Extremely Large Telescopes Optical Design and Wavefront Correction

Abstract

An overview of the state of art within optical design of large astronomical telescopes is given. Recent advances within the field are presented. The importance of new computer-controlled mirror-polishing methods is emphasized. Some important aspects of atmospheric optics are presented together with current compensation methods using adaptive optics, with or without laser guide stars. An overview of wavefront sensing, wave-front reconstruction and techniques for compensation is given. Methods for optical design of large, optical telescopes with fast primary mirrors are presented in a systematic way. Three different approaches are outlined and commented. They include an algebraic method, a method based on optimization through ray tracing and an analytical method based on Fermat’s principle and the Abbe sine condition. Studies of optical designs for large telescopes with fast, spherical primary mirrors are examined and discussed. For two-mirror designs, an analytical method has been derived, using aberration control based on Fermat’s principle. Intrinsic apodization for design of extremely fast primary mirrors is analyzed. For four-mirror designs with spherical primary mirrors, a ray tracing approach has been chosen. A total of fifteen different four-mirror designs have been analyzed and discussed. For the 50 m optical telescope, Euro50, a two-mirror design was chosen. This optical design is presented in detail, together with the optical layout of an adaptive optical system that forms an integrated part of the telescope. An analysis of essential components of the Euro50 is given. Finally, an analytical approach is presented for control of two or more deformable mirrors for adaptive optics in extremely large telescopes for optical wavelengths. The same algorithms are used to evaluate and predict the performance of the adaptive optics for the Euro50.

Abstract (Swedish)

Popular Abstract in Swedish

Extremt stora teleskop, optisk konstruktion och vågfrontskorrektion



1 Nya resultat inom astronomin



För astronomin har senare årtionden varit ytterst händelserika. Ett flertal fascinerande upptäckter har förädlat vår kunskap om universum och dess stjärnor, planeter, galaxer och storskaliga strukturer. Vi har fått bättre grepp om universums ålder, struktur och utveckling samt detaljerade inblickar i galaxernas fysik och utveckling, inte minst för vår egen galax. Vår förståelse av stjärnornas utveckling från sammanstörtande massor av gas och stoft till stabila, högeffektiva energiproducerande ljuskällor har utvecklats liksom insikterna avseende deras slutstadier som vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål. Vår kännedom om grundämnenas bildande och omvandlig har ökat. Inte minst har det senaste årtiondet inneburit spektakulära framsteg för vår kunskap om främmande planetsystem, deras bildande och utveckling. Vi känner nu över hundra sådana system och har på allvar inlett ett systematiskt sökande efter planeter med förhållanden lika vår planets och med möjligheter för liv och civilisation i vår mening.



2 Nya teleskop



De snabba framstegen har fått stort genomslag inte endast bland astronomer. En stor allmänhet har fascinerats av upptäckterna och deras löften om bättre förståelse av omvärlden. Framstegen är till stor del resultaten av en vital utveckling av teleskop för optiska och angränsande våglängder. Dessa teleskop har samlat mer ljus och givit skarpare bilder än föregående teleskop. De har givit detaljerade bilder av objekt, som tidigare var osynliga eller endast marginellt synliga eller som syntes som oskarpa fläckar. Samtidigt har de nya resultaten kraftigt ökat kraven på ytterligare utveckling av teleskop med speciell tonvikt på stor ljussamlande förmåga och hög bildkvalitet.



3. Orsaker till framstegen



På 1970-talet etablerades en ny paradigm för konstruktion av stora teleskop. Tidigare användes i huvudsak styrka för att undvika att teleskopen deformerades av jordens gravitation, ändringar av temperaturen och påverkan av vindkrafter. Optiska och mekaniska strukturer dimensionerade för styrka och styvhet blev tunga och dyra. Ändå deformerades de, vilket blev tydligare när kraven på bildskärpa ökade. Från 1970-talet blev strategin snarast motsatt den tidigare. Komponenterna gjordes nu smäckrare och lättare samt därmed billigare. Därför deformerades de av gravitation, temperatur och vindkrafter. Deformationerna accepterades samtidigt som system konstruerades, som rättade till de deformerade enheterna. Dessa system, aktiva optiska system, blev allt mer avancerade. Före 2000 kunde de, för nya teleskop, eliminera snart sagt alla effekter av jordens gravitation och ändringar av temperaturen, medan påverkan av vindkrafter fortfarande var ett påtagligt problem för stora speglar.



4. Extremt stora teleskop



Paradigmskiftet inom teleskopteknologin skapade en ny generation teleskop, som var lättare och mer kompakta än sina föregångare. De följdes på 1990-talet av ytterligare en ny generation teleskop för optiska och angränsande våglängder. 1990-talets teleskop hade låg vikt men också ljussamlande ytor, som var en faktor tre till sju större än de för de största teleskopen från 1970-talet. Samtidigt tecknade 1990-talets teleskop bilder med helt annan skärpa än 1970-talets motsvarigheter. En fascinerad värld såg en helt ny bild av universum med de nya VLT (Very Large Telescopes). Innan 1990-talets första teleskop var färdiga, initierades arbetet på nästa språng inom teleskopteknologin. Kring 1990 lades grunden för 2000-talets teleskop. De extremt stora teleskopen eller ELT (Extremely Large Telescopes) förbereddes. 1990-talets största teleskopspeglar hade diametrar något under tio meter, medan 2000-talets teleskop planerades för huvudspeglar, vars diametrar var minst 20 meter. De nya teleskopen skulle ge bilder med en skärpa begränsad endast av diffraktion. Mycket tidig, ihärdig och uthållig inom utvecklingen var gruppen vid lundainstitutionen.



5. Stora speglande ytor, extremt skarpa bilder och låga kostnader



Att konstruera teleskop med huvudspeglar, som är minst 20 meter och helst större är en utmaning. Att konstruera dem med en bildkvalitet begränsad enbart av diffraktion gör utmaningen mångfaldigt större. Målet är nu inte endast att eliminera effekter av jordens gravitation och ändringar av temperaturen utan också att eliminera påverkan av vindkrafter och atmosfärsturbulens. Snabba aktiva system kan korrigera optiska och mekaniska strukturer 2-3 gånger per sekund..Effekter av turbulens i jordens atmosfär är långt snabbare. Deras variationstider är endast tusendels sekunder. De aktiva systemen måste, för detta syfte, ersättas av adaptiva optiska system som utför korrektioner flera hundra gånger per sekund. Med denna snabbhet måste de kontrollera teleskop med komplex struktur. För att de ska kunna tillverkas, måste dessa teleskop kunna konstrueras inom en budget, som, per insamlad foton, är betydligt lägre än de mindre sofistikerade teleskopen av föregående generationer.



6. Avhandlingens omfattning



Föreliggande avhandling är ett bidrag till utvecklingen av 2000-talets teleskop för optiska och angränsande våglängder. Den innehåller som en första del genomgång, analys och utvärdering av ett antal ämnesområden, som har fundamental betydelse för kvaliteten av extremt stora teleskop för optiska och angränsande våglängder. Vidare är avhandlingen en redogörelse för projektets utveckling av metoder för optisk konstruktion och utnyttjande av integrerade system för adaptiv optik. Dessutom innehåller avhandlingen ett förslag till optisk konstruktion av ett ELT, som under senare år utvecklats av institutionen för astronomi i Lund och som nu stöds av ett europeiskt konsortium. Teleskopet benämns Euro50 och har en asfärisk segmenterad huvudspegel med diametern 50 m.



7. Redskap för utveckling av extremt stora teleskop



Redskapen för att åstadkomma extremt stora teleskop med diffraktionsbegränsade bilder är inte lättköpta. De är krävande men också attraktiva som vägar till teleskop med helt nya prestanda. En betydelsfull utveckling inom detta fält avser ny teknologi för tillverkning av extremt stora spegelytor. En annan avgörande utveckling gäller adaptiva optiska system avsedda för korrektion av bildfel orsakade av turbulens i jordatmosfären. Vidare är framstegen inom datorstyrd reglerteknik av mycket stor betydelse. Till detta kommer en ytterst kraftfull och betydelsefull utveckling av möjligheterna att i imponerande detalj modellera och simulera även mycket komplicerade konstruktioner och förlopp.



8. Den nya utmaningen



För 2000-talets nya generation av extremt stora teleskop är kraven minst sagt höga. De skall ha huvudspeglar med en diameter, som är minst 20 meter och helst större, gärna betydligt större. De skall ge en bildkvalitet, som motsvarar begränsning av effekter av ljusets diffraktion. De skall kunna inriktas och styras med en precision vida överstigande kraven på tidigare teleskop. De skall vara mycket lätta. De skall ha flexibla strukturer, som med mycket hög hastighet i realtid kan styras av avancerade reglersystem. Dessutom förväntas de kunna arbeta över stora intervall i våglängd och över relativt stora observationsfält. Slutligen skall de kunna utnyttjas med hög effektivitet och stor driftsäkerhet.



9. Förutsättningar för extremt stora teleskop



En genomgång av de viktigaste parametrarna för extremt stora teleskop för optiska och angränsande våglängder visar, att ett framgångsrikt utvecklingsarbete kräver ett antal viktiga kvaliteter. Huvudspegeln måste ha en liten krökningsradie. Detta är en förutsättning för att teleskopet skall kunna göras kompakt. En kompakt struktur gör att teleskopet kan tillverkas för en rimlig kostnad. Samtidigt måste teleskopet kunna ge bilder med en skärpa, som begränsas enbart av effekter av diffraktion. Medan ett teleskop på 1970-talet ansågs utmärkt, om det gav bilder med skärpan 1.0 bågsekunder krävs av ett nytt 50-m-teleskop en motsvarande bildskärpa, som är 0.003 bågsekunder. Detta motsvarar en bildyta för ett punktobjekt som är endast omkring en hundratusendedel av bilden med skärpan 1.0 bågsekunder. Denna höga bildkvalitet måste dessutom kunna garanteras över ett rimligt stort observationsfält. Den eftersträvade bildkvaliteten ställer i sig ett antal hårda krav. Först och främst måste huvudspegelns yta ha en mycket hög precision. För observationer i synligt ljus måste noggrannheten för den kanske omkring 2 000 kvadratmeter stora spegelytan vara bättre än 20 nanometer eller 0.00002 mm. Detta innebär i sin tur att poleringen av spegelytan måste göras med mycket stor noggrannhet. Samtidigt måste spegelns form under observationerna ständigt bibehållas med samma höga precision. Därmed måste det aktiva optiska systemet hålla hög kvalitet i alla avseenden. Vidare måste det adaptiva optiska systemet kunna eliminera praktiskt taget alla effekter orsakade av atmosfärisk turbulens. Dessutom måste de aktiva och de adaptiva optiska systemen tillsammans åstadkomma full kompensation för inverkan av vindkrafter på huvudspegeln. Medan det adaptiva optiska systemet är mer än snabbt nog för detta ändamål, kan det inte klara av de stora amplituderna av de deformationer, som orsakas av vindstötar. God samverkan mellan de två optiska systemen är därför mycket viktig.



10. Sfäriska och asfäriska huvudspeglar



Huvudspeglar med sfäriska ytor är, relativt sett, enkla att slipa och polera. Å andra sidan ger de bilder, som är allvarligt påverkade av sfärisk aberration. Denna måste elimineras av följande speglar i strålgången, vilket ställer avsevärda krav på dessa. Huvudspeglar med asfäriska ytor är, relativt sett, mera komplicerade att slipa och polera än de sfäriska motsvarigheterna. De ger emellertid också betydligt bättre bilder än dessa. Därmed är kraven på de följande spegelytorna betydligt mindre. Kort uttryckt är sfäriska huvudspeglar enklare att tillverka än asfäriska, medan de kräver fler följande speglar med mera sofistikerade utföranden. Ett stort antal olika konstruktioner av optiska system för extremt stora teleskop med sfäriska huvudspeglar har studerats. Metoder för analys och utvärdering av sådana system har utvecklats och diskuterats. Arbetet har kunnat visa, att det är fullt möjligt att konstruera ett stort teleskop med en sfärisk huvudspegel och endast en ytterligare spegel och ändå få ett teleskop med diffraktionsbegränsad bildkvalitet för större våglängder, exempelvis för observationer i området av submillimetervåglängder. För extremt stora teleskop avsedda för optiska och angränsande våglängder är optiska konstruktioner med fyra speglande ytor betydligt mer attraktiva och realistiska än sådana med endast två speglande ytor. Resultaten av studien visar, att en sådan konstruktion kan ge goda resultat för ett teleskop med en huvudspegel med diametern 50 m. Samtidigt är en konstruktion med endast två speglande ytor och en asfärisk huvudspegel att föredra för ett extremt stort teleskop. Denna slutsats baseras på hänsyn till det totala teleskopprojektet och innefattar den mekaniska konstruktionen samt kostnad för och och underhåll av teleskopet.



11. Optisk konstruktion för Euro50



En komplett optisk konstruktion har utarbetats för Euro50. Denna konstruktion utgår från två speglande ytor och en asfärisk huvudspegel. Huvudspegeln har diametern 50 m och sekundärspegeln diametern 4 m. Huvudspegeln är segmenterad och har en hexagonal form samt en ljussamlande yta, som är 2 140 kvadratmeter. Den består av totalt 618 stycken segment, vilka representerar 104 olika typer av ytor. Segmenten har hexagonal form och ett tvärsnitt av två meter. De styrs av ett snabbt servosystem med kantsensorer som håller segmenten i korrekt position och orientering samt därmed bibehåller huvudspegelns form. Sekundärspegeln bärs upp av en smäcker tripodstruktur med hög styvhet men låg vikt. Sekundärspegelns form är konkav och den har en tunn speglande yta samt är helt deformerbar. Med användning av drygt 4 000 aktuatorer för infrarött ljus (som utnyttjas redan i en första fas) och närmare 40 000 aktuatorer för visuellt ljus (vilket planeras som en senare utveckling) kan sekundärspegeln utnyttjas för både aktiv (långsam) och adaptiv (snabb) optik. Sekundärspegeln kan också förskjutas längs optiska axeln för ändring av avståndet mellan huvudspegeln och sekundärspegeln. Vidare kan den förskjutas längs två plan vinkelräta mot denna axel samt dessutom vridas kring dessa plan. På detta sätt kan deformationer av teleskopets struktur kompenseras och bildkvaliteten bibehållas.



12. Adaptiva optiska system



För Euro50 har två adaptiva optiska system utvecklats och blivit helt integrerade i teleskopets optiska och mekaniska konstruktion. Ett så kallat enkelkonjugerat adaptivt system bygger på utnyttjande av endast en deformerbar spegelyta. Systemet kan utnyttjas för observationer av högsta bildkvalitet inom ett fält med en diameter omkring 30 bågsekunder. För studier av exempelvis planetsystem med ljusstarka centralstjärnor är detta system utmärkt. Ett annat, något mera avancerat, adaptivt system är av så kallad dubbelkonjugerad typ. Det utgår från användning av två deformerbara spegelytor. Detta system är mera komplicerat i sin konstruktion än det enkelkonjugerade systemet. Å andra sidan ger det ett större fält användbart för högsta bildkvalitet. Detta fält har en diameter kring 60 bågsekunder. De adaptiva optiska systemen måste arbeta med stor hastighet. De skall kunna mäta och analysera inkommande ljus samt beräkna och effektuera kommandon för korrektioner omkring 500 gånger per sekund eller mer. Detta gör konstruktionen av systemen till en avsevärd utmaning. Den höga arbetsfrekvensen kräver emellertid också att de kan arbeta med hjälp av objekt, mestadels stjärnor, som ger rimligt starka signaler i form av ljus. Alltför få stjärnor är ljusstarka nog för detta ändamål. Därför har en strategi utarbetats för användning av de adaptiva optiska systemen tillsammans med så kallade artificiella referensstjärnor. På höjden 90 km över jordytan finns ett utbrett skikt av natriumgas. En laser med anpassad ljusstyrka används inom ett smalt våglängdsintervall som täcker den starka absorptionslinjen D2 av natrium. Laserstrålen sänds upp mot det observationsfält, inom vilket observatören önskar ett ljusstarkt referensobjekt. När ljusstrålen från lasern passerar natriumskiktet, joniseras natriumgasen. Gasen ger en emissionslinje, vilken vi från marken ser som en ljusstark koncentrerad fläck, en artificiell referensstjärna. När vi så önskar, kan vi, genom att ändra inriktningen av laserstrålen, flytta denna referensstjärna och därför ständigt ha den tillgänglig där den bäst behövs. För att kunna utnyttja större observationsfält måste de adaptiva optiska systemen, i praktiken, arbeta med ett flertal artificiella referensstjärnor. Vid beräkningarna av korrektionerna tar systemen samtidigt hänsyn till resultaten från ett antal av dessa. För Euro50 utnyttjas vid arbete med det enkelkonjugerade adaptiva systemet totalt 13 stycken artificiella referensstjärnor, medan för motsvarande observationer med det dubbelkonjugerade adaptiva systemet 37 artificiella referensstjärnor kommer till användning.



13. Algoritmer för kontroll av spegelytor



Kvaliteten på bilderna för ett teleskop med deformerbara speglar är i högsta grad beroende av den precision, med vilken spegelytornas form kan kontrolleras. Eftersom korrigeringarna av dessa ytor dessutom skall göras med mycket hög frekvens, är det ytterst väsentligt att kontrollsystemen fungerar i det närmaste helt perfekt. För detta ändamål har inom projektet algorimer för detta ändamål utarbetats med utgångspunkt från den så kallade Fourier-domänen. Dessa algoritmer har också visat sig vara utmärkta för kritisk utvärdering av den adaptiva optiken. Viktiga sådana utvärderingar avser bildskärpa, storlek av observationsfälten och nödvändigt antal referensstjärnor.

• author: Gontcharov, Alexander
• supervisor: [unknown] [unknown]
• opponent: Prof von der Lühe, Oskar
• organization: Lund Observatory - Undergoing reorganization
• publishing date: 2003
• type: Thesis
• publication status: published
• subject: Astronomy, Astrophysics and Cosmology
• keywords: Astronomy, akustik, optik, Adaptive Optics, Extremely Large Telescopes, optical design methods, wavefront correction methods., Electromagnetism, optics, Elektromagnetism, acoustics, space research, cosmic chemistry, Astronomi, rymdvetenskap, kosmisk kemi
• pages: 220 pages
• defense location: Lundmarksalen, Institute for Astronomy
• defense date: 2003-03-29 10:15:00
• ISBN: 91-628-5607-3
• language: English
• LU publication?: yes
• id: 30d0ad6c-b92b-4e94-b75f-c91513774964 (old id 21443)
• date added to LUP: 2016-04-04 10:17:13
• date last changed: 2018-11-21 20:57:53