CTA 大型望远镜阵列的艺术渲染图。图片：Akihiro Ikeshita，Mero-TSK，国际

2018年10月10日，切伦科夫望远镜阵列（CTA）项目的第一台大型望远镜原型机（LST-1）在位于加那利群岛Roque de los Muchachos天文台的北部阵列站点正式落成。两个月后，即 2018 年 12 月 19 日，原型望远镜发布了第一批图像。这台下一代望远镜是北半球和南半球计划阵列的工作原型。最终将为这些阵列建造 100 多台望远镜，这些望远镜将共同组成 CTA 天文台 (CTAO)。东京大学是 CTA 项目的联盟成员和主要贡献者，它与 The Imaging Source 合作，为望远镜的主动镜控制 (AMC) 系统提供相机。

阵列中计划安装的大量望远镜将在高能伽马射线的探测和成像方面提供前所未有的灵敏度（是当前系统的 10 倍）和准确性。 LST-1 采用基于称为成像空气切伦科夫望远镜 (IACT) 的当代伽马射线探测器的设计，拥有一个 23 m 的反射镜，由 198 个六边形镜段覆盖。为了保持最佳精度，198 个反射镜中的每一个都必须与主摄像头及其位于反射器上方 28 m 的 265 个光电倍增管保持精确的角度。

图 2，LST-1 构建阶段：用于 CMOS 制导相机的带有切角（最底角）的六边形镜段。图片：T. Inada（ICRR，U-Tokyo）

通过机器视觉实现精确的镜像角度

项目要求指定望远镜要在 20 秒内快速重新定位到所需的目标区域。此外，天气条件和反射镜自身重量（约 50 吨）会导致反射镜和相机支撑结构变形，从而影响 198 个镜子和望远镜主相机之间的对准。这些因素使得高效可靠的镜子调整（即焦点）系统变得至关重要。当望远镜最初设计时，考虑了多种方法，包括激光扫描系统和陀螺仪系统。最终，由于价格和性能问题，这些方法都没有被证明是可行的。

东京大学的科学家们的任务是提供一个可行的、具有成本效益的解决方案。他们转向机器视觉，并为该项目选择了 The Imaging Source 的 GigE 单色相机。 GigE 相机配备分辨率为 1.2 MP 的全局快门传感器。 CMOS 相机紧凑而坚固的外形意味着它们可以轻松放置在 IP67 外壳中，以提供额外的保护，免受恶劣天气的影响。装好后，CMOS 摄像机就被安装在每个镜子的切角处（图 2 及右下图）。每个反射镜的参考点由光轴参考激光器（OARL）定义，其波长位于近红外区域。每个镜子中的 CMOS 相机捕获 OARL 光点在主相机目标上的位置，以便识别当前镜子相对于光轴的方向。

每个相机通过 GigE 接口与车载计算机连接。当望远镜移动到新目标时，镜子会根据存储每个镜子正确位置的查找表进行调整。然而，由于查找表是预先定义的，因此它们没有考虑由于天气和望远镜自身重量而导致的结构变化。根据 CMOS 相机捕获的 OARL 位置，计算出一个位置并将其发送回每个镜子背面的执行器（右图），以便每个镜子都可以调整到所需的角度（可以观看短视频）看到这里）。

切伦科夫辐射和伽马射线研究

来自深空的伽马射线暴 (GRB) 首次被国防卫星在 20 世纪 60 年代意外发现，是宇宙中最剧烈的相互作用的结果。伽马射线是电磁波谱中能量最高的波，其能量比可见光高出约 10 万亿倍，属于电离辐射，具有生物危害性。对于地球上的生命来说幸运的是，地球的大气层在到达表面之前几乎摧毁了所有伽马射线，这最初意味着第一个伽马射线探测器是卫星观测站。

伽马射线进入地球大气层后会产生亚原子粒子级联。这些带电粒子发出蓝光，称为切伦科夫辐射。 20 世纪 80 年代初，惠普尔天文台的科学家开发了一种地面望远镜系统，利用切伦科夫辐射来探测和跟踪伽马射线的来源。

艺术家渲染：捕捉切伦科夫辐射以追踪伽马射线。图片：CTAO

就像用 X 射线透视身体一样，伽马射线使天体物理学家能够检查宇宙中一些最剧烈的环境，并透视黑洞和超新星等宇宙物体。这些新数据将使物理学的基础发现成为可能，特别是暗物质的本质和特性。

对 CTAO 的未来期望

除了LST之外，还需要另外两种尺寸的望远镜才能完全覆盖能量范围：中型望远镜（MST）和小型望远镜（SST）。在 2021 年至 2025 年间，全球在线望远镜的数量应该足够多，能够实现大规模数据收集，从而显着提高准确性和灵敏度。

本文中提供的技术细节基于 M. Hayashida 教授、M. Teshima 教授等人发表的研究论文。等人，发表在《科学进展》上，标题为“切伦科夫望远镜阵列大型望远镜的光学系统”。 有关切伦科夫望远镜阵列项目及其科学目标的详细信息，请访问： www.cta-observatory.org/.**

Source: Machine Vision Cameras Guide CTA’s Prototype Telescope