Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein?

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Abschnitt I. von The Wide Field Infrared Survey Telescope: 100 Hubbles for the 2020s sagt:

Tabelle 1 fasst die WFIRST-Instrumentensuite zusammen, und Abbildung 1 zeigt die effektive Fläche des Wide Field Instruments (WFI) als Funktion der Wellenlänge für die Abbildungsfilter, Grisma und Prisma. Geringfügige Änderungen dieser Spezifikationen sind im Zuge der Weiterentwicklung des Missionsdesigns möglich; insbesondere werden der WFI-Prismenbandpass und die Auflösung sowie einige CGI-Parameter noch optimiert. Wesentliche Änderungen sind nicht zu erwarten. Beide CGI-Kanäle verfügen über einen 1024 x 1024 Pixel großen Elektronenvervielfacher-CCD (EMCCD) in der Fokalebene. Drei der fünf CGI-Beobachtungsmodi werden vor dem Start vollständig in Betrieb genommen; Die Unterstützung der anderen beiden Modi erfolgt nach bestem Wissen und Gewissen. Die CGI-Bildgebungsmodi können alle mit Linearpolarisatoren verwendet werden. WFIRST wird von einer Quasi-Halo-Umlaufbahn um den zweiten Sonne-Erde-Lagrange-Punkt (L2) operieren.

Zum Hintergrund siehe das ladungsgekoppelte Gerät von Wikipedia; elektronenvervielfachendes CCD. Anscheinend gibt es im Silizium Hunderte von Stufen der Elektronenvervielfachung (ähnlich wie bei Avalanche-Photodioden), jede mit einer Vervielfachungswahrscheinlichkeit von etwa 2%.

Fragen):

Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in den Brennebenen astronomischer Teleskope verwendet?
Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein?

Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein? - Astronomie

40 zwischen 0,75 und 3,8 µm und

120 zwischen 3,8 und 5 µm Am Ende seiner zweijährigen Mission wird SPHEREx 0,75 bis 5 µm Spektren von jeweils 6”2x6.”2 Pixeln am Himmel liefern - insgesamt 14 Milliarden Spektren. Dieses Dokument aktualisiert eine frühere Beschreibung von SPHEREx und präsentiert Änderungen, die während der vorläufigen Designphase der Mission vorgenommen wurden, einschließlich einer Diskussion der Instrumentenintegration und des Testablaufs und einer Zusammenfassung der Datenverarbeitungs-, Analyse- und Verteilungspläne.

5 nächstgelegene FGK-Sterne und 2 erdmassereiche Planeten um ein zusätzliches

15 nächste Sterne. MASS wäre in der Lage, nicht nur die Massen dieser Exo-Erden zu messen, sondern auch ihre Umlaufbahnen für nachfolgende Direktdetektionsmissionen wie HabEx oder LUVOIR zu charakterisieren. In dieser Präsentation beschreiben wir die vorgeschlagene Mission, die präzise astrometrische Technik und die Ergebnisse der Testbed-Demonstration der Technik.

1000 bekannte Exoplaneten im Transit mit seinem Teleskop der Meterklasse. Ein Dreiband-Photometer und drei Spektrometer decken den Bereich von 0,5 µm bis 7,8 µm des elektromagnetischen Spektrums ab. Dieses Papier gibt einen Überblick über die Missionsnutzlast, einschließlich der Teleskopbaugruppe, des FGS (Fine Guidance System), das sowohl Orientierungsinformationen zum Raumfahrzeug als auch wissenschaftliche Photometrie und niedrigauflösende Spektrometerdaten liefert, das ARIEL InfraRed Spectrometer (AIRS) und andere Nutzlastinfrastruktur wie die warme Elektronik, Strukturen und kryogene Kühlsysteme.

1000) und diverse Proben bekannter Exoplaneten, die einen weiten Bereich von Massen, Dichten, Gleichgewichtstemperaturen, Orbitaleigenschaften und Wirtsstern-Eigenschaften abdecken. Dazu gehören heiße Jupiter bis hin zu erwärmenden Supererden, die Wirtssterne der Spektralklassen A bis M umkreisen. Dieses Papier berichtet über die Phase 0/A/B1-Studie von Ariel, einschließlich der Schlussfolgerungen der Überprüfungen, die im Jahr 2020 durchgeführt wurden, um die Studie abzuschließen und den Annahmeprozess zu unterstützen.

50000) über einen Überwellenlängenbereich zwischen 200–1000 nm. CUBESPEC wird das KU Leuven ADCS für die grobe Ausrichtung des Raumfahrzeugs verwenden, ergänzt durch ein Feinleitsystem mit einem schnellen Lenkspiegel, um die Quelle auf dem Spektrographenspalt zu zentrieren. Wir stellen die CUBESPEC Design- und Missionsanalyse vor und geben ein Update zum Projektstatus.

10-8 Rohkontrast über eine Bandbreite von Δλ/λ=10% im sichtbaren Bereich (Zentralwellenlängen von 550 nm-750 nm), während monochromatische Tests einen viel tieferen Kontrast ergeben (

10-9 oder besser). In dieser Studie analysieren wir die wichtigsten Leistungseinschränkungen an den bisherigen Prüfständen und konzentrieren uns dabei auf die Qualität der Herstellung von Focal-Plane-Masken. Wir messen die Polarisationseigenschaften der Masken und das elektrische Restfeld im dunklen Loch als Funktion der Wellenlänge. Unsere Ergebnisse legen nahe, dass die aktuelle Leistung durch lokalisierte Defekte in den Masken in der Brennebene begrenzt ist. Im Test ist eine neue Generation von Masken, die weniger Defekte aufweisen und Leistungsverbesserungen versprechen.

10 -10 ) Kontraste in Gegenwart von realistischen Aberrationen niedriger Ordnung und endlichen Sterndurchmessern. Leider bringt die Aufrechterhaltung der Aberrationsrobustheit für die meisten Koronographenkonstruktionen bei Teleskopen mit zentralen Obstruktionen erhebliche Verluste entweder beim Durchsatz oder beim inneren Arbeitswinkel mit sich. Dies hat zu strengen Beschränkungen für die Erträge der Exo-Erde bei geplanten zukünftigen On-Axis-Teleskopen wie LUVOIR-A geführt. Wir adressieren diese Einschränkung mit modifizierten Versionen von apodisierten Charge 6- und Charge 8-Wirbelkoronagraphen, die mehrere Stufen der Brennebenenmaske verwenden. Diese mehrstufigen apodisierten Vortex-Coronagraphen (MSAVCs) erzeugen dunkle Löcher mit einem Kontrast von <10 -10 und mildern den Fluss aufgrund von Spitze/Neigungs-Offsets von bis zu 0,05 &lgr;/D, während Kerndurchsätze von einem Faktor von erreicht werden

2 höher als ähnlich eingeschränkte einstufige apodisierte Vortex-Koronagraphen. Die von uns vorgestellten MSAVCs sind robust gegenüber mehreren Aberrationen niedriger Ordnung, und wir diskutieren die Möglichkeit, Aberrationen niedriger Ordnung explizit weiter einzuschränken. Darüber hinaus demonstrieren wir die Minderung des Flusses aufgrund von Fehlausrichtungen zwischen Brennebenenmasken und überwinden so eine erhebliche Hürde bei der Implementierung mehrstufiger Wirbeldesigns. Indem wir einen parametrischen Ausdruck verwenden, um die Ausbeute einer Ladung 6 MSAVC für ein 10 % zentrales Hindernis relativ zu einem außeraxialen Ladung 6 Wirbelkoronagraph auf einem 8-m-Teleskop zu schätzen, schätzen wir, dass es möglich sein könnte,

10 51 . Wir haben stochastische Suchen ausprobiert, die Punktstreuung auf ein Minimum optimiert, und testen jetzt verschiedene Algorithmen für die gerichtete Suche mit einer Volumenordnung von 10 bis 19 oder weniger. Dadurch verkürzt sich die Suchzeit von einem Tag auf etwa eine Stunde und die Wahrscheinlichkeit eines Aktuatorausfalls ist viel geringer.

30.000) kreuzdisperser Spektrograph. Der Spektrograph hat einen hohen Durchsatz und kann eine Wellenlängenoktave in einer einzigen Aufnahme ohne Mechanismen und elektrische Leistung abdecken, daher ist er nicht nur hocheffizient, sondern auch stabil und leistungsarm im Gegensatz zu bestehenden hochauflösenden IR-Spektrometern für Weltraumanwendungen. Die Schlüsseltechnologien, die dies ermöglichen, sind Germanium (n

4) Immersionsgitter mit hoher Beugungseffizienz und reinem Cordierit-Reflexionsoptiksystem mit beugungsbegrenzten Leistungen bei 633 nm. In früheren Studien haben wir erfolgreich gezeigt, dass beide Systeme bei kryogenen Temperaturen einwandfrei funktionieren. Ein Immersionsgitter ermöglicht uns, n-mal kleinere Spektrographen zu realisieren als mit einem klassischen Reflexionsgitter, und bietet auch die Quasi-Littrow-Konfiguration ohne die weiße Pupille. Cordierit ist eine Keramik mit niedrigem CTE und hat eine höhere spezifische Steifigkeit und Wärmeleitfähigkeit als Gläser mit niedrigem CTE. Ein optisches System, das vollständig aus diesem Material besteht, ermöglicht es uns, alle Vorteile des reflektiven optischen Systems (große Wellenlängenabdeckung, hoher Durchsatz, Korrektur von Aberrationen höherer Ordnung, kompaktes optisches Design und konstanter optischer Weg unabhängig von Umgebungsbedingungen) ohne Mühe zu nutzen both über die Herstellung von Spiegeln mit hoher Oberflächengenauigkeit und komplexer optischer Ausrichtung, die für das herkömmliche reflektive optische System erforderlich sind. Dieser Spektrograph der CubeSat-Klasse könnte die Möglichkeiten der hochauflösenden IR-Fernerkundungsspektroskopie der Jupiter- und Saturnmonde erweitern, um Moleküle zu untersuchen, die möglicherweise mit der präbiotischen Chemie in Verbindung stehen.

300) mit gleichzeitiger Abdeckung über 34 bis 230 &mum. Mit den hochempfindlichen TES-Detektoren kann die SAFARI eine Empfindlichkeit von bis zu erreichen

7 × 10 –20 W/m 2 . Um eine genaue Kalibrierung für die TES-Ausleseschaltung bereitzustellen, wurde eine Kalibrierungsquellenbaugruppe (CSA) entwickelt, die dem Spektrometer über den gesamten Spektralbereich einen stabilen und absoluten Strahlungsfluss liefert. Der CSA hat während der Beobachtungen die Hauptfunktion, periodische Referenzmessungen durchzuführen, um Drift zu korrigieren, Hintergründe usw. vom Detektor zu subtrahieren. Die CSA besteht aus drei Mikrolampen und einer Ulbrichtkugel. Die Mikrolampen werden durch Mikrolithographie aus Widerstandsdrähten hergestellt, um quadratische Schwarzkörperquellen nachzuahmen. Durch die Kombination einer 81K-Mikrolampe und einer 24K-Mikrolampe kann am Ausgang der Ulbricht-Kugel ein einigermaßen flaches Spektrum erzeugt werden. Die Strahlung zum Detektorpixel des Übergangskantensensors beträgt etwa 1 × 10 -16 W. Die Ulbrichtkugel kann auch eine gleichmäßige Ausgabe liefern, um die Größe des SAFARI-Sichtfelds einschließlich der Ziel- und Himmelspixel abzudecken. In diesem Beitrag werden das CSA-Design und die Prototypergebnisse der Mikrolampe und der Ulbrichtkugel vorgestellt.

300) und die High-Resolution (HR), die ein Martin-Puplett-Fourier-Transformations-Spektrometer (MP-FTS) beinhaltet, um die erforderliche spektrale Auflösung (R

2000-11000). Das optische System ist vollständig reflektierend und besteht aus drei Hauptmodulen. Das Eingangsoptikmodul (IOM) ist ein nicht verdecktes reflektierendes Offner-Relais. Im IOM ist ein Beam Steering Mirror (BSM) zur räumlichen Modulation und zur effizienten Himmelskartierung enthalten. Das Modul Band and Mode Distributing Optics (BMDO) teilt das Strahlungsband in die vier verschiedenen Spektralbänder auf und beinhaltet das MP-FTS. Das am Ausgang des BMDO vorhandene Feldbild bildet den Eingang zur Grating Module Optics (GM). Diese Module liefern spektrale Dispersion mittels linearer und reflektiver Beugungsgitter und das endgültige Bild auf den Detektoren. Die Leistung der GMs ist mit einem Detektor, der in 2 Unterbänder mit unterschiedlicher Pixelgröße für jedes Unterband unterteilt ist, sehr anspruchsvoll.

Einführung

Sternenschatten haben das Potenzial, die Atmosphären erdähnlicher Exoplaneten in der bewohnbaren Zone naher Sterne zu entdecken und zu charakterisieren. 1 – 3 Ihre Fähigkeit, einen hohen Kontrast bei gleichzeitig hohem optischen Durchsatz und einer breiten Wellenlängenabdeckung zu erzielen, machen sie zur vielversprechendsten Technologie, um das erste Spektrum einer Exo-Erdatmosphäre zu erzeugen. 4 , 5 In den letzten Jahren gab es bedeutende technologische Fortschritte, die die Machbarkeit des Baus und Einsatzes eines Sternenschattens demonstrieren, 6 – 8, die zu einem deutlichen Anstieg des Interesses der Community an einer zukünftigen Sternenschatten-Mission geführt haben. Es besteht Interesse an einem Starshade, um sich mit der nächsten Flaggschiff-Mission der NASA, dem Nancy Grace Roman Space Telescope, 2 zu treffen, und ein Starshade ist die Basis für die geplante Flaggschiff-Mission, das Habitable Exoplanet Observatory (HabEx). 3

Obwohl bedeutende Fortschritte erzielt wurden, sind Starshades noch immer eine unerprobte Technologie, insbesondere in Bezug auf ihre optische Leistung. Die Größe der verteilten Architektur (10 Meter Durchmesser über 10.000 Kilometer) und die Empfindlichkeit (10 10 relative Intensitätsänderung) sind beispiellos – wenn der Sternenschirm gebaut wird, wird er die größte Optik für sichtbares Licht sein, die jemals hergestellt wurde. Folglich brauchen wir ein zuverlässiges Mittel, um die Designwerkzeuge, die auf einer genauen Vorhersage der optischen Leistung beruhen, experimentell zu validieren. Die modernen optischen Modelle 9 – 12 arbeiten unter den Annahmen einer skalaren Theorie der Beugungsskaleninvarianz der Fresnelschen Näherung und einer skalaren Anwendung des Babinetschen Prinzips. Die hier vorgestellte Arbeit konzentriert sich auf den Nachweis der Gültigkeit der ersten Annahme.

Die im Starshade-Kontext verwendeten Beugungsgleichungen sind invariant mit der Fresnel-Zahl. Während es also aufgrund seiner Größe unmöglich ist, einen Full-Scale-Starshade am Boden zu testen, können wir die optischen Modelle mit subskaligen Experimenten validieren, wenn sie bei einem Flug durchgeführt werden -wie Fresnel-Zahl. Frühere Experimente in Lit. 1314.15.16.17.18.–19 wurden bei Fresnel-Zahlen durchgeführt, die viel größer waren als die im Flug erwarteten Experimente in Lit. 20 wurde mit einer flugähnlichen Fresnel-Zahl durchgeführt, aber der Kontrast wurde durch die Atmosphäre begrenzt. Mit dem hier vorgestellten Princeton Starshade Testbed sind wir erstmals in der Lage, 10 − 10 Kontrast mit einem Starshade bei einer flugähnlichen Fresnelzahl zu erreichen.

Das Projekt Starshade to Technology Readiness Level (TRL) 5 (S5) wurde vom NASA Exoplanet Exploration Program ins Leben gerufen, um die Starshade-Technologie in einem Zeitrahmen, der mit einem Starshade-Rendezvous mit der römischen Mission kompatibel ist, auf TRL 5 zu bringen. 6 , 8 Die hier vorgestellte Arbeit wurde unter S5 durchgeführt, um die bahnbrechende optische Technologie von Starshades – die Sternenlichtunterdrückung – voranzutreiben. Wir gruppieren die Experimente in zwei Kategorien, optische Verifikation und Modellvalidierung, die die beiden Meilensteine widerspiegeln, die als Kriterien festgelegt wurden, um TRL 5 zu erreichen. 6 Optische Verifikationsexperimente zeigten, dass wir eine Apodisationsfunktion entwerfen können, die die Form des Sternenschattens spezifiziert, die ausreichend ist Gegensatz, um unsere erklärten wissenschaftlichen Ziele zu erreichen. Diese Experimente bestätigen die grundlegende Funktionsweise des Sternenschattens und zeigen, dass die oben genannten Annahmen gültig sind. Modellvalidierungsexperimente zeigen, dass die optischen Modelle die Leistungsempfindlichkeit gegenüber Störungen in der Starshade-Form korrekt erfassen und eine Obergrenze für die Modellunsicherheit festlegen, die in Designtools verwendet wird, um das Fehlerbudget und Toleranzen für die Starshade-Form für zukünftige Missionen abzuleiten.

Um unsere Hauptergebnisse kurz zusammenzufassen, haben wir 10 − 10 Kontrast beim geometrischen inneren Arbeitswinkel (IWA) eines Sternenschattens mit einer flugähnlichen Fresnel-Zahl über einen 10%igen Bandpass gezeigt, während ein Kontrastboden von 2 × 10 − 11 darüber hinaus erreicht wurde die Sternenschatten-Tipps. Daraus schließen wir, dass wir die nominelle Starshade-Leistung auf mindestens 10 − 10 Kontrast vorhersagen können. Die Haupteinschränkung des Kontrasts im Labormaßstab kommt von einem polarisationsabhängigen Effekt der Lichtausbreitung durch den schmalen Spalt zwischen den Sternenschattenblättern. Wir erklären diesen Effekt in Abschn. 3.1.1. Die Modellvalidierungsexperimente zeigen eine Modellgenauigkeit von mehr als 35 % (mit einem Durchschnitt von 20 %) für eine Reihe verschiedener Formstörungen und bei mehreren Wellenlängen. Dieses Ergebnis bedeutet, dass wir nur einen Kontrastspielraum von 1,35 × im Designfehlerbudget tragen müssen. Die Ergebnisse dieser Experimente stärken das Vertrauen in unsere Fähigkeit, erfolgreich einen Sternenschatten zu entwerfen, der den erforderlichen Kontrast bietet, um erdähnliche Exoplaneten zu erkennen.

In Sek. 2 beschreiben wir den Aufbau und die einzelnen Komponenten des Starshade-Testbeds und skizzieren die durchgeführten Experimente. Abschnitt 3 präsentiert die Ergebnisse der optischen Verifikationsexperimente, Kap. 4 präsentiert die Ergebnisse der Modellvalidierungsexperimente, und wir diskutieren die Implikationen dieser Ergebnisse in Abschn. 5. Wir fassen zusammen und schließen in Abschn. 6. Weitere Einzelheiten und Ergebnisse der optischen Verifikationsexperimente sind in den S5-Meilenstein-Abschlussberichten 21 , 22 enthalten, die vom Technischen Beratungsausschuss des Exoplanet Exploration Program akzeptiert wurden. 23

Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein? - Astronomie

Zeitschrift für astronomische Teleskope, Instrumente und Systeme

SPIE veröffentlicht akzeptierte Zeitschriftenartikel, sobald sie zur Veröffentlichung freigegeben sind. Zeitschriftenprobleme werden berücksichtigt In Bearbeitung bis alle Artikel einer Ausgabe erschienen sind. Artikel, die vor der fertigen Ausgabe erschienen sind, sind voll zitierfähig.

J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 020501 (17. Mai 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.020501

Das sichtbare und infrarote Spektrometer (OVIRS) OSIRIS-REx arbeitet im Wellenlängenbereich von ∼0,4 bis 4,3 µm. Die radiometrische Kalibrierung über diesen breiten Bereich erfordert die Verwendung mehrerer Kalibrierungsquellen. Die anfänglichen OVIRS-Flugkalibrierungskoeffizienten wurden zuvor mithilfe der Bodenkalibrierung von sichtbaren Ulbrichtkugel- und IR-Schwarzkörperquellen berechnet, mit Erdbeobachtungssatelliten für sichtbare Wellenlängen kreuzkalibriert und mit dem Spektrum des Zielkörpers der OSIRIS-REx-Mission, dem Asteroiden ( 101955) Bennu. Als Teil der abschließenden Kalibrierung während des Fluges haben wir festgestellt, dass die beste Kalibrierungsmethode vor der radiometrischen Kalibrierung den Außerband-IR-Signalverlust beseitigt und die Kalibrierungskoeffizienten entsprechend aktualisiert. Diese endgültigen Kalibrierungskoeffizienten funktionieren gut für Daten, bei denen das Sichtfeld ausgefüllt ist, und wir dokumentieren die möglichen Artefakte an unterfüllten Stellen.

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J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 020901 (3. Juni 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.020901

Die Beobachtungsastronomie hat von Anfang an nach besseren Teleskopen mit höheren Auflösungen gestrebt. Dies erfordert immer größere Spiegel mit stabilen hochpräzisen Oberflächen. Die extrem dehnungsarme Glaskeramik ZERODUR ® ermöglicht bei solchen Spiegeln seit über 50 Jahren deutliche Verbesserungen in Größe und Qualität seit ihrer Entwicklung. Wir geben einen Überblick über die Fortschritte der letzten 15 Jahre. Die engste Toleranz des thermischen Ausdehnungskoeffizienten (CTE) beträgt jetzt ±7 ppb / K. Es ist möglich, das Material für die geringste Ausdehnung an Temperatur-Zeit-Verläufe für spezielle Umgebungen anzupassen. Bei Kryotemperaturen ist die Expansion gering und anpassungsfähig. Verbesserte Messmöglichkeiten ermöglichen eine absolute CTE-Unsicherheit von 3 ppb / K und eine Reproduzierbarkeit von 1 ppb / K (2σ). Der Einfluss ionisierender Strahlung auf die Integrität der Oberflächenfigur ist Gegenstand neuer Untersuchungen. Verbesserte Messmöglichkeiten erhöhen die Zuverlässigkeit von Strukturdesigns. Einige herausragende Beispiele werden für Anwendungen von ZERODUR in der Astronomie und in der sehr wichtigen Hochtechnologieindustrie gegeben. Der Fortschritt der Wärmeausdehnungshomogenität, die mechanische Festigkeit von ZERODUR, Fertigungsmöglichkeiten beim Schmelzen, Präzisionsbearbeitung, Leichtbau und Dimensionsmesstechnik werden im zweiten Teil des Beitrags vorgestellt.

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J. Astron. Telesc. Instrument. Syst.7 (2), 020902 (3. Juni 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.020902

Die Beobachtungsastronomie hat von Anfang an nach besseren Teleskopen mit höherer Auflösung gesucht. Dies erfordert immer größere Spiegel mit stabilen, hochpräzisen Oberflächen. Die extrem dehnungsarme Glaskeramik ZERODUR ® ermöglicht solche Spiegel seit mehr als 50 Jahren mit deutlichen Verbesserungen in Größe und Qualität seitdem. Wir geben einen Überblick über die Fortschritte der letzten 15 Jahre. Ebenso wichtig wie der Wärmeausdehnungskoeffizient CTE ist seine Homogenität. Die CTE-Variation bei 4-m-Spiegelrohlingen liegt auf großen und kurzen Skalen in radialer und axialer Richtung unter 5 ppb/K. Verbesserte Messfunktionen ermöglichen eine Reduzierung des Bias, was in der Vergangenheit die Variationen größer erscheinen ließ, als sie waren. Isotropie und Gleichmäßigkeit von ZERODUR sind hervorragend. Ein Verfahren zur Lebensdauerberechnung erhöht die Zuverlässigkeit gegenüber mechanischen Belastungen erheblich. Die Produktions- und Messtechnikkapazitäten und -kapazitäten werden stark erweitert. Oberflächenfigur und Textur großer Rohlinge ermöglichen den direkten Einstieg ins Polieren. Filigrane Strukturen mit bis zu 90 % Gewichtsreduzierung eignen sich gut für Weltraumspiegel. Die Fortschritte bei geringer Wärmeausdehnung und deren Messung, die Unempfindlichkeit von ZERODUR gegenüber ionisierender Strahlung im Weltraum sowie herausragende Anwendungsbeispiele werden im ersten Teil unseres Reviews vorgestellt.

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Sonderteil über Sternenschatten

J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 021201 (22. Juni 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.021201

THEMEN: Teleskope, Exoplaneten, Sterne, Koronographie, Planeten, Beugung, Design optischer Instrumente, Apodisation, Weltraumteleskope, Observatorien

Dieser spezielle Abschnitt ist den Sternenschatten gewidmet: Wissenschaft, Technik, Technologie und Programmatik. Unsere Gründe für die Organisation dieses speziellen Abschnitts sind vielfältig. Zunächst als neue Technologie und mit Forschung in vielen Institutionen, sind die jüngsten Ergebnisse in der Literatur weit verstreut. Daher sehen wir großen Wert darin, viele der neuesten Ergebnisse zusammenzufassen. Dieses Gast-Editorial fasst die 19 eingereichten Beiträge als Ergebnis eines besonderen Calls for Papers zusammen. Da es sich um eine schnell reifende Technologie handelt, wollten wir eine Grundierung mit den aktuellsten Arbeiten auf diesem Gebiet zusammenstellen. Es ist zu hoffen, dass diese Einführung ein Tutorial zum Starshade-Konzept und einen Weg zu der Literatur bietet, die nicht in diesem Abschnitt enthalten ist. Auf diese Weise hoffen wir, die Starshade-Community in Bezug auf technische und wissenschaftliche Engagements zu erweitern. Dieses Tutorial hat die Form eines Dialogs, in dem häufig gestellte Fragen beantwortet werden.

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J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 021202 (6. Januar 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.021202

Starshade-Konzepte müssen für den Start in Raketenverkleidungen verstaut und dann im Weltraum eingesetzt werden. Die Einsatzgenauigkeit in der Ebene muss in der Größenordnung von Hunderten von Mikrometern liegen, um eine ausreichende Sternenlichtunterdrückung zu gewährleisten, um die Erkennung und Untersuchung erdähnlicher Exoplaneten um nahe sonnenähnliche Sterne herum zu ermöglichen. Wir beschreiben Tests, die durchgeführt wurden, um die Wiederholbarkeit der Bereitstellung von zwei wichtigen strukturellen Subsystemen der „aufgerollten“ Starshade-Architektur zu demonstrieren – dem Blütenblatt und der inneren Scheibe. Zusammen bilden die Blütenblätter und die innere Scheibe die in der Ebene liegende Form eines Sternenschirms. Für einen Sternenschatten mit 26 m Durchmesser wurden Testartikel in relevanten Maßstäben konstruiert, um die Subsysteme der Blütenblätter und der inneren Scheibe darzustellen. Diese Testartikel wurden Verstau- und Entfaltungszyklen unterzogen und ihre Formen wurden gemessen. Es wurde festgestellt, dass die gemessene Leistung – Dutzende von Teilen pro Million Blütenblattdehnung nach der Bereitstellung und Hunderte von Mikrometern Genauigkeit bei der Bereitstellung der inneren Platte – innerhalb der erforderlichen Zuweisungen liegt.

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J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 021203 (8. Januar 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.021203

Die NASA entwickelt die Starshade-Technologie im Rahmen einer gezielten Aktivität namens S5 auf Technology Readiness Level 5. Das Ziel von S5 ist es, die Starshade-Technologie so weit zu reifen, dass Exoplaneten-Imaging-Missionen wie Starshade Rendezvous und HabEx die Formulierungsphase beginnen können. Dieses Papier skizziert die S5-Aktivität als Ganzes, um zu zeigen, wie sie alle Lücken in der Sternenschattentechnologie auf gegenseitig konsistente Weise schließt. Es dient als Begleitpapier zu mehreren anderen Papieren in diesem speziellen Abschnitt, die über Fortschritte bei bestimmten Sternenschatten-Technologien berichten.

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J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 021204 (8. Januar 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.021204

Der Umfang eines sonnenblumenähnlichen Sternenschattens hat Hunderte von Metern scharfer Kanten, die direkt dem Sonnenlicht ausgesetzt sind. Das Sonnenlicht wird vom Rand gebeugt und reflektiert, was zu einem zweilappigen Glitzermuster führt, das heller sein kann als ein Exoplanet. Wir präsentieren Schätzungen der Glitzerhelligkeitsverteilung für die Konzepte Starshade Rendezvous Mission und HabEx Starshade Mission basierend auf Messungen von flugähnlichen, umweltgetesteten, unbeschichteten Metallkanten mit speziell angefertigten Scatterometern. Ein Begleitpapier befasst sich mit der Leistung von Kanten, die mit einer dünnen Antireflexbeschichtung beschichtet sind.

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J. Astron. Telesc. Instrument. Syst. 7 (2), 021205 (8. Januar 2021) https://doi.org/10.1117/1.JATIS.7.2.021205

Eine kontrastreiche Bildgebung, die durch einen Sternenschatten im Formationsflug mit einem Weltraumteleskop ermöglicht wird, kann einen kurzfristigen Weg zur Suche und Charakterisierung von gemäßigten und kleinen Planeten naher Sterne bieten. Die Sternenschatten-Technologieentwicklungsaktivität der NASA für TRL5 (S5) reift die erforderlichen Technologien schnell bis zu dem Punkt heran, an dem Sternenschatten in potenzielle zukünftige Missionen integriert werden könnten. Wir bewerten das Rauschbudget der Starshade-aktivierten Exoplaneten-Bildgebung neu, um die experimentell nachgewiesene optische Leistung des Starshade und seiner optischen Kante einzubeziehen. Unsere Analysen von Streulichtquellen – einschließlich der Leckage durch Mikrometeoroid-Schäden und der Reflexion heller Himmelskörper – zeigen, dass das von der optischen Kante (d. h. dem Sonnenflimmern) gestreute Sonnenlicht bei weitem das dominierende Streulicht ist. Mit Teleskop- und Beobachtungsparametern, die ungefähr dem Starshade Rendezvous mit dem Roman and Habitable Exoplanet Observatory (HabEx) entsprechen, stellen wir fest, dass die dominierende Rauschquelle exozodiakales Licht ist, um einen gemäßigten und erdgroßen Planeten um sonnenähnliche und frühere Sterne und die Sonne zu charakterisieren glitzern für spätere Sterne. Darüber hinaus würde eine Reduzierung der Helligkeit des Sonnenglanzes um den Faktor 10 mit einer Beschichtung verhindern, dass dieser sowohl für Roman als auch für HabEx zum dominierenden Geräusch wird. Bei einem Instrumentenkontrast von 10 – 10 ist das verbleibende Sternenlicht kein dominantes Rauschen, und eine Erhöhung des Kontrastniveaus um den Faktor 10 führt zu keiner nennenswerten Änderung der erwarteten wissenschaftlichen Leistung. Wenn eine unverzerrte Kalibrierung des Hintergrunds auf die Photonenrauschgrenze erreicht werden kann, könnte Starshade Rendezvous mit Roman eine nahezu photonenbegrenzte Spektroskopie von gemäßigten und erdgroßen Planeten von F-, G- und K-Sternen <4 Parsecs Entfernung liefern, und HabEx könnte sich verlängern diese Fähigkeit auf viele weitere Sterne <8 Parsec. Größere Gesteinsplaneten um Sterne <8 Parsec wären in Reichweite von Roman. Um diese Fähigkeiten zu erreichen, muss das exozodiakale Licht möglicherweise auf eine Genauigkeit von besser als 2% und der Sonnenglanz auf besser als 5% kalibriert werden. Unsere Analyse zeigt, dass die erwartete zeitliche Variabilität des Sonnenglitzerns die Kalibrierung wahrscheinlich nicht behindert, und die größte Herausforderung für die Hintergrundkalibrierung liegt wahrscheinlich in der ungleichmäßigen räumlichen Verteilung des exozodialen Staubs in einigen Sternen. Zusammengenommen validieren diese Ergebnisse das Budget für optisches Rauschen und die von S5 angenommenen technologischen Meilensteine im Vergleich zu den wichtigsten wissenschaftlichen Zielen und geben Auskunft über die Prioritäten zukünftiger Technologieentwicklungen und Partnerschaften zwischen Wissenschaft und Industrie.

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Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein? - Astronomie

Die Missionskonzepte HabEx und LUVOIR berichteten über wissenschaftliche Erträge für Missionsszenarien, in denen die Instrumente nach potenziell bewohnbaren Planeten suchen, ihre Umlaufbahnen bestimmen und gegebenenfalls die Integrationszeit für eine spektrale Charakterisierung investieren müssen. Wir bewerten den Einfluss von Vorkenntnissen über Planetenexistenz und Orbitalparameter auf den Ertrag für vier Missionskonzeptarchitekturen: HabEx

Phasenrastersimulationen auf der Grundlage einer schnellen Fourier-Transformation liefern nur dann genaue Ergebnisse, wenn die Rastergröße (G) viel größer als der äußere Skalenparameter (L0) ist. Andernfalls können sie sowohl das Nieder- als auch das Hochfrequenzverhalten von turbulenzinduzierten Phasenverzerrungen nicht korrekt vorhersagen. Subharmonische Kompensation ist eine häufig verwendete Technik, die bei der Niederfrequenzkorrektur hilft, aber nicht löst

Um die Wirkung eines ungleichmäßigen Temperaturfeldes zu erfassen, wurden in dieser Studie die Auswirkungen eines ungleichmäßigen Sonnenschein-Temperaturfeldes auf ein großes, vollständig bewegliches Radioteleskop analysiert. Basierend auf den Gesamtparametern eines Radioteleskopmodells wurden zunächst mehrere spezifische Schritte des Ray-Casting-Algorithmus zur Berechnung von Sonnenlichtschatten auf Radioteleskopen eingeführt und dann ein spezielles Programm entwickelt

Da Exoplaneten extrem schwach sind, ist eine elektronenvervielfachende ladungsgekoppelte Vorrichtung erforderlich, die im Photonenzählmodus (PC) arbeitet, um den Rauschpegel des Detektors zu reduzieren und ihre Detektion zu ermöglichen. Typischerweise werden PC-Bilder vor der Verarbeitung als zusammengefügtes Bild zusammengefügt. Wir präsentieren eine Signalerkennungs- und -schätzungstechnik, die direkt mit einzelnen PC-Bildern arbeitet. Die Methode basiert auf

Wir demonstrieren einen wichtigen Schritt auf einem technischen Weg zur Erzielung einer cm/s-Skalengenauigkeit für astronomische Spektrographen über lange (mehrjährige) Zeitskalen, was für die Doppler-Charakterisierung erdgroßer Exoplaneten und die Messung kleiner kosmischer Rotverschiebungsdrift über viele . entscheidend ist Jahre. Dieselbe Technik ermöglicht auch die Suche in Exoplanetenatmosphären nach biosignifikanten Molekülen in direkten Planeten

Die Hinzufügung eines externen Sternenschirms zum römischen Weltraumteleskop Nancy Grace wird die direkte Abbildung von Planeten im Erdradius ermöglichen, die um ∼1 AE kreisen. Die Klassifizierung aller entdeckten Planeten als erdähnlich erfordert sowohl Spektroskopie, um ihre Atmosphären zu charakterisieren, als auch Mehrepochen-Bildgebung, um ihre Umlaufbahnen zu verfolgen. Wir betrachten hier die Fähigkeit der Starshade-Rendezvous-Sonde, die Umlaufbahnen einzuschränken

Eine verbesserte Messung und Kalibrierung des Detektorverhaltens wird für zukünftige Weltraummissionen von entscheidender Bedeutung sein, insbesondere für solche, die offene Fragen der Kosmologie und Exoplanetenforschung angehen. In ähnlicher Weise müssen viele kleine Detektoreffekte, wie die Nächste-Nachbar-Wechselwirkungen des Heller-Fatter-Effekts und die Interpixel-Kapazität berücksichtigt werden, um sicherzustellen, dass die gemessenen Signale wirklich

Laserfrequenzkämme haben Eigenschaften, die sie zu vielversprechenden Lichtquellen für die Kalibrierung von Spektrographen machen. Ein Nachteil dieser Anwendung ist der hohe Dynamikbereich in den Superkontinuumsspektren einiger Frequenzkämme. Unser Ziel ist es, das Spektrum eines Ti:Saphir-Laser-Frequenzkamms abzuflachen, um die Kalibrierungsleistung für einen Fourier-Transformations-Spektrographen zu verbessern. Dazu entwickeln wir ein kompaktes Fourier

Das Roman Coronagraph Instrument (CGI) arbeitet in einem beispiellosen Kontrastregime (10 − 7 bis 10 − 9) und wird als Wegbereiter für Schlüsseltechnologien dienen, die für zukünftige Erdfindungsmissionen wie HabEx und LUVOIR benötigt werden. Die Roman Exoplanet Imaging Data Challenge (Roman EIDC) war ein Gemeinschaftsprojekt, bei dem die Teilnehmer die Aufgabe hatten, Exoplaneten und ihre Umlaufbahnen für ein 47-UMa-ähnliches Ziel zu extrahieren

Der Spectrum-Roentgen-Gamma-Satellit mit der erweiterten Röntgendurchmusterung mit einem Imaging-Teleskop-Array (eROSITA)-Röntgenteleskop als wissenschaftliche Nutzlast wurde am 13. Juli 2019 erfolgreich gestartet und in einer 6-monatigen Halo-Umlaufbahn um den zweiten Lagrange-Punkt von das Sonne-Erde-System. Das Teleskop besteht aus sieben Spiegelsystemen mit sieben Brennebenenkameras. Das spektroskopische CCD

Das Starshade Imaging Simulation Toolkit for Exoplanet Reconnaissance (SISTER) ist ein vielseitiges Werkzeug, das entwickelt wurde, um genaue Modelle der Bilder von Exoplanetensystemen bereitzustellen, wenn sie mit einem Sternenschatten beobachtet werden, der das Licht des Wirtssterns blockiert. Mit SISTER kann man eine Reihe von Beobachtungsparametern steuern, darunter: (1) das Starshade-Design, die Position, die Ausrichtung und die Glanzeigenschaften (2) das Teleskop

Das OARPAF-Teleskop ist ein optisches Teleskop mit 80 cm Durchmesser, das im Regionalreservat Antola in Norditalien installiert wurde. Wir präsentieren die Ergebnisse der Standortcharakterisierung sowie umgesetzte Entwicklungen und Interventionen mit dem Ziel, die Anlage für wissenschaftliche und pädagogische Zwecke zu nutzen. Während der Charakterisierung der Site wurde ein durchschnittlicher Hintergrund

Die Columbia Scientific Ballooning Facility führt Stratosphären-Ballonflüge von der McMurdo-Station in der Antarktis aus durch. Wir verwenden Ballonflugbahndaten von 40 Flügen zwischen 1991 und 2020, um die erste Quantifizierung von Flugbahnstatistiken zu geben. Wir geben die Wahrscheinlichkeiten als Funktion der Zeit dafür an, dass die Nutzlast zwischen bestimmten Breiten liegt, und wir quantifizieren die südlichsten und nördlichsten Breiten

Resolve an Bord des Röntgensatelliten X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission (XRISM) ist ein kryogenes Instrument mit einem Röntgenmikrokalorimeter in einem Dewar. An der Oberseite des Dewars entlang der optischen Achse ist ein für Röntgenstrahlen teilweise transparenter Deckel (genannt Gate Valve oder GV) angebracht. Da in den ersten Monaten Beobachtungen durch das GV gemacht werden, ist die Röntgentransmissionskalibrierung des GV entscheidend

In den letzten Jahren hat die Zahl der in den Weltraum gestarteten CubeSats (Raumsonden der U-Klasse) exponentiell zugenommen, was den Beginn der Nanosatelliten-Technologie markiert. Im Allgemeinen haben diese Satelliten im Vergleich zu herkömmlichen wissenschaftlichen Satelliten ein viel geringeres Massenbudget, was die Abschirmung wissenschaftlicher Instrumente gegen direkte und indirekte Strahlung im Weltraum einschränkt. Wir stellen ein Simulationsframework vor, um

Diese Studie schlägt allgemeine Kriterien vor, um eine Radio-Ruhezone (RQZ) und eine Radio-Notification-Zone (RNZ) für die Installation einer radioastronomischen Sternwarte vor Ort zu identifizieren und das Radioastronomie-Spektrum speziell in tropischen Regionen abzusichern. Diese Studie konzentriert sich auf Gebiete mit einer mittleren Bevölkerungsdichte. Die meisten weltweit ausgewählten RQZs befinden sich hauptsächlich in Regionen mit geringer Bevölkerungsdichte

Wir präsentieren die Entwicklung einer auf maschinellem Lernen basierenden Pipeline, um die Kalibrierung des Frequenzkamms, der zum Auslesen von optischen/IR-Mikrowellen-Kinetikinduktivitätsdetektoren (MKID) verwendet wird, vollständig zu automatisieren. Dieser Prozess beinhaltet das Bestimmen der Resonanzfrequenz und der optimalen Antriebsleistung jedes Pixels (d. h. Resonators) im Array, was typischerweise manuell durchgeführt wird. Moderne optische/IR-MKID-Arrays, wie z

Wir präsentieren das konzeptionelle Design und die erste Entwicklung des Hysteretic Deformable Mirror (HDM). Der HDM ist ein völlig neuer Ansatz für das Design und den Betrieb von deformierbaren Spiegeln (DMs) zur Wellenfrontkorrektur in fortschrittlichen Bildgebungssystemen. Der entscheidende technologische Durchbruch ist die Anwendung von hochhysteretischem piezoelektrischem Material in Kombination mit einem einfachen Elektrodenlayout, um effizient

Wir präsentieren das anfängliche Design, Leistungsverbesserungen und wissenschaftliche Möglichkeiten für ein Upgrade des Field-Imaging Far-Infrared Line Spectrometer (FIFI-LS).FIFI-LS misst effizient Feinstruktur-Kühlleitungen und liefert kritische Einschränkungen des interstellaren Mediums und der Sternentstehungsumgebung. Das Stratosphären-Observatorium für Infrarot-Astronomie (SOFIA) bietet das einzige Ferninfrarot

Wir untersuchten Datenkompressionsalgorithmen, um die wissenschaftliche Datenrückgabe von Instrumenten mit hohem Datenvolumen bei planetarischen Missionen zu steigern, insbesondere bei Missionen im äußeren Sonnensystem, bei denen jedes Datenbit einen technischen Triumph über die strengen Einschränkungen bei Masse (begrenzende Antennengröße) und Leistung (begrenzend) darstellt Signalstärke). Wir haben eine Methodik entwickelt, um (1) Algorithmen zur Verbesserung der Komprimierung zu untersuchen

Die Validierung globaler Klimamodelle (GCMs) für Planeten in unserem Sonnensystem erfordert Beobachtungsdaten, aber Beobachtungen aus der Umlaufbahn des Mars und seiner Oberfläche sind zahlenmäßig begrenzt und durch ihre Umlaufbahn oder ihren Landeplatz eingeschränkt. Bodengestützte Beobachtungen des Mars können helfen, indem sie Daten über die gesamte Marshemisphäre liefern, aber historisch gesehen bodengebundene Beobachtungen bei Submillimeterwellenlängen

Dieses Erratum korrigiert eine Transpositionszahl im Originalpapier.

Anwendungsspezifische integrierte Schaltkreise (ASICs) werden häufig verwendet, um die Signale von Sensoren und Detektoren im Weltraum effizient zu verarbeiten. Drahtbonden ist eine weltraumtaugliche Technik zum Herstellen von Verbindungen zwischen ASICs und ihrer Substrat-Packaging-Platine für die Stromversorgung, Steuerung und das Auslesen der ASICs. Drahtbonden ist in modernen Raumfahrtprogrammen fast allgegenwärtig, aber ihre freiliegenden Drähte können anfällig sein

Die Suche nach Exoplaneten bringt Systeme der adaptiven Optik (AO) an bodengestützten Teleskopen an ihre Grenzen. Eine der Haupteinschränkungen bei kleinen Winkelabständen, genau dort, wo Exoplaneten vorhergesagt werden, ist die Servoverzögerung der AO-Systeme. Der Servoverzögerungsfehler kann mit prädiktiver Steuerung reduziert werden, wobei die Steuerung auf dem zukünftigen Zustand der atmosphärischen Störung basiert. Wir schlagen vor

Hexapoden sind in der Astronomie sehr verbreitet als Mechanismus, um eine steife Halterung oder ein Präzisionsausrichtungswerkzeug bereitzustellen. Hier präsentieren wir ein konzentriertes Modell für einen allgemeinen symmetrischen Hexapod, das es uns ermöglicht, die Lastverteilung unter äußeren Kräften, die Auflösung des Hexapods und die Identifizierung von Singularitätsorten innerhalb des Arbeitsbereichs zu berechnen. Wir haben auch ein Skript entwickelt, um dieses parametrische Modell zu analysieren, das

Wir präsentieren optimierte Beobachtungspläne für eine verteilte Konfiguration der Remote Occulter Mission. Unter Berücksichtigung von Auftankrunden zeigen wir, dass ein erdumlaufender Remote Occulter bis zu 158 bodengestützte Beobachtungen von 80 exoplanetaren Zielen während einer Missionsdauer ermöglichen könnte. Wir entwickeln zwei Ziellisten, liefern Expositionszeitschätzungen für jeden potenziellen Zielstern, präsentieren einen analytischen Ansatz

Ein Starshade unterdrückt das Sternenlicht um den Faktor 1011 in der Bildebene eines Teleskops, was für die direkte Abbildung erdähnlicher Exoplaneten entscheidend ist. Der State-of-the-Art der kontrastreichen Nachbearbeitungs- und Signaldetektionsmethoden wurde speziell für Bilder entwickelt, die mit einem internen Koronagraphensystem aufgenommen wurden und konzentrierte sich auf die Entfernung von quasi-statischen Speckles. Diese Methoden sind für Sternenschatten weniger nützlich

Wir legen die Möglichkeiten und Grenzen von Sternenschatten-basierten Missionen dar, die darauf abzielen, die reflektierten Lichtspektren von gemäßigten Planeten aus einer bildgebenden Perspektive zu messen. Wir verwenden das Starshade Imaging Simulation Toolkit for Exoplanet Reconnaissance, um hochauflösende optische End-to-End-Simulationen durchzuführen, einen Schritt nach vorne von vereinfachten analytischen Gleichungen zu machen und die Auswirkungen von zu untersuchen und zu quantifizieren

Sternenschatten im Formationsflug mit einem Weltraumteleskop ist eine schnell reifende Technologie, die in nicht allzu ferner Zukunft die Abbildung und spektrale Charakterisierung kleiner Planeten ermöglichen würde, die nahe Sterne umkreisen. Während Leistungsmodelle der sternschattenunterstützten Exoplaneten-Bildgebung entwickelt und verwendet wurden, um zukünftige Missionen zu entwerfen, wurden ihre Ergebnisse nicht durch die Analysen von synthetischen

In diesem Artikel wird eine analytische Methode zur Berechnung von Toleranzen für den Wellenfrontfehler auf Segmentebene (WFE) vorgestellt, um die Erkennung schwacher extrasolarer Planeten mit Teleskopen mit segmentierter Apertur im Weltraum zu ermöglichen. Diese Studie bietet eine vollständige Behandlung des Falles von räumlich unkorrelierten Segment-Phasenfehlern für die segmentierte Teleskopkoronagraphie, der bisher nur mit ad-hoc Monte-Carlo . angegangen wurde

Das Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) wurde entwickelt, um genaue spektropolarimetrische Sonnendaten über einen weiten Wellenlängenbereich zu liefern und gleichzeitig ein großes Sichtfeld abzudecken, indem mehrere Geräte für Sonnenscheiben-, Extremitäten- und Koronarbeobachtungen verwendet werden. Wir zeigen das erfolgreiche Design und die Implementierung des National Solar Observatory Coudé Laboratory Spectropolarimeters, einem maßgeschneiderten Messwerkzeug

Die Gastredakteure fassen den Sonderteil zum Weltraumteleskop Origins zusammen.

Am 22. August 2019 lieferte das Studienteam des Origins Space Telescope (OST) den Studienbericht zum OST-Missionskonzept und den OST-Technologieentwicklungsplan an das NASA-Hauptquartier. Eine Schlüsselkomponente dieses Studienberichts umfasst die Technologie-Roadmap für die Detektorauslesung und wie eine neue Radiofrequenz-System-on-Chip (RFSoC)-basierte Technologie verwendet werden würde, um das Konzept der Ferninfrarot-Polarimeter-Instrumente voranzutreiben

Der Ferninfrarot-Imager und Polarimeter (FIP) für das Origins Space Telescope (Origins) ist ein grundlegender Ferninfrarot-Imager und Polarimeter. Die Kamera liefert Kontinuumsbilder und Polarisationsmessungen bei 50 und 250 µm. Derzeit verfügbare Detektortechnologien bieten eine ausreichende Empfindlichkeit für hintergrundbegrenzte Beobachtungen aus dem Weltraum, zumindest auf Einzelpixelbasis. FIP umfasst große

Das Origins-Weltraumteleskop (Origins) wird einen auf 4,5 K gekühlten Hauptspiegel mit 5,9 m Durchmesser haben und mit drei Instrumenten ausgestattet sein, von denen zwei das Fern-IR (λ = 25 bis 588 μm) abdecken. Diese Fern-IR-Instrumente erfordern große Arrays (∼104 Detektoren) ultraempfindlicher Detektoren mit rauschäquivalenten Leistungen (NEPs) von nur 3 × 10 – 20 W Hz – 1/2. Kinetische Induktivitätsdetektoren (KIDs) haben

Das Origins-Weltraumteleskop verfolgt die Geschichte unserer Ursprünge von der Zeit, als Staub und schwere Elemente die kosmische Landschaft dauerhaft veränderten, bis zum heutigen Leben. Wie haben sich Galaxien von den frühesten galaktischen Systemen zu denen entwickelt, die heute im Universum zu finden sind? Wie entstehen bewohnbare Planeten? Wie verbreitet sind lebenserhaltende Welten? Wir beschreiben, wie Origins entwickelt wurde, um diese verführerischen Fragen zu beantworten

Die Faserpositionierungstechnologie ist in spektroskopischen Teleskopen weit verbreitet, und die genaue Identifizierung der Faserposition in der Brennebene wirkt sich direkt auf die Effizienz des astronomischen Spektrums aus. Gegenwärtig verwendet die Faserpositionierung normalerweise die Technik der „Rücklichtbeleuchtung“, um ein Ende der Faser zu beleuchten. Das andere Ende der Faser wird zur Detektion verwendet. Die Faser könnte belastet oder verdreht sein

Das Mittelinfrarot-Spektrometer und Kamera-Transit-Spektrometer (MISC-T) ist eines der drei Basisinstrumente für das Origins-Weltraumteleskop (Origins) und bietet die Möglichkeit, die Bewohnbarkeit nahegelegener Exoplaneten zu beurteilen und nach Lebenszeichen zu suchen. MISC-T verwendet ein optisches Design mit verdichteter Pupille und HgCdTe- und Si:As-Detektorarrays. Dieses optische Design ermöglicht es dem Instrument, relativ zu sein

Molekülwolken sind eine entscheidende Phase im Lebenszyklus eines Sterns, und der Spektralbereich des fernen Ultravioletts (FUV) ist ein erstklassiges Beobachtungsband. Hyperion ist ein FUV-Weltraumteleskop, das die Geburtswolken von Sternen mit einem hochauflösenden Spektrometer untersucht. Um den wissenschaftlichen Anforderungen gerecht zu werden, haben wir ein Spektrometer entwickelt und evaluiert, das den Wellenlängenbereich von 140,5 bis 164,5 nm mit einem spektralen

Das Origins Survey Spectrometer (OSS) ist ein Mehrzweck-Fern-IR-Spektrograph für Origins. An der Photonen-Hintergrundgrenze arbeitend, deckt OSS den Wellenlängenbereich von 25 bis 588 μm sofort mit einem Auflösungsvermögen (R) von 300 unter Verwendung von sechs logarithmisch beabstandeten Gittermodulen ab. Jedes Modul koppelt mindestens 30 und bis zu 100 räumliche Strahlen gleichzeitig und ermöglicht so eine echte [dreidimensionale (3D)] Spektralabbildung

Dieser Beitrag schlägt ein optisches System des Teleskops für die Weltraumforschung vor. Das System besteht aus einem segmentierten sphärischen Spiegel mit einem Durchmesser von 10 m und einem sekundären asphärischen Spiegel. Die Brennweite des Teleskops entspricht dem Radius eines sphärischen Hauptspiegels. Der paraxiale Brennpunkt des sphärischen Spiegels ist auf den Brennpunkt des Gesamtsystems ausgerichtet. Das nächste Analogon des vorgeschlagenen

Das Wide-Area Linear Optical Polarimeter (WALOP)-South-Instrument wird im Rahmen des Polar-Areas Stellar Imaging Polarization High Accuracy Experiment (PASIPHAE)-Programms am 1-m-Teleskop des South African Astronomical Observatory in Südafrika montiert, um a lineare Abbildungspolarisationsvermessung der galaktischen Polarregionen im optischen Band. Entwickelt, um polarimetrische Empfindlichkeit zu erreichen

Auf ladungsgekoppelte Bauelemente (CCD) basierende Technologien, die energiereicher Strahlung ausgesetzt sind, sind anfällig für die Bildung von stabilen Defekten innerhalb des Ladungsübertragungskanals, die das Signal auf nachfolgende Pixel verschieben und die Lebensdauer des Detektors begrenzen. Die Leistungseinbußen aufgrund dieser Fehler hängen vom Zusammenspiel zwischen den Taktzeiten, die zum Betrieb des Geräts verwendet werden, und den Eigenschaften der eingeführten Fehler ab

Astrobot-Schwärme werden verwendet, um astronomische Signale zu erfassen, um die Karte des beobachtbaren Universums für Studien der dunklen Energie zu erstellen. Die Konvergenz jedes Schwarms im Verlauf seiner Koordination muss eine bestimmte Schwelle überschreiten, um eine zufriedenstellende Karte zu erhalten. Die derzeitigen Koordinierungsmethoden erreichen nicht immer die gewünschten Konvergenzraten. Außerdem sind diese Methoden so kompliziert, dass

Der Mid-Resolution Infrared Astronomical Spectrograph (MIRADAS) ist ein Nahinfrarot-Mehrobjekt-Echelle-Spektrograph für Gran Telescopio de Canarias. Es wählt Ziele aus einem Sichtfeld von 5 Bogen min unter Verwendung von bis zu 12 ausfahrbaren Sondenarmen mit Aufnahmespiegeloptik aus. Die Fokusebene, in der sich die Tastarme bewegen, hat einen Durchmesser von etwa 250 mm. Die spezielle Geometrie der Tastarme erfordert eine optimierte Kollision

Das Konzept des Origins Space Telescope (Origins) wurde entwickelt, um die Entstehung und Verbreitung lebenswichtiger Elemente, die Bildung von Planetensystemen und den Transport von Wasser zu bewohnbaren Welten und die Atmosphären von Exoplaneten um nahe gelegene K- und M-Zwerge zu untersuchen potenziell bewohnbare – und sogar bewohnte – Welten identifizieren. Diese wissenschaftlichen Prioritäten stehen im Einklang mit den drei großen Astrophysikern der NASA

Da die Krise des Klimawandels jedes Jahr mehr Menschen betrifft und zu schlimmeren Wettermustern mit beispiellosen sozioökonomischen Folgen führt, müssen alle Akteure auf der Erde ihre Verantwortung verstehen und zur Lösung dieses Generationenproblems beitragen. Um dieses Problem anzugehen, müssen Einzelpersonen und Unternehmen zunächst ihren CO2-Fußabdruck bewerten, der dann die Grundlage darstellt

Die Verbesserung der Größenordnungen des Origins-Weltraumteleskops gegenüber den wissenschaftlichen Fähigkeiten früherer Infrarot-(IR)-Missionen basiert auf seinem kalten Teleskop (4,5 K) in Kombination mit rauscharmen Fern-IR-Detektoren und ultrastabilen Mittel-IR-Detektoren. Mehrere Gewerke wurden zugunsten eines Designs mit gestufter Kühlung gewählt, um warme Gegenstände in den kalten Zonen zu vermeiden und die Anzahl der Einsätze und deren

Das Dual-Channel Extreme Ultraviolet Continuum Experiment (DEUCE) ist ein raketengestützter Ultraviolett-Spektrograph, der speziell entwickelt wurde, um die ersten flusskalibrierten Spektren der nahegelegenen B-Sterne ϵ und β Canis Majoris (CMa) über der Lyman-Grenze bei 912 zu erhalten. Diese Beobachtungen werden helfen, den Beitrag solcher Sterne zur modernen Ionisation im intergalaktischen Medium zu quantifizieren. Die Nutzlast arbeitet in zwei

Supraleitende Übergangskantensensoren (TESs) von Röntgenteleskopen sind leistungsstarke Werkzeuge für die Untersuchung von Neutronensternen und Schwarzen Löchern. Zur Analyse der Röntgendaten dieser Sensoren wurden bereits mehrere Methoden entwickelt, wie beispielsweise die optimale Filterung oder die Hauptkomponentenanalyse. Diese Techniken können jedoch im Weltraum schwer zu implementieren sein. Unser Ziel ist es, eine kostengünstigere Technik zu entwickeln

Wir beschreiben einen Ansatz zur koronagraphischen Fokalebenen-Wellenfrontsteuerung, der eine gradientenbasierte nichtlineare Optimierung zusammen mit analytischen Gradienten nutzt, die mit algorithmischer Differenzierung erhalten wurden, um verformbare Spiegellösungen zu finden. Neben der Eliminierung der Kosten für die Berechnung einer hochdimensionalen endlichen Differenz-Jacobi-Matrix zeigen wir, dass dieser Ansatz zu verbesserten asymptotischen Berechnungen führt

Wir entwickeln eine einfache Koordinatentransformation, die verwendet werden kann, um die Nichtlinearität zu kompensieren, die durch das homodyne Ausleseschema eines Mikrowellen-Induktivitätsdetektors (MKID) eingeführt wird. Dieses Koordinatensystem wird mit den kanonisch verwendeten Polarkoordinaten verglichen und verbessert nachweislich die Leistung der Filtermethode, die häufig verwendet wird, um die Energie eines Photons zu schätzen. Für einen Detektor, bei dem die Koordinate

Wir berichten über unsere Untersuchung zur Anpassung des Designs des James Webb Space Telescope (JWST) an die Bedürfnisse und Anforderungen des Origins Space Telescope. Die Modifikationen, die an der Ausrüstung und Isolierung des JWST-Designs erforderlich sind, um die 4,5-K-Designtemperatur für Origins zu erreichen, werden vorgestellt und detailliert beschrieben. Das thermische Modell von Webb wird an das Design von Origins angepasst und verwendet, um die Hitze vorherzusagen

Das Studienteam des Weltraumteleskops Origins (Origins) hat einen Studienbericht zum Missionskonzept für die 2020 Decadal Survey in Astrophysics erstellt und vorgelegt. Während der Studie wurde eine Materialarbeitsgruppe gebildet, um Materialien für Origins zu bewerten. Die Arbeitsgruppe Werkstoffe identifizierte Materialkandidaten und bewertete die Kandidaten anhand von Fahranforderungen und wesentlichen Materialüberlegungen. Die Bewertung

Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein? - Astronomie

Proz. SPIE. 11443, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2020: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Bildgebende Systeme, Wellenfronten, Bildgebende Spektroskopie, Koronographie, Infrarotstrahlung, Planeten, Entwicklung von Algorithmen, Infrarotteleskope, Jupiter, James Webb Space Telescope

Das Coronagraph Instrument (CGI) des römischen Weltraumteleskops Nancy Grace wird die kontrastreiche Technologie demonstrieren, die für die Bildgebung von Exoplaneten mit sichtbarem Licht und die Spektroskopie aus dem Weltraum durch direkte Abbildung von Planeten und Trümmerscheiben in Jupitergröße erforderlich ist. Diese Erfahrung im Weltraum ist ein entscheidender Schritt in Richtung zukünftiger, größerer Missionen, die auf die direkte Abbildung erdähnlicher Planeten in den bewohnbaren Zonen naher Sterne abzielen. Dieses Papier bietet einen Überblick über das aktuelle Instrumentendesign und die aktuellen Anforderungen und hebt die kritische Hardware, Algorithmen und Operationen hervor, die demonstriert werden. Wir beschreiben auch mehrere Fälle der Exoplaneten- und zirkumstellaren Scheibenforschung, die durch diese Fähigkeiten ermöglicht werden. Ein kompetitiv ausgewähltes Team des Community Participation Program wird ein integraler Bestandteil der Technologiedemonstration sein und könnte über die anfängliche technische Demo hinaus zusätzliche CGI-Beobachtungen durchführen, wenn die Geräteleistung dies rechtfertigt.

Verfahren Artikel | 13. Dezember 2020

Proz. SPIE. 11443, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2020: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Teleskope, Modulation, Wellenfronten, verformbare Spiegel, Bildanalyse, Koronographie, Optimierung (Mathematik), Design optischer Instrumente, Toleranz, Leistungsmodellierung

Um ein kontrastreiches Sichtfeld mit einem geformten Pupillenkoronagraphen (SPC) zu erzeugen, wird die Teleskoppupille auf die geformte Pupillenmaske abgebildet, die geformte Pupillenmaske wird durch eine Designoptimierung basierend auf einer gegebenen Pupillenwellenfront und verformbaren Spiegeln entworfen und hergestellt (DM) im Koronagraphen werden nach einem nichtlinearen Optimierungsverfahren moduliert. Sowohl die Maskendesign-Optimierung als auch die DM-Optimierung erfordern eine genaue Kenntnis des Bildes der Pupille in der geformten Pupillenebene für die Berechnung von Jacobianen und die Bewertung von Ausrichtungstoleranzen. Die im High Contrast Imaging Testbed (HCIT) am JPL demonstrierten geformten Pupillen-Coronagraphen gingen bisher von einer perfekten Abbildung der Pupille auf die geformte Pupillenmaske aus. In ähnlicher Weise gehen das Design und die Leistungsmodellierung des WFIRST CGI-Instruments von der gleichen Annahme aus. In dieser Arbeit schätzen und vergleichen wir das Bild der Pupillenmaske an der geformten Pupillenebene im Fall des Koronagraph-Testbetts und das Bild der Teleskoppupille an der geformten Pupillenebene für das WFIRST CGI-Instrument. Die geschätzten Pupillenbilder umfassen Feldkrümmung und Aberrationen, die sich aus dem Layout des Parabolspiegelabbildungssystems ergeben, das für das Quellbild, nicht das Bild der Pupille, optimiert ist. Wir zeigen auch die Ergebnisse der direkten Messung des Bildes der Pupillenmaske an der geformten Pupillenebene im Koronagraphenprüfstand.

Verfahren Artikel | 13. Dezember 2020

Proz. SPIE. 11443, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2020: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Observatorien, Beugung, Wellenfronten, verformbare Spiegel, Koronografie, Leistungsmodellierung, Instrumentenmodellierung

Optische Beugungs- und Wellenfront-Erfassungs- und -Steuerungsmodelle (WFSC), die mit dem High-Fidelity-Teststand des römischen Weltraumteleskops Coronagraph Instrument (CGI) validiert wurden, spielen eine Schlüsselrolle bei der Auswahl des Maskendesigns und der Überprüfung vieler Anforderungen, die erst im Orbit des Observatoriums erfüllt werden können . Wir haben unsere Modelltreue für das As-Built-CGI-Testbed-System stetig verbessert. Wir demonstrieren kürzlich eine gute Übereinstimmung zwischen Messungen und Modellvorhersagen, während wir die Leistung des Hybrid Lyot Coronagraph (HLC) unter Verwendung des Betriebsszenarios für Wellenfronterfassung und -steuerung hoher Ordnung im Orbit (HOWFSC) validieren. Wir präsentieren Modellierungs- und Testbed-Validierungsergebnisse, die erklären, warum in der Vergangenheit viele Testbed-WFSC-Iterationen für HLC erforderlich waren. Eine neue, direkte Anwendung des modellgenerierten anfänglichen verformbaren Spiegels (DM)-Spannungsmusters wurde seitdem erfolgreich auf dem Prüfstand mit signifikanter Geschwindigkeits- und Leistungsverbesserung demonstriert. Dies eröffnet neue modellbasierte anfängliche DM-Muster-WFSC-Ansätze für CGI. Dies kann das Flugrisiko durch eine potenziell unzureichende Boden-DM-Mustererzeugung aufgrund von Zeitplan- oder Kostenbeschränkungen oder durch unerwartete Änderungen nach der Auslieferung erheblich reduzieren. Diese Arbeit wurde am Jet Propulsion Laboratory des California Institute of Technology im Auftrag der NASA durchgeführt.

Verfahren Artikel | 16. September 2019

Proz. SPIE. 11117, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten IX

SCHLÜSSELWÖRTER: Spiegel, optisches Design, Sterne, Polarisation, verformbare Spiegel, Koronographie, Exoplaneten, optische Herstellung, optische Ausrichtung, astronomische Bildgebung

Das WFIRST Coronagraph Instrument wird eine direkte Abbildung von Exoplaneten durch Koronographie des Wirtssterns durchführen. Das optische Design der Phase B passt in ein neu zugewiesenes Instrumentengehäuse und nimmt sowohl Hybrid-Lyot- als auch geformte Pupillen-Coronagraphen auf. Es bietet optischen Weg und Platz für zugängliche Fokusebenen zum Verdecken von Masken und Feldblenden. Es bietet zugängliche Pupillenebenen für geformte Pupillen- und Lyot-Masken.Es beherbergt zehn aktive optische Baugruppen, darunter einen schnellen Lenkspiegel, einen Fokussierspiegel, zwei verformbare Spiegel und sechs Präzisionsausrichtungsmechanismen. Wir präsentieren das optische Design und die Analysen für den Direct Imaging-Kanal, einschließlich der Polarisationsbildgebung. Wir präsentieren auch die Leistungsanalyse der Pupillenabbildung für Sternenlichtbeleuchtung und Streulichtbeleuchtung der Pupille.

Verfahren Artikel | 9. September 2019

Proz. SPIE. 11117, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten IX

SCHLÜSSELWÖRTER: Teleskope, Luft- und Raumfahrttechnik, Wellenfronten, Kontrollsysteme, Koronografie, Maskenherstellung, Weltraumoperationen, Design optischer Instrumente, Toleranzen, Leistungsmodellierung

Die Herstellung von Occulter-Masken für den Hybrid Lyot Coronagraph (HLC) am JPL ist eine relativ ausgereifte Technologie, wie frühere erfolgreiche Testbed-Demonstrationen belegen können. Als die WFIRST-Mission der NASA in Phase B eintrat, wurden jedoch neue Maskendesignräume und Herstellungsverfahren für neue Anforderungen und bessere Leistungen für das CoronaGraph-Instrument (CGI) untersucht. Um die mit den neuen Explorationen verbundenen Risiken zu minimieren, hat das CGI-Modellierungsteam die Aufgabe, die Realisierbarkeit neuer Designs zu bewerten. In diesem Papier beschreiben wir unsere HLC-Modellierungsanstrengungen und -ergebnisse, die die potenziellen Risiken mit frühen explorativen Designs und modifizierten Herstellungsprozessen identifiziert haben. Als Ergebnis wird das traditionelle (bewährte) Stildesign zur Risikoaversion beibehalten. Nebenbei wurde ein Standardverfahren zur systematischen Maskenbewertung, Masken-Baselining und allgemeinen Flugleistungsvorhersage entwickelt. Im zweiten Teil beschreiben wir unseren Modellvalidierungsaufwand für die Testbed-Performance der ausgewählten Baseline-Maske. Der Schwerpunkt der Testbed-Demonstration liegt darin, ein wichtiges Anliegen im Zusammenhang mit der begrenzten Zeit des CGI für die Wellenfrontkontrolle (WFC) im Flug zu adressieren. Es umfasst zwei WFC-Stufen: Bodensaatguterzeugung WFC und (simulierte) In-Orbit-Inbetriebnahmephase WFC. In beiden Phasen der WFC wurden gute Übereinstimmungen erzielt, die bestätigen, dass das CGI in der Lage ist, ein dunkles Loch zu graben, das die Anforderungen an den Rohkontrast innerhalb der erforderlichen Zeitzuweisung erfüllt. Es stellt auch eine signifikante Verbesserung unserer HLC-WFC-Modellierung für ein reales As-Built-System dar.

Verfahren Artikel | 9. September 2019

Proz. SPIE. 11117, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten IX

SCHLÜSSELWÖRTER: Teleskope, Polarisation, Koronographie, Numerische Modellierung

Die Habex-Studie, die von der NASA zur Vorbereitung des Decadal Survey 2020 in Auftrag gegeben wurde, bewertet ein 4-Meter-Weltraumteleskop für kontrastreiche Abbildungen und spektrale Charakterisierung extrasolarer terrestrischer Planeten. Seine Off-Axis-Konfiguration, aktive strukturelle Messtechnik und störungsarme Pointing-Steuerung bieten ein optimales System für Koronagraphen. Wir präsentieren Vorhersagen der Habex-Leistung unter Verwendung eines Charge-6-Wirbelkoronagraphen, die mit numerischen Modellierungstechniken erhalten wurden, die für den WFIRST-Koronagraphen entwickelt wurden. Die Modelle umfassen realistische optische Oberflächen- und polarisationsinduzierte Aberrationen, Pointing-Jitter und thermisch induzierte Wellenfrontvariationen. Die Wellenfrontsteuerung mit zwei verformbaren Spiegeln wird simuliert, um ein dunkles, kontrastreiches Loch um den Stern zu erzeugen. Die Ergebnisse zeigen, dass die aktuellen Technologien den Habex-Leistungszielen nahe kommen können und mit einigen zusätzlichen Entwicklungen in Schlüsselbereichen (z. B. verformbare Spiegeloberflächenqualität, polarisationsarme Beschichtungen usw.) in den nächsten Jahren diese zuverlässig erfüllen sollten.

Verfahren Artikel | 9. September 2019

Proz. SPIE. 11117, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten IX

SCHLÜSSELWÖRTER: Optische Komponenten, Observatorien, Teleskope, Ultraviolettstrahlung, Koronographie, Exoplaneten, Weltraumteleskope, Infrarotteleskope, Astrophysik, Spektroskope

Die HabEx-Studie hat ein Basiskonzept für ein Weltraumteleskop der nächsten Generation mit 4 m Öffnung entwickelt, das vom Ultravioletten bis zum Infraroten arbeitet und in der Lage ist, die allgemeine Astrophysik und Exoplanetenforschung zu überzeugen. HabEx trägt vier Instrumente, ein UV-Spektrometer/Imager (UVS) zusammen mit einer Allzweck-Astrophysik-Kamera/-Spektrographen (HWC) und für Exoplaneten-Arbeiten einen Koronagraphen und einen Sternenschirm. UVS reicht bis 115 nm mit einer Auflösung von bis zu 60.000 und einem Sichtfeld von 3’x3’. HWC arbeitet zwischen 370 nm und 1800 nm, wiederum mit einem Sichtfeld von 3'x3', die spektrale Auflösung beträgt 1000 und es trägt eine Reihe von wissenschaftlichen Filtern. Das Teleskop ist in der Lage, sowohl Objekte des Weltraums als auch des Sonnensystems zu verfolgen. Der Koronagraph ermöglicht Beobachtungen und Spektroskopie bei bis zu R=140 mit einer sofortigen Bandbreite von 20% zwischen Wellenlängen von 450 und 1800 nm und ist für den Vermessungsmodus vorgesehen. Es unterstützt jedoch auch die meisten Funktionen des zugehörigen Starshade-Instruments, das eine überlegene Leistung für die Spektroskopie bietet. Der Sternenschatten mit 52 m Durchmesser fliegt 76.600 km vom Teleskop entfernt und hat in dieser Entfernung eine breitbandige Unterdrückung des Sternenlichts zwischen 300 und 1000 nm. Eine einzelne Beobachtung bei 108% Bandbreite deckt ein sehr breites Spektralband mit einer Auflösung von bis zu 140 ab. Sowohl Koronagraph als auch Starshade sind mit integrierten Feldspektrometern ausgestattet, um eine gleichzeitige Spektroskopie von Exoplaneten im Sichtfeld zu ermöglichen. Dieses Papier beschreibt das Design des Teleskops, der vier wissenschaftlichen Instrumente und der zugehörigen optischen Systeme.

Verfahren Artikel | 9. September 2019

Proz. SPIE. 11117, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten IX

SCHLÜSSELWÖRTER: Teleskope, Sterne, Exoplanetare Wissenschaft, Wellenfrontsensoren, Wellenfronten, Koronographie, Exoplaneten, Planeten, Weltraumoperationen, Planetensysteme

SPIE Journalpapier | 20. Mai 2019

SCHLÜSSELWÖRTER: Koronografie, Sterne, Teleskope, Planeten, Weltraumteleskope, Design optischer Instrumente, Punktverteilungsfunktionen, Spiegel, Exoplaneten, Sensoren

Die erwartete Ausbeute potenziell erdähnlicher Planeten ist eine nützliche Kennzahl für die Entwicklung zukünftiger Exoplaneten-Imaging-Missionen. Jüngste Ertragsstudien von Direct-Imaging-Missionen konzentrierten sich hauptsächlich auf Ertragsmethoden und Handelsstudien unter Verwendung von „Spielzeug“-Missionsmodellen. Hier erhöhen wir die Genauigkeit dieser Berechnungen erheblich, indem wir realistischere Exoplaneten-Demografien als Eingabe, eine verbesserte Zielliste und eine realistische Verteilung der Exozodi-Niveaus verwenden. Am wichtigsten ist, dass wir standardisierte Eingaben für Instrumentensimulationen definieren, diese Standards verwenden, um die Leistung realistischer Instrumentendesigns direkt zu vergleichen, die Empfindlichkeit des Koronagraphenkontrasts zum Sterndurchmesser einzubeziehen und ingenieursbasierte Durchsätze und Detektorparameter zu übernehmen. Wir wenden diese neuen High-Fidelity-Ausbeutemodelle an, um mehrere kritische Design-Trades zu untersuchen: monolithische versus segmentierte Primärspiegel (PMs), achsen- und achsenferne Sekundärspiegel und Koronagraphen versus Sternenschatten. Wir zeigen, dass solange die Lückengröße zwischen den Segmenten klein genug ist ( DOWNLOAD PAPER

Verfahren Artikel | 9. August 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Punktverteilungsfunktionen, Teleskope, Sterne, Polarisation, Kalibrierung, Satelliten, Bildgebende Spektroskopie, Polarimetrie, Koronographie, Planeten

Das Coronagraph Instrument (CGI) für das Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) der NASA wird einen dramatischen Fortschritt für die kontrastreiche Bildgebung, die Integralfeldspektroskopie und die Polarimetrie von Exoplaneten und zirkumstellaren Scheiben darstellen, mit dem Ziel, die Empfindlichkeit der derzeitigen Boden- basierte Direct-Imaging-Anlagen um 2-3 Größenordnungen. Darüber hinaus wird CGI als Wegbereiter für zukünftige Exo-Erd-Bildgebungs- und Charakterisierungsmissionen dienen, indem es Wellenfrontkontrolle, Koronographie und Spektralerkennung in einem neuen Kontrastsystem demonstriert und Instrumenten- und Teleskopmodelle mit beispielloser Präzision validiert. Um diesen Leistungssprung zu erreichen, ist es entscheidend, auf die Erfahrung von bodengestützten Hochkontrastanlagen zurückzugreifen. Wir diskutieren mehrere Bereiche mit relevanten Gemeinsamkeiten, darunter: Wellenfrontsteuerung, Nachbearbeitung von integralen Feldgerätdaten sowie Kalibrierungs- und Beobachtungsstrategien.

Verfahren Artikel | 1. August 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Mittleres IR, sichtbare Strahlung, Sterne, Bildgebungssysteme, Wolken, Koronographie, Exoplaneten, räumliche Auflösung, Sonnensystem, Planeten

Das Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) Coronagraph Instrument (CGI) wird der erste leistungsstarke stellare Koronagraph sein, der eine aktive Wellenfrontsteuerung zur Tiefenlichtunterdrückung im Weltraum verwendet und beispiellose Kontraste und räumliche Auflösung für astronomische Beobachtungen im optischen Bereich bietet. Ein durch das CGI aktivierter wissenschaftlicher Fall wird sichtbare Bilder aufnehmen und (R

50) Spektren schwacher interplanetarer Staubstrukturen in der bewohnbaren Zone naher sonnenähnlicher Sterne (

10 Stk) und innerhalb der Schneegrenze weiter entfernter (

20 pc), bis hin zu Staubhelligkeitsstufen, die denen der Zodiakalwolke des Sonnensystems entsprechen. CGI erreicht zum ersten Mal Kontrastwerte unter 10 -7 auf Winkelskalen im Sub-Bogensekundenbereich und wird eine wichtige Schwelle in der Physik von Trümmerscheiben überschreiten und auf Scheiben zugreifen, deren optische Tiefe so gering ist, dass ihre Struktur eher von Transportmechanismen als von Kollisionen dominiert wird. Daher wird uns CGI helfen zu verstehen, wie exozodikale Staubkörner in Scheiben geringer Dichte um reife Sterne erzeugt und transportiert werden. Darüber hinaus wird CGI in der Lage sein, das Helligkeitsniveau zu messen und den Grad der Asymmetrie von exozodialen Wolken um einzelne nahe sonnenähnliche Sterne im optischen Bereich einzuschränken

3x Sonnenzodiakal-Emissionsniveau. Diese Informationen werden äußerst wertvoll für die Optimierung der Beobachtungsstrategie möglicher zukünftiger Exo-Erd-Direktabbildungsmissionen sein, insbesondere solcher, die planen, auch bei optischen Wellenlängen zu arbeiten, wie das Habitable Exoplanet Observatory (HabEx) und das Large Ultraviolet/Optical/Infrared Surveyor (LUVOIR).

Verfahren Artikel | 1. August 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Signal-Rausch-Verhältnis, Punktverteilungsfunktionen, Spektrographen, Sterne, Datenmodellierung, Sensoren, Kalibrierung, Koronographie, Planeten

Das Coronagraph-Instrument (CGI) von WFIRST wird über ein integriertes Feldspektrographen-Backend (IFS) verfügen, um das gesamte Sichtfeld auf einmal zu zerstreuen und ortsaufgelöste, niedrig aufgelöste Spektren der Speckle- und Wissenschaftsszene zu erhalten. Das IFS wird der Schlüssel zum Verständnis der spektralen Natur der Speckles sein, wissenschaftliche Spektren von Planeten und Scheiben erhalten und zur breitbandigen Wellenfrontsteuerung verwendet werden. Um die Leistung des Instruments zu charakterisieren, vorherzusagen und zu optimieren, präsentieren wir ein detailliertes Modell des IFS im Kontext des neuen OS6-Beobachtungsszenarios. Die Simulation umfasst räumliche, spektrale und zeitliche Variationen des Speckle-Felds auf der IFS-Detektorebene, was es uns ermöglicht, verschiedene Nachbearbeitungsmethoden zu untersuchen und zu beurteilen, welche Gewinne zu erwarten sind. Der Simulator enthält die neuesten Modelle des Detektorverhaltens beim Betrieb im Photonenzählmodus.

Verfahren Artikel | 16. Juli 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Aktuatoren, Sterne, Wellenfronten, verformbare Spiegel, Koronografie, Exoplaneten, Weltraumteleskope, Leistungsmodellierung

Der Koronagraph WFIRST verwendet zwei sequentiell verformbare Spiegel, um Phasen- und Amplitudenfehler im optischen System des Koronagraphen zu kompensieren. In einem solchen System würden die Aktuatoren der verformbaren Spiegel für zwei Zwecke verwendet: um die gesamten Wellenfrontfehler an einer Systempupille abzuflachen und um "dunkle Löcher" zu erzeugen. Die Antriebe haben begrenzte Hubbereiche. Wenn die Pupillenphasenfehler relativ groß sind, könnte ihr vollständiges Abflachen daher einen erheblichen Teil des Aktuatorhubs verbrauchen, wodurch manchmal ein unzureichender Hub zum Erzeugen der dunklen Löcher verbleibt. Wir haben den Einfluss von teilweise korrigierten Pupillenphasenfehlern auf die Breitbandkontrastleistung eines Hybrid Lyot Coronagraph (HLC) untersucht. Der vorhergesagte Breitband-Kontrastwert stimmt gut mit den auf dem HLC-Prüfstand gemessenen überein.

Verfahren Artikel | 16. Juli 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Teleskope, Spiegel, Polarisation, Spektroskopie, Fehleranalyse, Wellenfronten, Koronographie, Exoplaneten, Strahlformung, Kontrastempfindlichkeit

Für eine detaillierte WFIRST-CGI-Rohkontrastempfindlichkeitsanalyse wird ein hochpräzises High-Fidelity-Flugwellenfrontsteuerungsmodell (WFC) entwickelt. Basierend auf den Merkmalen eines kürzlich testbed-validierten Modells wurde es weiter verfeinert, um ein vollständiges Fresnel-Ausbreitungsbeugungsmodell für eine hochgenaue Kontrastwahrheitsbewertung und ein wirtschaftliches kompaktes Modell für WFC-Zwecke zu kombinieren. Umfangreiche individuelle Rohkontrast-Fehlerempfindlichkeiten werden systematisch ausgewertet, sowohl als bekannte Imperfektionen als auch als unbekannte Kalibrierungsfehler, für zwei CGI-Modi: Spektroskopie-Modus und Wide-Field-of-View-Modus mit geformter Pupillenkoronagraph. Es wurden mehr als 90 verschiedene Fehlerelemente identifiziert, darunter Systemaberrationen, optische Fehlausrichtungen, Fehler bei der Komponentenherstellung, Fehler im Zusammenhang mit der Teleskopschnittstelle usw. Das Ergebnis bildet die Grundlage für den rohen Kontrastfehlerbudgetfluss bis auf Subsystemebene, wo detaillierte Spezifikationen erforderlich sind zur Unterstützung bei der Konstruktion und Herstellung von Komponenten, der mechanischen Ausrichtung und Instrumentenintegration sowie bei Verifizierungs- und Validierungsvorgängen. Die Auswertungen sind automatisiert, was Wiederholungsläufe mit überarbeitetem Design oder bei einer neuen gewünschten Fehlermenge relativ einfach macht. Beobachtungen aus der umfassenden Analyse und Top-Fehlerempfindlichkeiten und Kontrastmittelwerte werden notiert und diskutiert. Der Fehlerbudget-Ablaufprozess wird ebenfalls kurz beschrieben.

Verfahren Artikel | 16. Juli 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Koronographie, thermische Modellierung

Wie in den letzten Jahren wird numerische Modellierung verwendet, um die kontrastreiche Bildgebungsleistung des WFIRST-Koronagraphen im Orbit vorherzusagen, der kürzlich als Technologiedemonstrator mit wissenschaftlichen Fähigkeiten definiert wurde. Eine Folge davon war eine Neuausrichtung der Modellierungsprioritäten und eine überarbeitete Anwendung von Modellierungsunsicherheitsfaktoren und -margen, die auf mehrere Faktoren wie Pointing- und Wellenfront-Jitter, thermisch induzierte Deformationen, Polarisation und Aberrationsempfindlichkeiten zutreffen. Gleichzeitig haben die Modelle durch das Hinzufügen weiterer Parameter, wie zeitabhängige Pupillenscherung und mittelfrequente Deformationen des Haupt- und Sekundärspiegels, Detektoreffekte und reaktionsradgeschwindigkeitsabhängige . an Genauigkeit gewonnen Pointing und Wellenfront-Jitter.

Verfahren Artikel | 6. Juli 2018

Proz. SPIE. 10698, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2018: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Aktuatoren, Teleskope, Wellenfrontsensoren, Wellenfronten, Steuersysteme, verformbare Spiegel, Koronografie, Weltraumteleskope, Infrarotteleskope, Gerätesimulation

Wir haben den Fast Linearized Coronagraph Optimizer (FALCO) entwickelt, eine neue Software-Toolbox zur kontrastreichen, koronagraphischen Wellenfronterfassung und -steuerung. FALCO berechnet schnell die linearisierten Antwortmatrizen mit verformbaren Spiegeln (DM), auch als Kontroll-Jacobijan bezeichnet, und kann für das Design, die Simulation oder den Prüfstandsbetrieb verschiedener Arten von Koronagraphen verwendet werden. In diesem Papier zeigen wir, dass die in FALCO verwendete optische Ausbreitung genau ist und mit PROPER übereinstimmt. Darüber hinaus demonstrieren wir die drastische Verkürzung der Laufzeit bei Verwendung von FALCO für DM-Jacobi-Berechnungen anstelle der herkömmlichen Methode, zum Beispiel mit einem Modell des Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) Coronagraph Instrument (CGI). Wir vergleichen dann die relative Genauigkeit zwischen optischen Modellen in FALCO und PROPER.

Verfahren Artikel | 5. September 2017

Proz. SPIE. 10398, UV/Optische/IR-Weltraumteleskope und Instrumente: Innovative Technologien und Konzepte VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Nahes Infrarot, Teleskope, Spektrographen, Sterne, Bildgebungssysteme, Kameras, Spektrometer, Exoplaneten, Weltraumteleskope, Design optischer Instrumente

Die HabEx-Studie definiert ein Konzept für ein neues Weltraumteleskop mit der Hauptaufgabe, Planetensysteme um nahe Sterne herum aufzuspüren und zu charakterisieren. Das Teleskop wurde speziell für den Betrieb sowohl mit einem kontrastreichen Koronagraphen als auch mit einem Sternenschirm entwickelt und ermöglicht die direkte optische Detektion von Exoplaneten bis zu einer Entfernung von 70 mas von ihrem Stern. Das Teleskop wird mit Kameras für die Abbildung von exoplanetaren Systemen und mit Spektrometern zur Charakterisierung der Atmosphären von Exoplaneten ausgestattet. Gase wie Sauerstoff, Kohlendioxid, Wasserdampf und Methan weisen Spektrallinien im sichtbaren und nahen Infrarotbereich des Spektrums auf und können auf biologische Aktivität hinweisen. Neben dem Studium von Exoplaneten ermöglicht HabEx die allgemeine Astrophysik mit zwei dedizierten Instrumenten. Ein Instrument ist eine Kamera, die die Abbildung in einem Sichtfeld von 3 Bogenminuten in zwei Bändern ermöglicht, die sich vom UV bis zum nahen Infrarot erstrecken. Dasselbe Gerät kann auch als Multi-Objekt-Spektrograph mit einer Auflösung von 2000 betrieben werden. Ein zweites Gerät wird ein hochauflösender UV-Spektrograph sein, der ab 120 nm mit bis zu 60.000 Auflösung arbeitet. Wir besprechen die Vorentwürfe des Teleskops und der optischen Instrumente für die Sternwarte.

Verfahren Artikel | 1. September 2017

Proz. SPIE. 10400, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Beugung, monochromatische Aberrationen, Interferometrie, Exoplaneten, Planeten, Toleranz

Das WFIRST Coronagraph Instrument (CGI) der NASA soll Exoplaneten mit hohem Kontrast abbilden und charakterisieren. Die CGI-Betriebsmodi sind der hybride Lyot-Koronagraph für die Planetenerkennung und die Bildgebung der inneren Trümmerscheibe, ein geformter Pupillenkoronagraph für die Planetencharakterisierung und eine weitere geformte Pupille für die äußere Scheibenbildgebung. Frühe CGI-Designs konzentrierten sich auf die Überwindung der Beugung der großen Pupillenverdunkelungen. Nachdem sich diese Designs nun im Labor bewährt haben, liegt der Schwerpunkt des Designs auf der Erzielung eines höheren Durchsatzes und einer geringeren Empfindlichkeit gegenüber Jitter und Polarisationsfehlern. Hier präsentieren wir diese Verbesserungen und die Integration der wissenschaftlichen Ertragsmodellierung in den spektrographisch geformten Pupillendesignprozess.

Verfahren Artikel | 1. September 2017

Proz. SPIE. 10400, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Spektrographen, Sterne, Speckle, Kameras, Wellenfronten, Exoplaneten, Planeten, Atmosphärenwissenschaften, Gerätesimulation, Iterierte Funktionssysteme

Ein Hauptziel der direkten Bildgebungsverfahren ist es, die Atmosphären von Planeten um andere Sterne mit extrem hohen Kontrastwerten spektral zu charakterisieren.Um dieses Ziel zu erreichen, haben koronagraphische Instrumente Integrale Feldspektrographen (IFS) als Wissenschaftskameras bevorzugt, um das gesamte Suchgebiet auf einmal zu zerstreuen und Spektren an jedem Ort zu erhalten, da die Planetenposition a priori nicht bekannt ist. Diese Spektrographen sind nützlich gegen Verwechslungen durch Speckles und Hintergrundobjekte und können auch bei der Speckle-Subtraktion und den Wellenfront-Kontrollstufen der koronagraphischen Beobachtung helfen. Wir präsentieren ein Softwarepaket, den Coronagraph und Rapid Imaging Spectrograph in Python (crispy), um den IFS des WFIRST Coronagraph Instrument (CGI) zu simulieren. Die Software propagiert Input Science Cubes unter Verwendung räumlich und spektral aufgelöster koronagraphischer Fokusebenenwürfel, wandelt sie in IFS-Detektorkarten um und rekonstruiert schließlich die raumspektrale Inputszene als 3D-Datenwürfel. Simulierte IFS-Würfel können verwendet werden, um Datenextraktionstechniken zu testen, Sensitivitätsanalysen zu verfeinern und Design-Trade-Studien des Flug-CGI-IFS-Instruments durchzuführen. Crispy ist ein öffentlich verfügbares Python-Paket und kann an andere IFS-Designs angepasst werden.

Verfahren Artikel | 1. September 2017

Proz. SPIE. 10400, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Sterne, Abbildungssysteme, Wellenfrontsensoren, Wellenfronten, Kontrollsysteme, Exoplaneten, Monte-Carlo-Methoden, Weltraumteleskope, Leistungsmodellierung, Systemmodellierung

Die WFIRST-Mission der NASA umfasst ein Coronagraph-Instrument (CGI) zur direkten Abbildung von Exoplaneten. Neben einer Testbed-Demonstration mit hohem Kontrast in einer simulierten dynamischen Umgebung am JPL wurde kürzlich eine signifikante Verbesserung der CGI-Modelltreue erzielt. Wir präsentieren unsere Modellierungsmethode und die Ergebnisse von Vergleichen mit der Wellenfrontkorrekturleistung hoher Ordnung des Prüfstands für den geformten Pupillenkoronagraph. Beim Rohkontrast (Kontrastgrund, Farbwert und Konvergenz) wurde durchweg eine Übereinstimmung zwischen Modellvorhersage und Prüfstandsergebnis mit einem Faktor von mehr als 2 erreicht, und damit geht eine gute Übereinstimmung in der Kontrastempfindlichkeit gegenüber Wellenfrontstörungen und seitlicher Scherung der Maske einher.

Verfahren Artikel | 1. September 2017

Proz. SPIE. 10400, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Optisches Design, Sterne, Polarisation, optische Beschichtungen, Wellenfronten, Koronographie, Exoplaneten, Streulichtanalyse, Iterierte Funktionssysteme, Kanalprojektionsoptik

Das WFIRST Coronagraph Instrument wird eine direkte Abbildung von Exoplaneten durch Koronographie des Wirtssterns durchführen. Es verwendet sowohl den Hybrid Lyot als auch den geformten Pupillen-Coronagraphen, um die Missionsanforderungen zu erfüllen. Das optische Design der Phase A passt in das zugeordnete Instrumentengehäuse und unterstützt beide koronagraphischen Techniken. Es erfüllt auch die anspruchsvollen Anforderungen an Wellenfrontfehler. Wir präsentieren die optische Leistung inklusive Durchsatz der Bild- und IFS-Kanäle, sowie die Wellenfrontfehler an der ersten Pupille und am Bildkanal. Wir präsentieren auch Polarisationseffekte von optischen Beschichtungen und analysieren ihre Auswirkungen auf die Leistung des Hybrid Lyot Koronagraphen. Wir berichten über die Ergebnisse der Streulichtanalyse unseres Occulting Mask Coronagraph Testbeds.

Verfahren Artikel | 1. September 2017

Proz. SPIE. 10400, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Teleskope, Spiegel, Spektrographen, MATLAB, Polarisation, Wellenfrontsensoren, Exoplaneten, Toleranz, Leistungsmodellierung, Systemmodellierung

Die numerische optische End-to-End-Modellierung des WFIRST-Koronagraphen mit Wellenfronterfassung und -steuerung wird verwendet, um die Leistung des Koronagraphen mit realistischen Fehlern zu bestimmen, einschließlich Pointing-Jitter und Polarisation. Wir präsentieren die durch Modellierung vorhergesagten Leistungsschätzungen der aktuellen Flugdesigns. Wir beschreiben auch die Veröffentlichung einer neuen Version der PROPER-Bibliothek für optische Ausbreitung, unserem primären Modellierungswerkzeug, die jetzt zusätzlich zu IDL für Python und Matlab verfügbar ist.

Verfahren Artikel | 1. September 2017

Proz. SPIE. 10400, Techniken und Instrumentierung zum Nachweis von Exoplaneten VIII

SCHLÜSSELWÖRTER: Signal-Rausch-Verhältnis, Punktspreizfunktionen, Sterne, Speckle, Sensoren, Spektroskopie, Bildgebende Spektroskopie, Koronografie, Planeten

Der derzeit in der Designphase befindliche WFIRST-Coronagraph wird erstmals die direkte Abbildung von Exoplaneten bis hinunter zum Jupiter ermöglichen. Die größte technische Herausforderung bei der Direktdetektion ergibt sich aus drei Bereichen: Sternenlichtunterdrückung, Low-Flux-Detektion und Speckle-Stabilisierung in der dunklen Zone, in der das Planeten- oder Scheibenlicht detektiert werden soll. Diese drei Aspekte stellen wiederum Anforderungen an wichtige Instrumentenparameter wie Systemdurchsatz, Rohkontrast und Detektoreffekte. Der Zusammenhang zwischen Gerätebeschränkungen und Geräteleistung wird in Modellen erfasst und durch Fehlerbudgets ausgeglichen. Die Instrumentenleistung kann in Bezug auf den wissenschaftlichen Ertrag gemessen werden, der selbst durch die verfügbare Missionszeit und die Empfindlichkeitsgrenze des Instruments begrenzt ist. In diesem Beitrag präsentieren wir einen Überblick über die Modellierung und Methodik zur Bewertung der Sensitivität des Koronagraphen und einige der wichtigsten Ergebnisse im Zusammenhang mit dem WFIRST-Koronagraph.

Verfahren Artikel | 9. August 2016

Proz. SPIE. 9911, Modellierung, Systemtechnik und Projektmanagement für Astronomie VII

SCHLÜSSELWÖRTER: Beugung, Teleskope, optische Filter, Sterne, Fehleranalyse, Wellenfrontsensoren, Wellenfronten, Koronografie, Infrarotteleskope, Bandpassfilter

Das aktuelle Koronagraph-Instrumentendesign (CGI) als Teil einer geplanten NASA-WFIRST-Mission (Wide-Field InfraRed Survey Telescope) weist zwei Teilbandfilter pro vollständigem Wissenschaftsband zu, um die Systemkomplexität und die Kosten einzudämmen. Wir präsentieren unsere detaillierten Untersuchungsergebnisse zur Angemessenheit einer solch begrenzten Anzahl von endlichen Teilbandfiltern, um einen Vollband-Dunkellochkontrast mit geformten Pupillenkoronagraphen zu erzielen. Die Studie basiert auf der Beugungsausbreitungsmodellierung mit realistischer WFIRST-Optik, bei der die komplexe Feldschätzung jedes Teilbands unter Verwendung des Wellenfront-Erfassungs- / Steueralgorithmus der elektrischen Feldkonjugation (EFC), aus paarweiser Sondierung mit verformbarem Pupillenebene (DM) und Bildebenen-Intensitätsmittelung erhalten wird der resultierenden Felder mehrerer (Teilband-)Wellenlängen. Es werden mehrere Teilbandauswahlen und Sondierungs- und Steuerstrategien untersucht, einschließlich Standard-Teilbandsondierung mit gemischter Wellenlänge und/oder gewichteter Jacobi-Matrix-Teilbandsondierung mit Intensitätssubtraktion und erweiterter Teilbandsondierung mit Intensitätssubtraktion. Insgesamt zeigt die Untersuchung, dass der erreichbare Kontrast mit einer begrenzten Anzahl von Finite-Subband-EFC-Sonden etwa 2 . beträgt

2,5x schlechter als der entworfene Post-EFC-Kontrast für das aktuelle SPC-Design. Das Ergebnis legt nahe, dass für das zukünftige Pupillendesign eine etwas größere über die beabsichtigte volle Bandbreite hinaus in Betracht gezogen werden sollte, wenn sie mit begrenzten Teilbändern zum Sondieren verwendet wird.

Verfahren Artikel | 29. Juli 2016

Proz. SPIE. 9904, Weltraumteleskope und Instrumentierung 2016: Optische, Infrarot- und Millimeterwellen

SCHLÜSSELWÖRTER: Punktverteilungsfunktionen, Punktverteilungsfunktionen, Teleskope, Sterne, Speckle, Koronographie, Exoplaneten, Weltraumteleskope, Planeten, Algorithmusentwicklung, Iterierte Funktionssysteme

Der direkte Nachweis und die Charakterisierung von reifen Riesen- oder Sub-Neptun-Exoplaneten im sichtbaren Bereich erfordert weltraumgestützte Instrumente, die für die kontrastreiche Bildgebung mit Kontrasten von 10 –9 optimiert sind. In diesem Zusammenhang wird das Koronagraph-Instrument (CGI) des Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) mit modernsten Techniken zur Sternenlichtunterdrückung und Wellenfrontsteuerung Rohkontraste von etwa 10 -8 oder besser erreichen. Daher ist eine zehnfache Kontrastverbesserung durch Nachbearbeitungstechniken erforderlich, um 10 –9 Planeten aus Speckles zu erkennen. Nachbearbeitungstechniken, die sowohl auf bodengestützten als auch auf weltraumgestützten Instrumenten erfolgreich sind, müssen bei solch hohen Kontrastwerten validiert werden. In dieser Mitteilung untersuchen wir Speckle-Subtraktionstechniken für verschiedene Beobachtungsstrategien und Hardwareparameter auf WFIRST-ähnlichen simulierten Bildern in Gegenwart von verformbaren Spiegeln und einem Hybrid-Lyot-Coronagraph (HLC). Wir vergleichen die Kontrastverstärkung nach der Nachbearbeitung sowohl in Speckle-Rauschen- als auch in Photonen-Rauschen-dominierten Regimen für zwei verschiedene Beobachtungsszenarien: die Referenzsterndifferenzialbildgebung (RDI) und die Winkeldifferenzialbildgebung (ADI). Wir stellen fest, dass die ADI-Beobachtungsstrategie robuster gegenüber Speckle- und Photonenrauschen ist als die RDI-Beobachtungsstrategie, was einen bis zu dreifachen Gewinn gegenüber letzterem ermöglicht. Daher empfehlen wir, dass das Teleskop um mindestens 13° vom Nennwert rollen kann. Wir untersuchten den Einfluss der räumlichen Abtastung auf die nachverarbeitete Empfindlichkeit im Rahmen von Design-Trade-Studien für die Komponente des Integral-Feld-Spektrographen (IFS) des Instruments. Unsere vorläufigen Ergebnisse deuten darauf hin, dass die räumliche Stichprobenziehung gegenüber der Ausgangsstichprobenrate halbiert werden kann (

4 Linsen pro &lambda/D) ohne Verschlechterung des endgültigen Kontrasts, wodurch die für die spektroskopische Charakterisierung erforderliche Integrationszeit reduziert wird. In dem von Speckle-Rauschen dominierten Regime stellen wir auch fest, dass bei Nyquist-Abtastung oder höher Subpixel-Referenz-zu-Ziel-Offsets einen vernachlässigbaren Einfluss auf das Niveau der Restspeckles nach der Nachbearbeitung haben.

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Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein?

Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein? - Astronomie

Einführung

Wie oft werden elektronenvervielfachende CCDs in Teleskop-Brennebenen verwendet? Wird Nancy Grace Roman der erste Einsatz in einem Weltraumteleskop sein? - Astronomie

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