ゼルニケ波面センサーを使用したケック一次ミラーピストンオフセットの空上再構成

口径の大きな主鏡は重量だけでなく補償光学的に分割（セグメント化）する。以下、機械翻訳。
ゼルニケ波面センサーを使用したケック一次ミラーピストンオフセットの空上再構成
（2022年4月29日受理）
概要
次世代の大型地上および宇宙ベースの光学望遠鏡は、プライマリをセグメント化するでしょう
ミラー。セグメントの同相には、位相を測定できる高感度の波面センサーが必要です
不連続性。ゼルニケ波面センサー（ZWFS）は、実験室でピコメートルの精度でセグメント化されたミラーピストン、チップ、およびチルトを感知することが実証されました
設定。セグメント化されたアパーチャでZWFSを供給した補償光学の最初のオンスカイ結果を提示します
望遠鏡、W.M。ケック天文台のケックII。 Keck Planet Imager and Characterizer（KPIC）内
光路では、ZWFSマスクはInGaAs検出器（CRED2）を使用してHバンドで動作します。ピストン
既知の量で主鏡のセグメントを作成し、両方を使用して鏡の形状を測定します
ZWFSと、施設の赤外線画像装置NIRC2で取得したデータの位相回復方法。
後者の場合、わずかに焦点がぼけたNIRC2画像と修正されたGerchberg-Saxtonを使用します
適用された波面誤差を推定するための位相回復アルゴリズム。よく一致するのは位相回復とZWFS再構成を比較し、平均測定値は408±23 nm
400 nmの光路差（OPD）によってピストンされた3つのセグメントの場合、それぞれ394±46nmです。
さまざまなOPDを適用すると、観察結果により、適用されたピストンのOPDは約100nmに制限されます。
補償光学残差の不十分な平均化。また、役立つZWFSのシミュレーションも紹介します。
ZWFS再構成データで観察された体系的なオフセットを説明します。

1.はじめに
将来の大規模な宇宙および地上ベースの光学/近赤外線望遠鏡は、セグメント化された主鏡を備えています。これらは
新しい望遠鏡は、最初に主鏡セグメントを同相にし、位相を微調整する必要があります
科学観測に必要な画質やコントラストをサポートするため。ゼルニケ波面センサー
（ZWFS）は、位相の不連続性を感知できるパッシブ波面センサーであり、コフェージングの理想的な候補になります
セグメント化されたミラー。 ZWFSは、セグメント化されたプライマリミラーの微調整センサーであることに加えて、キャリブレーションを行うことができます。
アルゴリズムを使用してシステムのドリフトを補正し、汎用の低次波面センサーとして機能します。この能力で、
ZWFSは、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡（Shi et al。2016）で使用され、先端などの収差を感知します。
システムの傾き、焦点、および非点収差（Ruane et al.2020）。 Laginjaらによる分析研究。 （2021）は
の直接イメージング用のコロナグラフを備えた将来の宇宙望遠鏡の特定のセグメントのミラーピストンの許容誤差
エキソアースは±7です。シミュレーションと実験室での実験により、このようなピコメートルの精度を達成できることが示されています
ZWFSを使用（Moore＆Redding 2018; Steeves et al.2020）。最後に、セグメント化された宇宙望遠鏡の場合、長いストローク
ZWFSはJacksonらによって提案されました。 （2016）ダイナミックレンジを20倍に拡大し、
より広いキャプチャ範囲。将来のセグメント化された地上望遠鏡では、セグメントの再コーティングが行われます。
望遠鏡の毎日のコフェージングが必要な連続回転。 Cheffotetal。 （2020）この目的のためにZWFSを提案しました。視界が制限された条件下でZWFSを使用して、セグメント化された瞳孔を同相にする（
セグメント化されたプライマリミラーに類似したものを提供するセグメント化された変形可能ミラー）、セグメント用のゼルニケユニット
フェージング（ZEUS）チームは、10等星で3 nmの精度を示しています（Dohlenetal。2006;Surdejet al。2010）
多波長セットアップの場合は4µm（Vigan et al.2011）。回折限界光を扱う、Viganetal。 （2018）
を使用して、機器内の非共通パス収差（NCPA）のオンスカイナノメートル精度の補正を実現します。
VLT / SPHERE上のZWFS（つまり、ZELDA; N’Diaye et al.2016）。最近では、Viganetal。 （2022）2つの一時的な表示
SPHEREでのNCPAのレジーム、ZWFSを使用してのみ可能である作業。最後に、この作業のすべてが
プロービングなしで低次の位相収差を測定できる強力な波面センサーとしてのZWFSの可能性
電界を動的に調整し、ZWFSを科学観測と並行して使用できるようにします。それでも、ZWFS
セグメント化された望遠鏡ではこれまで実証されていません。
ZWFSは最近W.M.にインストールされました。ケックアダプティブ内のケック天文台のケックII望遠鏡
Keck Planet Imager and Characterizerを介した光学（AO）システム（KPIC; Mawetetal。2016;Pezzatoetal。
2019）プロジェクト。 KPIC自体は、一連の新しいvortexコロノグラフや
NIRC2、近赤外線ピラミッド波面センサー（PyWFS; Bond et al。2020）、およびファイバー注入用のリオットストップ
ユニットFIU; （FIU; Delorme et al。2021）これにはZWFSが含まれています。新しいアルゴリズムの開発と組み合わせる
予測波面制御（Jensen-Clemetal。2019;vanKooten et al。2021）など、KPICの展開には
将来の望遠鏡のための新技術をテストおよび検証しながら、ケックIIのより良いコントラストに向けて推進しました。これらは
Keck IIへのアップグレードにより、残留波面誤差が減少し、NIRC2（バン
Kootenetal。 2021）。よく理解されていない位相収差の主な原因の1つは、位相誤差の影響です。
Keckのセグメント化されたプライマリミラーに関連付けられています。主鏡の位相誤差はコロナグラフに影響を与えます
内側の作業角度であり、AOシステムでは修正できません。理想的には、一次収差の低次収差
セグメントのミスアライメントからのミラーは直接測定され、セグメント自体を移動することで修正されます
Janin-Potiron、P.etal。によるシミュレーションで示されているように。 （2017）。 ZWFSは、そのような
プライマリミラーの形状を監視できるシステム。 ZWFSは、ケックのセグメント化されたものをよりよく理解するのに役立ちますが
プライマリミラー、それはまた、将来の宇宙および地上望遠鏡を必要とする重要なテストベッドとして機能します
ZWFSなどのファインフェーズセンサー。
このホワイトペーパーでは、KeckIIにZWFSをインストールした場合の最初のオンスカイの結果を示します。プライマリを受動的に監視します
ミラーのセグメントにピストンオフセットを誘導した後、ZWFSを使用してミラーリングします。位相回復も実装します
NIRC2画像を使用して測定値を検証する方法（Ragland2018）。最初にいくつかの基本を紹介します
セクション2のZWFS、セクション3で提示されたオンスカイデータの概要。
空のデータについては、セクション4で説明するシステムのシミュレーションを実行します。最後に、結果を示します。
セクション5のオンスカイテストとシミュレーションの後に、今後の作業に関する結論と推奨事項が続きます。
セクション6。


図1.KeckII AOベンチの一般的な光路とZWFS経路（KPICでも共有）の概略図。
TTMとDMは望遠鏡からの光を補正します。 最初の二色性（A）は可視光をSHWFSに送り、KPICはピックオフします
アーム（B）は、JおよびHバンドの光KPICおよびより長い波長をNIRC2に送信します。 KPICパス内では、光の90％が
PyWFS（C）、残りの10％はFIUTTMに送信されます。 私たちの構成では、Hバンドフィルター（D）が続きます
ゼルニケマスク（F）に光を集中させるダブレットレンズ（E）によって。 Cred2検出器は瞳面に配置されます。


図2.ZWFSで取得された空のデータの例。 1つ目は、アクチュエータを使用してプライマリミラーにピストンを適用することです。
ラベル付けされたID、2番目は再構築されたフェーズの中央値、3番目はモーダルに投影されたピストン係数を示します
基準と4番目は、適用されたピストン値を差し引いた後の残留ピストン値です。 y軸とx軸は単位です
λ/Dの。


図3.ゼルニケマスクが配置された生のZWFS画像。 画像では、3つのセグメントがピストンされています。 中央
ディンプルは、セグメントの裏側にある穴の開いたサポート穴の結果です。

6.結論と今後の作業
ケックIIの主鏡の3つのセグメントをさまざまなものでピストンするZWFSの空の結果を示します
振幅。 400 nmの振幅のピストンオフセットについて、ZWFSデータから平均394±46nmのOPDを再構築します。
3つのセグメントに対して。この結果をNIRC2画像を使用したMGS位相回復アルゴリズムと比較し、
適用されたピストンの400nmで408±23nmと推定される方法とよく一致しています。この結果は確認します
開ループでプライマリミラーに適用されたピストンは、ZWFSの再構築と一致していること。私達も
シミュレーションを介して、再構築されたフェーズのわずかな体系的な違いが内部変換によるものであることを示します
システム内で、これは再構築で考慮に入れる必要があります。より小さなOPDに行くと、
修正されていないからのノイズのため、100nm振幅のピストンオフセットの場合の修正されたセグメントを区別できません
セグメント。このノイズフロアはZWFSに固有のものではなく、主に平均化が不十分なために発生します。
これらの観測中の乱流残差の計算。
今後の作業では、ZWFSの感度を改善して、測定と修正ができるようにすることに焦点を当てます。
プライマリミラー上の小さいOPD。 2022年の初めに、KPICはアップグレードされ、より優れたZWFSやその他のZWFSが含まれるようになります。
ZWFSの全体的なパフォーマンスを向上させるモジュール。新しいZWFSマスクのインストール後、
ZWFSの空上アライメントの改善と、露出時間とフレーム数の最適化に取り組みます。
視界と風速の状態。フェーズを再構成するための反復再構成アルゴリズムを調査します
ZWFS画像からより良い。 ZWFSを使用した科学観測中に受動的測定を行うための取り組み
進行中です。ここでは、主鏡の形状が標高の関数としてどのように変化するかをよりよく理解したいと考えています。
最後に、ZWFSとプライマリミラー間の低速フィードバックループの実装に向けて取り組んでいます。
科学観測全体を通してセグメントの最良のコフェーズを維持し、これを実証できること
地上と宇宙の両方の将来の望遠鏡のための機能。