介紹

時(shí)域天文學(xué)是研究天文物體和獨(dú)特事件如何隨時(shí)間變化的學(xué)科。它通過(guò)研究超新星和伽馬射線暴等事件，以及可變脈沖星和恒星等物體，提供了一種理解星系和恒星演化極端階段的替代方法。這些事件的特征可以是周期性的、隨機(jī)的和突發(fā)性的，在所有對(duì)象和事件中都有變化。這使得時(shí)域天文學(xué)成為天文學(xué)和天體物理學(xué)中一個(gè)具有挑戰(zhàn)性的關(guān)鍵領(lǐng)域。

時(shí)域天文學(xué)涵蓋了大部分電磁波譜。它既利用專門的衛(wèi)星來(lái)觀察被大氣層吸收的電磁頻譜區(qū)域，也利用專門的地面全機(jī)器人望遠(yuǎn)鏡。這些系統(tǒng)協(xié)同工作，捕捉光學(xué)、紅外和無(wú)線電波，描述與每個(gè)天文物體或事件相關(guān)的完整電磁剖面。通常，專用衛(wèi)星會(huì)檢測(cè)到一個(gè)新的事件，觸發(fā)遠(yuǎn)程機(jī)器人望遠(yuǎn)鏡指向事件(或物體)并開(kāi)始采集。

有不同的方法用于捕捉這些可變對(duì)象的時(shí)間信息。成像是可視化這些時(shí)間變化的有用技術(shù)，光譜學(xué)通常用于觀察每個(gè)物體或事件的化學(xué)成分。偏振測(cè)量是時(shí)域天文學(xué)中另一種常用的技術(shù)，用于了解磁場(chǎng)的相關(guān)變化。這對(duì)伽馬射線爆發(fā)特別有用，偏振光突出了爆發(fā)磁場(chǎng)內(nèi)的變化。

這些事件在時(shí)間尺度上可能會(huì)有很大的變化，有些事件只持續(xù)幾毫秒，有些則持續(xù)幾年。由于這些事件是獨(dú)特的，因此優(yōu)化用于在非常小的時(shí)間尺度上捕捉任何變化的設(shè)備至關(guān)重要。

攝像頭/傳感器要求

由于這些天文事件之間有很多差異，每一個(gè)都是真正獨(dú)特的，因此光源的光強(qiáng)通常是未知的。為了避免傳感器可能飽和，通常在短曝光時(shí)間內(nèi)拍攝大量幀。盡管這種方法降低了飽和的可能性，但較短的曝光時(shí)間限制了可以檢測(cè)到的光子數(shù)量。因此，高量子效率對(duì)于確保檢測(cè)到的高比例光子被轉(zhuǎn)換為光電子并因此轉(zhuǎn)換為信號(hào)是至關(guān)重要的。

高量子效率也很重要，因?yàn)樵跁r(shí)域天文學(xué)中，長(zhǎng)時(shí)間的積分是不可行的。一旦天文事件結(jié)束，它們通常會(huì)消退，有時(shí)會(huì)在幾分鐘內(nèi)消退。更高的量子效率允許即使事件已經(jīng)結(jié)束(即，測(cè)量來(lái)自事件的殘余信號(hào))，仍然可以檢測(cè)到這些較微弱的信號(hào)。

為了最大限度地利用在事件消退期間收集的信息，采集的圖像通常是堆疊的。為了保持這些堆疊圖像的高信噪比，需要低讀取噪聲，以便仍然可以檢測(cè)到較暗的恒星或事件/物體的各個(gè)方面。當(dāng)堆疊幀時(shí)，不僅對(duì)信號(hào)求和，而且對(duì)讀取噪聲求和，因此低讀取噪聲是必不可少的。計(jì)算堆疊還允許對(duì)大氣湍流進(jìn)行部分校正，使低讀取噪聲與高量子效率一樣積分。

由于這些事件/物體是獨(dú)特的，并且在如此短的時(shí)間尺度上成像，因此真實(shí)的亮度是未知的。為了確定真正的亮度，具有已知亮度的參考恒星也會(huì)在幀內(nèi)成像。通過(guò)測(cè)量較短的曝光時(shí)間如何影響任何參考恒星的亮度，并與參考恒星的已知亮度進(jìn)行比較，可以獲得事件/物體的真實(shí)亮度。每個(gè)圖像中的參考恒星越多，圖像校準(zhǔn)就越好。因此，傳感器的物理面積越大，圖像和亮度比較就越好。

時(shí)域天文學(xué)COSMOS

COSMOS是Teledyne Princeton Instruments的大幅面背光CMOS相機(jī)，具有時(shí)域天文學(xué)所需的許多相機(jī)質(zhì)量。當(dāng)它被背光照射時(shí)，COSMOS在可見(jiàn)光范圍內(nèi)具有高量子效率，峰值量子效率>90%，如圖2所示。這意味著它將能夠?qū)⒏甙俜直鹊墓庾愚D(zhuǎn)換為光電子，即使曝光時(shí)間更短。COSMOS還具有低讀取噪聲，能夠?qū)崿F(xiàn)低至0.7的電子讀取噪聲。這使得COSMOS不僅適用于對(duì)事件或物體的早期階段進(jìn)行成像，還適用于檢測(cè)任何事件的余輝。這種低讀取噪聲對(duì)于幀的堆疊也是有利的，即使在對(duì)幀讀取噪聲求和的情況下也保持高信噪比。

圖2:COSMOS相機(jī)的量子效率曲線，顯示了在可見(jiàn)光范圍內(nèi)的高量子效率和>90%的峰值量子效率。

COSMOS具有大的成像面積，具有3k x 3k、6k x 6k和8k x 8k格式，均具有10μm像素。COSMOS的傳感器對(duì)角線分別為43 mm、92 mm和115 mm，如圖3所示。這些大的成像區(qū)域允許在每個(gè)幀內(nèi)捕獲多個(gè)參考恒星，確保高水平的圖像比較和校準(zhǔn)。

圖3：三種COSMOS傳感器型號(hào)的代表性傳感器尺寸，3k x 3k的傳感器對(duì)角線為43 mm，6k x 6k的傳感器對(duì)角為92 mm，8k x 8k的傳感器斜角為115 mm。

由于暗電流低和傳感器面積大，傳統(tǒng)上在時(shí)域天文學(xué)中使用全幀CCD。為了在讀出期間完全阻擋任何入射光，全幀CCD使用機(jī)械快門。機(jī)械快門的使用壽命有限，在相機(jī)大量使用時(shí)經(jīng)常需要更換。這對(duì)時(shí)域天文學(xué)中使用的望遠(yuǎn)鏡來(lái)說(shuō)可能是個(gè)問(wèn)題，因?yàn)樗鼈兺ǔＪ侨珯C(jī)器人的遠(yuǎn)程望遠(yuǎn)鏡，這意味著維護(hù)可能很有挑戰(zhàn)性。

此外，打開(kāi)和關(guān)閉機(jī)械快門相對(duì)較慢，這對(duì)時(shí)域天文學(xué)至關(guān)重要的較短曝光時(shí)間會(huì)帶來(lái)定量誤差。由于COSMOS是一種CMOS探測(cè)器，它利用了一個(gè)快速的電子快門，在讀出之前，通過(guò)將檢測(cè)到的光電子轉(zhuǎn)移到幀存儲(chǔ)區(qū)域來(lái)停止曝光。電子快門不僅比機(jī)械快門更精確，而且可以減少檢測(cè)器的死區(qū)時(shí)間，在此期間相機(jī)不會(huì)暴露在光線下。這意味著，當(dāng)信號(hào)從存儲(chǔ)區(qū)域讀出時(shí)，后續(xù)曝光就可以開(kāi)始了，從而可以對(duì)整個(gè)事件進(jìn)行圖像捕獲，而不是周期性的片段。

由于時(shí)域天文學(xué)依賴于專用衛(wèi)星和地面望遠(yuǎn)鏡之間的協(xié)同作用，因此望遠(yuǎn)鏡通常是機(jī)器人和遠(yuǎn)程控制的。因此，關(guān)鍵是任何相機(jī)或設(shè)備都可以輕松地集成到現(xiàn)有的軟件中。COSMOS將完全由Teledyne Princeton Instruments的軟件開(kāi)發(fā)套件PICam控制。PICam可用于Linux和64位Windows，允許在這兩種操作系統(tǒng)中完全控制COSMOS。PICam提供對(duì)相機(jī)的直接控制，具有靈活的配置和與Python等其他語(yǔ)言的集成。通過(guò)這種方式，COSMOS可以很容易地集成到控制任何遠(yuǎn)程機(jī)器人望遠(yuǎn)鏡的軟件中。

結(jié)論

時(shí)域天文學(xué)是研究天文物體和事件如何隨時(shí)間變化的學(xué)科。這是一個(gè)利用許多不同技術(shù)來(lái)了解每一個(gè)獨(dú)特事件的研究領(lǐng)域。

通常，時(shí)域天文學(xué)以短曝光時(shí)間拍攝多個(gè)圖像，以防止傳感器飽和，這需要具有高量子效率和低讀取噪聲的相機(jī)/設(shè)備(以在堆疊幀時(shí)保持高信噪比)。此外，由于每個(gè)事件都是唯一的，真實(shí)亮度是未知的，因此需要多顆參考恒星來(lái)確保感興趣物體的校準(zhǔn)。為了測(cè)量圖像中的多個(gè)參考恒星，需要一個(gè)大的物理傳感器區(qū)域。

COSMOS的峰值量子效率>90%，讀取噪聲低至0.7 e-，傳感器尺寸在8k x 8k像素下可達(dá)115 mm對(duì)角線，滿足時(shí)域天文學(xué)的基本參數(shù)。此外，其電子快門的誤差減少，以及與Linux等操作系統(tǒng)集成的用于完全控制的軟件開(kāi)發(fā)套件，使COSMOS成為時(shí)域天文學(xué)的理想選擇。

審核編輯 黃宇