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[视觉前沿] 机器视觉引导CTA计划第一架天文望远镜原型

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    2019-3-27 15:10
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    [LV.3]偶尔看看II

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    发表于 2019-2-28 14:19:44 | 显示全部楼层 |阅读模式

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             222.png
            20181010日,契伦柯夫天文望远计(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),地位于加那利群(Canary Island)两个月后,于20181219日,便基地台接收到第一批天文影像。新一代望远镜可作未来在南北半球布署地数组阵列远镜之原型。预计届时将有超100架望远镜些布署地,共同CTA天文台。京大学为CTA划的主要成及供机构,提供建构望远镜时所需的材料及相,而The Imaging Source 映美精相机 为东京大的合作伙伴,也一同CTA 划,所提供的相机于望远镜中动镜面控制(Active Mirror Control) ,此系统主要用于控制整体镜面角度
        于此计划中,大量望远镜将提供前所未有的灵敏度(当前系统的10倍)、高效能γ射线探测和成像的准确性。以上一代探测望远镜(切伦科夫成像空气望远镜,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,以保持精确的角度。
    picture.jpg
    透过机器视觉的引导来校准反射镜至精确角度
    此计划反射镜重新定位时,必须20秒内校准至所需的角度。而天气条件反射体的重量(约50吨)会导致碟形天线和用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统。然而,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,找寻实行性高且具绝佳性价之解决方案。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 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考激光(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接口与单板机连接。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),便可将每面镜子调整至所需的角度。
    CTA project 3.jpg
    契伦柯夫辐射及γ射线研究
    来自深空的γ射线暴(GRBs)由宇宙中最剧烈的相互作用而产生,于1960年首次被防卫卫星意外发现。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。幸运的是,对于地球上的生命来说,大气层在γ射线进入地表前便会阻隔或摧毁,这也是为什么第一批γ射线探测器并不是架设于地球上,而是外太空的卫星天文台
    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。
    333.png
    透過捕捉契伦柯夫輻射藍光來追蹤γ射線。
    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家珍贵的讯息,研究宇宙中一些最激烈作用的环境,并观察宇宙天体,如黑洞和超新星。 这些新数据将有助于物理学界中最根本的发现,尤其是暗物质的性质和特性。


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