um kontinuierlich die schnelle befehlen Tip-Tilt erneut darauf das Bild zu einer gewünschten Stelle werden. Vor jeder Kamera ist ein Satz von Filter-Räder mit einem geeigneten Satz von astronomischen Filtern. Eine interne Teleskop und Source-Simulator in den Robo-AO-System als Kalibrierwerkzeug integriert. Sie kann gleichzeitig simulieren das ultravioletteLaserfokus bei 10 km und einer schwarzen Quelle im Unendlichen, passend zu den Host-Teleskops Öffnungsverhältnis und Austrittspupille Position. Die ersten Faltspiegel innerhalb Robo-AO leitet alle Licht des Teleskops Fangspiegel der adaptive-Optik. Der Faltspiegel ist auch auf einem motorisierten Stufe, die aus dem Weg, um die interne Teleskop und Source Simulator offenbaren übersetzt werden montiert. Während die Robo-AO-System soll in einem völlig autonom arbeiten kann jede der vielen Schritte der adaptiven Optik Beobachtung manuell ausgeführt werden. Diese Schritt-für-Schritt-Verfahren, zusammen mit einer kurzen Erklärung, wird im folgenden Abschnitt beschrieben.

bringing the visible universe into focus with robo-ao

Die Winkelauflösung von bodengebundenen optischen Teleskopen wird durch die erniedrigende Wirkung der turbulenten Atmosphäre begrenzt. In Abwesenheit von einer Atmosphäre wird die Winkelauflösung von einem typischen Teleskop nur durch Beugung, dh die interessierenden Wellenlänge, λ, die von der Größe der Öffnung des Primärspiegels, D unterteilt begrenzt. Zum Beispiel hat das Hubble Space Telescope (HST), mit einem 2,4-m Hauptspiegel, eine Winkelauflösung bei sichtbaren Wellenlängen von ~ 0,04 Bogensekunden. Die Atmosphäre wird von Luft bei geringfügig unterschiedlichen Temperaturen zusammengesetzt und damit unterschiedlichen Brechungsindizes, ständig Mischen. Lichtwellen gebogen sind, während sie durch die inhomogene Atmosphäre gelangen. Wenn ein Teleskop auf den Boden dieser Lichtwellen konzentriert, erscheinen momentanen Bilder fragmentierten und verändert als eine Funktion der Zeit. Als Folge erwarb Langzeitbelichtung Bilder mit bodengebundenen Teleskopen - auch Teleskope mit der vierfachen Durchmessermesser von HST - verschwommen erscheinen und haben eine Winkelauflösung von etwa 0,5 bis 1,5 Bogensekunden am besten. Astronomische adaptive-optische Systeme für die Auswirkungen von atmosphärischen Turbulenzen auszugleichen. Zuerst wird die Form des ankommenden nicht-planaren Welle bestimmt unter Verwendung von Messungen von einer nahe gelegenen hellen Stern durch einen Wellenfrontsensor. Als nächstes wird ein Element in dem optischen System, wie etwa einem verformbaren Spiegel, befohlen, um die Form der ankommenden Lichtwelle korrigieren. Zusätzliche Korrekturen werden bei einer Rate, die ausreicht, um mit dem sich dynamisch ändernden Atmosphäre, durch die das Teleskop wirkt letztlich Herstellung beugungsbegrenzten Bildern. Die Genauigkeit der Messung wird Wellenfrontsensor davon ab, wie gut das einfallende Licht ist ein räumlich und zeitlich abgetasteten basiert. Finer Probenahme erfordert heller Objekte verweisen. Während die hellsten Sterne können als Referenzobjekte für die Bildgebung Ziele aus mehreren bis zehn dienenvon Bogensekunden entfernt in den besten Bedingungen, die meisten interessanten astronomischen Ziele nicht hinreichend helle Sterne in der Nähe. Eine Lösung ist, einen High-Power Laserstrahl in Richtung des astronomischen Ziel, eine künstliche Referenz bekannter Form, auch als &quot;Laser Guide Star&quot; bekannt zu schaffen konzentrieren. Der Robo-AO Laser adaptiven Optik 2,3 beschäftigt 10-W UV-Laser in einem Abstand von 10 km, eine Laserleitstern erzeugen konzentriert. Wellenfront-Sensor Messungen des Laser Guide Star Drive die adaptive Optik Korrekturen aufgrund in beugungsbegrenzte Bilder, die eine Winkelauflösung von ~ 0,1 Bogensekunden auf einem 1,5-m-Teleskop haben.

Der Robo-AO-Laser adaptiven Optik verwendet wird, um für atmosphärische Turbulenz zu kompensieren und produzieren beugungsbegrenzten aufgelösten Bildern im sichtbaren und . Nah-Infrarot-Wellenlängen 1A zeigt ein Bild von einem einzelnen Stern in rotem Licht durch unkompensierte atmosphärischen Turbulenzen mit einer Bildbreite von 1,0 Bogensekunden gesehen 1B zeigt den gleichen Stern nach adaptiver Optik Korrektur:. die Bildbreite sinkt auf 0,12 Bogensekunden , etwas größer als eine perfekte Bildbreite von 0,10 Bogensekunden bei dieser Wellenlänge auf einem 1,5 m-Teleskops. Der erste Airy Ring, ein Ergebnis der Beugung, kann als schwache ringartige Struktur um den Kern des Bildes zu erkennen. Diese deutlich verbesserte Winkelauflösung ermöglicht die Entdeckung von binären und Mehrfach-Stern-Systemen (zB 1C und Bemerkungen ref. 40) und für den Nachweis von viel schwächere Sterne in dichten Bereichen wieDer Kugelsternhaufen Messier 3 (zu sehen in der Nah-Infrarot-, Abbildung 6), die sonst unmöglich wäre, direkt durch atmosphärische Turbulenzen zu sehen. Merkmale der Solar-System-Objekte, wie die Wolke Oberfläche des Jupiter sowie die Transit Mond Ganymed (Abbildung 7), kann auch mit einem höheren Maß an Klarheit, wenn mit Laser adaptive Optik angesehen gesehen werden. <img alt="Abbildung 1" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig1.jpg" /> Abbildung 1. Adaptive Optik Korrektur bei sichtbaren Wellenlängen. Jede Figur stellt ein 1,5 × 1,5 Bogensekunden field-of-view on sky. (A) A Langzeitbelichtung einzelnes Bild aus einem einzigen Stern, m V = 3,5, durch unkompensierte atmosphärische Turbulenzen in i sehen -Band (λ = 700 - 810 nm) an der 1,5-m-Teleskop auf P60 Palomar Observatory. Die volle Breite bei halbem Maximum (FWHM) beträgt 1,0 Bogensekunden. (B) &lt;/ Strong&gt; Der gleiche Stern wie in (A) mit Laser adaptive Optik Korrektur mit den Robo-AO-System. Der Kern der stellaren Bild hat 15 Mal den Spitzenwert Helligkeit des kompensierten Bildes und eine FWHM von 0,12 Bogensekunden. (C) Ein binäres Stern, m V = 8,4, mit einer Trennung von 0,14 Bogensekunden durch den Einsatz offenbart Die Robo-AO adaptive-Optik. In jedem Fall wurde Tip-Tilt Führen des Target selbst durchgeführt. <img alt="Abbildung 2" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig2.jpg" /> Abbildung 2. Der Robo-AO-Laser adaptive-Optik. (A) Die adaptive Optik und wissenschaftliche Instrumente werden mit dem Cassegrain-Fokus des Robot 1,5-m-Teleskop auf P60 Palomar Observatory installiert. Das Lasersystem und Unterstützungselektronik sind an gegenüberliegenden Seiten des Teleskoptubus für Unruh befestigt. (B) Die Robo-AO UV-Laserstrahl propagating aus dem Teleskop Kuppel. In dieser langen Exposition Foto ist der Laserstrahl sichtbar durch Rayleigh Streuung an der Luftmoleküle, ein winziger Bruchteil des Lichts auch streut zurück in Richtung des Teleskops als Sonde in der Atmosphäre verwendet werden. Der Laserstrahl wird wegen der Art, UV-Licht durch die Farbfilter auf dem UV-empfindliche Kamera verwendet, um das Bild aufzunehmen übertragen wird orange. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig2large.jpg" target="_blank">Klicken Sie hier für eine größere Abbildung zu sehen</a> . <img alt="Abbildung 3" fo:content-width="5.5in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3.jpg" /> Abbildung 3. Robo-AO adaptiver Optik und wissenschaftlichen Instrumenten. (A) Ein vereinfachtes CAD-Modell. Licht von dem Teleskop Sekundärspiegel (orange) fokussiert tritt durch ein kleines Loch in der Mitte des Gerätesment, bevor sie von 90 Grad durch den ersten Faltspiegel in Richtung einer außeraxialen parabolischen (OAP) Spiegel reflektiert wird. Diese Spiegelbilder des Teleskops Schüler auf den deformierbaren Spiegel Oberfläche. Nach der Reflexion von dem deformierbaren Spiegel, spaltet ein UV dichroitischen Ausschalten des Laserlichts (violett) und leitet diese an den Laser Wellenfrontsensor. Eine zusätzliche umgekehrt OAP Spiegel im Wellenfrontsensor korrigiert die nicht gemeinsamen Pfad optische Fehler durch die 10 km konjugierten Brennpunkt des Lasers reflektiert der ersten OAP Spiegel eingeführt. Die sichtbaren und nahen Infrarot-Licht (grün), das durch die UV dichroitischen wird durch ein Paar von Spiegeln OAP dem atmosphärischen Dispersion Korrektor weitergeleitet. Das Licht wird dann durch die Spitze-Neigungskorrekturvorrichtung Spiegel zu einem endgültigen OAP Spiegel, der das Licht in Richtung des sichtbaren dichroitischen konzentriert reflektiert. Der sichtbare dichroitischen reflektiert das sichtbare Licht (blau) auf den Elektronenstrahl-multiplizierenden CCD und überträgt das Nah-Infrarot-Licht (rot) zu einem Klappspiegelund schließlich zu der Infrarotkamera. Die kombinierte UV-, sichtbaren und nahen Infrarot-Licht, das von dem Teleskop und der Source-Simulator (gelb) an die adaptive Optik und wissenschaftlichen Instrumenten durch Übersetzen der ersten Faltspiegel aus dem Weg zu richten. (B) Ein entsprechendes Lichtbild des Instrumenten-Baugruppe . <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig3large.jpg" target="_blank">Klicken Sie hier für eine größere Abbildung zu sehen</a> . <img alt="Abbildung 4" fo:content-width="6in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4.jpg" /> Abbildung 4. Shack-Hartmann-Wellenfrontsensor. (A) konzeptionelles Diagramm. Als ein flaches Welle durch die Linsenanordnung, wird ein regelmäßiges Muster von Bildern auf dem Detektor (blau) gebildet. Wenn ein nicht-ebenen Welle durch die Linsenanordnung tritt, beeinflusst die lokalen Gradienten der Welle ter Position der Bilder durch jede Linse der Anordnung (rot) gebildet. (B) Muster von Laser Bilder im Robo-AO Shack-Hartmann-Wellenfrontsensor. Jeder der 88 Punkte ist ein Bild des Laser-Streulicht von 10 km von jeder Linse der Linsenanordnung gebildet ist, mit der allgemeinen Musterform durch die Geometrie des Teleskops Pupille bestimmt. Die relative Verschiebung jedes Bildes in Bezug auf das Referenzbild Stellung (Verfahren 1.6) ergibt eine Messung der lokalen Steigung der ankommenden Lichtwelle. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig4large.jpg" target="_blank">Hier eine größere Zahl anzuzeigen</a> . <img alt="Abbildung 5" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig5.jpg" /> Abbildung 5. Korrektur der atmosphärischen prismatischen Dispersion. Adaptive Optik korrigierten Bilder eines 11 × 16 Bogensekunden Teilfeld der Kugelsternhaufen Messier 15 an einer. Teleskops Höhe von 45 Grad (A) Während der adaptiven Optik korrigiert die Auswirkungen der atmosphärischen Turbulenz, atmosphärische prismatischen Dispersion immer noch Einfluss auf die Bilder der einzelnen Sterne: Bilder sind scharf parallel zum Horizont, während längliche senkrecht zum Horizont um ca. 1 Bogen über zweite eine spektrale Bandbreite von λ = 400 - 950 nm (B) Durch die zusätzliche Verwendung eines atmosphärischen Dispersion Korrektor, um die atmosphärische prismatischen Dispersion entgegenzuwirken, beugungsbegrenzten-resolution imaging in beide Richtungen erholt.. <img alt="Abbildung 6" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig6.jpg" /> Abbildung 6. Bilder von der Kugelsternhaufen Messier 3 (A) A 44 × 44 Bogensekunden field-of-view, 2-Minuten langen kompensierte Bild der Kern der Kugelsternhaufen Messier 3 in z-Band. (Λ = 830 - 950 nm) . (B) Die gleiche iMagier mit adaptiver Optik Korrektur mit Robo-AO enthüllt viele Sterne, die sonst nicht gesehen werden konnte gezeigt werden. <img alt="Abbildung 7" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig7.jpg" /> Abbildung 7. Bilder von Jupiter (A) A 0,033-Sekunden unkompensierte Momentaufnahme der Jupiter (scheinbaren Durchmesser von 42 Bogensekunden) in r-Band (λ = 560 - 670 nm).. (B) Das gleiche Bild mit Robo-AO-Laser adaptive Optik Korrektur zeigt die Oberfläche Cloud Features und Transit Ganymede (Pfeil) mit größerer Klarheit.

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Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

Licht aus astronomischer Objekte müssen über der Erde turbulente Atmosphäre zu reisen, bevor es von bodengebundenen Teleskopen abgebildet werden können. Um die direkte Bildgebung mit maximaler theoretischer Winkelauflösung zu ermöglichen, müssen fortgeschrittenen Techniken, wie sie von der Robo-AO-adaptive Optik eingesetzt werden.

Bringing the Visible Universe in Focus mit Robo-AO

The angular  resolution of ground-based optical telescopes is limited by the degrading  effects of the turbulent atmosphere. In the absence of an ...

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Research

JoVE Journal

Engineering

19.3K Aufrufe.  California Institute of Technology. Licht aus astronomischer Objekte müssen über der Erde turbulente Atmosphäre zu reisen, bevor es von bodengebundenen Teleskopen abgebildet werden können. Um die direkte Bildgebung mit maximaler theoretischer Winkelauflösung zu ermöglichen, müssen fortgeschrittenen Techniken, wie sie von der Robo-AO-adaptive Optik eingesetzt werden.

Serie: Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

Flame Experiments at the Advanced Light Source: New Insights into Soot Formation Processes

The following experimental protocols and the accompanying video are concerned with the flame experiments that are performed at the Chemical Dynamics Beamline of the Advanced Light Source (ALS) of the Lawrence Berkeley National Laboratory1-4. This video demonstrates how the complex chemical structures of laboratory-based model flames are analyzed using flame-sampling mass spectrometry with tunable synchrotron-generated vacuum-ultraviolet (VUV) radiation. This experimental approach combines isomer-resolving capabilities with high sensitivity and a large dynamic range5,6. The first part of the video describes experiments involving burner-stabilized, reduced-pressure (20-80 mbar) laminar premixed flames. A small hydrocarbon fuel was used for the selected flame to demonstrate the general experimental approach. It is shown how species&#8217; profiles are acquired as a function of distance from the burner surface and how the tunability of the VUV photon energy is used advantageously to identify many combustion intermediates based on their ionization energies. For example, this technique has been used to study gas-phase aspects of the soot-formation processes, and the video shows how the resonance-stabilized radicals, such as C3H3, C3H5, and i-C4H5, are identified as important intermediates7. The work has been focused on soot formation processes, and, from the chemical point of view, this process is very intriguing because chemical structures containing millions of carbon atoms are assembled from a fuel molecule possessing only a few carbon atoms in just milliseconds. The second part of the video highlights a new experiment, in which an opposed-flow diffusion flame and synchrotron-based aerosol mass spectrometry are used to study the chemical composition of the combustion-generated soot particles4. The experimental results indicate that the widely accepted H-abstraction-C2H2-addition (HACA) mechanism is not the sole molecular growth process responsible for the formation of the observed large polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs).

Gas sampling from laboratory-scale flames with online analysis of all species by mass spectrometry is a powerful method to investigate the complex mixture of chemical compounds occurring during combustion processes. Coupled with tunable soft ionization via synchrotron-generated vacuum-ultraviolet radiation, this technique provides isomer-resolved information and potentially fragment-free mass spectra.

Flammen-Experimente an der Advanced Light Source: Neue Einblicke in Rußbildung Prozesse

The following experimental protocols and the accompanying video are concerned with the flame experiments that are performed at the Chemical Dynamics ...

Forschung

Ingenieurwesen

Visible-light Induced Reduction of Graphene Oxide Using Plasmonic Nanoparticle

Present work demonstrates the simple, chemical free, fast, and energy efficient method to produce reduced graphene oxide (r-GO) solution at RT using visible light irradiation with plasmonic nanoparticles. The plasmonic nanoparticle is used to improve the reduction efficiency of GO. It only takes 30 min&#160;at RT by illuminating the solutions with Xe-lamp, the r-GO solutions can be obtained by completely removing gold nanoparticles through simple centrifugation step. The spherical gold nanoparticles (AuNPs) as compared to the other nanostructures is the most suitable plasmonic nanostructure for r-GO preparation. The reduced graphene oxide prepared using visible light and AuNPs was equally qualitative as chemically reduced graphene oxide, which was supported by various analytical techniques such as UV-Vis spectroscopy, Raman spectroscopy, powder XRD and XPS. The reduced graphene oxide prepared with visible light shows excellent quenching properties over the fluorescent molecules modified on ssDNA and excellent fluorescence recovery for target DNA detection. The r-GO prepared by recycled AuNPs is found to be of same quality with that of chemically reduced r-GO. The use of visible light with plasmonic nanoparticle demonstrates the good alternative method for r-GO synthesis.

A simple protocol for the preparation of reduced graphene oxide using visible light and plasmonic nanoparticle is described.

Sichtbares Licht induzierte Reduktion von Graphenoxid Mit Plasmonische Nanopartikel

Present work demonstrates the simple, chemical free, fast, and energy efficient method to produce reduced graphene oxide (r-GO) solution at RT using ...

Quantification of Hydrogen Concentrations in Surface and Interface Layers and Bulk Materials through Depth Profiling with Nuclear Reaction Analysis

Nuclear reaction analysis (NRA) via the resonant 1H(15N,&#945;&#947;)12C reaction is a highly effective method of depth profiling that quantitatively and non-destructively reveals the hydrogen density distribution at surfaces, at interfaces, and in the volume of solid materials with high depth resolution. The technique applies a 15N ion beam of 6.385 MeV provided by an electrostatic accelerator and specifically detects the 1H isotope in depths up to about 2 &#956;m from the target surface. Surface H coverages are measured with a sensitivity in the order of ~1013 cm-2 (~1% of a typical atomic monolayer density) and H volume concentrations with a detection limit of ~1018 cm-3 (~100 at. ppm). The near-surface depth resolution is 2-5 nm for surface-normal 15N ion incidence onto the target and can be enhanced to values below 1 nm for very flat targets by adopting a surface-grazing incidence geometry. The method is versatile and readily applied to any high vacuum compatible homogeneous material with a smooth surface (no pores). Electrically conductive targets usually tolerate the ion beam irradiation with negligible degradation. Hydrogen quantitation and correct depth analysis require knowledge of the elementary composition (besides hydrogen) and mass density of the target material. Especially in combination with ultra-high vacuum methods for in-situ target preparation and characterization, 1H(15N,&#945;&#947;)12C NRA is ideally suited for hydrogen analysis at atomically controlled surfaces and nanostructured interfaces. We exemplarily demonstrate here the application of 15N NRA at the MALT Tandem accelerator facility of the University of Tokyo to (1) quantitatively measure the surface coverage and the bulk concentration of hydrogen in the near-surface region of a H2 exposed Pd(110) single crystal, and (2) to determine the depth location and layer density of hydrogen near the interfaces of thin SiO2 films on Si(100).

We illustrate the application of 1H(15N,&#945;&#947;)12C resonant nuclear reaction analysis (NRA) to quantitatively evaluate the density of hydrogen atoms on the surface, in the volume, and at an interfacial layer of solid materials. The near-surface hydrogen depth profiling of a Pd(110) single crystal and of SiO2/Si(100) stacks is described.

Die Quantifizierung von Wasserstoffkonzentrationen in Oberflächen- und Grenzflächenschichten und Schüttgüter durch Tiefenprofilierung mit Kernreaktionsanalyse

Nuclear reaction analysis (NRA) via the resonant 1H(15N,&#945;&#947;)12C reaction is a highly effective method of depth profiling that quantitatively and ...

Effective Analysis of Human Exposure Conditions with Body-worn Dosimeters in the 2.4 GHz Band

A well-defined experimental procedure is put forward to evaluate maximum exposure conditions in a worst-case scenario whilst avoiding the uncertainties caused by the use of personal exposimeters (PEMs) as measuring devices: the body shadow effect (BSE), the limited sensitivity range, and the non-identification of the radiation source. An upper bound for exposure levels to EMF in several indoor enclosures has been measured and simulated. The frequency used for the study is 2.4 GHz, as it is the most commonly used band in indoor communications. Although recorded values are well below the International Commission for Non-Ionizing Radiation Protection (ICNIRP) reference levels, there is a particular need to provide reliable exposure levels within particularly sensitive environments. In terms of electromagnetic field (EMF) exposure, limits established in national and international standards for health protection have been set for unperturbed exposure conditions; that is, for real and objective exposure data that have not been altered in any way.

This study describes a protocol to measure exposure levels in the 2.4 GHz band, avoiding the uncertainties caused by the use of personal exposimeters as measuring devices. These alterations of the exposure levels should be taken into account, especially in compliance testing, where exposure limits are defined from non-perturbed data.

Effektive Analyse der Exposition des Menschen mit Körper Dosimeter im 2,4 GHz-Band

A well-defined experimental procedure is put forward to evaluate maximum exposure conditions in a worst-case scenario whilst avoiding the uncertainties ...

Enhanced Electron Injection and Exciton Confinement for Pure Blue Quantum-Dot Light-Emitting Diodes by Introducing Partially Oxidized Aluminum Cathode

Stable and efficient red (R), green (G), and blue (B) light sources based on solution-processed quantum dots (QDs) play important roles in next-generation displays and solid-state lighting technologies. The brightness and efficiency of blue QDs-based light-emitting diodes (LEDs) remain inferior to their red and green counterparts, due to the inherently unfavorable energy levels of different colors of light. To solve these problems, a device structure should be designed to balance the injection holes and electrons into the emissive QD layer. Herein, through a simple autoxidation strategy, pure blue QD-LEDs which are highly bright and efficient are demonstrated, with a structure of ITO/PEDOT:PSS/Poly-TPD/QDs/Al:Al2O3. The autoxidized Al:Al2O3 cathode can effectively balance the injected charges and enhance radiative recombination without introducing an additional electron transport layer (ETL). As a result, high color-saturated blue QD-LEDs are achieved with a maximum luminance over 13,000 cd m-2, and a maximum current efficiency of 1.15 cd A-1. The easily controlled autoxidation procedure paves the way for achieving high-performance blue QD-LEDs.

A protocol is presented for fabricating high-performance, pure blue ZnCdS/ZnS-based quantum dots light-emitting diodes by employing an autoxidized aluminum cathode.

Verbesserte Elektroneninjektion und Exciton Entbindung für reine blaue Quantenpunkt-Leuchtdioden durch die Einführung von teilweise oxidierte Aluminium Kathode

Stable and efficient red (R), green (G), and blue (B) light sources based on solution-processed quantum dots (QDs) play important roles in next-generation ...

Theoretical Calculation and Experimental Verification for Dislocation Reduction in Germanium Epitaxial Layers with Semicylindrical Voids on Silicon

Reduction of threading dislocation density (TDD) in epitaxial germanium (Ge) on silicon (Si) has been one of the most important challenges for the realization of monolithically integrated photonics circuits. The present paper describes methods of theoretical calculation and experimental verification of a novel model for the reduction of TDD. The method of theoretical calculation describes the bending of threading dislocations (TDs) based on the interaction of TDs and non-planar growth surfaces of selective epitaxial growth (SEG) in terms of dislocation image force. The calculation reveals that the presence of voids on SiO2 masks help to reduce TDD. Experimental verification is described by germanium (Ge) SEG, using an ultra-high vacuum chemical vapor deposition method and TD observations of the grown Ge via etching and cross-sectional transmission electron microscope (TEM). It is strongly suggested that the TDD reduction would be due to the presence of semicylindrical voids over the SiO2 SEG masks and growth temperature. For experimental verification, epitaxial Ge layers with semicylindrical voids are formed as the result of SEG of Ge layers and their coalescence. The experimentally obtained TDDs reproduce the calculated TDDs based on the theoretical model. Cross-sectional TEM observations reveal that both the termination and generation of TDs occur at semicylindrical voids. Plan-view TEM observations reveal a unique behavior of TDs in Ge with semicylindrical voids (i.e., TDs are bent to be parallel to the SEG masks and the Si substrate).

Theoretical calculation and experimental verification are proposed for a reduction of threading dislocation (TD) density in germanium epitaxial layers with semicylindrical voids on silicon. Calculations based on the interaction of TDs and surface via image force, TD measurements, and transmission electron microscope observations of TDs are presented.

Theoretische Berechnung und experimenteller Nachweis zur Versetzungsreduktion in Germanium-Epitaxieschichten mit semizylindrischen Hohlräumen auf Silizium

Reduction of threading dislocation density (TDD) in epitaxial germanium (Ge) on silicon (Si) has been one of the most important challenges for the ...

Procedure for the Transfer of Polymer Films Onto Porous Substrates with Minimized Defects

The fabrication of devices containing thin film composite membranes necessitates the transfer of these films onto the surfaces of arbitrary support substrates. Accomplishing this transfer in a highly controlled, mechanized, and reproducible manner can eliminate the creation of macroscale defect structures (e.g., tears, cracks, and wrinkles) within the thin film that compromise device performance and the usable area per sample. Here, we describe a general protocol for the highly controlled and mechanized transfer of a polymeric thin film onto an arbitrary porous support substrate for eventual use as a water filtration membrane device. Specifically, we fabricate a block copolymer (BCP) thin film on top of a sacrificial, water-soluble poly(acrylic acid) (PAA) layer and silicon wafer substrate. We then utilize a custom-designed, 3D-printed transfer tool and drain chamber system to deposit, lift-off, and transfer the BCP thin film onto the center of a porous anodized aluminum oxide (AAO) support disc. The transferred BCP thin film is shown to be consistently placed onto the center of the support surface due to the guidance of the meniscus formed between the water and the 3D-printed plastic drain chamber. We also compare our mechanized transfer-processed thin films to those that have been transferred by hand with the use of tweezers. Optical inspection and image analysis of the transferred thin films from the mechanized process confirm that little-to-no macroscale inhomogeneities or plastic deformations are produced, as compared to the multitude of tears and wrinkles produced from manual transfer by hand. Our results suggest that the proposed strategy for thin film transfer can reduce defects when compared to other methods across many systems and applications.

We present a procedure for highly controlled and wrinkle-free transfer of block copolymer thin films onto porous support substrates using a 3D-printed drain chamber. The drain chamber design is of general relevance to all procedures involving transfer of macromolecular films onto porous substrates, which is normally done by hand in an irreproducible fashion.

Verfahren zur Übertragung von Polymerfolien auf poröse Substrate mit minimierten Defekten

The fabrication of devices containing thin film composite membranes necessitates the transfer of these films onto the surfaces of arbitrary support ...

Accurate Determination of the Equilibrium Surface Tension Values with Area Perturbation Tests

We demonstrate two robust protocols for determining the equilibrium surface tension (EST) values with area perturbation tests. The EST values should be indirectly determined from the dynamic surface tension (DST) values when surface tension (ST) values are at steady-state and stable against perturbations. The emerging bubble method (EBM) and the spinning bubble method (SBM) were chosen, because, with these methods, it is simple to introduce area perturbations while continuing dynamic tension measurements. Abrupt expansion or compression of an air bubble was used as a source of area perturbation for the EBM. For the SBM, changes in the rotation frequency of the sample solution were used to produce area perturbations. A Triton X-100 aqueous solution of a fixed concentration above its critical micelle concentration (CMC) was used as a model surfactant solution. The determined EST value of the model air/water interface from the EBM was 31.5 &#177; 0.1 mN&#183;m-1 and that from the SBM was 30.8 &#177; 0.2 mN&#183;m-1. The two protocols described in the article provide robust criteria for establishing the EST values.

Two protocols for determining the equilibrium surface tension (EST) values using the emerging bubble method (EBM) and the spinning bubble method (SBM) are presented for a surfactant-containing aqueous phase against air.

Genaue Bestimmung der Gleichgewichtsoberflächenspannungswerte mit Flächenstörungstests

We demonstrate two robust protocols for determining the equilibrium surface tension (EST) values with area perturbation tests. The EST values should be ...

In Situ Transmission Electron Microscopy with Biasing and Fabrication of Asymmetric Crossbars Based on Mixed-Phased a-VOx

Resistive switching crossbar architecture is highly desired in the field of digital memories due to low cost and high-density benefits. Different materials show variability in resistive switching properties due to the intrinsic nature of the material used, leading to discrepancies in the field because of underlying operation mechanisms. This highlights a need for a reliable technique to understand mechanisms using nanostructural observations. This protocol explains a detailed process and methodology of in&#160;situ nanostructural analysis as a result of electrical biasing using transmission electron microscopy (TEM). It provides visual and reliable evidence of underlying nanostructural changes in real time memory operations. Also included is the methodology of fabrication and electrical characterizations for asymmetric crossbar structures incorporating amorphous vanadium oxide. The protocol explained here for vanadium oxide films can be easily extended to any other materials in a metal-dielectric-metal sandwiched structure. Resistive switching crossbars are predicted to serve the programmable logic and neuromorphic circuits for next-generation memory devices, given the understanding of the operation mechanisms. This protocol reveals the switching mechanism in a reliable, timely, and cost-effective way in any type of resistive switching materials, and thereby predicts the device&#39;s applicability.

In Situ Transmission Electron Microscopy with Biasing and Fabrication of Asymmetric Crossbars Based on Mixed-Phased a-VOx

Presented here is a protocol for analyzing nanostructural changes during in&#160;situ biasing with transmission electron microscopy (TEM) for a stacked metal-insulator-metal structure. It has significant applications in resistive switching crossbars for the next generation of programmable logic circuits and neuromimicking hardware, to reveal their underlying operation mechanisms and practical applicability.

In Situ Transmission Electron Microscopy with Biasing and Fabrication of Asymmetric Crossbars Basierend auf Mixed-Phased a-VOx

Resistive switching crossbar architecture is highly desired in the field of digital memories due to low cost and high-density benefits. Different ...

Demonstration of Spin-Multiplexed and Direction-Multiplexed All-Dielectric Visible Metaholograms

The optical holography technique realized by metasurfaces has emerged as a novel approach to projective volumetric display and information encryption display in the form of ultrathin and almost flat optical devices. Compared to the conventional holographic technique with spatial light modulators, the metahologram has numerous advantages such as miniaturization of optical setup, higher image resolution and larger field of visibility for holographic images. Here, a protocol is reported for the fabrication and optical characterization of optical metaholograms that are sensitive to the spin and direction of incident light. The metasurfaces are composed of hydrogenated amorphous silicon (a-Si:H), which has large refractive index and small extinction coefficient in the entire visible range resulting in high transmittance and diffraction efficiency. The device produces different holographic images when the spin or direction of incident light are switched. Therefore, they can encode multiple types of visual information simultaneously. The fabrication protocol consists of film deposition, electron beam writing and subsequent etching. The fabricated device can be characterized using a customized optical setup that consists of a laser, a linear polarizer, a quarter waveplate, a lens and a charge-coupled device (CCD).

We present a protocol for fabrication of spin- and direction-multiplexed visible metaholograms, then conduct an optical experiment to verify their function. These metaholograms can easily visualize encoded information, so they can be used for projective volumetric display and information encryption.

Demonstration von Spin-Multiplexed und Direction-Multiplexed All-Dielectric Visible Metahologramme

The optical holography technique realized by metasurfaces has emerged as a novel approach to projective volumetric display and information encryption ...