Il Robo-AO sistema è supportato da la collaborazione di istituzioni partner, l&#39;Istituto di Tecnologia della California e del Centro interuniversitario di Astronomia e Astrofisica, dalla National Science Foundation sotto Grant numeri AST-0906060 e AST-0960343, con un finanziamento della Mt. Cuba astronomico Foundation e da un dono di Samuel Oschin.

1. Pre-rispetto delle procedure <ol><li> Fate una lista degli obiettivi astronomici da osservare. </li><li> Calcolare i tempi di esposizione totali necessarie per ogni obiettivo di raggiungere un necessario rapporto segnale-rumore rapporto in ogni filtro scientifico e la combinazione di telecamera desiderata. </li><li> Trasmettere l&#39;elenco di obiettivi astronomici da osservare per USSTRATCOM superiore a 3 giorni prima di osservazioni. Si invierà un messaggio Predictive Avoidance (PAM) che indica &#39;finestre aperte&#39; - i tempi sicuri di usare il sistema laser su ogni bersaglio richiesto senza rischiare di danneggiare i satelliti. </li><li> Installare il Robo-AO sistema sul telescopio durante il giorno, se non già fatto (ad esempio, Robo-AO sul 1,5 m P60 telescopio di Monte Palomar Observatory, CA; la figura 2). </li><li> Tradurre il primo specchio piega a rivelare il telescopio interno e simulatore di sorgente al sensore di fronte d&#39;onda del laser, e accendere la sorgente laser simulato. &lt;/ Li&gt; <li> Registrare le posizioni delle immagini simulate laser sulla telecamera sensore di fronte d&#39;onda. Queste posizioni sono utilizzati come misure di riferimento per la pendenza Shack-Hartmann sensore di fronte d&#39;onda e sarà sottratto dal seguente-sky misurazioni. Questa procedura calibra piccoli cambiamenti ottici l&#39;allineamento strumento dovuta ai cambiamenti di temperatura. </li><li> Restituisce il primo specchio piega nella posizione originale e spegnere la sorgente simulata laser. </li><li> Contattaci USSTRATCOM un&#39;ora prima osservazione per informarli delle attività prevista della notte e ricevere tutti gli aggiornamenti e le modifiche del PAM. </li><li> Girare il 10-W laser ultravioletto sulla lasciando l&#39;otturatore chiuso ridondante. Un sistema di raffreddamento a liquido regola la temperatura delle pompe diodo laser all&#39;interno e richiede circa un&#39;ora per stabilizzare. </li><li> Verificare che le condizioni sono sicuri per aprire la cupola del telescopio una volta che è abbastanza buio per osservare. Ciò include un range di sicurezzadi umidità, punto di rugiada depressione, precipitazioni, velocità del vento, e di particelle sospese. </li><li> Aprire la cupola del telescopio e puntare a una stella relativamente brillante (m ≤ 5 V) in testa. </li><li> Ridefinire il telescopio dal posizionamento dello specchio secondario del telescopio fino a quando la stella è approssimativamente migliore messa a fuoco (larghezza immagine più piccola). Stima manuale da una immagine dal vivo da una delle telecamere della scienza è sufficiente. </li></ol> 2. High-ordine Adaptive Optics Correzione <ol><li> Scegli un obiettivo astronomico che ha una &#39;finestra aperta&#39; sufficientemente lungo a seconda del PAM. </li><li> Impostare un allarme per la fine della &#39;finestra aperta&#39; con un buffer di almeno 1 minuto. Se l&#39;allarme si spegne durante una osservazione, immediatamente otturatore il laser. </li><li> Puntare il telescopio verso il target selezionato astronomico. Inquadrare l&#39;oggetto (s) nel campo di vista delle telecamere scienza regolando il cannocchiale puntato come necessario. </li><li> Verificare che il laser uplink tip-tilt specchio è centrata nella sua fascia di prima di aprire le persiane interne laser e ridondanti - propagare il laser su Sky (Figura 2). </li><li> Registrare una seconda di dati dalla fotocamera sensore di fronte d&#39;onda, circa 1200 frame, mentre l&#39;otturatore cella di Pockels ottico è spento. </li><li> Calcola un&#39;immagine mediana da questi dati. Questo sarà utilizzato come una cornice sfondo per sottrarre qualsiasi polarizzazione elettrica o ottica da immagini catturate dalla fotocamera sensore di fronte d&#39;onda. </li><li> Ruotare la cella di Pockels sistema trigger su tale che gli impulsi laser di 10 km sono trasmessi al sensore di fronte d&#39;onda. </li><li> Ricerca spirale punta-inclinazione specchio uplink fino Hartmann-Shack modello di immagini laser appaiono nella fotocamera sensore di fronte d&#39;onda (Figura 4B). Lasciare il tip-tilt specchio uplink in posizione. </li><li> Registrazione di un nuovo sensore di immagine di fronte d&#39;onda di sfondo mentre la cella di Pockels viene momentaneamente attivata off. Ciò è necessario in quanto lo sfondo cambia ottici leggermente come il laser è puntato in direzioni diverse dalla punta-tilt specchio uplink. </li><li> Avviare l&#39;ordine elevato adattiva-ottica di sistema. A questo punto due-loop di controllo vengono avviati contemporaneamente, le posizioni di ciascuna immagine laser creata dalla matrice di microlenti sensore di fronte d&#39;onda sono usati per pilotare gli attuatori specchio deformabile per appiattire i non planari onde luminose che entrano nel telescopio prima che propagano alle telecamere scienza . Una media ponderata delle misure di posizione viene utilizzato anche per comandare la punta-tilt uplink specchio per mantenere la centratura del pattern di immagini laser sul sensore di fronte d&#39;onda. </li></ol> 3. Osservando nel visibile (con post-facto di correzione di registrazione) <ol><li> Impostare la posizione delle ruote filtri al filtro desiderato osservazione (s). </li><li> Impostare l&#39;angolo dei prismi ADC tali che il residuo dispersione atmosferica prismatica è minimizzato sullagli strumenti della scienza. </li><li> Impostare il tempo di esposizione e la dimensione di fotogramma EMCCD tale che vi sia un minimo trasferimento di quadro frame rate di ~ 10 Hz, con 30 Hz preferito. I dati acquisiti con questo ritmo in genere ridurre l&#39;esposizione intra-Immagine movimento al di sotto della diffrazione limitata risoluzione angolare. </li><li> Impostare l&#39;elettrone-moltiplicazione guadagno sulla fotocamera EMCCD tale che l&#39;intensità massima degli obiettivi è circa la metà ben profondità del rivelatore o ad un valore massimo di 300 per i bersagli più deboli. </li><li> Per obiettivi deboli, quelli approssimativamente maggiore di una grandezza stellare 15, rallentare il frame rate della telecamera EMCCD finché ci sono almeno ~ fotoni 5-10 rilevata nel nucleo della funzione di diffusione dell&#39;immagine point. Anche se questo porta ad ulteriori sfocatura di movimento di immagini all&#39;interno di cornici e riducendo risoluzione angolare (es. rif 40;. Circa il doppio della diffrazione limitata risoluzione m r ~ 16,5 targets), i fotoni di base sono necessari diversi per un corretto post-facto elaborazione di registrazione. </li><li> Registrazione di una serie continua di immagini dalla fotocamera EMCCD fino a quando il tempo totale di esposizione integrato è uguale al tempo calcolato in 1.2. </li></ol> 4. Osservando nel infrarossi (con visibile Tip-tilt correzione) <ol><li> Impostare la ruota filtro di fronte alla telecamera EMCCD ad un filtro a larga banda, cioè un filtro trasparente o un λ&gt; 600nm lungo filtro passa. </li><li> Nota la posizione pixel dell&#39;oggetto da utilizzare come fonte tip-tilt guida sulla fotocamera EMCCD guardando un&#39;immagine dal vivo. </li><li> Impostare le impostazioni della fotocamera di lettura ai seguenti valori: pixel bin di un fattore di 4, e impostare il trasferimento di quadro sub-frame regione di lettura per essere un totale di 2 × 2 pixel raggruppate centrati sulla posizione precedentemente osservato. </li><li> Impostare la frequenza dei fotogrammi della telecamera EMCCD e moltiplicazione del guadagno di elettroni in base alla luminosità del tip-tiltguidare sorgente. Una frequenza di 300 Hz è preferito (per un controllo in anello banda correzione di ~ 30 Hz), ma può essere ridotta come necessario per oggetti deboli a costo di qualità inferiore tip-tilt correzione. </li><li> Avviare il tip-tilt dei loop di controllo. In questo modo calcolare la corrente posizione della sorgente e comandare la guida veloce tip-tilt specchio correzione di guidare la sua posizione al centro della regione pixel cestinate. </li><li> Registrare le immagini dalla fotocamera a infrarossi fino a che il tempo totale di esposizione integrato è uguale al tempo calcolato in 1.2. Massimo single-frame tempi di esposizione sarà limitata solo dalla saturazione di emissione infrarossa, dallo strumento cielo, o un oggetto, o con corrente di buio dalla matrice infrarossi. Esposizioni può variare da una frazione di secondo per diversi minuti. </li></ol> 5. Fine delle procedure notturni <ol><li> Chiudere la cupola del telescopio e puntare il telescopio per lo schermo piatto quando si osserva è completa. </li><li> Accendere il lasere contattare USSTRATCOM con una sintesi delle attività notturne entro 15 min. </li><li> Ruotare la lampada piatta cupola. </li><li> Registrazione di una serie di full-frame immagini su entrambe le telecamere a infrarossi e EMCCD del flat-field illuminamento prodotto dalla lampada cupola piatta sul schermo piatto per ogni filtro astronomico usato durante la notte precedente. Il flat-field intensità a ogni pixel rappresenta il combinato relativo quantum-efficienza del telescopio, ottica adattiva del sistema, i filtri e la macchina fotografica. </li><li> Ruotare la lampada piatta cupola fuori e passare ai filtri di blocco di fronte a ciascuna telecamera. </li><li> Registrazione di una serie di immagini scure su entrambe le fotocamere corrispondenti alla gamma di tempi di esposizione e formati di immagine registrati durante la notte precedente. I telai scuri sono usati per rimuovere pregiudizi a causa di rumore di corrente oscura ed elettroniche dei dati registrati. </li><li> Parcheggiare il telescopio. </li></ol> 6. L&#39;elaborazione delle immagini <ol><li> Creare una c sola scuroimmagine alibration dalla mediana di ogni serie un&#39;immagine scura registrata in 5.6). </li><li> Creare un flat-field calibrazione per ogni filtro su ciascuna telecamera calcolando la mediana di ciascun piatto campo serie un&#39;immagine registrata in 5.4), sottraendo l&#39;immagine corrispondente calibrazione scura e dividendo l&#39;intera immagine per il valore mediano dei pixel nel frame. </li><li> Sottrarre l&#39;immagine appropriata calibrazione scuro e dividere per il flat-field immagine di calibrazione per ogni su-sky immagine scienza registrata dalle telecamere EMCCD e infrarossi. </li><li> Re-centro calibrato immagini della scienza da ogni osservazione allineando il pixel più chiaro e aggiungere le immagini insieme per creare un&#39;immagine in pila. Routine più sofisticati per la registrazione migliore immagine può anche essere usato 39,41. </li></ol>

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Gli autori dichiarano di non conflitto di interessi finanziari.

Il metodo presentato qui descrive il funzionamento manuale del Robo-AO laser ottica adattiva-sistema. In pratica, Robo-AO opera in modo automatico, la maggior parte delle procedure sono controllati da un sequencer robotizzato che esegue le stesse operazioni automaticamente. Il Robo-AO sistema è stato progettato per la replica semplice a costo modesto, con materiali (~ USD600K) e manodopera essendo una frazione del costo anche di un 1,5-m telescopio. Mentre ci sono circa 20 telescopi ottici in tutto il mondo supera i 5 m di diametro, telescopi al numero della classe 1-3 m ben oltre cento e si prevede come ospiti potenziali per Robo-AO cloni. In aggiunta al sistema attuale schierato al 1,5 m P60 telescopio, si spera il primo di molti cloni è in fase di sviluppo per il 2-m IGO telescopio 42 in Maharashtra, in India, e una variante con stelle luminose al posto di un fronte d&#39;onda laser per il rilevamento è essere commissioned al 1-m telescopio a Table Mountain, CA 43. Una rivoluzione in diffrazione limitata scienza può essere a portata di mano.

L&#39;impatto della turbolenza atmosferica su immagini astronomiche è stato riconosciuto secoli fa da Christiaan Huygens Isaac Newton 4 e 5. I primi disegni concettuali ottica adattiva per compensare gli effetti della turbolenza sono stati pubblicati in modo indipendente da Horace Babcock 6 e Vladimir Linnik 7 nel 1950. Il Dipartimento della Difesa statunitense poi finanziato lo sviluppo dei primi sistemi di ottica adattiva nel 1970 allo scopo di satelliti di imaging stranieri durante la guerra fredda 8. La comunità civile astronomica reso i sistemi di avanzamento in via di sviluppo nel 1980, tuttavia, dopo la declassificazione della ricerca militare sulle ottiche adattive nel 1992 (rif. 9), ci fu un&#39;esplosione sia il numero e la complessità dei sistemi astronomici 10. La maggior parte dei telescopi circa 20 visibile e dell&#39;infrarosso oggi con aperture superiori a 5 metri sono equipped con ottica adattiva-sistemi (ad es. refs 11-19). Come telescopi diventano più grandi, e quindi più in grado di raccogliere la luce, ci sono maggiori guadagni di risoluzione e sensibilità quando si utilizza ottica adattiva. Purtroppo, di grandi telescopi ottici adattativi-sistemi sono estremamente complessi e limitati nel loro funzionamento alle lunghezze d&#39;onda grazie alla tecnologia corrente del vicino infrarosso, che richiedono squadre di personale di supporto, spesso con grandi spese generali di osservazione, e l&#39;accesso a tali risorse scarse e preziose è anche limitato. All&#39;altra estremità dello spettro dimensioni, ci sono oltre 1-100 telescopi della classe metro 1-3, ma pochi di essi sono dotati di ottica adattiva. Correzione turbolenza atmosferica, anche a brevi lunghezze d&#39;onda visibili, diventa trattabili con la tecnologia attuale su questi piccoli telescopi perché guardare attraverso un volume molto più piccolo di turbolenza atmosferica (Figura 1). La quantità totale di turbolenza-induced scale errore ottici quasi proporzionalmente con il diametro dello specchio primario del telescopio e inversamente con la lunghezza d&#39;onda di osservazione. Lo stesso ottiche adattative tecnologia che viene utilizzata con vicino infrarosso sui telescopi grandi possono essere usati con luce visibile dimensioni modeste telescopi. Inoltre, molti telescopi di questa scala sono o fasi successive (ad esempio, rif. 20) o di nuova costruzione con funzionalità completamente robotizzato, a distanza e / o autonomo (ad esempio rif. 21), aumentando in modo significativo il rapporto costo-efficacia di tali strutture. Se dotato di ottica adattiva, questi telescopi costituirebbe una piattaforma interessante per perseguire molte aree della scienza astronomica che sono altrimenti impraticabile o impossibile con il grande telescopio adattiva-sistemi ottici 22. Indagini mirate a diffrazione limitata di decine di migliaia di bersagli 23,24, a lungo termine di monitoraggio 25,26, e rapida caratterizzazione transitoria in campi affollati 27, sono possibili con l&#39;ottica adattiva su queste aperture modeste. Per esplorare questo nuovo spazio scoperta, abbiamo progettato e realizzato un nuovo economico-ottica adattiva sistema di telescopi di classe 1-3 metri, Robo-AO (refs. 2,3; la figura 2). Come con altri laser adattiva sistemi ottici, Robo-AO comprende diversi sistemi principali: il sistema laser, un set di elettronica, e uno strumento montato al fuoco Cassegrain del telescopio (dietro lo specchio primario; Figura 3) che ospita una alta velocità otturatore ottico, sensore di fronte d&#39;onda, correttori di fronte d&#39;onda, strumenti scientifici e fonti di calibrazione. Il Robo-AO di progettazione indicati nel presente accordo viene illustrato come un tipico laser-ottica adattiva sistema funziona nella pratica. Il nucleo del Robo-AO è un sistema laser Q-switched 10-W laser ultravioletto montato in un assieme racchiuso proiettore sul lato del telescopio. A partire dallo stesso laser, il laserproiettore incorpora quindi un otturatore ridondante, oltre a scatto interno del laser, per una maggiore sicurezza, una semionda piastra per regolare l&#39;angolo di proiezione polarizzazione lineare, ed un tip-tilt uplink specchio di stabilizzare sia l&#39;apparente posizione del raggio laser sul cielo e correggere per flessione telescopio. Un bi-convessa su un palco fuoco regolabile espande il raggio laser per riempire una lente di uscita 15 cm di apertura, che è otticamente coniugare al tip-tilt specchio. La lente di uscita mette a fuoco la luce laser ad una line-of-sight distanza di 10 km. Come gli impulsi laser (~ 35 ns lunghi ogni 100 ms) si propagano attraverso l&#39;atmosfera di distanza dal proiettore, una piccola frazione della diffusione Rayleigh fotoni fuori molecole d&#39;aria e di ritorno verso il telescopio (Figura 2B). I fotoni di ritorno sparse origine lungo l&#39;intero percorso verso l&#39;alto del laser, e che altrimenti appaiono come una striscia che avrebbe reso le misurazioni del fronte d&#39;onda imprecisa. All&#39;interno del-ottica adattiva instrument, ad alta velocità cella di Pockels otturatore ottico 28 è utilizzato per trasmettere la luce laser solo ritorno da una fetta sottile dell&#39;atmosfera intorno al centro 10 km proiettore, causando il laser che appare come una macchia. Commutazione della cella di Pockels è pilotato dal master clock stesso del laser impulsato, con un ritardo per tenere conto del tempo di andata e ritorno degli impulsi laser attraverso l&#39;atmosfera. In definitiva, solo circa uno ogni trilione fotoni lanciati viene rilevata dal sensore di fronte d&#39;onda. Anche così, il flusso radiante è sufficiente azionare il sistema di ottica adattiva. Il laser ultravioletto ha l&#39;ulteriore vantaggio di essere invisibile all&#39;occhio umano, principalmente a causa dell&#39;assorbimento nella cornea e la lente 29. Come tale, essa è in grado di flash-cieche piloti ed è considerato un 1 sistema laser di classe (cioè in grado di produrre livelli di radiazione dannosi durante il funzionamento ed è esente da qualsiasi controllo misura 30) per tutti i possibiliesposizioni di persone in aerei che sorvolano, eliminando la necessità di osservatori umani si trovano sul sito come normalmente richiesto dalla Federal Aviation Authority all&#39;interno degli Stati Uniti 31. Purtroppo, la possibilità per il laser per danneggiare alcuni satelliti in orbita terrestre bassa possono esistere. Per questo motivo, è consigliabile sia per i problemi di sicurezza e la responsabilità di coordinare le attività di laser con un&#39;agenzia appropriato (ad esempio con US Strategic Command (USSTRATCOM) negli Stati Uniti 32). Il sensore di fronte d&#39;onda che misura la luce in arrivo laser all&#39;interno del Robo-AO strumento Cassegrain è conosciuto come un sensore Hartmann-Shack 33, e comprende una matrice di microlenti, relè ottico e sensore di immagine. La matrice di microlenti è un elemento ottico rifrattivo, piana da un lato, con una griglia di lenti convesse di forma quadrata sull&#39;altro lato. Si trova in una posizione otticamente coniugato alla pupilla di ingresso del telescopio. Quando la &#39;luce di ritorno&#39; da the laser passa attraverso la matrice lenslest, immagini del cielo on-laser vengono creati al centro di ciascuna delle lenti nella matrice (Figura 4). Questo modello di immagini laser viene quindi otticamente inoltrati a un UV ottimizzato charge-coupled device (CCD) della fotocamera. La posizione xy laterale di ogni immagine dà una misura del gradiente locale o &#39;pendenza&#39; onda della luce attraverso ogni lente della matrice. Il rapporto segnale-rumore di ogni misura di posizione con Robo-AO serie da 6 a 10 condizioni seconda Zenith angolo e vedere (6,5 elettroni di rumore del rivelatore in ciascuno dei quattro pixel con un segnale di ranging 100-200 fotoelettroni per immagine per misurazione). La forma generale dell&#39;onda luce viene poi calcolato moltiplicando le piste misurata da un pre-calcolata matrice reconstructor fronte d&#39;onda. La matrice reconstructor viene creato facendo prima un modello della geometria pupilla che è suddiviso dalla matrice di microlenti. Individuale orto-normale basefunzioni (in questo caso le funzioni disco armoniche fino all&#39;ordine 11 ° radiale, per un totale di 75 funzioni, ref. 34) sono realizzati sul modello e un 2-D minimi quadrati soluzione al best-fit piano attraverso ciascuna lente nella matrice viene calcolata. Mentre questo è un&#39;approssimazione della pendenza media, la differenza è trascurabile in pratica, con il beneficio di facile manipolazione della geometria delle lenti parzialmente illuminati ai bordi della pupilla proiettata. Una matrice influenza è così derivato che converte ampiezze unitari per ogni funzione base con la pendenza offset per ogni obiettivo. La matrice viene quindi creato reconstructor prendendo la pseudo-inversa della matrice influenza mediante decomposizione in valori singolari. Una volta che la forma d&#39;onda della luce è nota in termini di coefficienti del set base, una forma di compensazione inversa può essere comandato in ordine elevato correttore fronte d&#39;onda. Il processo di creazione di una misurazione, quindi applicando una correzione, e ripetendo questo ciclopiù e più volte, è un esempio di un integrale loop di controllo. Robo-AO esegue il loop di controllo ad una velocità di 1,2 kHz, necessario per tenere il passo con la dinamica dell&#39;atmosfera. Un fattore di scala (anche conosciuto come il guadagno integrale del loop di controllo) minore di 1, e tipicamente vicino a 0,6, viene applicato il segnale di correzione per mantenere la stabilità del loop di controllo pur minimizzando l&#39;errore residuo corretto luce. L&#39;ordine superiore correttore fronte d&#39;onda all&#39;interno di Robo-AO è un micro-elettro-meccanici-sistemi (MEMS) specchio deformabile 35. Robo-AO 120 utilizza attuatori per regolare la superficie illuminata dello specchio, sufficiente risoluzione spaziale per adattarsi con precisione alla forma calcolata la correzione. Gli attuatori hanno una ampiezza massima deviazione superficie di 3,5 micron, che corrisponde a compensazione di fase ottica fino a 7 micron. Nelle tipiche condizioni atmosferiche in osservatori astronomici, questa correzione lunghezza è superiore a 5 sigma delampiezza della turbolenza indotta errore ottico e determina quindi headroom significativa correzione. Inoltre, lo specchio deformabile in grado di compensare errori statici ottici derivanti dallo strumento e telescopio a costo di ridotta gamma dinamica. Una sottigliezza utilizzando un laser come sonda dell&#39;atmosfera è la sua incapacità di misurare il movimento dell&#39;immagine astronomica 36. La luce laser di ritorno è stato visto da circa la stessa posizione da cui viene proiettato e, pertanto, deve sempre apparire nella stessa posizione in cielo. Qualsiasi inclinazione globale misurato in onda laser luce ritorno dal sensore di fronte d&#39;onda è dominato da meccanici errori di puntamento. Il segnale di inclinazione viene utilizzato per alimentare il sistema laser uplink tip-tilt specchio, mantenendo così la Hartmann-Shack modello centrato sul sensore di fronte d&#39;onda. Correzione del movimento astronomico immagine viene gestita separatamente con le telecamere della scienza come spiegato di seguito. Robo-AO utilizzaquattro fuori asse parabolico (OAP) riflette alla luce relè dal telescopio per le telecamere scienza achromatically (Figura 3). Il percorso relè comprende un veloce tip-tilt specchio correggendo così come un correttore dispersione atmosferica (ADC) 37 comprende una coppia di prismi rotanti. L&#39;ADC risolve un problema particolare relativa a osservare oggetti attraverso l&#39;atmosfera che non sono direttamente sopra: l&#39;atmosfera agisce come un prisma e rifrange luce in funzione della lunghezza d&#39;onda, con l&#39;effetto complessivo diventa più forte come il telescopio punti inferiore in elevazione, causando immagini - specialmente quelli che sono stati affilata con correzione ottica adattiva - appaia allungata nella direzione normale all&#39;orizzonte. L&#39;ADC può aggiungere una quantità di dispersione opposta alla luce in arrivo, in modo efficace l&#39;effetto della dispersione atmosferica prismatica (Figura 5). Al termine del relè OAP è visibile dicroico che riflette la luce di λ &lt;950 nm a un elettrone moltiplicatore di Charge-Coupled Device (EMCCD) fotocamera durante la trasmissione luce infrarossa verso una telecamera a infrarossi. La fotocamera EMCCD ha la capacità di catturare immagini con molto basso elettronico (rivelatore) 38,39 il rumore, ad un frame rate che riduce l&#39;esposizione intra-Immagine movimento al di sotto della diffrazione limitata risoluzione angolare. Per ri-centraggio e impilare una serie di queste immagini, una lunga esposizione immagine può essere sintetizzato con la pena il minimo rumore. La telecamera EMCCD può anche essere usato per stabilizzare il movimento dell&#39;immagine sulla telecamera a infrarossi; misurazioni della posizione di una sorgente astronomica immaginata può essere utilizzato per comandare il continuo veloce punta-tilt di ri-puntare l&#39;immagine in una posizione desiderata. Davanti a ogni telecamera è un insieme di ruote portafiltri con un opportuno set di filtri astronomici. Un simulatore interno telescopio e sorgente è integrato nel sistema AO-Robo come strumento di calibrazione. Si possono contemporaneamente simulare l&#39;ultraviolettofuoco del laser a 10 km e una fonte di corpo nero all&#39;infinito, corrispondente rapporto focale del telescopio ospite e allievo posizione di uscita. Il primo specchio volte entro Robo-AO dirige tutta la luce da specchio secondario del telescopio per l&#39;ottica adattiva del sistema. Lo specchio pieghevole è anche montato su uno stadio motorizzato che può essere tradotto di mezzo per rivelare il telescopio interna e simulatore sorgente. Mentre il Robo-AO sistema può funzionare in modo completamente autonomo, ciascuno dei numerosi passaggi di una osservazione ottica adattativa può essere eseguito manualmente. Questo passo-passo la procedura, insieme a una breve spiegazione, è presentato in dettaglio nella sezione seguente.

bringing the visible universe into focus with robo-ao

La risoluzione angolare di telescopi ottici terrestri è limitato da effetti degradanti dell&#39;atmosfera turbolenta. In assenza di un ambiente, la risoluzione angolare di un tipico telescopio è limitato solo dalla diffrazione, cioè, la lunghezza d&#39;onda di interesse, λ, divisa per la dimensione del diaframma suo specchio primario, D. Ad esempio, l&#39;Hubble Space Telescope (HST), con 2,4 m specchio primario, ha una risoluzione angolare a lunghezze d&#39;onda visibili di ~ 0,04 secondi d&#39;arco. L&#39;atmosfera è composta di aria a temperature leggermente diverse, e quindi diversi indici di rifrazione, costante miscelazione. Le onde luminose sono piegati quando passano attraverso l&#39;atmosfera disomogeneo. Quando un telescopio a terra concentra queste onde luminose, immagini istantanee appaiono frammentati, cambiando in funzione del tempo. Come risultato, lunga esposizione immagini acquisite usando telescopi terrestri - anche telescopi con quattro volte il diametrometro di HST - appaiono sfocate e hanno una risoluzione angolare di circa 0,5-1,5 secondi d&#39;arco al meglio. Astronomiche adattivo-ottica sistemi di compensare gli effetti della turbolenza atmosferica. Primo, la forma del entrante non planare onda è determinato utilizzando misurazioni di una stella vicina luminosa da un sensore di fronte d&#39;onda. Successivamente, un elemento del sistema ottico, come ad esempio uno specchio deformabile, è comandato per correggere la forma d&#39;onda della luce incidente. Correzioni aggiuntivi ad una velocità sufficiente per stare al passo con l&#39;atmosfera cambia dinamicamente attraverso il quale il telescopio appare, in ultima analisi, la produzione di immagini a diffrazione limitata. La fedeltà della misura sensore di fronte d&#39;onda si basa sul modo in cui la luce in entrata è spazialmente e temporalmente campionato 1. Campionamento Finer richiede oggetti di riferimento brillanti. Mentre le stelle più luminose possono servire come oggetti di riferimento per gli obiettivi di imaging da diverse decine didi secondi d&#39;arco di distanza nel migliore dei modi, gli obiettivi astronomici più interessanti non hanno stelle sufficientemente luminose nelle vicinanze. Una soluzione è quella di focalizzare un potente fascio laser in direzione del bersaglio astronomico per creare un riferimento artificiale di forma nota, noto anche come &#39;stella guida laser&#39;. Il Robo-AO laser sistema di ottica adattiva 2,3 impiega un 10-W laser ultravioletto a fuoco a una distanza di 10 km, per generare una stella guida laser. Misurazioni del sensore di fronte d&#39;onda della stella guida laser guidare la correzione ottica adattiva con conseguente diffrazione limitata immagini che hanno una risoluzione angolare di ~ 0,1 secondi d&#39;arco su un telescopio di 1,5 m.

Il Robo-AO laser ottica adattiva-sistema è utilizzato per compensare la turbolenza atmosferica e produrre diffrazione limitata risoluzione delle immagini a visibile e . vicino infrarosso La figura 1A mostra l&#39;immagine di una singola stella vista in luce rossa non compensata turbolenza atmosferica con una larghezza dell&#39;immagine di 1,0 secondo d&#39;arco Figura 1B mostra la stessa stella dopo la correzione ottica adattiva:. la larghezza si riduce a 0,12 secondi d&#39;arco , leggermente più grande di una larghezza perfetta immagine di 0,10 secondi d&#39;arco a questa lunghezza d&#39;onda su un telescopio di 1,5 m. Il primo anello Airy, un risultato della diffrazione, può essere visto come l&#39;anello debole come la struttura intorno al nucleo dell&#39;immagine. Questo molto migliorata risoluzione angolare permette la scoperta di sistemi di stelle binarie e multiple (ad esempio, la figura 1C e osservazioni di rif. 40) e per la rilevazione di stelle più deboli in settori molto densi comel&#39;ammasso globulare di Messier 3 (visto nel vicino infrarosso; la figura 6) che altrimenti sarebbe impossibile vedere direttamente attraverso la turbolenza atmosferica. Caratteristiche di oggetti del sistema solare, come la superficie di nubi di Giove e la sua luna Ganimede in transito (Figura 7), può essere visto anche con un maggior grado di chiarezza, se visto con il laser ottica adattiva. <img alt="Figura 1" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig1.jpg" /> Figura 1. Ottica adattiva correzione a lunghezze d&#39;onda visibili. Ogni personaggio rappresenta un 1,5 × 1,5 secondo arco campo di vista sul cielo. (A) Una lunga esposizione singola immagine di una singola stella, m V = 3.5, vista attraverso non compensata turbolenza atmosferica in i -band (λ = 700 - 810 nm) a 1,5 m P60 telescopio all&#39;Osservatorio di Monte Palomar. La larghezza piena a metà del massimo (FWHM) è 1,0 secondi d&#39;arco. (B) &lt;/ Strong&gt; La stella come in (A), correzione con laser di ottica adattiva utilizzando il Robo-AO sistema. Il nucleo dell&#39;immagine stellare ha 15 volte la luminosità massima dell&#39;immagine scompensato e ha una FWHM di 0,12 secondi d&#39;arco. (C) una stella binaria, m = 8,4 V, con una separazione di 0,14 secondi d&#39;arco è rivelato attraverso l&#39;uso di il Robo-AO-ottica adattiva del sistema. In ogni caso, in punta di inclinazione guida è stata effettuata la stessa destinazione. <img alt="Figura 2" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig2.jpg" /> Figura 2. Il Robo-AO laser ottica adattiva-sistema. (A) Le ottiche adattive e gli strumenti scientifici sono installati al fuoco Cassegrain del robot 1,5 m P60 telescopio all&#39;Osservatorio di Monte Palomar. Il sistema laser e l&#39;elettronica di supporto sono fissati ai lati opposti del tubo del telescopio di equilibrio. (B) Il Robo-AO UV laser propagating dalla cupola telescopio. In questa fotografia lunga esposizione, il raggio laser è visibile grazie alla diffusione di Rayleigh off delle molecole d&#39;aria, una piccola frazione della luce disperde anche indietro verso il telescopio per essere utilizzato come sonda dell&#39;atmosfera. Il raggio laser viene visualizzato arancione a causa del modo in cui viene trasmessa la luce UV attraverso i filtri di colore sulla fotocamera UV sensibile utilizzato per scattare la foto. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig2large.jpg" target="_blank">Clicca qui per ingrandire la figura</a> . <img alt="Figura 3" fo:content-width="5.5in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig3.jpg" /> Figura 3. Robo-AO ottica adattativa e strumenti scientifici. (A) Un modello semplificato CAD. Luce focalizzata dal telescopio a specchio secondario (arancione) entra attraverso un piccolo foro al centro dello struzione prima di essere riflessa da 90 gradi dal primo specchio piega verso fuori asse parabolico (OAP) specchio. Questo specchio immagini dell&#39;alunno telescopio sulla superficie dello specchio deformabile. Dopo la riflessione dallo specchio deformabile, un dicroico UV divide spegnere la luce laser (viola) e la dirige verso il sensore di fronte d&#39;onda del laser. Un ulteriore specchio OAP invertito all&#39;interno del sensore di fronte d&#39;onda corregge le non comuni errori di percorso ottico introdotti dal fuoco coniugato 10 km del laser che si riflette allo specchio OAP prima. Il visibile e vicino infrarosso (verde) passante per l&#39;UV dicroico viene trasmessa da una coppia di specchi OAP al correttore di dispersione atmosferica. La luce viene riflessa dal tip-tilt specchio correzione ad uno specchio OAP finale che focalizza la luce verso il dicroico visibile. Il dicroico visibile riflette la luce visibile (blu) per l&#39;elettrone moltiplicatore di CCD e trasmette la luce nel vicino infrarosso (rosso) per uno specchio voltee infine alla telecamera a infrarossi. Il combinato UV, luce visibile e nel vicino infrarosso dal telescopio e il simulatore di origine (giallo) possono essere indirizzati alle ottiche adattive e gli strumenti della scienza, traducendo il primo specchio piega di mezzo. (B) Una fotografia corrispondente del pacchetto strumento . <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig3large.jpg" target="_blank">Clicca qui per ingrandire la figura</a> . <img alt="Figura 4" fo:content-width="6in" fo:src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4highres.jpg" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig4.jpg" /> Figura 4. Shack-Hartmann fronte d&#39;onda del sensore. (A) Schema di principio. Come un&#39;onda piana attraversa la matrice di microlenti, uno schema regolare di immagini viene formato sul rivelatore (blu). Quando una non planare onda passa attraverso la matrice di microlenti, il gradiente locale dell&#39;onda colpisce tche la posizione di immagini formate da ogni lente della matrice (rosso). (B) Modello di immagini laser nel Robo-AO Shack-Hartmann sensore di fronte d&#39;onda. Ciascuno dei 88 punti è un&#39;immagine della dispersione laser da 10 km formati da ogni lente della matrice di microlenti, con la forma del modello complessivo determinato dalla geometria della pupilla telescopio. Lo spostamento relativo di ogni immagine rispetto alla posizione dell&#39;immagine di riferimento (1,6) fornisce una misura del gradiente locale dell&#39;onda luce in entrata. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/50021/50021fig4large.jpg" target="_blank">Clicca qui per ingrandire figura</a> . <img alt="Figura 5" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig5.jpg" /> Figura 5. Correzione di dispersione atmosferica prismatica. Ottiche adattive corretto le immagini di un 11 × 16 arc sottocampo secondo ammasso globulare Messier 15 a un. elevazione telescopio di 45 gradi (A) Mentre ottica adattiva corregge gli effetti della turbolenza atmosferica, dispersione atmosferica prismatica colpisce ancora le immagini di singole stelle: le immagini sono paralleli netto all&#39;orizzonte, mentre la perpendicolare all&#39;orizzonte allungato di circa 1 secondo d&#39;arco sopra una banda spettrale λ = 400 - 950 nm (B) In aggiunta utilizzando un correttore di dispersione atmosferica per contrastare la dispersione atmosferica prismatico, imaging diffrazione limitata risoluzione viene recuperato in entrambe le direzioni.. <img alt="Figura 6" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig6.jpg" /> Figura 6. Immagini della ammasso globulare Messier 3 (A) 44 × 44 secondo arco campo di vista, 2 minuti a immagine lunga non compensata del nucleo dell&#39;ammasso globulare Messier 3 in Z-Band. (Λ = 830-950 nm) . (B) Lo stesso imago mostrato con correzione ottica adattiva utilizzando Robo-AO rivelando molte stelle che altrimenti non potrebbero essere visti. <img alt="Figura 7" src="/files/ftp_upload/50021/50021fig7.jpg" /> Figura 7. Immagini di Giove (A) 0,033 secondi snapshot non compensata di Giove (diametro apparente di 42 secondi d&#39;arco) in r-band (λ = 560 - 670 nm).. (B) La stessa immagine con Robo-AO correzione laser ottica adattiva che mostra le caratteristiche della superficie di cloud e Ganimede in transito (freccia) con maggiore chiarezza.

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Bringing the Visible Universe into Focus with Robo-AO

Luce da oggetti astronomici deve viaggiare attraverso l&#39;atmosfera turbolenta della terra prima di essere ripreso da telescopi terrestri. Per consentire l&#39;imaging diretto alla massima risoluzione teorica angolare, tecniche avanzate come quelle impiegate dal Robo-AO-ottica adattiva sistema deve essere utilizzato.

Portare l&#39;Universo visibile in Focus con 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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19.2K Views.  California Institute of Technology. Luce da oggetti astronomici deve viaggiare attraverso l'atmosfera turbolenta della terra prima di essere ripreso da telescopi terrestri. Per consentire l'imaging diretto alla massima risoluzione teorica angolare, tecniche avanzate come quelle impiegate dal Robo-AO-ottica adattiva sistema deve essere utilizzato.

Video: 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.

Esperimenti di fiamma alla Advanced Light Source: nuove informazioni sui processi fuliggine Formazione

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

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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.

Luce visibile riduzione indotta di grafene ossido Usando nanoparticelle plasmoniche

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.

La quantificazione delle concentrazioni di idrogeno in superficie e di interfaccia Livelli e materiale sfuso attraverso profili di profondità con l&#39;analisi reazione nucleare

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.

Efficace analisi delle condizioni di esposizione umana con dosimetri indossabili nella banda 2,4 GHz

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.

Iniezione di elettroni avanzata e confinamento eccitone per diodi emettitori di luce pura blu Quantum-Dot introducendo parzialmente ossidato catodo in alluminio

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.

Calcolo teorico e verifica sperimentale per la riduzione della dislocazione in strati epitassiali di germanio con vuoti semicilindrici su silicio

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.

Procedura per il trasferimento di pellicole polimeriche su substrati porous con difetti ridotti al minimo

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.

Determinazione accurata dei valori di tensione della superficie di equilibrio con i test di perturbazione dell'area

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.

Microscopia elettronica a trasmissione in situ con distorsione e fabbricazione di traverse asimmetriche basate su a -VO x afasemista

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.

Dimostrazione di metalogrammi visibili all-Dielectric e Multiplexed a rotazione e a più elementi

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