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2019全景工博会 2019工博会专题回顾
机器视觉

机器视觉引导CTA计划第一架天文望远镜原型

  2019年07月29日  

  

图一: 艺术家笔下的CTA 大型天文望远镜台。绘者:池下章裕, Mero-TSK杂志国际版

  2018年10月10日,契伦柯夫天文望远计划(Cherenkov Telescope Array, CTA)在其北半球天文基地台正式启动第一架大型天文望远镜 (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影像。新一代望远镜可作为未来在南北半球?#38469;?#22320;数组阵列望远镜之原型。预计届时将有超过100架望远?#23548;?#35774;于这些?#38469;?#22320;,共同组成CTA天文台。东京大学为CTA计划的主要成员及供应机构,提供建构望远镜时所需的材料及相关?#38469;酰?#32780;The Imaging Source 映美精相机 作为东京大学的合作伙伴,也一同参与了CTA 计划,所提供的相机则安装于望远镜中机动镜面控制(Active Mirror Control) 系统中,此系统主要用于控制整体镜面?#23884;取?/P>

  于此计划中,大量望远镜将提供前所?#20174;?#30340;灵敏度(当前系统的10倍)、高效能γ射线探测?#32479;?#20687;的准确性。以上一代探测望远镜(?#26032;卓品?#25104;像空气望远镜,简称IACT)为雏形而设计,LST-1 大致的架构及运作为一23公尺长的反射体,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数据。为了保持最佳精度,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个光电倍增管,?#21592;?#25345;精确的?#23884;取?/P>

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

透过机器视觉的引导来校准反射镜至精确?#23884;?/STRONG>

  此计划在反射镜重新定位时,必须于20秒内校准至所需的?#23884;取?#32780;天气条件和反射体的重量(约50吨)会导致碟形天线和?#32654;?#35760;录影像的主相机支撑结构发生变形,进而影响198面反射镜对准望远镜主相机。为因应上述影响校准之条件,在调整反射镜过程中(如,聚焦),创造高效且可靠的系统即变得十分关键。望远镜设计执行之初,研究人员考虑了许多方式来建构,其中包括激光扫描系统和陀螺仪系?#22330;?#28982;而,由于价格和性能问题,最后都没办法证明这些方法是可行。

  因此,东京大学的科学家们被赋予任务,找寻一?#36164;?#34892;性高且具绝?#30740;约?#20043;解决方案。他们便转向机器视觉,并为该计划选择了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?#25216;?#20809;(OARL)先行定位,其光波长在近红外区域。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界面与单板机连接。当望远镜移动到新目标时,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,由于寻找表为事先设定的,并没有事先排除因天气和望远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?#34892;?#23545;准位置信息后,将其发送回?#31354;?#21453;射镜镜子背面的致动器(图像右),便可将每面镜子调整至所需的?#23884;取?/P>

契伦柯夫辐射及γ射线研究

  来自深空的γ射线暴(GRBs)由宇宙中最剧?#19994;?#30456;互作用而产生,于1960年首次?#29615;?#21355;卫?#19988;?#22806;发现。γ射线是电磁波谱上最高的能量波,比可见光的能量大约高10兆倍,为电离辐射,具有生物危害性。?#20197;?#30340;是,?#26434;?#22320;球上的生命来说,大气层在γ射线进入地表前便会被阻隔或摧毁,这也是为什么第一批γ射线探测器并不是架设于地球上,而是位于外太空的卫星天文台上。

  进入地球大气层后,γ射线会产生次原子粒子级联,这些带电粒子则放射出辐射,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,惠普尔天文台的科学家开发了一种地面望远镜系统,透过探测分析契伦柯夫蓝光来侦测及追踪γ射线的来源。

  图三: 艺术家所绘,透过捕捉契伦柯夫辐射蓝光来追踪γ射线。由CTA天文展望台提供。

  如同透用x射线可以呈现骨骼光照图,γ射线可以提供天体物理学?#33402;?#36149;的讯息,研究宇宙中一些最激?#26131;?#29992;的环境,并观察宇宙天体,如黑洞?#32479;?#26032;星。 这些新数据将有助于物理学界中最根?#38236;?#21457;现,尤其?#21069;?#29289;质的性质和特性。

CTA 天文台未来展望

  除了大型望远镜外(LST)外,整体CTA 计划还需要另外两种望远镜尺寸才能完全覆盖总能量?#27573;В?#20998;别为中型望远镜(MST)和小型望远镜(SST)。 预计于2021年至2025年之间,将会完整架设足够数量的在线运作望远镜,进行大规模的数据采集,而大幅提升准确性和灵敏度。

  此篇文章中所提供的?#38469;?#32454;节皆根据已发表的研究文章,撰者为林田将明、手嶋政广及其他共同作者,发表于Proceedings of Science期刊,标题为The Optical System for the Large Size Telescope of the Cherenkov Telescope Array。如欲了解更多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.

标签:The Imaging Source 映美精相机 CTA计划我要反馈
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