机器视觉引导CTA计划第一架天文(wén)望遠(yuǎn)镜原型

机器视觉引导CTA计划第一架天文(wén)望遠(yuǎn)镜原型

图一: 艺术家筆(bǐ)下的CTA 大型天文(wén)望遠(yuǎn)镜台。绘者:池下章裕, Mero-TSK杂志(zhì)國(guó)际版

2018年10月10日，契伦柯夫天文(wén)望遠(yuǎn)计划(Cherenkov Telescope Array, CTA)在其北半球天文(wén)基地台正式启动第一架大型天文(wén)望遠(yuǎn)镜 (LST-1)，地点位于加那利群岛(Canary Island)。两个月后，于2018年12月19日，便从基地台接收到第一批天文(wén)影像。新(xīn)一代望遠(yuǎn)镜可(kě)作為(wèi)未来在南北半球布署地数组阵列望遠(yuǎn)镜之原型。预计届时将有(yǒu)超过100架望遠(yuǎn)镜架设于这些布署地，共同组成CTA天文(wén)台。东京大學(xué)為(wèi)CTA计划的主要成员及供应机构，提供建构望遠(yuǎn)镜时所需的材料及相关技术，而The Imaging Source 映美精相机 作為(wèi)东京大學(xué)的合作伙伴，也一同参与了CTA 计划，所提供的相机则安装于望遠(yuǎn)镜中机动镜面控制(Active Mirror Control) 系统中，此系统主要用(yòng)于控制整體(tǐ)镜面角度。

于此计划中，大量望遠(yuǎn)镜将提供前所未有(yǒu)的灵敏度（当前系统的10倍）、高效能(néng)γ射線(xiàn)探测和成像的准确性。以上一代探测望遠(yuǎn)镜（切伦科(kē)夫成像空气望遠(yuǎn)镜，简称IACT）為(wèi)雏形而设计，LST-1 大致的架构及运作為(wèi)一23公尺長(cháng)的反射體(tǐ)，由198面六角形反射镜所覆盖组成，对准距离反射镜面28公尺的主相机，由主相机负责撷取影像及相关天文(wén)数据。為(wèi)了保持最佳精度，每一面反射镜都必须随时校准，对准主相机及组成主相机结构之265个光電(diàn)倍增管，以保持精确的角度。

图二: LST-1架设阶段: 六角形反射镜，由图可(kě)见安装CMOS相机的切角。摄者:T.Inada (ICRR, 东京大學(xué))

透过机器视觉的引导来校准反射镜至精确角度

此计划在反射镜重新(xīn)定位时，必须于20秒(miǎo)内校准至所需的角度。而天气条件和反射體(tǐ)的重量（约50吨）会导致碟形天線(xiàn)和用(yòng)来记录影像的主相机支撑结构发生变形，进而影响198面反射镜对准望遠(yuǎn)镜主相机。為(wèi)因应上述影响校准之条件，在调整反射镜过程中(如，聚焦)，创造高效且可(kě)靠的系统即变得十分(fēn)关键。望遠(yuǎn)镜设计执行之初，研究人员考虑了许多(duō)方式来建构，其中包括激光扫描系统和陀螺仪系统。然而，由于价格和性能(néng)问题，最后都没办法证明这些方法是可(kě)行。

因此，东京大學(xué)的科(kē)學(xué)家们被赋予任務(wù)，找寻一套实行性高且具绝佳性价之解决方案。他(tā)们便转向机器视觉，并為(wèi)该计划选择了The Imaging Source映美精相机 的GigE黑白相机。搭配此计划的GigE相机配备1.2 MP全局快门感光组件，CMOS相机精巧且坚固的设计让它们可(kě)以轻松的整合于IP67外壳中，以此保护相机内部的组件免于受到外在环境影响。整合于外壳中的CMOS相机则安装在每面反射镜的切角中（图2和右下方）。每面镜子的参考点由光轴参考激光（OARL）先行定位，其光波長(cháng)在近红外區(qū)域。每面反射镜的CMOS镜头则测量OARL光点在主相机目标上的位置，来辨别目前对准光轴的反射镜方向。

每台相机透过GigE接口与单板机连接。当望遠(yuǎn)镜移动到新(xīn)目标时，反射镜会根据事先设定之寻找表(Look-up Tables)进行调整，寻找表内储存每面反射镜的正确位置。但是，由于寻找表為(wèi)事先设定的，并没有(yǒu)事先排除因天气和望遠(yuǎn)镜自身的重量的影响而产生结构变化等因素。因此，必须根据由CMOS相机捕捉测量OARL位置，传输至后端连接单版机，计算好确切需对准位置信息后，将其发送回每张反射镜镜子背面的致动器（图像右），便可(kě)将每面镜子调整至所需的角度。

 契伦柯夫辐射及γ射線(xiàn)研究

来自深空的γ射線(xiàn)暴（GRBs）由宇宙中最剧烈的相互作用(yòng)而产生，于1960年首次被防卫卫星意外发现。γ射線(xiàn)是電(diàn)磁波谱上最高的能(néng)量波，比可(kě)见光的能(néng)量大约高10兆倍，為(wèi)電(diàn)离辐射，具有(yǒu)生物(wù)危害性。幸运的是，对于地球上的生命来说，大气层在γ射線(xiàn)进入地表前便会被阻隔或摧毁，这也是為(wèi)什么第一批γ射線(xiàn)探测器并不是架设于地球上，而是位于外太空的卫星天文(wén)台上。

进入地球大气层后，γ射線(xiàn)会产生次原子粒子级联，这些带電(diàn)粒子则放射出辐射，产生契伦柯夫蓝光 (Cherenkov light, 由发现此蓝光的契伦柯夫博士来命名)。在1980年代早期，惠普尔天文(wén)台的科(kē)學(xué)家开发了一种地面望遠(yuǎn)镜系统，透过探测分(fēn)析契伦柯夫蓝光来侦测及追踪γ射線(xiàn)的来源。

圖三: 藝術家所繪，透過捕捉契伦柯夫輻射藍光來追蹤γ射線。由CTA天文(wén)展望台提供。

如同透用(yòng)x射線(xiàn)可(kě)以呈现骨骼光照图，γ射線(xiàn)可(kě)以提供天體(tǐ)物(wù)理(lǐ)學(xué)家珍贵的讯息，研究宇宙中一些最激烈作用(yòng)的环境，并观察宇宙天體(tǐ)，如黑洞和超新(xīn)星。 这些新(xīn)数据将有(yǒu)助于物(wù)理(lǐ)學(xué)界中最根本的发现，尤其是暗物(wù)质的性质和特性。

CTA 天文(wén)台未来展望

除了大型望遠(yuǎn)镜外(LST)外，整體(tǐ)CTA 计划还需要另外两种望遠(yuǎn)镜尺寸才能(néng)完全覆盖总能(néng)量范围，分(fēn)别為(wèi)中型望遠(yuǎn)镜（MST）和小(xiǎo)型望遠(yuǎn)镜（SST）。 预计于2021年至2025年之间，将会完整架设足够数量的在線(xiàn)运作望遠(yuǎn)镜，进行大规模的数据采集，而大幅提升准确性和灵敏度。

此篇文(wén)章中所提供的技术细节皆根据已发表的研究文(wén)章，撰者為(wèi)林田将明、手嶋政广及其他(tā)共同作者，发表于Proceedings of Science期刊，标题為(wèi)The Optical System for the Large Size Telescope of the Cherenkov Telescope Array。如欲了解更多(duō)CTA相关细节及其在研究成果上的目标及发展，请至www.cta-observatory.org.