Astronomie

Ist es möglich, einen solarthermischen Konzentrator mit Zernike-Polynomen zu modellieren?

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Diese Frage mag etwas abseits des Themas erscheinen, aber ich denke, es gibt hier viele Leute, die sich mit Optik, Teleskopen usw. auskennen.

Ich möchte solarthermische Anlagen simulieren, die die Sonnenstrahlung bündeln, z.B. Heliostaten oder Teller-Stirling. Üblicherweise werden sie mit Raytracing oder Gauss-Kegel-Optik simuliert.

Grundsätzlich möchte ich das optische System simulieren und das resultierende Bild der Sonne auf einer Oberfläche erhalten.

Am Ende möchte ich die "Flussverteilung" (~Helligkeit) der reflektierten Strahlung an einem Empfänger berechnen. Der Empfänger könnte eine Platte mit darunterliegenden Heatpipes oder ein Stirling-Motor sein. Ich möchte Bilder erstellen wie http://solarenergyengineering.asmedigitalcollection.asme.org/data/journals/jseedo/929668/sol_136_03_031013_f002.png">Teleskopoptikspiegel

Der Genesis Solar Wind Concentrator: Flug- und Nachflugbedingungen und Modellierung der instrumentellen Fraktionierung

Der Solar Wind Concentrator der Genesis-Mission wurde gebaut, um die Einflüsse des Sonnenwinds in den 2,3 Jahren, in denen die Mission dem Sonnenwind ausgesetzt war, durchschnittlich um das 20-fache zu erhöhen. Die Konzentratorziele überlebten die harte Landung bei der Rückkehr zur Erde und wurden verwendet, um die Isotopenzusammensetzung von Sonnenwind – und damit Sonnensauerstoff und Stickstoff – zu bestimmen. Hier berichten wir über den Flugbetrieb des Instruments und über Simulationen seiner Leistungsfähigkeit. Die aus Simulationen erhaltenen Konzentrations- und Fraktionierungsmuster werden für He, Li, N, O, Ne, Mg, Si, S und Ar in SiC-Targets angegeben und mit gemessenen Konzentrationen und Isotopenverhältnissen für die Edelgase verglichen. Kohlenstoff wird auch für ein Si-Target modelliert. Vorhergesagte Unterschiede in der instrumentellen Fraktionierung zwischen Elementen werden diskutiert. Da der Konzentrator nur für Ionen 22 AMU entwickelt wurde, werden die Auswirkungen der Analyse so schwerer Elemente wie Argon diskutiert. Simulationen der instrumentellen Fraktionierung nach dem Flug als Funktion der radialen Position auf den Zielen beinhalten die während des Fluges gemessene Sonnenwindgeschwindigkeit und Winkelverteilungen und sagen Fraktionierungsmuster für verschiedene interessierende Elemente und Isotope vorher. Eine engere Winkelverteilung, hauptsächlich aufgrund einer besseren Spinstabilität des Raumfahrzeugs als bei der Modellierung vor dem Flug angenommen, führt zu einem steileren Isotopenfraktionierungsgradienten zwischen dem Zentrum und dem Umfang der Ziele. Die Verwendung der Verteilung der Sonnenwindgeschwindigkeiten während des Flugs, die höher ist als die bei der Modellierung vor dem Flug verwendeten, führt zu Elementarhäufigkeitsmustern, die im Zentrum etwas weniger Spitzen aufweisen. Mittlerer Fraktionierungstrend mit Atommasse, mit Unterschieden relativ zu den gemessenen Isotopen von Neon von +4,1 ± 0,9 ‰/amu für Li, zwischen -0,4 und +2,8 ‰/amu für C, +1,9 ± 0,7 ‰/amu für N, + 1,3 ± 0,4 /amu für O, -7,5 ± 0,4 ‰/amu für Mg, -8,9 ± 0,6 ‰/amu für Si und -22,0 ± 0,7 ‰/amu für S (Unsicherheiten spiegeln Monte-Carlo-Statistiken wider). Die Steigungen der Fraktionierungstrends hängen in erster Ordnung nur vom relativen differentiellen Massenverhältnis .ich/ich.

Dieser Artikel und ein Begleitpapier (Reisenfeld et al. 2012, in dieser Ausgabe) liefern Informationen nach dem Flug, die für die Analyse der Genesis-Sonnenwindproben erforderlich sind, und dienen somit als Ergänzung zum Space Science Review-Band The Genesis Mission (v. 105 .). , 2003).

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Integrierte thermische Störungsanalyse des optischen Systems des astronomischen Teleskops

Dehua Yang, 1 Zibo Jiang, 1 Xinnan Li 1

1 Nationale Astronomische Observatorien, Nanjing Institute of Astronomical Optics and Technology (China)

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Während des Betriebs kommt es beim astronomischen Teleskop zu thermischen Störungen, insbesondere bei Sonnenteleskopen, die zu einer Verschlechterung der Bildqualität führen können. Dies treibt eine sorgfältige Untersuchung der thermischen Last und eine Messung an, die angewendet wird, um ihre Auswirkungen auf die endgültige Bildqualität während der Designphase zu bewerten. Die integrierte Modellierungsanalyse beschleunigt den Prozess, um ein umfassendes optimales Konstruktionsschema durch Softwaresimulation zu finden. In diesem Papier konzentrieren wir uns auf die Finite-Elemente-Analyse (FEA)-Software-ANSYS-für die thermische Störungsanalyse und die optische Design-Software-ZEMAX-für das optische Systemdesign. Das integrierte Modell auf Basis von ANSYS und ZEMAX wird im ersten Punkt aus einer Übersicht heraus gebrieft. Anschließend diskutieren wir die Etablierung des thermischen Modells. Ein vollständiges Potenzreihenpolynom mit Raumkoordinaten wird eingeführt, um das Temperaturfeld analytisch darzustellen. Wir verwenden auch eine lineare Interpolationstechnik, die von der Formfunktion in der Finite-Elemente-Theorie abgeleitet ist, um das thermische Modell und das Strukturmodell zu verbinden und die Temperaturen weiter auf Strukturmodellknoten anzuwenden. Dabei werden die thermischen Lasten mit möglichst hoher Wiedergabetreue übertragen. Datenschnittstelle und Kommunikation zwischen den beiden Softwares werden hauptsächlich auf Spiegelflächen und damit auf die optische Figurendarstellung und -transformation diskutiert. Wir vergleichen und kommentieren die zwei verschiedenen Methoden, Zernike-Polynome und Potenzreihenentwicklung, zur Darstellung und Transformation einer deformierten optischen Oberfläche in ZEMAX. Darüber hinaus werden diese Verfahren, die auf Oberflächen mit einer nicht kreisförmigen Öffnung angewendet werden, diskutiert. Am Ende wird ein optisches Teleskop mit parabolischem Hauptspiegel von 900 mm Durchmesser analysiert, um die obige Diskussion zu veranschaulichen. Das Finite-Elemente-Modell mit den am meisten interessierenden Teilen des Teleskops wird in ANSYS mit der notwendigen strukturellen Vereinfachung und Äquivalenz generiert. Es wird eine thermische Analyse durchgeführt und die resultierenden Positionen und Abbildungen der Optik sollen abgerufen und an ZEMAX übertragen werden, und somit wird die endgültige Bildqualität mit thermischer Störung bewertet.

© (2008) COPYRIGHT Society of Photo-Optical Instrumentation Engineers (SPIE). Das Herunterladen des Abstracts ist nur für den persönlichen Gebrauch gestattet.


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Zu den zuvor demonstrierten Anwendungen für Frequenzkämme gehören: Spektroskopie, Entfernungs- und Geschwindigkeitsmessung, Frequenzumwandlung und Zeitübertragung. Die Ergebnisse des Ball-Systems zeigen die Charakterisierung und Leistungsfähigkeit eines Frequenzkammsystems mit einem technologischen Weg zum Weltraum. Demonstrationen in der hochpräzisen Messtechnik und der Fernbereichsmessung werden auch für die Anwendung in adaptiven und optischen Mehrkörpersystemen präsentiert.

Die Weibull-Verteilung ist das traditionell für die Darstellung solcher Datensätze verwendete Modell. Es basiert auf dem Weakest-Link-Ansatz. Die Verwendung der Weibull-Verteilung mit zwei oder drei Parametern zur Datendarstellung und Zuverlässigkeitsvorhersage hängt von den zugrunde liegenden Mechanismen der Rissbildung ab. Vor der Auswahl des Modells für eine bestimmte Bewertung sollten einige Überprüfungen durchgeführt werden. Ist nur ein Mechanismus vorhanden oder ist zu erwarten, dass ein zusätzlicher Mechanismus zu abweichenden Ergebnissen beitragen könnte? Bei geschliffenen Oberflächen ist der Hauptmechanismus die Wirkung der Diamantkörner auf die Oberfläche. Jedoch können Körner, die aus ihrer Bindung brechen, durch das Werkzeug über die Oberfläche bewegt werden und einen etwas tieferen Riss verursachen. Es ist nicht zu erwarten, dass diese Kratzer der gleichen statistischen Verteilung folgen wie der Schleifprozess. Daher ist ihre Beschreibung mit den gleichen Verteilungsparametern nicht ausreichend. Bevor sie aufgenommen werden, sollte eine spezielle Diskussion durchgeführt werden.

Liegen zusätzliche Informationen vor, die die Auswahl des Modells beeinflussen, zum Beispiel das Vorliegen einer maximalen Risstiefe, sollte dies ebenfalls berücksichtigt werden. Mikrorisse, die durch kleine Diamantkörner an Werkzeugen mit begrenzten Kräften eingebracht werden, können nicht beliebig tief sein. Für Daten, die mit solchen Oberflächen erhalten wurden, sollte das Vorhandensein einer Schwellenbruchspannung Teil der Hypothese sein. Dies führt zur Verwendung der Weibull-Verteilung mit drei Parametern. Eine Differenzierung allein anhand des Datensatzes ohne Vorinformationen ist möglich, erfordert aber einen großen Datensatz. Bei nur 20 Exemplaren pro Probe ist eine solche Differenzierung nicht möglich. Dies erfordert 100 Proben pro Satz, je mehr, desto besser.

Die Validität der statistischen Auswertungsmethoden wird an mehreren Beispielen diskutiert. Diese Überlegungen sind wegen ihrer Konsequenzen für die Prognosemethoden und -ergebnisse von besonderer Bedeutung. Insbesondere die Verwendung der Zweiparameter-Weibull-Verteilung für hochfeste Oberflächen hat zu unrealistischen Ergebnissen geführt. Die Extrapolation bis auf eine geringe akzeptable Versagenswahrscheinlichkeit deckt einen weiten Bereich ab, ohne dass Datenpunkte vorhanden sind, und wird hauptsächlich von der durch die hochfesten Proben bestimmten Steigung beeinflusst. Dieser Irrglaube hat in der Vergangenheit den Einsatz spröder Werkstoffe für Belastungen verhindert, die sie ohne weiteres hätten aushalten können.

Das FAME-Design besteht aus einer vorgeformten, verformbaren dünnen Spiegelplatte mit einem aktiven Stützsystem. Die dünne Deckschicht bietet eine nahezu endgültige Oberflächenform mit sehr hoher Oberflächenqualität. Das aktive Array bietet die Unterstützung und durch Betätigung die Steuerung, um die Genauigkeit der endgültigen Oberflächenform zu erreichen.

In diesem Papier werden der Entwicklungspfad, Kompromisse und das Demonstratordesign des FAME-Aktivarrays vorgestellt. Der entscheidende Schritt im Entwicklungsprozess des aktiven Arrays ist das Design der mechanischen Struktur und insbesondere die Optimierung der Positionen der Betätigungsknoten, an denen die Aktorkraft auf die dünne Spiegelplatte übertragen wird. Dies ist entscheidend für die endgültige Leistung des Spiegels, bei dem es darum geht, eine genaue Oberflächenform mit geringen Restfehlern (hoher Ordnung) unter Verwendung einer minimalen Anzahl von Aktuatoren zu erreichen. Diese Aktivitäten basieren auf der Kopplung von Optik und Maschinenbau unter Verwendung analytischer und numerischer Methoden, was zu einem aktiven Array mit optimierten Knotenpositionen und Oberflächenform führt.

25) und mittlerer Auflösung (R

4000) Spektroskopie. Zwei Zinkselenid (ZnSe)-Grisms sorgen für die Dispersion im Modus mit mittlerer Auflösung: eines deckt die Y- und J-Bande ab und das andere deckt das H- und K-Band ab. Jeder hat eine lichte Öffnung von 44 mm. Das YJ-Grism hat einen Blaze-Winkel von 49,9° mit einem Rillenabstand von 40 &mgr;m. Das HK-Grism ist bei 43,1° mit einem Rillenabstand von 50 &mgr;m geflammt.

Die frühere Herstellung von ZnSe-Grismen auf der Precision Engineering Research Drehbank (PERL II) am LLNL hat die Bedeutung der Oberflächenvorbereitung, des Werkzeug- und Vorrichtungsdesigns, der strengen thermischen Kontrolle und der Notstromquellen für die Maschine gezeigt. Die größten Herausforderungen bei der Bearbeitung der RIMAS-Grisms sind die große genutete Fläche, die eine lange Bearbeitungszeit anzeigt, und der relativ steile Blaze-Winkel, wodurch der Wellenfrontfehler des Griss viel empfindlicher auf Drehmessfehler reagiert. Abschwächungstechniken werden beschrieben.

6.000, 12.000 und 18.700 für die niedrige, mittlere und hohe Auflösung, jeweils im Wellenlängenbereich 3650-9700Å. .Die dispersiven Elemente sind volumenphasenholographische (VPH) Gitter, die zwischen zwei flachen Quarzglasfenstern mit hoher optischer Präzision in großen Öffnungen eingebettet sind. Das auf VPHs basierende Design in Kombination mit Ohara PBM2Y-Prismen ermöglicht es, den Kollimator- und Kamerawinkel fest zu halten. In Mexiko werden bei INAOE und CIO 73 optische Elemente gebaut. Für die Modi mit niedriger Auflösung beträgt die Unregelmäßigkeit des VPHs-Fensters 1 Streifen in 210 mm x 170 mm und 0,5 Streifen in 190 mm x 160 mm. für eine Fensterdicke von 25 mm. Für die Modi mittlere und hohe Auflösung beträgt die Unregelmäßigkeitsspezifikation 2 Streifen in 220 mm x 180 mm und 1 Streifen in 205 mm x 160 mm für eine Fensterdicke von 20 mm. In dieser Arbeit präsentieren wir eine Beschreibung der Poliertechniken, die in der optischen Werkstatt des INAOE entwickelt wurden, um die 36 Quarzglasfenster und 24 PBM2Y-Prismen herzustellen, die es uns ermöglichen, solche anspruchsvollen Spezifikationen zu erreichen. Wir umfassen die Prozesse Montieren, Schneiden, Blocken, Polieren und Prüfen.

Zweitens präsentieren wir unsere Entwicklung im Bereich der Freiform- und direkten Off-Axis-Hochleistungs-Optikfertigung und die Industrialisierungsbemühungen, die im Rahmen der Hauptspiegelsegmente des European Extremely Large Telescope (E-ELT) durchgeführt wurden.

Ein drittes Thema ist die Demonstration einer extremen Freiformflächenfertigung mit dem Prototyping einer riesigen Öffnung von 500 mm, 90° Abweichungswinkel, F/2,5 High Output NA Off Axis Parabola (OAP), eine einzigartige Leistung, die darauf abzielt, die Machbarkeit potenzieller neuer Gestaltungsmöglichkeiten mit solch extremer Optik.

Schließlich präsentieren wir in diesem Papier unsere Technologieentwicklung zur Polierschicht für SiC-Material, genannt R-SiC, eine Polierschicht, die Kosten, Risiken und Zeitpläne für die Herstellung fortschrittlicher SiC-Optiken für Vis- und IR-Anwendungen reduziert.

Außerdem müssen die Spiegelrohlinge über 30 Jahre formstabil sein. Insbesondere dürfen Stressauswirkungen aufgrund von Umweltveränderungen innerhalb von 30 Jahren keine Formänderung von mehr als 0,5 &mgr;m PV zur Folge haben.

2010 entwickelte SCHOTT ein physikalisch basiertes Modell zur Beschreibung des thermischen und mechanischen Langzeitverhaltens von ZERODUR. Das Modell ermöglicht die Simulation des Langzeitverhaltens von ZERODUR Spiegelrohlingen unter realistischen mechanischen und thermischen Randbedingungen. Diese Präsentation zeigt FEM-Simulationsergebnisse zum Langzeitverhalten der ELT M1-, M2- und M3-Spiegelrohlinge unter verschiedenen Belastungsbedingungen. Zusätzlich werden die Modellergebnisse mit einer bereits 15 Jahre dauernden Langzeitmessung einer ZERODUR-Probe bei der Physikalischen Bundesanstalt (PTB) verglichen.

SCHOTT hat in den letzten Jahren die Messtechnik des Schubstangendilatometers an ihre Grenzen gebracht. Mit dem neuen Advanced Dilatometer wurden WAK-Messgenauigkeiten von +- 3 ppb/K und Reproduzierbarkeiten von besser 1 ppb/K erreicht. Das neue Advanced Dilatometer weist eine hervorragende Langzeitstabilität auf.

0,8 nm auf ebenen Oberflächen aus NEXCERA TM Keramik. Zweitens werden wir MRF verwenden, um eine hochpräzise Figurkorrektur durchzuführen und eine hyperbolische Form in eine konventionell polierte Kugel mit 100 mm Durchmesser zu induzieren.

Dieses Papier stellt den Detailherstellungsprozess und die Messtechnik vor, die auf den Spiegel vom Schleifen bis zum Finish angewendet werden, einschließlich extrem stabiler hydraulischer Unterstützung, IR- und sichtbarer Deflektometrie, Interferometrie und computergesteuerter Herstellungsverfahren, die an der University of Arizona entwickelt wurden.

In diesem Beitrag wurden moderne Messsysteme einschließlich eines mit der Interferometrie vergleichbaren optischen Schwingarm-Koordinatenmesssystems (SOCMM) und einer auf mehrere Meter skalierbaren Sub-Aperture-Stitching-Interferometrie vorgestellt. Es wurde auch ein computergesteuerter Herstellungsprozess demonstriert, der eine extrem feine Oberflächenbeschaffenheit und -beschaffenheit erzeugt. Diese neueste Entwicklung wurde auf die Herstellung und Prüfung eines 0,9-m-asphärischen konvexen Sekundärspiegels für das 6,5-m-Teleskop des Tokyo Atacama-Observatoriums angewendet und das Ergebnis wurde präsentiert.

Die Deflektometrie ist eine interessante Technik, da sie die schnelle Charakterisierung von Freiformoptiken ermöglicht. Die Möglichkeiten der Deflektometrie bei der Messung mittlerer bis hoher Frequenzen sind bekannt, aber die Fehlercharakterisierung bei niedrigen Frequenzen ist schwieriger. Unser Anlagendesign sieht einen innovativen Ansatz vor, der auf der Erfassung mehrerer Direktbilder basiert, um die Leistung im anspruchsvollen Niederfrequenzbereich zu verbessern.

Dieser Beitrag stellt die Fehler-Budget-Analyse des Messverfahrens und eine Untersuchung der Konfigurationstoleranzen vor, die erforderlich sind, um den Einsatz der Deflektometrie bei der Realisierung von optischen Komponenten zu ermöglichen, die für astronomische Projekte geeignet sind und eine hohe Genauigkeit der Optik erfordern. Als Testbeispiele haben wir Spiegel für das E-ELT-Teleskop berücksichtigt.

Für elektromechanische Systeme ist das LMT/GTM jedoch an einem besonders schwierigen Standort. Die große Höhe hat den üblichen Effekt, dass die Kühlleistung der Antriebe und Motoren verringert wird und die Umgebungstemperatur nahe dem Gefrierpunkt liegt. Da es zu einigen Jahreszeiten eine erhebliche Menge an Niederschlägen gibt, gibt es häufige Frost-Tau-Zyklen. Die ständige Bildung und entweder Sublimation oder Schmelzen von Eis, verbunden mit der damit verbundenen hohen Luftfeuchtigkeit, war eine Herausforderung für den Umweltschutz vieler Geräte am LMT/GTM. Da das System insgesamt 720 Primärflächenaktoren umfasst, ist es besonders wichtig, dass die Aktoren, ihre lokalen Antriebssteuerkästen und ihre Kabelverbindungen auch unter den Standortbedingungen ihre Spezifikationen erfüllen.

Um die Eignung der Aktuatoren zu bestätigen, beschaffte das LMT/GTM einen ersten Satz von sechzehn Aktuatoren zum Testen vor Ort. Nach Labortests wurden die Aktuatoren in die äußeren beiden Ringe des Teleskops eingebaut und während der frühen Wintermonate der wissenschaftlichen Beobachtungssaison 2015/16 zyklisch betrieben. Aufgrund der laufenden Installationsarbeiten in diesen beiden Ringen werden diese von den Empfängern nicht beleuchtet, sodass Feldversuche unter realen Betriebsbedingungen durchgeführt werden konnten, ohne die laufenden wissenschaftlichen Beobachtungen zu beeinträchtigen. Dieses Papier präsentiert die charakterisierte Leistung der Aktoren vor und nach dem Test sowie einen Bericht über ihre Umweltrobustheit.

Der GMTIFS Beam Steering Spiegel verwendet Piezo-Walk-Aktuatoren und eine Kombination aus Wirbelstromsensoren und interferometrischen Sensoren, um diesen Dynamikbereich und diese Steuerung zu erreichen. Die Sensoren sind zwar für den kryogenen Betrieb ausgelegt, die Aktoren jedoch nicht. Wir berichten über die Ergebnisse von Prototypentests einzelner Aktoren, mit den Sensoren, auf dem Prüfstand und in einer kryogenen Umgebung. Spezifische Ausfälle des Systems werden erläutert und vermutete Gründe dafür. Mit einer modifizierten Prüfvorrichtung wird die Möglichkeit der Beheizung des Aktors untersucht und wir berichten über die verbesserten Ergebnisse. Neben Einzelkomponententests haben wir eine komplette Beam Steering Spiegelbaugruppe gebaut und getestet. Die Tests wurden mit einem Punktquellenmikroskop durchgeführt, jedoch war es eine Herausforderung, die Umgebungsbedingungen auf weniger als 1 Mikrometer zu kontrollieren.Der Montagetest untersuchte die Erfassungsgenauigkeit und ob es eine nicht erfasste Hysterese im System gab. Schließlich präsentieren wir das überarbeitete Beam-Steering-Spiegeldesign basierend auf den Ergebnissen und Erkenntnissen aus diesem Prototyping.

Eine Schlüsselkomponente von EMIR ist die CSU (Configurable Slit Unit), ein Roboter-Kryomechanismus, der verwendet wird, um im spektroskopischen Modus eine Mehrfachspaltkonfiguration und einen langen Spalt in der EMIR-Fokusebene zu erzeugen. Das System verfügt über 110 Gleitschienen, die bei kryogener Arbeitstemperatur konfiguriert werden können, um bis zu 55 Schlitze mit hoher Positionsgenauigkeit und Wiederholbarkeit zu erzeugen. Die Bewegung der Stangen wird von einem Aktuator ausgeführt, der eine relativ hohe Geschwindigkeit für die Grobbewegung und steuerbare Schritte bis zu 2 Mikrometer für die Feinpositionierung ermöglicht. Dieses Subsystem wurde von der niederländischen Firma Janssen Precision Engineering (JPE) und der spanischen Firma NTE-SENER entwickelt und hergestellt. Anschließend wurde es in den Einrichtungen des IAC (Instituto de Astrofísica de Canarias) gründlich verifiziert.

In diesem Papier wird die CSU kurz beschrieben. Ein wichtiger Bestandteil der CSU sind die Aktuatoren, die mittels Stick-Slip-Effekt die Stangen bewegen. Eine Reihe von Tests zur Charakterisierung und Verbesserung der Robustheit und Leistung der Aktoren wird vorgestellt. Abschließend wird ein Überblick über die aktuelle CSU-Performance gegeben.

Der Spiegel mit einem optischen Durchmesser von 200 mm ist darauf ausgelegt, Wellenfrontaberrationen von bis zu 2 &mgr;m Effektivwert (rms) zu korrigieren. Die Form der Wellenfront wird durch die ersten 15 Zernike-Moden angenähert. Die Finite-Elemente-Analyse des Spiegels zeigt eine theoretisch mögliche Reduzierung des Wellenfrontfehlers von 2 µm auf 53 nm rms. Um die gewünschten Formen zu erzeugen, wird die Spiegelfläche von 19 identischen Aktormodulen an der Spiegelrückseite gesteuert.

Die Aktormodule verwenden handelsübliche Piezo-Knob-Aktuatoren mit einem High Technology Readiness Level (TRL). Diese bieten eine Nanometerauflösung bei kryogenen Temperaturen in Kombination mit einer hohen Positionsstabilität und ermöglichen das Abschalten des Systems, sobald die gewünschte Form erreicht ist. Das steife Design bietet eine hohe Resonanzfrequenz (>200 Hz), um externe Störungen zu unterdrücken.

Ein Demonstrator in Originalgröße des verformbaren Spiegels mit 6 Aktuatoren und 13 Dummy-Aktuatoren wird realisiert und charakterisiert. Die Messergebnisse zeigen, dass die Aktuatoren einen ausreichenden Hub bereitstellen können, um den 2 &mum rms WFE zu korrigieren. Die Auflösung der Aktoreinflussfunktionen beträgt 0,24 nm rms oder besser, je nach Position des Aktors im Raster. Die Überlagerung der Aktoreinflussfunktionen zeigt, dass ein 2 &mum rms WFE mit einem Anpassungsfehler von 38 nm genau korrigiert werden kann. Aufgrund des Herstellungsverfahrens des Demonstrators wird ein künstlich großer Durchdruckfehler von 182 nm beobachtet. Die Hauptursache für diesen Durchdruckfehler wurde identifiziert und wird in zukünftigen Design-Iterationen reduziert. Nach diesen Designänderungen wird erwartet, dass das System einen Gesamtrestfehler von weniger als 70 nm hat und eine beugungsbegrenzte Leistung (&lambdaǮ) für Wellenlängen von 1 &mgr;m und darüber bietet.

Die Spiegel M1, M2 des Teleskops sowie der Brennebenendetektor werden von einer thermisch kontrollierten CFK-Struktur getragen, die an isostatischen Halterungen aufgehängt ist. Die Dimensionsstabilität des Struktursystems, das die Optik trägt, ist eine Schlüsselanforderung, da sie sich direkt auf die Genauigkeit des Instruments auswirkt. Die M1- und M2-Spiegel werden von einem röhrenförmigen CFK-Teleskopdesign getragen, das durch Analysen bis auf die Ebene der Kohlefaserschicht optimiert wurde, mit Unterstützung umfangreicher Testergebnisse für Modellkorrelation und genaue Dimensionsstabilitätsvorhersagen. Diese Testkampagne zur Probencharakterisierung wurde an Proben mit unterschiedlichen Kohlefaserschichten (Ausrichtung und Stapelreihenfolge) durchgeführt, um den Wärmeausdehnungskoeffizienten (CTE) über einen weiten Temperaturbereich von -80°C bis +80°C genau zu messen. Unter Verwendung des korrelierten Finite-Elemente-Modells wurde der Faserorientierungsaufbau identifiziert und ausgewählt, der die relative Verschiebung zwischen den M1- und M2-Spiegeln minimiert, einschließlich der Berücksichtigung der thermoelastischen Beiträge der isostatischen Halterungen zur Gesamtstabilität dieses optischen Systems. für das Basisdesign der CHEOPS-Struktur.

Ein spezielles strukturelles und thermisches Modell (STM2), das dann zu einem PFM umgebaut wurde, wurde hergestellt und mit einem Ad-hoc-Aufbau getestet, um die strukturelle Gesamtstabilität der optischen Zugbaugruppe zu überprüfen [2]. Der relative Abstand zwischen M1 und M2 wurde unter thermischen Vakuumbedingungen unter Verwendung von Laserinterferometertechniken gemessen. Ursprünglich wurden Temperaturwechseltests durchgeführt, um Absetzeffekte zu eliminieren und zu charakterisieren. Anschließend wurde die Stabilität der Struktur bei drei stabilisierten Betriebstemperaturen gemessen: -5, -10 und -15 °C. Die thermisch induzierte Fehlausrichtung M1-M2 auf der optischen Achse wurde mit zwischen -0,156 und -0,168 Mikrometer/°C gemessen. Relative Spiegelneigung und seitliche Mittenverschiebungen wurden ebenfalls gemessen. Die erhaltene Brennweite, Neigungs- und Mittenverschiebungsstabilität zwischen den Spiegeln M1 und M2 entsprach alle den Anforderungen auf Systemebene, sodass sowohl ein STM- als auch ein PFM-Modell der CHEOPS-CFK-Struktur erfolgreich qualifiziert und rechtzeitig für die Integration in das Raumfahrzeug geliefert wurden.

Durch die Eröffnung eines neuen Parameterraums im optischen Design sind Freiformoptiken eine Revolution bei bildgebenden Systemen für ein breites Anwendungsspektrum von Hightech-Kameras bis Astronomie, über Erdbeobachtungssysteme, Drohnen und Verteidigung. Freiformspiegel werden durch eine nicht rotationssymmetrische Oberflächenform und die Tatsache definiert, dass die Oberflächenform nicht einfach durch Konikoid-Erweiterungen oder außeraxiale Konikoide beschrieben werden kann. Eine extreme Freiformoberfläche ist eine erhebliche Herausforderung für die optische Oberfläche, insbesondere für UV/VIS/NIR-beugungsbegrenzte Instrumente.

Ziel der Bemühungen von FAME ist es, einen extremen Freiformspiegel mit Standardoptik zu verwenden, um eine integrierte Systemlösung für den Einsatz in zukünftigen Instrumenten vorzuschlagen. Die bisherige Arbeit konzentrierte sich auf die Identifizierung kompakter, schneller Weitfeld-Optikdesigns, die im sichtbaren Bereich arbeiten, mit beugungsbegrenzter Leistung Optimierung der Anzahl der erforderlichen Aktuatoren und deren Anordnung, das Design eines aktiven Arrays zur Manipulation der Deckschicht sowie das Antriebsdesign.

In diesem Beitrag stellen wir den Stand der Demonstratorentwicklung vor, mit Fokus auf die verschiedenen Bausteine: eine extrem freigeformte dünne Deckschicht, das aktive Array, ein hochgradig steuerbares thermisches Aktorarray sowie das Mess- und Regelsystem.

Es wird ein Überblick über das Design und die Herstellungsprozesse des Spiegels gegeben. Vorhersagen über die Aktuatorleistung wurden durch Finite-Elemente-Simulationen gemacht, die Korrektheiten in der Größenordnung von 250-300 mal für astigmatische Modi mit nur 41 unabhängigen Aktuatoren demonstrieren. Eine Beschreibung des kundenspezifischen Messsystems, das verwendet wird, um die aktiven Spiegel zu charakterisieren, wird ebenfalls präsentiert. Das System basiert auf einem Reverse-Hartmann-Test und kann extrem große Abweichungen der Spiegelfigur (> 100 &mgr; PV) bis hin zu einer Genauigkeit im Submikrometerbereich ausgleichen. Das System wurde gegen mehrere traditionelle Techniken validiert, einschließlich Photogrammetrie und Interferometrie. Die Spiegelleistung wurde unter Verwendung dieses Systems sowie durch Versuche zur Figurenkorrektur mit geschlossener Schleife an einem Durchmesser von 150 mm charakterisiert. Prototypen. Die Spiegel haben nach der Korrektur Abbildungsgenauigkeiten von 200 nm RMS (zwei tote Aktuatoren, die die Leistung begrenzen) gezeigt.

70000) Spektrograph mit einem Echelle-Gitter und einem hochmodernen Laserfrequenzkamm. Die erwartete Genauigkeit der RV-Messungen beträgt 1 m/s. Um eine Genauigkeit von 1 m/s zu erreichen, müssen wir das modale Rauschen reduzieren, d. h. die Intensitätsinstabilität des Lichts am Ende von Multimode-Fasern. Modales Rauschen wird durch Interferenz einer endlichen Anzahl von sich ausbreitenden Lichtmoden verursacht. Dieses Rauschen kann falsche RV-Signale verursachen, die die Genauigkeit der RV-Messungen verringern. Ein Moden-Scrambler ist ein Mechanismus, um modales Rauschen zu reduzieren. Das beste Moden-Scrambler-System bei Wellenlängen im nahen Infrarot ist jedoch noch unbekannt. Daher haben wir viele Arten von Moden-Scramblern, Fasern unterschiedlicher Länge, einen Doppel-Scrambler und achteckige Fasern als statische Scrambler getestet. Wir haben auch dynamische Scrambler getestet, die die Ausgabe durch dynamisches Bewegen von Glasfasern vereinheitlichen. Wir berichten über die Auswirkungen dieser Modus-Scrambler.

Sowohl drahtlose als auch drahtgebundene Kommunikationsprotokolle wurden evaluiert, wobei auf einer einzigen Technologie basierende Architekturen und hybride (eine Kombination davon) vorgeschlagen wurden. Unter den drahtlosen Lösungen wurden ZigBee und CyFi in Betracht gezogen. Mit Simulationswerkzeugen wurden diese drahtlosen Protokolle verworfen, da sie keine effiziente Kommunikation ermöglichen. Die untersuchten kabelgebundenen Protokolle umfassen I2C, CAN und Ethernet.

Die beste gefundene Lösung ist eine hybride Multilayer-Architektur, die sowohl Ethernet als auch I2C kombiniert. Ein 100-Mbit/s-Ethernet-basiertes Netzwerk wird verwendet, um die zentrale Steuereinheit mit zehn Management-Boards zu kommunizieren. Jede dieser Platinen ist ein kostengünstiges, energiesparendes eingebettetes Gerät, das einen 36-Grad-Sektor der Sensorplatte verwaltet. Jedes dieser Boards empfängt die Positionsdaten von fünfhundert Robotern und kommuniziert mit jedem über einen schnellen Modus plus I2C-Bus. Dieser Vorschlag ermöglicht es, die Positionsinformationen für alle fünftausend Roboter in insgesamt 350 ms zu übermitteln.

5000 oder mäßige Wellenlängenabdeckung in beiden Armen bei einer Auflösung

20000. Das Instrument wird voraussichtlich im ersten Quartal 2018 am Himmel sein, um spektroskopische Proben des schwächeren Endes des astrometrischen Katalogs von Gaia und die chemische Markierung von Sternen zu V . zu ermöglichen

17, und gezielte Nachverfolgung einer beträchtlichen Anzahl von Quellen aus den mitteltiefen LOFAR-Erhebungen. Nach einer kurzen Beschreibung des Fasersystems beschreiben wir den Faserprüfstand, seine Kalibrierung und einige Testergebnisse. Wir müssen 1920 Fasern aus den MOS-Bündeln und 740 Fasern aus den Mini-IFU-Bündeln mit dem Prüfstand verifizieren. Insbesondere stellen wir die Focal Ratio Degradation eines Kabels vor.

10 s ohne Metrologie-Overhead) und eine verbesserte Kapazität für Open-Loop-Tracking während der Beobachtungen. Durch die Neigung verursachte Durchsatzverluste wurden durch die Verlängerung der Dorne bei gleichzeitiger Beibehaltung der hervorragenden Genauigkeit halbiert. Die neue Niederspannungs-Mehrschicht-Piezoaktor-Technologie hat die Spitzenantriebsamplitude einer Wirbelsäule von

150 V bis <10 V, vereinfacht das Design der Steuerelektronik, reduziert die Gesamtgröße des Systems und verbessert die Modularität. Jeder Dorn ist jetzt eine wirklich unabhängige Einheit mit einem dedizierten Antriebskreis und ohne Einschränkungen hinsichtlich des Timings oder der Richtung der Faserbewegung.

Der entsprechende Versuchsaufbau wurde in Zusammenarbeit zwischen der PTB und dem Konsortium CRIRES+ konzipiert. Die PTB stellte für jeden Wellenlängenbereich optische Strahlungsquellen und kalibrierte Detektoren zur Verfügung. Mit diesem Aufbau ist es möglich, die absolute Effizienz der Gitter sowohl wellenlängenabhängig als auch polarisationszustandsabhängig in einem Wellenlängenbereich von 0,9 µm bis 6 µm zu messen.

Die Forschung von GOLD widmet sich der Entwicklung neuartiger Beschichtungen mit verbesserter Leistung für die Weltraumoptik. Für die Abscheidung von Mehrschichtbeschichtungen stehen mehrere Abscheidungssysteme zur Verfügung. Es wurde ein Abscheidungssystem entwickelt, um FUV-Beschichtungen abzuscheiden, um den Platzbedarf zu erfüllen. Es besteht aus einer Abscheidungskammer mit 75 cm Durchmesser, die mit einer Kryopumpe gepumpt und in einem ISO-6-Reinraum platziert wird. Diese Kammer steht zur Abscheidung durch Aufdampfen von Beschichtungen mit höchsten Anforderungen wie Al/ MgF . zur Verfügung2 Spiegel oder (Al/MgF2)nein Mehrschichtbeschichtungen für Transmissionsfilter. Ein Plan zum Hinzufügen eines Ionenstrahl-Sputtering-Systems in dieser Kammer ist im Gange.

In dieser und anderen Kammern bei GOLD können folgende FUV-Beschichtungen hergestellt werden:

Transmissionsfilter basierend auf (Al/MgF2)nein mehrschichtige Beschichtungen. Diese Filter können so ausgelegt werden, dass sie einen Peak bei der FUV-Spektrallinie oder dem interessierenden Band und ein hohes Peak-zu-Sichtbar-Transmissionsverhältnis aufweisen. Filter können mit einer maximalen Durchlässigkeit bei einer Wellenlänge von nur 120 nm und mit einer Durchlässigkeit im sichtbaren Bereich von weniger als 10 –5 entworfen werden.

Schmalbandige reflektierende Beschichtungen erreichten einen Spitzenwert nahe bei H Lyman &beta (102,6 nm) mit einem Reflexionsvermögen bei H Lyman α (121,6 nm) zwei Größenordnungen unter dem bei 102,6 nm. Andere potentielle Spektrallinien, bei denen diese Beschichtungen ihren Höhepunkt erreichen könnten, sind das OVI-Dublett (103,2, 103,8 nm).

Schmalbandige Reflexionsspiegel basierend auf (MgF2/LaF3)nein Mehrfachschichten erreichten ihren Höhepunkt bei einer Wellenlänge von nur 120 nm. Zielwellenlängen umfassen Linien von hohem Interesse für Weltraumbeobachtungen, wie unter anderem H Lyman &alpha (121,6 nm), OI (130,4 und 135,6 nm), CIV (154,8, 155,1 nm).

Lineare Polarisatoren auf Beschichtungsbasis, die auf H Lyman &alpha (121,6 nm) abgestimmt sind, sowohl basierend auf Reflexion als auch auf Transmission. Reflektierende Polarisatoren weisen eine hohe Effizienz auf. Transmissive Polarisatoren haben im Vergleich zu reflektierenden Polarisatoren eine bescheidenere Spitzenleistung, sie beinhalten jedoch spektrale Filtereigenschaften, um das lange FUV und noch mehr das nahe UV bis zum IR zu unterdrücken, was sie im Vergleich zu reflektierenden Polarisatoren wettbewerbsfähig macht.

In dieser Mitteilung präsentieren wir eine Zusammenfassung unserer Forschung zu den oben genannten FUV-Beschichtungen, die bei GOLD entwickelt wurden.

    Große Spiegel mit geringer Belastung und stabilen Beschichtungen.
    Große Linsenelemente mit starker Krümmung und präziser Schichtspezifikation.
    Große Filter mit hoher spektraler Response-Gleichmäßigkeit.
    IR-Beschichtungen mit geringer Spannung und ausgezeichneter Beständigkeit gegenüber kryogenen Umgebungen für NIR- bis LWIR-Domänen.
    Pixelierte Beschichtungen.

nm) Betätigung, Deckschichtdicke (

mm) und Spiegeldurchmesser (cm). Neben der Beschreibung der theoretischen Behandlung berichten wir über den Fortschritt von computergestützten Multiphysik-Simulationen, die bei der Verbesserung der Modelltreue und beim Ziehen von Schlussfolgerungen zur Verbesserung des Designs nützlich sein werden.

Dieses Konzept wurde lediglich im Rahmen von MAD und anschließend mit einem holographischen Diffusor beschrieben und funktionsgeprüft. Letztere erzeugen eine Art zufällige Verteilung des aus der Pupillenebene austretenden Lichts, was zu einer Art ineffizienter Modulation führt, da die meisten Strahlen im zentralen Bereich des von einer solchen Vorrichtung gestreuten Lichts fokussiert werden. Das zweidimensionale Originalgitter erzeugt dagegen eine wohldefinierte deterministische Verteilung des Lichts auf ein speziell geformtes Muster. Eine grobe Option wurde bereits als Möglichkeit diskutiert und wird hier auf holographische Platten verallgemeinert, die zu verschiedenen Lichtverteilungen führen, einschließlich eines Kreises, dessen Durchmesser dem erforderlichen Modulationsmuster entsprechen würde, oder kostengünstigeren Ansätzen wie dem eines quadratischen Musters . Diese holographischen Diffusoren würden auch Muster nullter und höherer Ordnung aufweisen, und die tatsächliche Größe der äquivalenten Modulation wäre linear wellenlängenabhängig, was zu Farbeffekten führt, die eine sorgfältige Handhabung erfordern, um den richtigen Betrag der äquivalenten Modulation richtig zu wählen.

2.000 nm). Dieses Papier fasst die jüngsten Entwicklungen von ALD-Aluminiumfluorid (AlF3) Beschichtungen auf Al. Reflexionsmessungen von durch ALD AlF A geschützten Aluminiumspiegeln3 und zukünftige Anwendungen werden besprochen. Diese Messungen zeigen, dass Al + ALD AlF3, sogar mit einer Grenzflächenoxidschicht von wenigen Nanometern, kann ein höheres Reflexionsvermögen bieten als Al, das durch herkömmliches physikalisch aufgedampftes MgF . geschützt ist2 ohne Oxidschicht, unten

Wir beschreiben die Optimierung der Laserbeschriftungsprozessparameter zur Verbesserung der Gitterleistung durch die Kombination von spektral aufgelösten Gittertransmissionsmessungen und theoretischen Analysemodellen. Die Beugungseffizienz der Gitter erster Ordnung wurde bei mittleren Infrarotwellenlängen (3-5 &mgr;m) gemessen und es wurde gefunden, dass sie 60% bei der Littrow-Blaze-Wellenlänge überstieg, verglichen mit einer externen Durchlässigkeit des Substrats von 67%. Dieses beeindruckende Ergebnis impliziert, dass die Beugungseffizienz für ein mit einer Antireflexionsbeschichtung behandeltes Gittersubstrat 90% überschreiten sollte. Es besteht eine ausgezeichnete Übereinstimmung zwischen der modellierten Gittereffizienz und den gemessenen Daten, und aus einer Anpassung der kleinsten Quadrate an die gemessenen Daten wird auf die während des Beschriftungsprozesses erzielte Brechungsindexmodulation geschlossen. Diese ermutigenden ersten Ergebnisse zeigen, dass die ultraschnelle Laserbeschriftung von Chalkogenidglas eine potenzielle neue und alternative Technologie für die Herstellung astronomischer Beugungsgitter zur Verwendung im nahen Infrarot und mittleren Infrarot darstellen kann.

Die FPA einschließlich ist eine der Ersatzkomponenten des Simbio-Sys-Instruments der italienischen Weltraumorganisation (ASI), das auf der ESA-Mission Bepi Colombo zum Merkur fliegen wird. Der von Raytheon Vision Systems entwickelte Detektor ist ein 2kx2k-Hybrid-Si-PIN-Array mit 10 &mgr;m Pixel. Der Detektor ist in einem Block untergebracht und verfügt über Filter, die direkt am Eintrittsfenster angebracht sind. Das Fenster ist eine 1 mm dicke monolithische Platte aus Quarzglas. Die Filter Strip Assembly (FSA) wird von Optics Balzers Jena GmbH produziert und auf der Fokalebene von Leonardo-Finmeccanica SpA (unter TAS-I Verantwortung) integriert. Es basiert auf dielektrischen Multilayer-Interferenzbeschichtungen, 4 Farbbänder ausgewählt mit einer durchschnittlichen In-Band-Transmission von mehr als 95 Prozent im Wellenlängenbereich (400-1100 nm), liefert multispektrale Bilder auf demselben Detektor und ermöglicht so den Betrieb von CaSSIS im Push-Frame Modus.

Das Sichtfeld (FOV) jedes Farbbandes auf dem Detektor ist von einer Maske aus niedrigreflektierendem Chrom (LRC) umgeben, die auch die erforderliche Streulichtunterdrückung bietet (eine Außerband-Transmission von weniger als 10 -5 / nm). Es hat sich gezeigt, dass die Maske das Übersprechen von Mehrfachreflexionen zwischen der Detektoroberfläche und dem Filter effektiv bewältigt.

Dieses Papier zeigt die Herstellungs- und optischen Eigenschaften der FSA-Filter und die vorläufigen Ergebnisse der FPA-Kalibrierung am Boden.

SCHOTT hat in der Vergangenheit langjährige Erfahrung in der Herstellung und Lieferung großer optischer Glasrohlinge für astronomische Anwendungen bis 1 m und in Homogenitätsgraden bis H3-Qualität.

Das am häufigsten in großen Formaten erhältliche optische Glas ist SCHOTT N-BK7. Aber auch andere Glasarten wie F2 oder LLF1 können in Formaten bis 1 m produziert werden. Die extrem großen Teleskopprojekte erfordern teilweise atmosphärische Dispersionskomponenten sogar in Größen über 1 m bis zu einem Bereich von 1,5 m Durchmesser. Die Herstellung solch großer homogener optischer Glasbänke erfordert eine genaue Kontrolle aller Prozessschritte.

Um diesen Bedarf in Zukunft zu decken, hat SCHOTT ein Forschungsprojekt initiiert, um die Prozessschritte der Produktion großer optischer Rohlinge vom Schmelzen über das Glühen bis hin zur Messung zu verbessern. Große optische Glasrohlinge werden in mehreren Teilöffnungen gemessen, die die gesamte freie Öffnung der Anwendung abdecken. Mit der neuen Stitching-Software von SCHOTT ist es nun möglich, einzelne Subaperturmessungen zu einer Gesamthomogenitätskarte des Rohlings zu kombinieren. In dieser Präsentation werden erste Ergebnisse demonstriert.

    Millikelvin (0,001 °K) thermische Soaks und Gradienten
    10 Millibar Änderungen des Umgebungsdrucks
    Beschleunigungsänderungen durch Kippen/Neigen des Instruments und Schwenken des Teleskops

In diesem Papier diskutieren wir Analysen, die zu technischen Entscheidungen führen, die getroffen werden, um die Empfindlichkeit von G-CLEF gegenüber sich ändernden Umgebungen zu minimieren. Finite-Elemente-Analyse (FEA) und Bildbewegungsempfindlichkeitsstudien wurden durchgeführt, um die PRV-Leistung unter Betriebsumgebungen zu bestimmen. Wir diskutieren das Design der optischen Bankstruktur, um das Steifigkeits-Gewichts-Verhältnis zu optimieren und Verformungen aufgrund von Trägheits- und Druckeffekten zu minimieren. Wir diskutieren auch die quasi-kinematische Montage optischer Elemente und Baugruppen und deren Optimierung, um minimale Bildbewegungen unter thermischen, Druck- und Trägheitsbelastungen zu gewährleisten, die während PRV-Beobachtungen erwartet werden.

Dieses Dokument enthält einen Überblick über den gesamten Prozess der Entwicklung und Herstellung der optischen Bank von ESPRESSO, von den ersten Anfängen mit den Spezifikationen bis zum aktuellen Stand der Bank mit ihrer Integration in den Spektrographen (einschließlich der Finite-Elemente-Modelle und der Lieferung von endgültige Struktur durch den Lieferanten) und gewonnene Erkenntnisse.

Jüngste Fortschritte in der MRF-Technologie haben die für astronomische Optiken erwartete Polierleistung in niedrigen, mittleren und hohen Ortsfrequenzbereichen verbessert. Die deterministische Figurkorrektur mit MRF ist mit den meisten Materialien kompatibel, einschließlich einiger neuerer Beispiele für Siliziumkarbid und RSA905 Aluminium. MRF hat auch die Fähigkeit, „perfekt schlechte“ Ausgleichsflächen zu erzeugen, die verwendet werden können, um gemessene oder modellierte optische Verformungen durch Quellen wie Schwerkraft oder Montage zu kompensieren. Darüber hinaus ermöglichen die jüngsten Fortschritte in der MRF-Technologie Korrekturen mittlerer räumlicher Wellenlängen von bis zu

1mm gleichzeitig mit Formfehlerkorrektur. Effiziente Mittenfrequenzkorrekturen nutzen optimierte Prozessbedingungen einschließlich Rasterpolieren in Kombination mit einer kleinen Werkzeuggröße. Darüber hinaus wurde eine neuartige MRF-Flüssigkeit namens C30 entwickelt, um Oberflächen auf ultraniedrige Rauheit (ULR) zu bearbeiten und als Flüssigkeit mit niedriger Abtragsrate verwendet zu werden, die für die Feinkorrektur von mittleren Ortsfrequenzfehlern erforderlich ist. Dieses neuartige MRF-Fluid ist in der Lage, <4Å RMS auf vernickeltem Aluminium und sogar <1,5Å RMS Rauheit auf Silizium, Quarzglas und anderen Materialien zu erreichen. C30-Flüssigkeit wird am besten in einem Feinabgleich-Korrekturprozess verwendet, um mittel-räumliche Frequenzfehler sowie glatte Oberflächenrauhigkeiten „kostenlos“ in einem Schritt zu beseitigen.

In diesem Beitrag werden die jüngsten Fortschritte in der MRF-Technologie und die Fähigkeit, die Anforderungen an Präzisionsoptiken im niedrigen, mittleren und hohen Raumfrequenzbereich zu erfüllen, erörtert und wie eine verbesserte MRF-Leistung den Anforderungen an die Einhaltung strenger Spezifikationen für astronomische Optik gerecht wird.

Das GCT (Gamma-ray Cherenkov Telescope) ist einer der Prototypen, die für das SST-Subarray des CTA vorgeschlagen werden. Es basiert auf einem optischen Schwarzschild-Couder-Design mit zwei Spiegeln. Diese Konfiguration hat den Vorteil, dass das Sichtfeld vergrößert und die Massen des Teleskops und der Kamera verringert werden. Aber trotz dieser vielen Vorteile wurde es in der bodengestützten Cherenkov-Astronomie wegen der für die Spiegel erforderlichen asphärischen und stark gekrümmten Form noch nie eingesetzt.

Das optische Design des GCT besteht aus einem primären Spiegel mit 4 Metern Durchmesser, der in sechs asphärische Blütenblätter unterteilt ist, einem sekundären monolithischen 2-Meter-Spiegel und einer Lichtkamera. Die reduzierte Anzahl von Segmenten vereinfacht die Ausrichtung des Teleskops, verkompliziert jedoch die Form der Blütenblätter. Dies, kombiniert mit der starken Krümmung des Sekundärspiegels, schränkt den Herstellungsprozess stark ein. Das Observatoire de Paris implementierte metallische Leichtbauspiegel für den Primär- und den Sekundärspiegel des GCT. Diese Wahl wurde aufgrund der gelockerten Anforderungen optischer Cherenkov-Teleskope im Vergleich zu optischen ermöglicht. Messungen an produzierten Spiegeln zeigen, dass diese die Anforderungen an Form, PSF und Reflektivität erfüllen können, mit einem klaren Wettbewerb zwischen Herstellungskosten und Endleistung.

Dieser Beitrag beschreibt das Design dieser Spiegel im Kontext ihrer Eigenschaften und wie die Designoptimierung zur Herstellung eines Leichtbaus verwendet wurde. Das Herstellungsverfahren des Prototyps, das für die Großserienfertigung vorgesehen ist, wird ebenso vorgestellt wie die Leistungsfähigkeit der hergestellten Spiegel hinsichtlich geometrischer und optischer Eigenschaften. Das Ausrichtungsverfahren der Spiegel wird ebenfalls detailliert beschrieben. Diese Technik wird schließlich mit anderen Herstellungstechniken auf der Basis von Verbundglasspiegeln im Rahmen der GCT-Spiegelspezifitäten verglichen.

Das EUCLID-Nutzlastmodul (PLM) besteht aus einem Teleskop der 1,2-m-Klasse und wird zwei Instrumente aufnehmen.

Als Unterauftragnehmer von AIRBUS Defence and Space ist AMOS für die Fertigung des Sekundär- und Drittspiegels des Teleskops sowie des flachen Faltspiegelsatzes innerhalb der Brennebenenanordnung des EUCLID-Teleskops verantwortlich, der dedizierte Filterfunktionen beinhaltet. AMOS produziert außerdem den Testkollimator der 1,3-m-Klasse für die Validierung des EUCLID-Instruments vor Ort.

Um diese Bedenken auszuräumen, führte das Projekt eine Reihe von Feldtests durch, um die nächtlichen Beobachtungen möglichst wenig zu beeinträchtigen. Der Lieferant schickte zwei Coupon-Muster einer Reflektorplatte, die identisch mit ihrer vorgeschlagenen M2-Oberfläche hergestellt wurde. An den Proben wurden Temperatursensoren montiert und diese in unterschiedlichen Abständen vom Zentrum temporär am vorhandenen M2-Spiegel befestigt. Ziel war es, die Oberflächentemperatur unter den thermischen Bedingungen des Standorts und die Konzentrationseffekte des Primärreflektors direkt zu überwachen. Mit den installierten Sensoren wurde dem Teleskop dann befohlen, die Sonne mit einem Höhenversatz zu verfolgen. Zunächst wurden Höhenversätze von 40 Grad bis 6 Grad getestet. Der 6-Grad-Trenntest hat die angestrebte Maximaltemperatur schnell überschritten und das Teleskop wurde auf eine sicherere Trennung zurückgesetzt. Basierend auf diesen ersten Ergebnissen wurde eine zweite Reihe von Tests mit Höhenabständen von 30 Grad bis 8 Grad durchgeführt.

Um die Variabilität der Standortbedingungen zu berücksichtigen, wurden die Temperaturdaten mit mehreren Metriken analysiert. Diese Metriken umfassten die maximale Temperatur, die Durchschnittstemperatur der letzten Zeit und eine Kurvenanpassung für Heizen/Kühlen. Die Ergebnisse zeigen, dass ein Sonnentrennungswinkel von 20 Grad für den Betrieb des LMT/GTM mit voller Leistung geeignet sein sollte. Dieser Abstand reicht nicht nur aus, um hohe Temperaturen am Spiegel zu vermeiden, sondern bietet auch Zeit, um auf eventuell auftretende Notfallbedingungen (z. B. Umschalten auf einen Generator nach einem Stromausfall) bei Beobachtungen zu reagieren, die der Bewegung der Sonne voraus sind . Darüber hinaus können sogar Annäherungen von 10 bis 15 Grad Winkelabstand am Himmel für längerwellige Beobachtungen erreicht werden, obwohl diese wahrscheinlich auf Positionen beschränkt wären, die sich entlang ihrer Bewegung hinter der Position der Sonne befinden.

Eine genaue Photogrammetrie erfordert eine robuste Strategie für den Einbau mehrerer Kamerastationen, eine Aufgabe, die durch die Größe der Antenne, die Behinderung der Oberfläche durch den Subreflektor und die Tetrapodenbeine und die Praktikabilität der Verwendung des Turmdrehkrans als bewegliche Kamera kompliziert wird Plattform. Auch die Bildskalierung ist ein wichtiger Aspekt, da der Photogrammetrie jegliche inhärente Distanzreferenz fehlt. Daher müssen entsprechende Maßstabsleisten hergestellt und innerhalb des Kamerasichtfelds angeordnet werden. Weitere Überlegungen beziehen sich auf die Größe und Platzierung von reflektierenden Zielen und die Optimierung der Kameraeinstellungen. In diesem Artikel präsentieren wir einige erste Vergleiche von Lasertracker-, Holographie- und Photogrammetrie-Messungen aus dem Jahr 2015, die den Ausrichtungsstatus für verschiedene Zonen des derzeit in Betrieb befindlichen 32,5 m großen Primärsammelgebiets deutlich zeigen.

In diesem Beitrag wird das Verhalten der CFK-Dosierrohrstruktur einer hochauflösenden Weltraumkamera auf Lagenorientierung, Faser- und Porengehaltsabweichungen untersucht, die durch Herstellungsfehler und Einschränkungen entstehen können. Ein Computercode wird generiert, um die Laminateigenschaften von gestapelten unidirektionalen (UD) Laminaten unter Verwendung der klassischen Laminattheorie mit Faser- und Matrixeigenschaften aus Lieferanten und Literatur zu bestimmen. Nach dem Definieren des Laminatstapels werden viele Proben virtuell mit Lagenorientierungen, volumetrischen Fasern und Hohlräumen erstellt, die zufällig in einem Toleranzbereich abweichen, der bei der Herstellung verwendet wird. Normalverteilung, Standardabweichung und Mittelwerte werden für Elastizitätsmodul, Wärmeausdehnungskoeffizient (CTE), Feuchtigkeitsausdehnungskoeffizient (CME) und Wärmeleitfähigkeit in axialer und transversaler Richtung von quasi-isotropen Aufbauten und anderen Aufbauten mit den in Literatur.

Das Observatoire de Paris begann 2011 mit Designstudien der mechanischen Struktur des GCT (Gamma-ray Cherenkov Telescope), einem Vier-Meter-Prototyp-Teleskop für die SSTs des CTA, basierend auf optischen und vorläufigen mechanischen Entwürfen der Universität Durham. Ende 2014 führten diese Studien schließlich zu einem Leichtgewicht (

8 Tonnen) und steifes Design. Diese Struktur basierte auf dem optischen Schwarzschild-Couder (SC)-Doppelspiegeldesign, das eine interessante und innovative Alternative zum Einspiegel-Davies-Cotton-Design darstellt, das üblicherweise in der bodengestützten Cherenkov-Astronomie verwendet wird. Die Vorteile eines solchen Designs sind vielfältig, da es einen kompakten Aufbau, eine leichte Kamera und eine gute Winkelauflösung über das gesamte Sichtfeld ermöglicht. Die mechanische Struktur wurde im Frühjahr 2015 am Standort Meudon des Observatoire de Paris montiert. Der Sekundärspiegel, die Paneele des Primärspiegels und das Telescope Control System wurden anschließend erfolgreich implementiert und führen nun zu einem voll funktionsfähigen Teleskop.

Dieses Papier konzentriert sich auf die Mechanik des Teleskop-Prototyps. Es beschreibt die mechanische Struktur und präsentiert ihre Leistung, die aus Berechnungen oder direkten Messungen ermittelt wurde. Auch Upgrades des Designs im Rahmen der Vorserien- und CTA-Großserienfertigung werden diskutiert.

Diese Ergebnisse sollten für die Optimierung der Datenreduktionspipelines von Instrumenten, die optische Fasern verwenden, von Interesse sein. Die Berücksichtigung dieser Ergebnisse wird Innovationen und Entwicklungen von Hochleistungsfasersystemen zugute kommen.

Das mechanische und optische Design, die Steuerungsarchitektur und Leistungsaspekte des Systems werden vorgestellt. Die Integration der Sonde in das Softwaresteuerungssystem des größeren Teleskops wird ebenfalls diskutiert.

4000-6000) Modus und eine hohe Auflösung (R

Die Fasern werden verwendet, um jedes Unterfeld von 1" aufzunehmen und das Licht von der Brennebene des Instruments zu den beiden Spektrographen zu transportieren. Jede Faser hat eine Mikrolinse, um den Strahl mit einem relativ schnellen Öffnungsverhältnis von F . in die Faser zu fokussieren /3.65, um die Brennweitenverschlechterung (FRD) zu reduzieren.

f/2, erfordert Fasern mit NA>0,25. Mikroforeoptik kann verwendet werden, um den Strahl zu verlangsamen, wie sie beim Primärfokus-Spektrographen (PFS) auf Subaru verwendet wird, aber dies erhöht die Kosten und Komplexität und erhöht die Verluste. Eine attraktive Alternative bieten reine Silikatkernfasern mit hoher NA, die direkt bei f/2 verwendet werden können und jetzt von mehreren Anbietern erhältlich sind. Wir präsentieren Durchsatz- und Öffnungsverhältnis-Degradationsmessungen an zwei Proben dieser Fasern mit hoher NA. Es zeigt sich, dass die gemessenen Dämpfungsverluste mit den besten verfügbaren Standard-NA-Fasern vergleichbar sind. Die Fasern wurden auch auf eine Verschlechterung des Öffnungsverhältnisses getestet, und es wurde festgestellt, dass die Faser von CeramOptec akzeptable FRD aufweist, was zusätzliche Kollimatorverluste darstellt represent

1%. Die Nahfeldleistung der High-NA-Faser wird ebenfalls untersucht und diese High-NA-Fasern zeigen eine sehr gute Scrambling-Leistung.

Die Entwicklung eines kollimierenden Slicers soll eine neue Art der optischen Integralfeldspektroskopie vorschlagen, die kompakter sein soll. Die Hauptidee besteht darin, den Image Slicer mit dem Kollimator des Spektrographen zu kombinieren, indem die "räumlichen" und "spektralen" Einheiten gemischt werden. Die traditionelle Kombination aus Slicer, Pupillen- und Spaltelementen und Spektrographenkollimator wird durch eine neue ersetzt, die nur aus Slicer und Spektrographenkollimator besteht. Nach dem Testen einiger Konfigurationen sieht dieses neue System für Spektrographen mit niedriger Auflösung sehr vielversprechend aus.

In diesem Beitrag wird der Stand der Technik der Integralfeldspektroskopie mit Bildslicern beschrieben. Gezeigt wird das neue System basierend auf der Entwicklung eines kollimierenden Slicers für die optische Integralfeldspektroskopie. Erste Ergebnisse der Systemanalyse und zukünftige Verbesserungen werden diskutiert.

Die Auswahl des geeigneten Klebers und der erforderlichen Klebeparameter, Design und Qualifizierung der Klebeschnittstelle, Entwicklung und Überprüfung des Klebeprozesses war aufgrund der niedrigen TRL und der Tradition der Klebetechnologie eine große Herausforderung. Die unterschiedlichen Materialkombinationen (CaF2 bis SS316L, LF5G15 und S-FTM16 bis Titan, SUPRASIL3001 bis Invar M93), großer Durchmesser (168mm) und dünner Rand der Linsen, kryogene Ruhetemperatur (100K) und hohe Leistungsgenauigkeit der Linsen waren die Hauptdesigntreiber der Entwicklung. Die unterschiedlichen Wärmeausdehnungskoeffizienten (CTE) zwischen Linse und Linsenhalter erzeugen große lokale mechanische Spannungen. Da hygroskopisches Kristall Calciumfluorid (CaF2) sehr feuchtigkeitsempfindlich ist, ist eine zusätzliche Oberflächenbehandlung der Klebestelle erforderlich.

Zur Auswahl des geeigneten Klebstoffs werden umfangreiche Tests wie z.B. Leimhandhabung und Einzelschnitt-Schertests durchgeführt. Schnittstellenverbindungstests werden durchgeführt, um die Machbarkeit des ausgewählten Designs (Doppelpad-Design), des Injektionskanals, der Rauheit und Behandlung der Metall- und Linsenschnittstellen, der Klebstoffdicke, des Klebstoffpaddurchmessers und des Klebeprozesses zu überprüfen. Zur Qualifizierung der Klebeschnittstelle werden WAK- und dynamische Leim-, Temperaturwechsel-, Feucht-Hitze-, Verbindungsscher- und Zugversuche mit allen Materialkombinationen bei RT und 100K durchgeführt. Die Klebeschnittstelle der geklebten Linsen in ihren Fassungen wird auch durch thermische Zyklen, 3D-Koordinatenmessungen vor und nach Umwelttests, Polarimetrie und Vibrationstest der Linsenbaugruppen qualifiziert.

Ein multifunktionales Doppelpad-Klebewerkzeug und Linsenmontagewerkzeug wurde entwickelt, hergestellt und verifiziert, um die Linsenpositionierungs- und Ausrichtungsleistung der Linse im Halter zu erfüllen, die die Möglichkeit bietet, Linsen, Filter, Spiegel mit unterschiedlichen Durchmessern, Formen und Dicken zu kleben mit ±10&mum Genauigkeit in der Ebene, außerhalb der Ebene und ±10 Bogensekunden beim Kippen/Neigen in Bezug auf die Linsenhalterschnittstelle. Das Papier präsentiert die Ergebnisse der Qualifizierung der Klebstoffschnittstellen, die Qualifizierungs-/Verifizierungsmethoden, die entwickelte Bodenunterstützungsausrüstung und den Klebeprozess der hochpräzisen großen kryogenen Linsenfassungen von EUCLID. Die in der Testkampagne erzielten Testergebnisse belegen die Eignung des gewählten Klebers, des Klebepaddesigns, der Schnittstellenparameter und der Verfahren zur präzisen Verklebung der Linsen in Linsenhaltern für alle Linsen. Die Qualifizierungsmodelle der NIOA werden erfolgreich verklebt und qualifiziert. Das entwickelte Verfahren lässt sich auch für andere Glasmaterialien wie z.B. MaF2 und optisch schwarz beschichtete metallische Oberflächen.

Eines der anspruchsvollsten Systeme in diesem kryogenen Kanal ist das Kühlsystem. Aufgrund der hohen Anforderungen an die Stabilität stellt sich dieses System als eines der Kernsysteme heraus, um dem Kanal eine hervorragende Stabilität zu verleihen. Wirklich am Rande des Standes der Technik ist das Cooling System in der Lage, die kalte Masse (

1 Tonne) bessere thermische Stabilität als wenige Hundertstel Grad innerhalb von 24 Stunden (Ziel: 0,01 K/Tag).

Das vorliegende Papier beschreibt die Montage-, Integrations- und Verifikationsphase (AIV) des CARMENES-NIR-Kanalkühlsystems, das am IAA-CSIC und später am CAHA 3.5m-Teleskop implementiert wurde, und zeigt damit die wichtigsten Highlights in Bezug auf die thermische Leistung.

Das CARMENES-NIR-Kanal-Kühlsystem wurde vom IAA-CSIC durch sehr fruchtbare Zusammenarbeit und Beteiligung der Kryo-Vakuum-Abteilung der ESO (European Southern Observatory) mit Jean-Louis Lizon als Leiter und Hauptmitarbeiter implementiert. Die vorliegende Arbeit setzt einen wichtigen Trend in Bezug auf kryogene Systeme für zukünftige E-ELT (European Extremely Large Telescope) großdimensionierte Instrumentierung in der Astrophysik.

Der PLT-HPT-32 unterstützt PTC-RTDs wie Platinsensoren und Dioden wie die Lake Shore DT-670 Serie. Bei Verwendung mit Siliziumdioden liefert es genaue Messungen in Kryokühleranwendungen von 16 K bis über Raumtemperatur. Die Auflösung der Messung beträgt weniger als 0,1K. Messwerte können in Spannungseinheiten oder Kelvin-Einheiten angezeigt werden. Dafür können zwei verschiedene Tabellen verwendet werden. Einer kann vom Benutzer programmiert werden, der andere entspricht dem standardmäßigen Lake Shore DT670-Sensor.

Es gibt zwei Messmodi, den Momentanmodus und den gemittelten Modus. Derzeit müssen alle Kanäle im gleichen Modus arbeiten, aber in naher Zukunft wird erwartet, dass er in Blöcken von acht Kanälen verwendet wird. Der Sofortmodus benötigt drei Sekunden, um alle Kanäle zu lesen. Der Durchschnittsmodus benötigt eine Minute, um zwanzig Abtastwerte in allen Kanälen zu mitteln. Alarmschwellen können für jeden Eingang unabhängig konfiguriert werden. Die Alarmereignisse, die von den ersten acht Kanälen kommen, können die Relaisausgänge des Geräts für die festverdrahtete Auslösung anderer Systeme oder akustischer Melder aktivieren. Aktivieren Sie Relais bei hohen, niedrigen oder beiden Alarmen für jeden Eingang.

Für die lokale Überwachung, den "Stand-Alone-Modus", verfügt die Frontplatte des PLT-HPT-32 über ein helles Flüssigkristalldisplay mit LED-Hintergrundbeleuchtung, das bis zu 32 Messwerte gleichzeitig anzeigt. Außerdem kann die Überwachung über ein Netzwerk im "Remote Control Mode" erfolgen. Über den Ethernet-Port des PLT-HPT-32 können Sie Temperaturen im Auge behalten, Messungen protokollieren und aus der Ferne über einen vernetzten lokalen PC oder sogar aus der Ferne über eine TCP/IP-Internetverbindung von überall aus konfigurieren.

Eine 3D-gedruckte Version des Aktuators wird derzeit im ATC verwendet, um einen Spiegel zu verformen, hat jedoch mehrere Vorteile, die ihn für andere Anwendungen geeignet machen können. Der Aktuator ist kostengünstig herzustellen, während eine hohe Genauigkeit und Wiederholbarkeit erreicht wird. Das Aktuatordesign wäre für Anwendungen geeignet, die eine große Anzahl von Aktuatoren mit hoher Präzision erfordern.

20 Mikrometer Amplitude bei 20 Hz im schlimmsten Fall), verursacht durch Wind, der über Ballonoberflächen rauscht, thermische Schwankungen und Vibrationen von Kryokühlern und Reaktionsrädern. Der Jitter verursacht Bildunschärfe während der Belichtung und begrenzt die Auflösung des Systems. Das Entfernen dieses letzten Jitterterms verringert den Pointing-Fehler um eine Größenordnung und ermöglicht eine echte beugungsbegrenzte Beobachtung. In der Vergangenheit wurden für diese Zwecke Spitze-Neige-Zeigesysteme verwendet, die jedoch zusätzliche Optiken erfordern und Mehrfachreflexionen einführen. Das Hexapod-System hingegen ist kompakt und lässt sich in den Mittelpunkt nahezu jeder Konfiguration stecken.Für ein 0,8-m-Teleskop würde die Verbesserung der Auflösung durch dieses System eine Winkelauflösung von 0,1 Zoll bei 300 nm bieten, was für einen Bruchteil der Kosten mit Hubble vergleichbar ist. Auf einem echten Ballon würde das Hexapod-System die Fokusebene betätigen, um dem Jitter unter Verwendung von Positionsinformationen von Guidestar-Kameras entgegenzuwirken. Im Labor simulieren wir jedoch stattdessen das Tracking der Führungskamera, indem wir ein 1024 & mal 1024 e2v-CCD in Wissenschaftsqualität verwenden, um Langzeitbelichtungen eines Ziels aufzunehmen, das an einem XY-Tisch befestigt ist, der mit dem während der STO-Mission aufgezeichneten Ballon-Jitter-Signal angetrieben wird. Eine weitere Bestätigung der Positionsgenauigkeit und Agilität des Hexapods wird durch einen Laser und eine schnell abtastende positionsempfindliche Diode erreicht. Hochauflösende multispektrale Abbildungen der Gasriesen im Zeitbereich, insbesondere im UV-Bereich, sind für die Planetengemeinschaft von besonderem Interesse, und ein suborbitales Teleskop mit der Hexapod-Stabilisierung würde eine Fülle neuer Daten liefern. Auf einer Antarktis

100-Tage-Long-Duration-Balloon (LDB)-Mission Die kontinuierliche hochauflösende Bildgebung von Gasriesensturmsystemen würde Wolkenbildungs- und Evolutionsdaten liefern, die nur ein Flaggschiff-Orbiter übertrifft.

Ursprünglich war die vorliegende Entwicklung als Alternative für die Außenringe der Antenne gedacht, aber im Laufe der Zeit entdeckten wir den Vorteil, diese als Ersatz für die aktuellen Zwischenaktuatoren zu installieren, da ein System von Endaktuatoren für die Außenringe der Antenne bereits unter ist testen und bauen. Somit kann dieses neue mechanische Design mit kompakter Geometrie nicht nur in den reduzierten Bauraum passen, sondern auch die Zwischenaktuatoren in den Innenringen ersetzen.

Um die Auswirkungen der temperatur- und schwerkraftbedingten Bildverschlechterung zu kompensieren, wird die WEAVE-Primärfokusbaugruppe entlang der optischen Achse des Teleskops verschoben. Die Baugruppe besteht aus dem Hauptfokuskorrektor mit integriertem ADC, einer zentralen Halterung für den Korrektor, einem Instrumentenrotator und einem Twin-Focal-Plane-Faserpositionierer. Die Übersetzung wird durch die Verwendung eines Satzes speziell angefertigter Aktuatoren erreicht, die zusammen als Focus Translation System (FTS) bezeichnet werden und aus vier unabhängig gesteuerten Focus Translation Units (FTUs) bestehen, acht Flügeln, die die FTUs mit einer zentralen Dose verbinden, und eine zentrale Dose, die das WEAVE-Instrument hostet. Jede FTU ist in der Lage, einen maximalen Hub von ±4mm mit ausreichender kombinierter Kraft bereitzustellen, um die fünf Tonnen schwere Baugruppe mit einer Positionsgenauigkeit von ±20&mum bei einer Auflösung von 5&mum zu bewegen. Die koordinierte Bewegung der vier FTUs ermöglicht eine ±3mm WEAVE Fokuseinstellung in der optischen Achse und ±0,015° Neigungskorrektur in einer Achse. Die Steuerung des FTS erfolgt über ein SPS-basiertes Subsystem, das Positionsanforderungen vom übergeordneten Instrument Control System erhält.

SENER war verantwortlich für die Entwicklung, Herstellung und Prüfung des FTS und der Ausrüstung, die für die Handhabung und Lagerung des FTS zusammen mit dem Instrument erforderlich ist.

Dieses Manuskript beschreibt das endgültige Design des FTS zusammen mit den durchgeführten Analysen und Simulationen, diskutiert die Herstellungsverfahren und die Ergebnisse der frühen Verifikation vor der Integration in das Teleskop. Auch die Pläne für die Montage des gesamten Systems am Teleskop werden besprochen.

Die PIAACMC-Architektur kann für segmentierte und verdeckte Öffnungen ausgelegt werden und eignet sich daher besonders gut für die bodengebundene Beobachtung mit der nächsten Generation von Großteleskopen. Es wird einzigartige wissenschaftliche Möglichkeiten geben, erdähnliche Planeten um nahe massearme Sterne herum direkt zu beobachten. Wir werden Designstrategien zur Anpassung von PIAACMC für die nächste Generation großer bodengestützter Teleskope diskutieren und Fortschritte bei der Entwicklung der Fokalebenen-Maskentechnologie vorstellen. Wir präsentieren auch Simulationen der Wellenfrontsteuerung mit PIAACMC und schlagen Richtungen vor, um die Koronographenarchitektur auf zukünftige Teleskope anzuwenden.

76m um flugähnliche Fresnelzahlen zu erreichen. Dieser viel längere Prüfstand erforderte ein völlig neues Gehäusedesign. Bei diesem Design haben wir Modularität und die Verwendung von kommerziellen Standard- (COTS) und Semi-COTS-Komponenten priorisiert. Zu den technischen Herausforderungen gehörten eine unerwartete langsame Strahldrift und die Auswahl der schwarzen Farbe. Hier beschreiben wir das Design und die Konstruktion dieses Lasergehäuses mit langem Hub.

300 Watt gesammelte Sonnenstrahlung über das Sichtfeld von 5 Bogenminuten. Der Kalibrierungsprozess erfordert eine stabile Optik, um bekannte Polarisationszustände zu erzeugen. Wir präsentieren die Modellierung verschiedener optischer, thermischer und mechanischer Effekte der Kalibrieroptik, den ersten transmissiven optischen Elementen im Strahlengang, da sie erhebliche Wärme absorbieren. Frühere Studien zeigten signifikante Einfallswinkeleffekte des konvergierenden Lichtstrahls von f/13 und des Sichtfelds von 5 Bogenminuten, wurden jedoch nur bei einer einzigen Nenntemperatur modelliert. Neue thermische und Polarisationsmodellierungen dieser Kalibrierverzögerer zeigen, dass das Erhitzen erhebliche Stabilitätseinschränkungen sowohl in der Zeit als auch im Feld verursacht, die durch den Anstieg der Volumentemperatur zusammen mit Tiefen- und radialen thermischen Gradienten verursacht werden. Die Modellierungsanstrengungen umfassen unterschiedliche Beschichtungs- und Materialabsorptionen, Schätzungen der Mueller-Matrixstabilität und Minderungsmaßnahmen.

Eine kritische Anforderung an das Polarisatormodul besteht darin, dass die Beleuchtung über die Austrittspupille hinweg gleichmäßig ist. Leider kann eine herkömmliche Glan-Taylor-Anordnung diese Gleichförmigkeit aufgrund der starken Variation der Transmission an einer brechenden Oberfläche für Winkel nahe dem kritischen Winkel nicht bereitstellen. Daher wird eine modifizierte Prismenanordnung vorgeschlagen und diese im Detail beschrieben. Detaillierte Toleranzmodellierung und Streulichtmodellierung wird hier ebenfalls berichtet.

1500 und freier Spektralbereich von

10 nm um eine zentrale Wellenlänge von 1600 nm. Die Geräte haben einen Footprint von nur 12 mm & mal 6 mm. Sie sind breitbandig (1450-1650 nm), haben einen maximalen On-Chip-Durchsatz von etwa 80% (

-1 dB) und ein Kontrastverhältnis von ca. 1,5% (-18 dB). Diese Ergebnisse bestätigen die Robustheit unserer Konstruktions-, Fertigungs- und Simulationsmethoden. Derzeit sind die Geräte für die transversale elektrische (TE) Polarisation ausgelegt und alle Ergebnisse sind für den TE-Modus. Wir entwickeln separate J- und H-Band-AWGs mit höherem Auflösungsvermögen, höherem Durchsatz und geringerem Übersprechen über einen breiteren freien Spektralbereich, um sie für astronomische Anwendungen besser geeignet zu machen.


Ist es möglich, einen solarthermischen Konzentrator mit Zernike-Polynomen zu modellieren? - Astronomie

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Das Verständnis der Strukturen relativistischer Jets in Röntgendoppelsternen und der Parameter ihrer binären Umlaufbahnen war traditionell eine Herausforderung. Ich werde zeigen, dass wir uns die Tatsache zunutze machen können, dass sich die Jets weit außerhalb der Doppelsternbahnen erstrecken, um beide zu verstehen, indem wir die Finsternisse der Jets durch die Donorsterne in den Doppelsternen verwenden, um sowohl die Jetstruktur zu untersuchen als auch um schätzen binäre Massenverhältnisse und Neigungswinkel. Diese Arbeit ist für einige wenige Objekte bereits mit VLA und ALMA machbar, wird jedoch dramatisch von der ngVLA profitieren, um die Stichprobengröße von Objekten zu erweitern, die auf diese Weise untersucht werden können.
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Die meisten Schwarzen-Loch-Röntgen-Binärdateien (BHXBs) verbringen die meiste Zeit in einem schwach anwachsenden "Ruhezustand", den wir als Eddington-Verhältnisse Lx/Ledd < 1e-5 definieren (wobei Lx die Röntgenleuchtkraft ist). Im Ruhezustand neigt ein größerer Anteil der Strahlungsleistung aus dem Akkretionsströmungs-/Strahlsystem dazu, als gestrahlte Synchrotron-Radioemission freigesetzt zu werden, verglichen mit Hartzustands-BHXBs (d. h. 1e-5 < Lx/Ledd < 1e-2). Ich werde die Funkvariabilität von zwei verschiedenen ruhenden BHXBs unter Verwendung des VLA diskutieren und Funkvariationen auf Zeitskalen von Minuten über Jahrzehnte zeigen. Diese Beobachtungen stellen neue Einschränkungen für die Physik des ruhenden Jets bereit und bieten auch empirische Grenzen für die variabilitätsinduzierte Systematik, die man bei der Planung koordinierter Multiwellenlängenbeobachtungen von ruhenden BHXBs berücksichtigen sollte.
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Wir haben eine Reihe globaler isothermer hydrodynamischer 2D-Simulationen des binären Schwarzen Lochs (BH) mit stellarer Masse durchgeführt, das in Akkretionsscheiben des aktiven galaktischen Kerns (AGN) eingebettet ist, um zu untersuchen, ob das Binärsystem aufgrund des umgebenden Gases gehärtet werden kann. Für das prograde Binärsystem in Bezug auf die Scheibe stellen wir fest, dass die gravitative Erweichungsskala für die Sternmasse BH ein entscheidender Parameter für die Steuerung der Binärdynamik sein könnte. Wir bestätigen die Ergebnisse früherer Simulationen, dass das Binär mit der Zeit gehärtet wird, wenn die Erweichungsskala etwa die Hälfte der anfänglichen binären Trennung beträgt. Die binäre BH wirbelt jedoch aus, wenn die gravitative Erweichung viel kleiner wird. Eine solche Schlussfolgerung hängt nicht empfindlich von der Akkretionsvorschrift für die von uns angenommene Binärdatei ab. Die Ausspirale ist hauptsächlich auf die Dominanz des positiven Gravitationsdrehmoments aus der Region sehr nahe am Doppelstern zurückzuführen. Für den Fall der Ausspirale kann die Exzentrizität des Doppelsterns innerhalb weniger hundert Umlaufbahnen um den Massenmittelpunkt des Doppelsterns signifikant angeregt werden, was den Doppelstern also vorübergehend noch in einen kleinen Abstand bringen kann. Für das retrograde Binärsystem finden wir, dass das Binärsystem sowohl für den großen als auch für den kleinen Erweichungsfall aufeinander zuspiralisiert. Wir diskutieren weiter die physikalischen Implikationen der scheibenunterstützten binären BH-Verschmelzungen, die mit den Gravitationswellendetektoren beobachtet wurden.
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Der Ursprung des kosmischen Hintergrunds der diffusen Gammastrahlung (CDG) im Energiebereich von 0,3 - 30 MeV ist ein Rätsel, das seit über 40 Jahren besteht. Das Mini Astrophysical MeV Background Observatory (MAMBO) ist eine neue CubeSat-Mission, die am Los Alamos National Laboratory entwickelt wird . Tatsächlich ist die Empfindlichkeit weltraumgestützter Gammastrahlen-Instrumente gegenüber der CDG nicht durch die Größe begrenzt, sondern durch den lokal erzeugten instrumentellen Hintergrund, der durch die Wechselwirkungen energetischer Teilchen in Raumfahrzeugmaterialien erzeugt wird. Vergleichsweise kleine CubeSat-Plattformen bieten im Vergleich zu früheren wissenschaftlichen Gammastrahlen-Missionen eine einzigartig ruhige Umgebung. Die MAMBO-Mission wird die besten jemals durchgeführten Messungen des MeV-CDG-Spektrums und der Winkelverteilung liefern, wobei zwei Schlüsselinnovationen verwendet werden: 1) geringer instrumenteller Hintergrund auf einer 12U CubeSat-Plattform und 2) ein innovatives abgeschirmtes Spektrometerdesign, das gleichzeitig Signal und Hintergrund misst. Wir beschreiben das MAMBO-Instrumenten- und Missionskonzept im Detail, einschließlich Simulationen und Labormessungen, die das zentrale Messkonzept demonstrieren.
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POLARBEAR ist ein Polarisationsexperiment mit kosmischem Mikrowellenhintergrund (CMB) in der Atacama-Wüste in Chile. Zu den wissenschaftlichen Zielen des Projekts gehören eine eingehende Suche nach CMB-B-Mode-Polarisation, die durch inflationäre Gravitationswellen erzeugt wird, sowie die Charakterisierung des CMB-B-Mode-Signals von Gravitationslinsen. POLARBEAR-1 beobachtete von 2012-2017 und führte erste Messungen des CMB-B-Mode-Signals durch. POLARBEAR/Simons Array ist eine Erweiterung auf drei identische 3-Meter-Teleskope mit größeren, empfindlicheren Brennebenen und erhöhter Frequenzabdeckung mit stufenweisem Einsatz von drei neuen kryogenen Empfängern, die als POLARBEAR-2a, -2b und -2c bekannt sind. Nach seiner Fertigstellung wird POLARBEAR/Simons Array über 20.000 supraleitende Übergangskanten-Sensorbolometer verfügen, die mit geschlossener Kryotechnik auf 300 mK gekühlt werden. Diese Detektoren werden mit Dfmux-Frequenzmultiplex-Auslesung ausgelesen, wobei 40 Detektoren von einem seriellen SQUID-Array ausgelesen werden, wobei Frequenzkanäle zwischen 1 und 5 MHz durch eine Induktivität und einen Kondensator in Reihe mit jedem Detektor definiert sind. Das Array wird die Frequenzbänder 95 GHz, 150 GHz, 220 GHz und 280 GHz abdecken und so eine bessere Kontrolle der Vordergrundbereiche ermöglichen. Die PB2-b- und spätere kryogene Auslesung beinhaltete kleine Modifikationen, um die Leistung zu verbessern, basierend auf der integrierten Leistung in POLARBEAR-2a. Wir präsentieren die Charakterisierung des integrierten kryogenen Auslesesystems für POLARBEAR-2a und POLARBEAR-2b und den Vergleich von Eigenschaften wie Streuimpedanzen, Frequenzstreuung und Spitzenstabilität.
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Wir präsentieren einen neuen Algorithmus, den A-to-Z-Solver, der das Antennen-Apertur-Beleuchtungsmuster (AIP) in Form von Zernike-Polynomen modelliert. Wir verwenden diese Blendenmodelle im AW-Projektionsalgorithmus (Bhatnagar et al., 2013) und erzielten verbesserte Ergebnisse gegenüber der bestehenden A-Solver-Methodik (Jagannathan et al., 2018), insbesondere bei der Polarisation.

Um mit modernen Radiointerferometern wie JVLA, ALMA, MeerKAT und uGMRT eine durch thermisches Rauschen begrenzte Bildgebung zu erreichen, müssen die instrumentellen Effekte des Antennenprimärstrahls (PB) als Funktion von Zeit, Frequenz und Polarisation korrigiert werden . Der Breitband-AW-Projektionsalgorithmus (Bhatnagar et al., 2013) ermöglicht diese Korrekturen, sofern ein genaues Modell des AIP verfügbar ist.

Unser neuer Ansatz mit dem A-to-Z-Solver modelliert die Holographie der Antennenapertur direkt und erfasst genau die gesamte Jones-Reaktion der Antenne. Dies liefert uns im Gegensatz zur alten A-Solver-Methode genaue Messungen der außeraxialen Leckage. Die A-Solver-Methode verwendet Raytracing, um das AIP zu modellieren, wie es für die VLA-Antennen demonstriert wurde. Es ist jedoch ein nicht trivialer Prozess, der einen erheblichen Entwicklungsaufwand der einzelnen Observatorien erfordert, um ein eigenes AIP in das Framework aufzunehmen, was eine genaue Beschreibung der Antennengeometrie, der Einspeiseorte und Offsets usw. erfordert. Der Algorithmus erwies sich auch als es fehlt an der Modellierung von außeraxialen Polarisationseffekten bei niedrigeren Frequenzen und ist ziemlich rechenaufwendig (Jagannathan et al., 2018).

Mit diesem neuen Algorithmus haben wir erfolgreich das AIP von EVLA, MeerKAT und ALMA modelliert. Wir zeigen, dass die Abbildungsleistung vergleichbar (oder besser) ist als Strahlen, die von Strahlenverfolgungsstrahlen für die Stokes-I- und -V-Bildgebung abgeleitet wurden, und signifikant besser für Stokes-Q und -U. Darüber hinaus modelliert der A-to-Z-Solver direkt die elektrische Feldverteilung des AIP und arbeitet unabhängig von Antennenform, Feed-Basis usw. Wir zeigen auch, dass die Wirksamkeit dieses Ansatzes durch die Qualität der holographischen Daten begrenzt ist - obwohl die Voraussetzung Qualität sollte von den meisten Observatorien erreichbar sein.
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Die Entstehung der dreidimensionalen Struktur des kosmischen Netzes im Laufe der Geschichte des Universums zeigt sehr charakteristische Merkmale, wenn sie in Röntgenstrahlen beobachtet wird, wo sowohl die massereichste kollabierte Struktur (Galaxienhaufen) als auch die energiereichsten Ereignisse im Leben von Galaxien (AGN und Quasare) offenbaren sich eindeutig. eROSITA (extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array), das Kerninstrument des russisch-deutschen Spektrum-Röntgen-Gamma ., wird die nächste Generation von großflächigen, empfindlichen Röntgendurchmusterungen zur Kartierung des heißen und energetischen Universums einläuten (SRG)-Mission, die im Juli 2019 erfolgreich gestartet wurde. Die hohe Empfindlichkeit, das große Sichtfeld, die hohe räumliche Auflösung und die hohe Vermessungseffizienz von eROSITA werden die Röntgenastronomie revolutionieren und große Altproben für viele Klassen astronomischer Objekte in den Energiebereich 0,2-8 keV. Ich werde einen Überblick über die Instrumentenfähigkeiten, den aktuellen Status der Mission, einige ausgewählte frühe wissenschaftliche Ergebnisse und die Erwartungen an das Vermessungsprogramm geben, das im Juni die erste Beobachtung des gesamten Himmels abgeschlossen hat.

Die Sonnenatmosphäre ist ein günstiges Medium für die Erzeugung und Ausbreitung von Wellen. Wellen transportieren Energie in die obere Atmosphäre und sind Werkzeuge zur Sondierung des Magnetfelds, das schwer direkt zu messen ist. Atmosphärische Schwerewellen (AGWs) werden durch überschießende Konvektion auf der Sonne erzeugt. Sie sind jedoch in anderen stellaren und planetarischen Atmosphären allgegenwärtig. Auf der Erde spielen diese Wellen eine zentrale Rolle in unseren allgemeinen Zirkulationsmodellen, die Wetter und globales Klima vorhersagen. AGWs können sich in der unteren Sonnenatmosphäre ausbreiten und es wird vermutet, dass sie chromosphärische Höhen erreichen. Ihre Eigenschaften werden stark durch das Magnetfeld beeinflusst, wodurch sie eine neue potenzielle seismische Diagnostik zusätzlich zu allgemein untersuchten Wellen, wie beispielsweise akustischen Wellen, darstellen. Wir können ihr beobachtetes Verhalten in verschiedenen Höhen nutzen, um das Magnetfeld und atmosphärische Strömungen auf neuartige Weise zu erfassen. Wir untersuchen die Ausbreitung und das Verhalten dieser Wellen in der unteren Sonnenatmosphäre. Mit IBIS am Dunn Solar Telescope in Sunspot, New Mexico, präsentieren wir hochauflösende Beobachtungen mit mehreren Wellenlängen, um Phasenunterschiede abzuleiten und k−ω-Diagnosediagramme für Kombinationen verschiedener Höhen zu erstellen. Die Signaturen von sich ausbreitenden AGWs werden im Plattenzentrum auf der ruhigen Sonne erkannt. Diese Studie wird unser Wissen über diese Wellen prägen, die in den kommenden Jahren mit dem neuen 4-Meter-Sonnenteleskop DKIST in hoher Auflösung beobachtet werden.
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Es ist bekannt, dass der Sonnenwind mit der Ionosphäre und der oberen Atmosphäre terrestrischer Planeten interagiert und so zu ihrer atmosphärischen Entwicklung beiträgt. Es wurde gezeigt, dass die Auswirkungen von hochenergetischen Sonnenereignissen, wie koronale Massenauswürfe und Flares, zum Strippen der Atmosphäre beitragen, aber Ereignisse mit niedrigerer Energie wurden nicht im Detail untersucht. Die Venus ist aufgrund ihres Fehlens eines intrinsischen Magnetfelds und der bekannten Polarlichtemission ein ideales Ziel für die Untersuchung der atmosphärischen Erosion. Bodengestützte Beobachtungen großer Sonnenereignisse haben Polarlichtemission in der Venusatmosphäre gezeigt, aber der Energieauslöser für diese Emission ist unbekannt. Eine Hypothese ist, dass, wenn Venus die heliosphärische Stromschicht überquert, eine magnetische Wiederverbindung im induzierten Magnetfeld stattfindet, das Partikel in die Nachtseite ausstößt. Hier modellieren wir die Sonnenwindbedingungen auf der Venus, um besser zu verstehen, welcher Mechanismus die Polarlichtemission erzeugt.

Von 1998 bis 2000 verschmolzen drei weiße antizyklonische Stürme im Südlichen gemäßigten Gürtel des Jupiter' zum einzigen Sturm Oval BA. Dieser Sturm behielt die weiße Farbe der Stürme, aus denen er sich gebildet hatte, bis Ende 2005 bei, als er sich zu röten begann. Die neue rote Farbe wurde von Amateurastronomen und Hubble-Weltraumteleskop-Beobachtungen Ende 2005 und 2006 bestätigt. Ab 2008 begann Oval BA allmählich wieder weiß aufzuhellen, erschien zuerst als weißer Kern, umgeben von einem roten Kragen und dann vollständig wieder auf weiß im letzten Jahr. Bilder, die 2019 vom Hubble-Weltraumteleskop für das Programm Outer Planet Atmospheres Legacy (OPAL) aufgenommen wurden, zeigen, dass Oval BA jetzt fast so weiß zu sein scheint wie bei seiner ersten Entstehung. In dieser Arbeit berichten wir über die Analyse hyperspektraler Bildwürfel des Jupiter, die mit der NMSU Acousto-Optic Imaging Camera (NAIC) am 3,5-Meter-Teleskop des Astrophysical Research Consortium am Apache Point Observatory aufgenommen wurden.Diese hyperspektralen Bildwürfel wurden zur Unterstützung der Juno-Mission aufgenommen und liefern Beobachtungen, die die von Juno aufgenommenen ergänzen. Während Junos Perijove-Pässen des Jupiter überquert Juno einen engen Längenbereich und ist nicht in der Lage, den gesamten Planeten zu erfassen. Die NAIC-Bildwürfel werden gleichzeitig mit dem Durchlauf von Junos Perijove aufgenommen und erfassen die gesamte Jupiterscheibe, wodurch kontextbezogene Daten für Junos hochauflösende Bilder mit hoher räumlicher Auflösung bereitgestellt werden. Die NAIC-Bildwürfel decken die Wellenlängen von 470 nm bis 950 nm ab und decken das optische und sehr nahe Infrarot ab, wobei alle 2 nm Bilder aufgenommen werden, die in jedem Bildwürfel 241 einzigartige Bilder von Jupiter ergeben. Die in dieser Arbeit verwendeten Bildwürfel wurden in der Nacht zum 27. Mai 2019 erworben, was dem 20. Perijove-Pass von Juno entspricht. Anhand dieser Bildwürfel charakterisieren wir das optische Spektrum von Oval BA in seinem neu aufgehellten Zustand. Auf diese Weise können wir das aktuelle Spektrum von Oval BA mit dem während seines geröteten Zustands vergleichen und so die zeitliche Entwicklung der Farbe dieses Sturmmerkmals ermitteln.

Die Unterklasse der magnetischen Kataklysmischen Variablen (CV), bekannt als asynchrone Polare, ist noch relativ wenig verstanden. Eine asynchrone Polare ist eine Polare, bei der die Spinperiode des Weißen Zwergs entweder kürzer oder länger als die binäre Orbitalperiode ist. Um ein umfassenderes Verständnis zu erlangen, haben wir Standard- und asynchrone Polaren verglichen, um die Beziehung zwischen dem Status eines CV und seinem Verhältnis von harter zu weicher Röntgenstrahlung zu untersuchen. Durch den Querverweis auf die Daten von Ritter und Kolb, Swift-BAT und ROSAT haben wir die Liste auf 14 Polare eingegrenzt, aber die Daten erwiesen sich als nicht schlüssig, was die Beziehung zwischen Härteverhältnissen und Asynchronität betrifft.

Kugelsternhaufen (GCs) sind sehr alte Sterngruppen. Ihr Alter und ihre sehr dichte stellare Umgebung führen im Vergleich zum galaktischen Feld zu einer höheren Bildungsrate von kompakten Doppelsternen (beherbergen Schwarze Löcher, Neutronensterne und Weiße Zwerge) in engen Umlaufbahnen. Von besonderem Interesse sind die Cataclysmic Variables (CVs), die weiße Zwerge aus wasserstoffreichen Gefährten akkretieren. CVs verdienen besondere Aufmerksamkeit, da vorausgesagt wird, dass sie einen großen Teil der kompakten Binärpopulation in GCs ausmachen und verwendet werden können, um zu testen, ob GCs tatsächlich die effizienten Fabriken von kompakten Binärdateien sind, wie wir meinen. Wir präsentieren eine laufende Umfrage, die Archivdaten des Hubble-Weltraumteleskops verwendet, um die mutmaßlich große Population von CVs und kompakten Binärdateien in 7 Kugelsternhaufen zu finden und zu charakterisieren, sowie vorläufige Ergebnisse für den Kugelsternhaufen NGC 6397.

GW170817 war maßgeblich daran beteiligt, wichtige Hinweise auf die Physik bei der Verschmelzung von Neutronensternen zu liefern. Beobachtungen bei verschiedenen Wellenlängen des elektromagnetischen Spektrums haben Beweise für die Entstehung schwererer Elemente geliefert, Einblicke in die Jet-Physik, die Umgebung von Zirkum-Mergern usw. und begleitet von Gravitationswellenmessungen haben die Art und Weise verändert, wie wir solche Transienten betrachten. Insbesondere Radiobeobachtungen verfolgen die sich am schnellsten bewegenden Ejekta und haben dazu beigetragen, mögliche Modelle zu finden, die die beobachtete Strahlung erklären könnten. Fortgesetzte Beobachtungen können den zulässigen Parameter weiter einschränken, was eine bessere Modellierung der inhärenten Physik ermöglicht. Ich werde einen kurzen Überblick über alle bisherigen Beobachtungen von GW170817 geben und auch darauf hinweisen, was wir in naher Zukunft von der Quelle erwarten.

Das Los Alamos National Laboratory (LANL) hat eine lange Geschichte der Entdeckungen in der Gammastrahlenastronomie, von der ersten Entdeckung von Gammastrahlenausbrüchen durch die Vela-Satelliten bis hin zu einer umfassenden Beteiligung an den äußerst erfolgreichen Swift- und Fermi-Missionen der NASA. Mit Blick auf die Zukunft werden mehrere aufregende neue Möglichkeiten verfolgt und dabei die einzigartige Expertise von LANL in der Entwicklung von weltraumgestützten Gammastrahlendetektoren und Datenanalysen genutzt. Wir beschreiben aktuelle experimentelle Bemühungen am LANL, darunter: 1) ein Konzept für eine Lunar CubeSat-Mission zur Messung von Gammastrahlenlinien von nuklearen Prozessen 2) Entwicklung eines fortschrittlichen Compton-Teleskops basierend auf Diamantdetektoren und schnellen Szintillatoren 3) eine Ballonfahrt in großer Höhe Programm zum Testen fortschrittlicher Detektortechnologien in einer Weltraumumgebung und 4) Beiträge zu geplanten groß angelegten NASA-Missionen, einschließlich AMEGO, LEAP und LOX.

Ruhende Schwarze Löcher erzeugen aufgrund der starken relativistischen Jets des Schwarzen Lochs große Mengen an Synchrotronstrahlung innerhalb des Radiobandes. Hier beschreiben wir eine Methode zur Lokalisierung unbekannter Schwarzer Löcher mit stellarer Masse durch die Verwendung von zwei Funkhimmelsdurchmusterungen: VLASS und NVSS. Durch die Abstimmung der beiden Himmelsdurchmusterungen kann der Spektralindex jeder Quelle bestimmt werden, der dann verwendet werden kann, um Hinweise auf Synchrotronstrahlung zu identifizieren. Bei dem Versuch, die Spektralindizes zu analysieren, wurde ein interessanter Ableger sichtbar. Die Punktquellen mit steilem Spektrum innerhalb der Liste können auf unbekannte Pulsare hinweisen. Der Abgleich der Quellenliste mit dem ATNF-Pulsar-Katalog ergab etwa 60 Quellen mit einer beträchtlichen Anzahl von Quellen mit steilem Spektrum. Obwohl dies noch in Arbeit ist, zeigt es eine mögliche Methode zur Entdeckung bisher unbekannter Schwarzer Löcher und Pulsare.

Der Ursprung der Radioemission von funkstillen quasi-stellaren Objekten (QSOs) bleibt ein schwer fassbares Problem. Es ist klar, dass AGN-betriebene Jets den Großteil des Radios in funklauten QSOs (RLQs) antreiben, aber im Allgemeinen ist die gesamte Emission in funkstillen QSOs (RQQs) auf die QSO-Wirtsgalaxie beschränkt, sodass jegliche physikalische Herkunft von die beobachtete Radioemission ist gelinde gesagt mehrdeutig. Um diese Mehrdeutigkeit zu entwirren, bilden wir die RQ-Untermenge von 129 RQQs aus der volumenvollständigen (0.2<z<0.3), optisch ausgewählten Stichprobe von 178 QSOs, die von Kimball et al. eingeführt wurde, neu ab. (2011). Bei Verwendung der VLA&aposs A-Konfiguration mit der höchsten Auflösung (

1,3 kpc bei z=0,25) lösen wir bemerkenswerte subgalaktische ausgedehnte Strukturen in etwa der Hälfte der RQQs auf, was darauf hindeutet, dass das Verhalten kleiner Jets eine entscheidende Rolle bei der Gestaltung der radiostillen Population zusammen mit der radiolauten spielen könnte.

Die Andromeda-Galaxie, Messier 31, wurde in Wellenbändern wie Radio, Optik, Ultraviolett und Röntgen eingehend untersucht. Die vorherige UV-Untersuchung von M31 mit Galex hatte

5 Bogensekunden räumliche Auflösung. So wurde Astrosat mit seinem Ultraviolett-Imaging-Teleskop (UVIT) verwendet, um eine Vermessung von M31 im nahen und fernen UV mit einer räumlichen Auflösung von 1 Bogensekunde zu erstellen. Die höhere Auflösung ermöglicht die Auflösung vieler Einzelsterne in M31 und einer Reihe von Sternhaufen. Die aktuelle Arbeit ist ein Update zum Stand der Umfrage und neue Ergebnisse aus der Analyse der Umfragedaten.

Die "Spiderweb-Galaxie" ist eine massereiche irreguläre Radiogalaxie, die sich in einer Proto-Galaxie-Cluster-Umgebung bei z = 2,16 (10,7 Gyr-Rückblickzeit) befindet. Frühere Studien haben extreme Faraday-Rotationsmaß (RM)-Werte von

6000 rad/m/m im System, was ein riesiges Reservoir an magnetisiertem und ionisiertem Clustergas offenbart und eine unschätzbare Gelegenheit bietet, Massenanordnung und AGN-Feedback im frühen Universum zu untersuchen. Hier berichten wir über vorläufige Ergebnisse einer neuen breitbandigen (8-12 + 29-37 GHz) Jansky-VLA-Studie mit voller Polarisation dieses Systems wie folgt: Wir haben die bisher beste ortsaufgelöste Faraday-RM-Karte und die Magnetfeldorientierungskarte erstellt generated , einer High-Z-Radiogalaxie. Wir bestätigen das Vorhandensein extremer Rest-Frame-RMs und können sogar noch höhere Werte erkennen als zuvor berichtet (|RM|>1e4 rad/m/m). Die RM-Karte zeigt sanfte und signifikante Strukturänderungen auf kpc-Skalen, einschließlich eines möglichen transversalen Gradienten entlang der Länge des Radiojets, der Jet-Gas-Interaktionen verfolgen kann. Mit der Hinzufügung tiefer Chandra-Röntgendaten (in der Hand) skizzieren wir die Aussichten für eine kombinierte Röntgen- und radiospektropolarimetrische Analyse zur Messung der Magnetfeldstärke und -struktur des Clusters sowie der Energetik, des Alters und des Drucks relativistischer Teilchen in diesem Hoch-z-System.

Die Bulge Asymmetries and Dynamical Evolution (BAaDE)-Durchmusterung ist die bisher größte SiO-Maser-Durchmusterung von 28.062 infrarot-selektierten ausgewählten evolvierten Sternen in der gesamten galaktischen Ebene. Wir haben einen IR-Katalog von 0,79 Mikrometer bis 70 Mikrometer erstellt, indem wir die BAaDE-Quellen mit neun verschiedenen Umfragen verglichen haben. Damit können für unsere Objekte spektrale Energieverteilungen (SEDs) gebildet werden. Mit diesem IR-Katalog und den daraus resultierenden SEDs versuchen wir, Entfernungen zu den Quellen abzuschätzen sowie Eigenschaften der stellaren Objekte und ihrer zirkumstellaren Hüllen abzuleiten. Die Methode, um diese Eigenschaften zu extrahieren, besteht darin, SEDs der Quellen zu modellieren. Durch die Generierung von SED-Vorlagen, die wir mit Quellen bekannter Entfernungen abgleichen können, können wir anschließend Entfernungen zum vollständigen Satz von BAaDE-Quellen schätzen. Um diese Methode effektiv nutzen zu können, ist eine eingehende Untersuchung der interstellaren Extinktion in der galaktischen Ebene erforderlich, und wir versuchen, die Extinktion zu kartieren.

Mit einer beispiellos großen Stichprobe von einheitlich ausgewählten asymptotischen Riesenzweigen (AGB) präsentieren wir Ergebnisse, die sich auf das Verständnis der stellaren Populationen mittleren Alters in der Milchstraße konzentrieren. Durch Radio- und mm-Beobachtungen hat die Bulge Asymmetries and Dynamical Evolution (BAaDE)-Durchmusterung SiO-Maser-Emission in etwa 10.000 AGB-Sternen nachgewiesen und die AGB-Sternkinematik effektiv über ihre Geschwindigkeiten untersucht. Hier zeigen wir, wie Sie in diesem Satz dünnschaliger AGBs mit mehreren IR-Farben am besten C-reiche von O-reichen Sternen trennen. Diese Daten implizieren die mögliche Existenz einer viel größeren Stichprobe von C-reichen Sternen im Bulge als bisher berichtet wurde, obwohl zur Bestätigung Entfernungen erforderlich sind. Die Daten lieferten auch außergewöhnlich detaillierte statistische Informationen über SiO-Linien und ihre Linienverhältnisse, einschließlich Isotopologenübergänge. Zu den Ergebnissen gehören Situationen, in denen die 29SiO-Isotopolog-Linien stärker werden können als die 28SiO-Isotopolog-Hauptlinie, obwohl 28SiO 15-mal häufiger vorkommt. Folgebeobachtungen zeigen, dass dies möglicherweise nicht während des gesamten Sternenzyklus anhält, was unser Verständnis des Ursprungs dieser ungewöhnlich hellen Maserlinien weiter erschwert und die Notwendigkeit einer umfassenden Modellierung veranschaulicht.
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Jüngste Beobachtungen deuten darauf hin, dass organische Moleküle in Richtung sternloser und prästellarer Kerne vorherrschen. Die Deuterierung dieser Moleküle wurde während der sternlosen Phase nicht gut untersucht. Veröffentlichte Beobachtungen von einfach deuteriertem Methanol, CH2DOH, wurden nur in einigen gut untersuchten, dichten und entwickelten prästellaren Kernen (z. B. L1544) beobachtet. Da angenommen wird, dass die Bildung von Methanol in der Gasphase während dieser kalten Phase durch Desorption von eisigen Kornoberflächen erfolgt, können Beobachtungen von CH2DOH als Sonde für die Deuteriumfraktion in den Eismänteln von Staubkörnern nützlich sein. Wir präsentieren eine systematische Untersuchung von CH2DOH zu 12 sternlosen und prästellaren Kernen in der B10-Region der Taurus-Molekülwolke. Neun der zwölf Kerne werden mit [CH2DOH]/[CH3OH] im Bereich von <0.04 bis 0.23(+0.12 𕒴.06) mit einem Medianwert von 0.11 erkannt. Nicht nachgewiesene Quellen haben tendenziell größere Virusparameter und größere Methanollinienbreiten als nachgewiesene Quellen. Die Ergebnisse dieser Untersuchung deuten darauf hin, dass die Deuteriumfraktionierung organischer Moleküle wie Methanol während der sternlosen Phase leichter nachweisbar sein könnte als bisher angenommen.
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Die allgegenwärtigen multiplen Geschwindigkeitskomponenten, die in turbulenten Molekülwolken zu sehen sind, stellen eine Herausforderung für konventionelle Spektrallinienanalysetechniken dar. Zu diesem Zweck haben wir eine neuartige Bayessche Methodik entwickelt, um die Anzahl der Geschwindigkeitskomponenten zu bestimmen und ihre Modellparameter statistisch streng und automatisiert zu schätzen. Wir haben eine Open-Source-Softwareimplementierung für die Community geschrieben, NestFit. Die Methode wählt Modelle unter Verwendung von Bayes-Faktoren aus, die mit Nested Sampling Monte Carlo berechnet wurden. Die Anwendung auf die synthetische Testsuite GBT GAS zeigt im Vergleich zu führenden automatisierten Methoden eine überlegene Abrufgenauigkeit. Wir präsentieren Ergebnisse einer Analyse der Felder GBT KEYSTONE M17 und Mon R2. Die Ergebnisse stimmen gut mit früheren Analysen für Spektren bei hohem SNR überein, aber die neuen Techniken führen aufgrund (i) der numerischen Robustheit von Nested Sampling und (ii) der Konditionierung der Daten auf empirisch motivierte Priors zu erheblichen Verbesserungen bei niedrigem SNR. Die in dieser Arbeit vorgestellten Bayes'schen Inferenzmethoden ermöglichen reproduzierbare Analysen großer Beobachtungs- und Simulationsdatensätze auf flexible und automatisierte Weise, ohne auf den spezifischen Modell- und Trainingsdatensatz beschränkt zu sein, wie dies bei neuronalen Netzen der Fall ist. Darüber hinaus stellt die Bayessche Analyse von Spektren im Niedrig-SNR-Bereich, die von NestFit ermöglicht wird, ein leistungsstarkes neues Werkzeug zur Untersuchung des molekularen ISM bei niedrigen Dichten dar, wie z. B.: Umgebungen dichter Kerne, großräumiger konvergierender Flüsse und magnetisch unterkritischer Gas.

Wir präsentieren eine große Studie von CIV-Absorptionslinien in hochauflösenden Quasarspektren, in der wir die Eigenschaften von über 1200 CIV-Absorbern bei Rotverschiebungen z=1-4,75 bis zu einer Äquivalentbreiten-Grenze (EW) von W=0,05 A charakterisieren Die Frequenzverteilung dieser Absorber wird durch eine sich entwickelnde Schechter-Funktion von hohen zu niedrigen Rotverschiebungen gut beschrieben. Die Inzidenz von CIV steigt mit abnehmender Rotverschiebung, wobei die Anstiegsrate für größere EW-Absorber höher ist. Wir stellen fest, dass CIV-absorbierende Strukturen im Laufe der letzten Jahre zahlreicher und/oder größer geworden sind

13 Gyr der kosmischen Zeit. Unter der Annahme, dass diese Absorber mit Galaxienhalos assoziiert sind, haben die schwächsten Absorber mit W>0,05 A einen charakteristischen Absorptionsradius von

300-450 kpc bei z<1, was bedeutet, dass ein erheblicher Teil von ihnen im intergalaktischen Medium gefunden werden könnte, weit entfernt von ihren Produktionsstätten in galaktischen Zentren. Kosmologische Simulationen auf dem neuesten Stand der Technik überproduzieren die beobachtete Häufigkeit von Absorbern mit W<0,3 A bei z=3-5, was ein umfassenderes Verständnis der Physik des Gaskreislaufs erfordert, der das Galaxienwachstum reguliert. Mit Hilfe einer erweiterten Spektraldatenbank führen wir derzeit das Projekt CHIMERA (Cosmic History In Metal Enriched Redshifted Absorption) durch, um verschiedene Metallionen wie MgII und OVI sowie neutralen Wasserstoff in der kosmischen Morgendämmerung zu charakterisieren (z

1.5-3) und kosmischer Nachmittag (z<1). Diese Arbeit wird unser Wissen über die chemischen, Ionisations- und kinematischen Bedingungen gasförmiger Galaxien-Ökosysteme über die kosmische Zeit hinweg erheblich verbessern.
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Hydra A ist eine der leuchtkräftigsten FR I-Radiogalaxien, die bekannt und am besten untersucht sind. Die Radioemission dieser Quelle zeigt extrem große Faraday-Rotationsmaße (RMs) zwischen 3000 rad/m^ und -12000 rad/m^ . Es wird angenommen, dass die Mehrheit dieser hohen RMs von magnetisiertem Thermalgas außerhalb der Funkkeulen stammt. Wir präsentieren unsere vorläufigen Ergebnisse unserer Breitband-Polarisationsstudie (2 - 12 GHz) von Hydra A mit dem VLA. Die Daten zeigen interessantes Polarisationsverhalten: signifikante Depolarisation als Funktion von λ² (insbesondere bei niedrigen Frequenzen), Struktur in der Depolarisation (zB sinc-ähnliche Muster), Nichtlinearitäten im Positionswinkel als Funktion von λ², und signifikante Struktur in den Faraday-Spektren. Wir finden, dass die Mehrheit dieser Strukturen auf unaufgelöste Fluktuationen auf Skalen < 1500 pc zurückgeführt werden kann, was auf das Vorhandensein von turbulenten Magnetfeld/Elektronendichte-Strukturen in einem Faraday-Rotationsmedium (FR) hinweist. Die Lage des turbulenten FR-Mediums ist noch ungewiss.

Die Drake-Gleichung ist eine Methode zur Schätzung der Anzahl technologischer Zivilisationen in einer Galaxie als Funktion von sechs Faktoren. Die Drake-Gleichung berücksichtigt jedoch nicht die Kopplung zwischen diesen Faktoren. Wir präsentieren einen neuen Ansatz zur Drake-Gleichung, der Monte-Carlo-Modellierung verwendet, um die Kopplung zwischen Parametern und deren Zeitabhängigkeit zu berücksichtigen. Wir modellieren die Entwicklung von Sternen in der Galaxie, ihre Planetensysteme und potenziell komplexes Leben. Das Modell generiert einen zufälligen Wirtsstern aus einer anfänglichen Massenfunktion und einer zeitabhängigen Sternentstehungsrate. Die Eigenschaften (Masse und Leuchtkraft) jedes Sterns werden mit einer Potenzgesetz-Massenverteilungsfunktion verwendet, um ein Planetensystem zu bilden. Jeder Planet befindet sich zufällig in einer protoplanetaren Scheibe mit konstanter Dichte und wird aus der Masse in einem Bereich um seinen Radius gebildet. Die Platzierung nachfolgender Planeten kann sich nicht mit der Fläche der zuvor genutzten Masse überschneiden, was zu einem realistischen Abstand der Planeten führt. Dann bestimmt das Modell basierend auf den Stern- und Planeteneigenschaften, welche Planeten sich in der bewohnbaren Zone befinden und ob sie lange genug überleben, um eine technologische Zivilisation zu entwickeln. Als Ergebnis sind wir in der Lage, die Verteilung bewohnbarer Planeten und Zivilisationen als Funktion der Spektralklasse während des Lebens einer Galaxie zu modellieren. Durch eine Form der Varianzreduktion modellieren wir effizient das gesamte Leben einer Galaxie und können somit die Auswirkungen jeder Modelleingabe bestimmen.
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Anweisungen für Präsentatoren

Gespräche ist für 12 Minuten vorgesehen, gefolgt von 3 Minuten für Fragen aus dem Publikum.

Poster werden einen Tag vor der Veranstaltung in der Rubrik Poster Gallery der Symposiums-Website online gestellt. Poster-Präsentatoren werden 5-minütige "Flash-Talks" haben, um ihre Poster während des Symposiums vorzustellen und zu bewerben.

Ein zusätzlicher Zoom-Chatroom wird den ganzen Tag des Symposiums geöffnet sein, um informelle wissenschaftliche Diskussionen zu ermöglichen, die sich aus den Vorträgen und Posterpräsentationen ergeben. Breakout-Räume werden auf Anfrage für vertiefende Gespräche zur Verfügung gestellt.


Ayers, G.R., Dainty, J.C.: Iterative blinde Dekonvolutionsmethode und ihre Anwendungen. Opt.-Nr. Lette. 13, 547–549 (1988)

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4. Verbesserungen der Analysetechniken

4.1. Katalogisierung der Fehlerkennungsrate

[41] astronomische Weitfeldbilder, insbesondere solche, die als Himmelsdurchmusterung gedacht sind, werden typischerweise in einen Katalog von Objekten zerlegt. Pixelwerte in astronomischen Bildern enthalten jedoch immer eine zufällig verteilte Komponente, die nichts mit der Himmelssphäre zu tun hat. Es müssen einige Kriterien angewendet werden, um zwischen Merkmalen im Bild zu unterscheiden, die ein Ergebnis dieses "Rauschens" sind und daher unwahrscheinlich sind, dass sie echt sind, und Quellen, die echten Objekten entsprechen. Das gewählte Kriterium wird immer einen Kompromiss zwischen der Möglichkeit des Fehlens echter Quellen und der Verunreinigung des endgültigen Katalogs durch falsche Quellen beinhalten.

[42] Für Fälle, in denen das Rauschen eine Gaußsche Verteilung hat, sind Tests für die statistische Wahrscheinlichkeit, dass irgendein Merkmal auf die Rauschverteilung zurückzuführen ist, gut etabliert. Eine übliche und einfache Wahl ist, einen Cutoff bei einem Vielfachen des RMS zu machen, oder σ der Verteilung. Es wurden auch ausgefeiltere Algorithmen für Bilder mit Gauß-Rauschen entwickelt [ Hopkinset al., 2002 D. A. Friedenberg und C. R. Genovese, Straight to the source: Detecting aggregat objects in astronomical images with ordnungsgemäß error control, 2009, verfügbar unter http://arxiv.org/abs/0910.5449]. Jedoch weisen niederfrequente Radiobilder, wie beispielsweise diejenigen, die das VLSS bilden, kein Rauschen mit einer Gaußschen Verteilung auf. Das wenig bekannte primäre Antennendiagramm und die Schwierigkeiten bei der Modellierung der Auswirkungen von ionosphärischen Fluktuationen führen dazu, dass ein nicht trivialer Bruchteil der Himmelsenergie in gefälschte Merkmale gestreut wird. Als Ergebnis unterschätzen die Gaußschen Statistiken die Anzahl der Fehlerkennungen.

[44] wo FDRx ist die Fehlerkennungsrate bei Flussdichteniveau x, nein+ ist die Anzahl der Pixel im Positiv x bin und nein ist die Anzahl der Pixel im Minus x Behälter. In Abbildung 3 (oben) ist ein Musterhistogramm von Pixelwerten aus einem der VLSSr-Quadrate aufgetragen.

[45] Um diese Methode erfolgreich zu verwenden, sind gute Statistiken bis weit in die Flügel der Verteilung erforderlich, was bedeutet, dass eine große Anzahl von Pixeln abgetastet wird. Wenn sich der Charakter des Rauschens auf der Karte ändert, kann es bevorzugt werden, Statistiken über begrenztere Bereiche zu erstellen. Bei einer Vermessung wie dem VLSS, bei der jede Karte ein Mosaik aus überlappenden Hinweisen ist, können die statistischen Eigenschaften des Rauschens extrem variabel sein.

[46] Um die Statistik für kleinere Anzahlen von Pixeln robuster zu machen, kann eine integrierte Pixelverteilung verwendet werden, so dass jedes Fluss-Bin Zählungen aller Pixel bei diesem Fluss oder jedem Fluss weiter von Null enthält. Der Unterschied zwischen den beiden Verteilungen ist in Abbildung 3 zu sehen. Die berechnete Fehlerkennungsrate kann dann als die Wahrscheinlichkeit angegeben werden, dass ein Pixel bei einem gegebenen Fluss oder größer real ist.

[47] Dieses Verfahren ermöglicht es der Person, die den Katalog erstellt, die Zielrate der falschen Erkennung beim Erstellen des Katalogs auszuwählen. Bei Verwendung des resultierenden Katalogs ist die Anzahl der falschen Quellen theoretisch bekannt. Die Katalogisierung mit False Detection Rate (FDR) wurde in der Obit-Aufgabe FndSou implementiert und kann auf einem Kartenunterabschnitt beliebiger Größe ausgeführt werden. Weitere Details finden Sie in Baumwolle und Peters [2011] .

[48] ​​Um die Effektivität der FDR-Katalogisierung auf dem VLSSr zu testen, haben wir die katalogisierten Quellen mit dem viel empfindlicheren NVSS verglichen. Wir würden erwarten, dass nur ein kleiner Bruchteil der echten Quellen im VLSS und nicht im NVSS auftaucht. Leider ist die Rauschverteilung im VLSSr nicht symmetrisch, da in vielen Bereichen des Himmels ein Überschuss an positiven Nebenkeulen vorhanden ist. Die Methode der Fehlerkennungsrate erzeugte einen Katalog mit 10 % mehr Quellen als herkömmliche 5σ Katalogisierungstests, jedoch waren fast die Hälfte dieser zusätzlichen Quellen gefälscht. Wenn wir eine Fehlerkennungsrate von 1 % anstrebten, erreichten wir näher an einer 9 %-Rate, erheblich mehr als die 5 %-ige Fehlerkennungsrate, die wir bei der traditionellen Gaussian-Methode (5 .) gefunden habenσ) Schwellen. Wir betrachten also die 5σ Katalog zum „finalen“ Katalog von VLSSr.

4.2. Ionosphärische Fluktuationsanalyse

[49] Die Positionsoffsetdaten, die bei der feldbasierten Ionosphärenkorrektur des VLSSr verwendet werden, enthalten eine Fülle von Informationen über die während der Beobachtungen vorhandenen Ionosphärenfluktuationen. Cohen und Röttgering [2009] erstellte eine statistische Analyse dieser Fluktuationen unter Verwendung der Offset-Daten der ursprünglichen VLSS-Reduktion. Anhand von im Wesentlichen TEC-Gradientenstrukturfunktionen zeigten sie, dass das Medianverhalten der Ionosphäre in etwa turbulent war, mit wesentlich mehr Aktivität tagsüber als nachts. Die Analyse wurde sowohl durch die ursprüngliche VLSS-Reduktionssoftware als auch durch die Fähigkeit der Strukturfunktionen zur Charakterisierung einzelner Störungen behindert.

[50] Vor kurzem wurde eine neue Software entwickelt, die eine Fourier-basierte Analyse der Positionsoffsetdaten für alle Kalibratorquellen während jeder Beobachtung durchführt, um einen dreidimensionalen (ein zeitlichen und zwei räumlichen) Leistungsspektrum-„Würfel“ von TEC-Gradientenfluktuationen zu erzeugen . Diese Würfel liefern eine statistische Beschreibung der ionosphärischen Umgebung und ermöglichen die Identifizierung und Charakterisierung von transienten Phänomenen. Die Technik ist ausführlich beschrieben in Helmboldt und Intema [2012] .

[51] Die neue Software wurde auf die Positionsverschiebungen angewendet, die im Ionosphärenkorrekturschritt sowohl des VLSS als auch des VLSSr gefunden wurden, wobei im letzteren Fall Informationen sowohl vor als auch nach dem RFI-Minderungsschritt verfügbar sind und beide analysiert wurden. Wir präsentieren hier einen kurzen Überblick über die Ergebnisse. Detaillierte Ergebnisse dieser Analyse werden in einem Begleitpapier vorgestellt (J. F. Helmboldt et al., Climatology of mid-latitude ionosphere Störungen from the Very Large Array Low-frequency Sky Survey, eingereicht beiRadiowissenschaft, 2012). Abbildung 4 (oben) zeigt das mittlere zweidimensionale Leistungsspektrum der Fluktuationen des Gradienten der Gesamtelektronenzahl (TEC) der Ionosphäre, während unten die azimutal gemittelten Spektren für jeden der drei Datensätze dargestellt sind. Die Leistungsspektren werden durch die Zeitabtastung von 1 bis 2 Minuten geglättet. Wir haben auch einen einzelnen Gradienten über das Array angenommen, der die Messungen mit einem 11 km breiten Kernel (dem Durchmesser der VLA B-Konfiguration) glättet. Dies entspricht einer sinc 2 -förmigen Verjüngung der Leistungsspektren, die bei einer Ortsfrequenz von 1/11 km –1 bzw. 0,091 km –1 gegen Null geht. Siehe Helmboldt et al. (eingereichtes Manuskript, 2012) für weitere Details.

[52] Auf den größten Skalen (kleinsten Ortsfrequenzen) gibt es einen dramatischen Leistungsanstieg zwischen der ursprünglichen Reduktion, die den NVSS-Eingabekatalog verwendet, und der aktuellen Reduktion, die das VLSS selbst für die Eingabe verwendet. Wie in Abschnitt 3.1.2 beschrieben, spiegelt dies unsere Fähigkeit wider, Quellen mit größeren Positionsverschiebungen in unsere Ionosphärenmodelle einzubeziehen, was wiederum das Ergebnis eines richtigen Himmelsmodells bei der Datenfrequenz ist. Die größeren Positionsverschiebungen entsprechen größeren Amplitudenschwankungen. Beachten Sie, dass dies auch widerspiegelt, wie die verbesserte Reduktionstechnik unter widrigeren Umständen als zuvor funktioniert. Eine höhere durchschnittliche Leistung bei niedrigen Ortsfrequenzen bedeutet im Durchschnitt eine stärker gestörte Ionosphäre in den eingeschlossenen Daten.

[53] Die Genauigkeit der TEC-Gradientenmessung ist ungefähr proportional zur Unsicherheit der Positionsoffsets, die sich mit geringerem Rauschen verbessert. Das radiale Spektrum des VLSS flacht also aufgrund von Rauschen bei einer Ortsfrequenz von etwa 0,015 km –1 ab, was Wellenlängen von weniger als ∼70 km entspricht. Während die VLSSr vor der RFI-Minderung aufgrund von Rauschen in ähnlicher Weise begrenzt ist, gibt es nach dem RFI-Minderungsschritt eine dramatische Verbesserung, wodurch das Rauschen verringert wurde. Das Spektrum nach der Abschwächung flacht um Raumfrequenzen von 0,03 km −1 (Wellenlängen von ∼35 km) ab, wodurch der Bereich der ionosphärischen Strukturskalen, die untersucht werden können, um den Faktor zwei vergrößert wird.


Anhang B: Einfluss der Windgeschwindigkeit

Für eine Nennatmosphäre von r 0 = 15 cm bei λ = 500 nm untersuchten wir den Einfluss der Windgeschwindigkeit auf die Bildfleckgröße nach Korrektur aus den CWFS-Signalen. Dieser Wert von r 0 liegt auf halbem Weg zwischen gutem und typischem Sehen. Es ist zu beachten, dass die Methode zur Schätzung der durchschnittlichen Gesamtfleckgröße einen signifikanten Einfluss auf die Ergebnisse haben kann, wie der Unterschied zwischen der violetten und der grünen Kurve in Abb. 17 zeigt.

Abb. 17 Die oberen beiden Kurven sind die durchschnittlichen Bildpunkt-FWHM-Werte für zwei Gruppen von Feldpunkten: die vier CWFS-Feldpunktpositionen und die 24 Feldpunktpositionen, die unter Verwendung von vier Ringen (0,461°, 1,005°, 1,432°, 1,688°) und sechs . definiert sind Speichen. Der innerste und der äußerste Ring haben die halbe Gewichtung der beiden mittleren Ringe. Die unteren beiden Kurven haben das Teleskop wie entworfen 0,14 Bogensekunden FWHM durch Gaußsche Quadratur entfernt. Daher ergeben die unteren beiden Kurven den hinzugefügten GQ-Bildfleck FWHM aufgrund der Atmosphäre.

Wind reduziert sowohl die Residuen als auch das Speckle. Das Speckle kann bei Windstille, insbesondere im u-Band, recht stark ausgeprägt sein, wie in Abb. 18 zu sehen ist.

Abb. 18 links) u Band, kein Wind, r 0 = 15 cm bei λ = 500 nm, z = + 1 mm., rechts) u-Band, Wind = 3 m/s, r 0 = 15 cm bei λ = 500 nm, z = + 1mm.

Selbst bei stark ausgeprägtem Speckle sind die durch den Speckle verursachten Fehler überraschend gering, selbst bei einer Rekonstruktion mit 36 ​​ringförmigen Zernikes. Die beiden Bilder in Fig. 18 wurden unter Verwendung eines Rasters mit normaler Phase gefolgt von einem Raster mit umgekehrter Phase erzeugt. Die Rekonstruktionsfehler für Abb. 18 (links, rechts) betrugen 4 bzw. 3 nm.


7. METROLOGIE VON FREIFORMOPTIK

Hier beschränken wir die Diskussion auf Techniken, die entweder kommerzialisiert oder sogar in der begrenzten Form des Labors demonstriert wurden. Die Quantifizierung der Metrologie von komplex geformten Objekten stellt einzigartige Herausforderungen. Die Freiformabweichung von der am besten passenden Kugel wirkt sich auf die Schwierigkeit der Messung aus, die weder den Potenzterm noch die konkaven oder konvexen Oberflächen berücksichtigt. Abgesehen von der Komplexität haben die Hersteller eine Wunschliste für die Freiform-Messtechnik [171]. Sie umfassen eine Höhenauflösung von besser als 1 nm und eine laterale Auflösung, die mehrere hundert Messungen über die Apertur ermöglicht. Außerdem sollten die Maße auf den internationalen Längenstandard rückführbar sein. Die Metrologie sollte eine verifizierte Messunsicherheit von besser als 1/10 der angelegten Wellenlänge über das gesamte Feld aufweisen [172]. Die Instrumente können Messungen für eine Vielzahl von Oberflächen und deren interessierenden Messgrößen liefern.

Im Hinblick auf Concurrent Engineering muss der Designprozess berücksichtigen, in welchen Phasen Messungen erforderlich sind und welches Instrument die Anforderungen erfüllt [56. Die Überwachung aller Stufen des Freiform-Fertigungsprozesses liefert wertvolle Feedback-Daten [37]. Neue Freiform-Messlösungen können Messungen vor Ort oder an der Maschine ermöglichen, die Positionierungsfehler der Probe eliminieren, können jedoch unter einer für Bearbeitungsfehler typischen Verzerrung leiden, die möglicherweise unentdeckt bleibt. Sie müssen auch die Umgebungsstabilität berücksichtigen, da diese normalerweise in raueren Umgebungen arbeiten. Am wichtigsten ist, dass die Mess- und Datenverarbeitungszeit die Maschine im Leerlauf hält und sich auf die Kosten auswirkt. Somit bietet die Entkopplung der Messtechnik vom Fertigungssystem derzeit eine überlegene Lösung. Zu berücksichtigende Metrologien für alle Prozesse sind Form- und Oberflächenmessungen sowie MSFs. Das Schleifen erfordert eine Schadensbeurteilung unter der Oberfläche, insbesondere wie tief der Schaden ist. Die Suche nach einer geeigneten Messtechnik ist einer „Ein-Instrument-Messt-Alles“-Lösung vorzuziehen.

Vollfeld-Interferometrie. Interferometrie kann Form- und MSF-Messungen mit einer Wiederholbarkeit von wenigen Nanometern liefern, vorausgesetzt (a) eine stabile Messumgebung, (b) der maximale eindeutige optische Gangunterschied ist mit der Wellenlänge verbunden und die maximale Steigung ist messbar, (c) dort eine Referenzfläche ist, und (d) die Oberflächenrauheit wird berücksichtigt.

Kommerzielle Fizeau-Interferometer messen zuverlässig sowohl Form als auch MSF in anspruchsvollen Umgebungen, während sie eine hohe laterale Auflösung beibehalten (z. B. 250 Zyklen/Apertur mit einer Instrumentenübertragungsfunktion $<50>\%$) [173]. Da die Abweichungen von Freiformoberflächen jedoch von mild bis extrem reichen können, können regelmäßige Referenzoberflächen ein Streifenmuster erzeugen, das von der Kamera des Interferometers nicht aufgelöst werden kann, wodurch optische Nullen erforderlich sind. Computer Generated Holograms (CGHs) sind diffraktive optische Elemente, die Referenzwellenfronten als optische Nullstellen erzeugen [174]. Die Modellierung dieser Wellenfrontfehler [175] ist für genaue Messungen unerlässlich. Andere Fehlerquellen sind Fehlanpassungen bei Wellenfrontvergrößerungen [176] oder Fehlausrichtungen der Probe oder des CGH [177]. Unkorrigiert können diese Fehler zu Messfehlern in der Größenordnung von mehreren zehn Nanometern führen [177]. Die mäßig hohen Kosten von CGHs sind bei einigen großvolumigen Anwendungen gerechtfertigt.

Alternativen zu CGHs sind dynamisch einstellbare optische Nullen, die eine Kostenreduzierung ermöglichen. Eine verformbare spiegelbasierte Null wurde erstmals 2014 demonstriert [178]. Die Stabilität des Modulators, der Dynamikbereich und seine Kalibrierung sind zu berücksichtigen. Alternative einstellbare Nullen basierend auf räumlichen Lichtmodulatoren erreichen einen höheren Dynamikbereich [179,180].

Subaperture-Stitching kann die Fähigkeiten eines Interferometers erheblich erweitern und die Messung optischer Teile mit höheren Steigungen und höherer Auflösung ermöglichen [181]. Eine Alternative zu Nullen mit voller Apertur sind Quasi-Nulls mit Sub-Apertur [182]. Bei diesem Ansatz wird jeder Patch anhand eines am besten passenden Toroids bewertet. Die Anpassung jedes Patches an das Interferometer erfordert eine hochpräzise und flexible multiaxiale Kinematik und ausgeklügelte Stitching-Techniken.

Weißlichtinterferometrie (WLI) ist nullfreie Messtechnik, die genaue Messungen im MSF-Bereich ermöglicht. Wenn es die Messzeit zulässt, ist WLI eine gängige Wahl für MSF-Strukturmessungen in Off-Axis-Konfigurationen. Deck berichtete eine globale Unsicherheit von $<100>< m pm>$ für Oberflächen bis 450 mm Größe mit asphärischen Abweichungen bis 2 µm/mm [183]. WLI kann routinemäßig eine Genauigkeit von Sub-Angström erreichen.

Rücklauffehler sind in Interferometern vorhanden [184]. Es ist möglich, sie durch relative Pupillenpositionen [185] oder Messungen von gekippten Off-Axis-Flats [186] zu eliminieren. Auch bei WLI-Systemen ist ein ähnlicher Effekt vorhanden: Bei geneigten oder gekrümmten Oberflächen bewegen sich die verschiedenen Wellenlängen auf leicht unterschiedlichen Wegen [187]. Hovis zeigte, dass diese Fehler bei etwa 2 nm liegen [188], was für ein genaues Wellenfront-Stitching zu hoch ist. Hovis zeigte ferner mit einem aberrationsbasierten Modell, dass für Neigungswinkel $<1.5>^circ$ Komaterme höherer Ordnung erforderlich sind.

Andere kohärente Messtechniken. Andere kohärente Messtechniken erfordern keine optischen Nullstellen. Ein Beispiel ist das Tilted Wave Interferometer (TWI) [189], das mehrere Punktquellen verwendet, die eine Probenregion aus verschiedenen Richtungen beleuchten. Nur eine der Punktquellen erzeugt ein Streifenmuster, das der Abweichung von der am besten angepassten Kugel in diesem System entspricht.Die TWI-Messzeit liegt in der Größenordnung von wenigen Sekunden und die Abweichung von der Best-Fit-Kugel in der Größenordnung von mehreren hundert Mikrometern. Die Herausforderung von TWI besteht darin, den optischen Wegunterschied in eine Höhenkarte umzuwandeln, die durch eine vierdimensionale Look-Up-Tabelle realisiert wird. Wir weisen darauf hin, dass digitale Holographietechniken Anwendungen in der Freiform-Optik-Messtechnik finden können [190].

Eine weitere kohärente Messtechnik ist das Phase Retrieval (PRT), das eine hohe Umgebungsstabilität aufweist. Ein spezielles Verfahren, das transversale Translations-Diverse-Phase-Retrieval (TTDPR), wurde auf die Messtechnik optischer Komponenten einschließlich der Freiform angewendet [191,192]. TTDPR beleuchtet eine Unteröffnung und erfasst eine Reihe von Beugungsbildern, während sich die Unteröffnung über die Optik verschiebt. Die Wellenfrontaberration und der entsprechende Oberflächendurchhangfehler werden aus den Beugungsbildern unter Verwendung eines nichtlinearen Optimierungsalgorithmus rekonstruiert.

Zur Freiformmesstechnik gehören auch Steigungsmesssysteme. Laterale Scherinterferometrie ist robust, kann jedoch keine räumlichen Oberflächenwellenlängen gleich der Scherperiode oder einem Bruchteil messen. Swain et al. berichteten über ein Steigungsmesssystem, das auf räumlich geditherten Verteilungen binärer Pixel basiert, um eine Fernfeld-Amplitudenmaske zu synthetisieren [193]. Der Ansatz überwindet die geringe räumliche Auflösung und den begrenzten Dynamikbereich von Shack-Hartman-Wellenfrontsensoren (SHWS). Dennoch wurden kostengünstige SHWS mit Subaperture-Stitching auf die Freiform-Messtechnik angewendet [194]. Außerdem wurde eine differentielle Shack-Hartman-Technik zur Messung der lokalen Krümmung von Teilen demonstriert [195].

Phasenmessende Deflektometrie. Knauer et al. berichteten über die Phasenmessdeflektometrie (PMD) zur Messung von spiegelnden Objekten [196]. Seit der ursprünglichen Erfindung im Jahr 1999 hat die Deflektometrie an Popularität gewonnen. Es bietet eine nullfreie Vollformat-Messtechniklösung mit kurzen Messzeiten, die ihre Stärken bei großen und komplexen Freiformoptiken ausspielt [197]. Wie Blalock [198] betonte, kann PMD „MSF-Fehler an Freiformteilen um Größenordnungen schneller messen als herkömmliche taktile Messwerkzeuge“.

PMD-Systeme sind hochempfindliche Steigungsmesssysteme und haben eine hohe Wiederholgenauigkeit. Hohe Oberflächenneigungen und Sub-Nanometer-Reproduzierbarkeit für Umgebungsinstabilität und Rauschen (d. h. 0,6 nm RMS) mit einer Gesamtneigungsmessgenauigkeit nahe $<100>< m nrad>$ wurden nachgewiesen [199]. Die PMD ist weniger empfindlich gegenüber Probenfehlausrichtungen. Davies et al. verwendeten PMD, um Fehlausrichtungen mit fünf Freiheitsgraden in segmentierten Teleskopspiegeln zu messen [200]. Die PMD kann mit Mehrfrequenztechniken kombiniert werden, um Messungen über die MTF-Grenze hinaus zu erhalten [201]. Ein kritisches Element in PMD-Systemen ist der numerische Rekonstruktionsalgorithmus. Die Entwicklung einer eigenen Software ist notwendig, da kommerzielle Pakete nicht mit den neuesten Entwicklungen mithalten, die hochpräzise Messungen ermöglichen. Wie bei Techniken zur Messung von Neigungen oder Krümmungen werden Oberflächenformen durch numerische Integration mit Zonal- [202], Modal [203] oder Hybrid-Techniken [204] berechnet. Selbstkalibrierung und numerische Integration können kombiniert werden [205].

Wir stellen fest, dass PMD extrem empfindlich gegenüber Verformungen außerhalb der Ebene und weniger empfindlich gegenüber systematischen Fehlern bei Vergleichsmessungen ist. Systematische Fehler werden in den Zernike-Koeffizienten unter Verwendung eines Referenzartefakts, das mit einem langsameren Messinstrument genau messbar ist, bis auf das 20-nm-Niveau kalibriert [206].

Koordinatenmessgeräte, Punktsonden und Rasterkraftmikroskopie. Koordinatenmessgeräte (KMGs) ermöglichen punktweise Messungen über große Messvolumina und bewältigen steile Oberflächenneigungen. Die Messungen sind unabhängig von der Probenausrichtung für Kontaktsonden, die tatsächliche auf der Oberfläche bearbeitete Koma-Messungen liefern. Als etablierte Technik hat die Metrologie-Community eine weithin akzeptierte Terminologie für die Fehler [207,208].

Zu den Herausforderungen bei KMG-basierten Techniken gehören lange Messzeiten (z. B. benötigen Asphären der Zentimeterklasse 15 Minuten), die Bedingung für den senkrechten Einfall und systematische Fehler. Die Messung entlang der Normalen erfordert zusätzliche Kippachsen oder angepasste Koordinatenmessgeräte, die in Zylinder- oder Kugelkoordinaten arbeiten. Diese Beschränkungen mindern ihren Wert in der industriellen Praxis.

Trotz dieser Herausforderungen bieten kommerzielle KMGs eine bemerkenswert hohe Genauigkeit. Mit Rasterkraftsondentechnologie im Taster und HeNe-Laser-basierter Interferometrie $$ Achsenpositionierung erreicht ein Ansatz eine Unsicherheit von 100 nm und eine Wiederholgenauigkeit von 50 nm [209]. Eine taktile Sonde in Kombination mit fortschrittlichen Kameras löst 7,5 nm auf und erreicht eine Unsicherheit von 250 nm. Ein anderer Ansatz erreicht eine Unsicherheit von 30 nm für ein Teil mit einem Durchmesser von 500 mm und einer Auflösung im Nanometerbereich, alle berichtet von Nouira et al. [210]. Optische Sonden mit einer Auflösung von 0,1 nm sind ebenfalls erhältlich, aber die Positionsgenauigkeit bleibt nahe 1 µm [211]. KMGs können Freiformen mit einer geschätzten Unsicherheit von $pm <50>< m nm>$ basierend auf Asphärenmessungen messen.

Andere Lösungen sind Messsysteme an der Maschine, bei denen ein Einpunkttaster das Werkzeug ersetzt. Diese Konfiguration kann ein falsches Gefühl der Genauigkeit vermitteln, da sie systematische Fehler nicht messen kann. Eine Umgehung besteht darin, auf einem separaten KMG zu messen. Eine andere Umgehung besteht darin, das Teil mit unabhängigen Achsen herzustellen (z. B. Verwendung von zwei Linearachsen zur Herstellung und einer Rundachse für die Messtechnik).

Ein Beispiel für die Verwendung einer Diamantdrehmaschine als KMG wurde beschrieben [212]. Noste verwendete ein Moore Nanotech 100UMM zum Messen eines 400-mm-Teils, indem das Bauteil auf dem C-Schlitten und einer chromatischen konfokalen Sonde auf dem B-Schlitten montiert wurde. Ein kritischer Schritt war die Modellierung von Maschinenfehlern sowie volumetrischen Fehlern [213]. Dann dominieren thermische Fehler. Die thermischen Drifts und einige verbleibende Bewegungsfehler des Wagens wurden bis auf 20–30 nm kompensiert.

Ein Vorteil von KMGs besteht darin, dass sie eine breite Palette von Einpunktsonden enthalten, wobei konfokale Sonden am beliebtesten sind. Der Dynamikbereich einiger kommerzieller Sonden reicht von 1.000–50.000, mit axialen Auflösungen zwischen 2 und 79 nm [214]. Die Messungen umfassen 100 µm bis 38,5 mm. Chromatische konfokale Sonden bieten einen Messbereich zwischen 15 µm und 24 mm bei einem Rauschpegel zwischen 7 und 800 nm und einen Dynamikbereich zwischen 13.000 und 30.000 [215]. Interferometrische Sonden mit niedriger Kohärenz nutzen Kohärenz-Gating [216]. Optische KMGs mit Scans senkrecht zur Oberfläche, um hohe Dynamikbereiche zu erfüllen, nutzen sowohl Gating-Sonden mit niedriger Kohärenz als auch chromatische Sonden, um eine Unsicherheit von $pm <150>< m nm>$ zu erreichen [217]. Der Betrieb im telezentrischen Modus überwindet kritische Ausrichtungsprobleme [218]. Kommerziell sind auch mehrere interferometrische Sonden mit einer axialen Auflösung von 1–5 nm, Messbereichen zwischen 4 und 12 Mikrometer und dynamischen Bereichen zwischen 3.000 und 4.000.000 [219].

Multi-Wellenlängen-Interferometrie (MWI)-Sonden wurden erfolgreich implementiert [212]. Es gibt ein aufstrebendes Feld im Bereich der MWI-Sonden mit ultrahohem Dynamikbereich. Falaggis et al. berichteten über mehrere Sondendesigns, die über mehrere zehn mm mit einem Dynamikbereich von $<2>,<000>,<000>$ [220,221] bei hohen zeitlichen Bandbreiten arbeiten. Von Forschungsinteresse sind auch spezialisierte Sonden [222]. Die meisten optischen Tastköpfe haben einen Taststrahl mit einer Messfleckgröße zwischen 1,2 und 25 µm, was für Form- und MSF-Messungen ausreichen kann, aber nicht für Rauheitsmessungen.

An den äußersten Grenzen von KMGs liegt die Rasterkraftmikroskopie [223]. Aus der gemessenen 3D-Struktur können Oberflächeneigenschaften wie Oberflächenrauheit, Autokorrelation und die Strukturfunktion berechnet werden [224]. Eine Begrenzung ist ein Zuschlag für kleinere Teile.

Techniken der Oberflächenstreuung. Diese Techniken sind Teil einer anderen Familie von Metrologieansätzen, die einzigartige Lösungen für die Oberflächencharakterisierung bieten, indem Streulicht von der Oberflächentopographie (einschließlich Rauheit), Kontamination, Schüttindexschwankungen und unterirdischen Defekten analysiert wird [225]. Oberflächenstreutechniken (SSTs) liefern Oberflächeneigenschaften, ohne die Phase des gemessenen Signals zu kennen. Die bidirektionale Streuverteilungsfunktion (BSDF) repräsentiert die Streueigenschaften [226,227]. Die BSDF bezieht sich auf die spektrale Leistungsdichte (PSD) der Oberflächenstörung [228], aus der die RMS-Rauheit, die RMS-Steigung und die durchschnittliche Oberflächenwellenlänge berechnet werden [229]. Messungen der gesamten integrierten Streuung (TIS) liefern auch RMS-Werte unter Berücksichtigung der Messbandbreite und des Einfallswinkels. Obwohl BSDF-Messungen mehr Informationen liefern, sind TIS-Messungen die kostengünstigsten [229,230].


PHYS487: Physik von Halbleiterbauelementen

  • Gelehrte Begriffe: Nur Michaelis-Termin.
  • US-Guthaben: 3 Semesterkredite.
  • ECTS-Punkte: 6 ECTS-Punkte.
  • Voraussetzungen: PHYS 313.

Kursbeschreibung

Die Studierenden machen sich mit dem Kristallwachstum vertraut, einschließlich Wachstumstheorie, Facettierung, Verunreinigungstrennung und Zonenverfeinerung. Das Modul präsentiert den Studierenden eine Silizium-Fallstudie, die Halbleitereigenschaften, Siliziumoxid, Maskierung, Oberflächenbefriedung und photolithographische Verarbeitung untersucht. Verbindungshalbleiter werden diskutiert, wobei die Vorteile der Bandstruktur gegenüber Silizium, II-VI-Materialien und die Auswirkungen der Ikonizität behandelt werden. Darüber hinaus erforschen die Studierenden Dünnschicht-Halbleiter, wie Epitaxie, Gasphasenwachstum, metallorganische Methoden und Flüssigphasenepitaxie, und das Modul bietet einen breiten interdisziplinären Überblick über die Verbindung zwischen Physik, Chemie und anderen Materialwissenschaften, die an die Synthese von Halbleitern und den daraus hergestellten Bauelementen. Am Ende des Moduls entwickeln die Studierenden ein Verständnis der grundlegenden Eigenschaften von Kristallen und Kristalldefekten und sind in der Lage, die Züchtung von Kristallen zu beschreiben und die wichtigsten Halbleiter der Mikroelektronik als detaillierte Fallstudie zu diskutieren. Die Studierenden werden auch demonstrieren, wie die Physik weiterhin eine wichtige Rolle bei der Ermöglichung der Informationstechnologie spielt.


Schau das Video: Modellieren mit RFEM 5. 009 Flächentragwerke (Juni 2022).


Bemerkungen:

  1. Stanwyk

    machst du Witze?

  2. Martyn

    Und wie umformulieren?

  3. Asa

    Darin ist etwas. Jetzt ist alles klar, danke für die Hilfe in dieser Frage.

  4. Bemot

    Ich nehme es gerne an. Meiner Meinung nach ist dies eine interessante Frage, ich werde mich an der Diskussion beteiligen.

  5. Lance

    Sie wurden mit einfach brillanter Idee besucht

  6. Aldrick

    Sie haben überhaupt nicht gut verstanden.



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