光学望远镜阵列（大型望远镜矩阵的工作原理）

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基特峰天文台的天文学家正在尝试引入一种自适应光学的替代方案——PPP矩阵天文望远镜。

基特峰天文台位于亚利桑那州索诺奥德姆国家亚利桑那州索诺兰沙漠昆兰山脉的基特峰，位于亚利桑那州图森西南偏西88公里（55英里）处。它拥有二十多架光学望远镜和两台射电望远镜，是北半球最大的天文仪器聚集地之一。

在传说中的迈尔望远镜和世界上最大的光谱仪在基特峰天文台工作的背景下，WIYN望远镜并不那么宏伟，可能会丢失。然而，它使用的最新技术使它与地球上最宏伟的天文学工具并列。

在整个星球上，地理和气候条件最适合观测天文学家的地方并不多。这是一个干燥的智利阿塔卡马沙漠，那里有四个8.2米高的VLT天文台巨人和一系列ALMA毫米望远镜。这是夏威夷的莫纳基亚山，那里的望远镜比地球上任何其他山峰都多，南极高地有10米长的南极望远镜。美国与墨西哥交界处的索诺拉沙漠也位于同一行：基特峰国家天文台也位于此行列。

部分填充了 OTCCD 矩阵的 WIYN 望远镜阵列。正是在这种配置下（中心有九个矩阵，边缘有四个矩阵），望远镜在头两年就工作了。今天，这一数字已增加到30人。

索诺拉是北美最大、最干燥、最热的沙漠之一，占地几个州。这里住着木瓜印第安人，"托霍诺-奥达姆"，"沙漠人"，与皮马人关系密切。基特峰（当地语言为洛利加姆）仍然神圣，但不如巴布克维瓦里峰稍远一点。因此，与夏威夷原住民不同，他们最近封锁了莫纳凯亚建造一台30米长的新望远镜，但半个多世纪前，印第安人以每英亩四分之一美元的价格租给了基特峰的土地。21世纪初签署的新条约使这些条件生效，使望远镜现代化成为可能。天文台的工作人员可以安全地计划未来几十年的工作，而不必担心与印第安人的问题。附近城市的缺乏减少了天空的光污染，海拔2000米的高度减少了天文台上方的大气厚度，干旱的气候每年提供约260个"干净"的无云夜晚（72%）。今天，在基特峰的山坡上，像树皮上的蘑菇一样，26台望远镜的"帽子"被紧紧地放置着。这座山对游客开放，任何人，不一定是天文学家，都可以绕过这个地区。最主要的是不要制造噪音，这让人想起有爱心的铭文："请保持安静：白天天文学家睡觉。

不同大气层对恒星图像的影响

在普通照片中，PPS几乎被基于金属-氧化物半导体互补结构技术的基质所取代。该技术允许将光敏探测器的晶体和矩阵以及数字电子设备集成到一个晶体和矩阵中，以处理从中接收到的信号。在 CMOP 矩阵中，信号从多个像素并行同时输出。这尤其有助于避免等待展览结束并实时获取数据。然而，对于专业天文学来说，在某些情况下，使用好旧的PSU仍然更方便、更有利可图，主要是因为高灵敏度水平的噪音非常低。

迈尔环形望远镜以天文台第二台主任尼古拉斯·梅奥拉的名字命名，是基特峰最大的光学望远镜，也是世界上最大的20台光学望远镜之一。其4米和15吨的主镜子，虽然与最先进的设备一起工作，仍然允许进行超级观察。望远镜自20世纪70年代初以来一直在工作，并帮助研究遥远星系的运动，揭示了暗物质在宇宙膨胀中的作用。

麦马特皮尔斯太阳望远镜是世界上最大的日冕仪。他的镜子安装在一座30米高的塔下，在一口"井"里，再向深60米的山深走去。这种"矿山"设计允许放弃二次镜子，并消除了遮挡部分光通量的问题，使望远镜免受强风和温度变化的影响。难怪在60年的工作，这个工具已经注意到太阳光谱线硼，氦气，氟化物，水。

此外，凯特皮克还有两台射电望远镜，其中一台是"非常长基线阵列"（VLBA）网络的一部分。该网络将位于美洲、夏威夷和德国的十几个此类仪器组合在一起，作为一个单一的无线电干涉仪，具有超长（超过 8，000 公里）的基地和巨大的分辨率。VLBA望远镜还参与了国际无线电天文方案更大的无线电干涉仪，其中一个肩部是俄罗斯的Spectre-R卫星，其轨道高度可达350，000公里。

WIYN不是山上最引人注目的望远镜，而是最年轻的望远镜："第一盏灯"是1994年看到的。他的镜子直径为3.5米，但在图像质量上，他很容易与6米高的迈尔争论。WIYN可以被称为基特峰的宝石，而望远镜本身的宝石是其不寻常的PZ矩阵，可以从根本上提高图像质量。

64 个正交矩阵阵列

曾几何时，天文学家用来拍摄恒星和天体的光塑胶。PZD矩阵的出现在天文观测中（如图一样）引发了一场真正的革命，但主要问题并没有根本改变。事实上，天文物体是暗的，所以尽管望远镜的镜子直径很大，但它们需要长时间的曝光才能拍照。此外，他们是移动的，这成为一个问题，在这样的拍摄。

恒星在天空中的日常运动可以通过与地球旋转同步旋转望远镜的加氢系统来补偿。然而，有些扭曲是无法用这种方式补偿的。所有地面光学望远镜都有相同的缺点：我们星球的多变大气层不均匀和不可预知地折射来自遥远天文物体的光波，模糊和扭曲生成的图像。

为了解决这个问题，望远镜要么被带出大气层，要么配备自适应光学（OS）系统。使用可变形的镜子，通过控制系统的信号改变几何形状，1000.0 允许部分补偿地球大气湍流造成的失真。作为反馈，1000亿颗参考恒星——真正的或人造的，在大气边缘被激光束"点燃"，高度约为90公里。即使按照天文台的标准，这项技术也相当昂贵，有时花费数十亿美元。这种补偿也有其局限性：特别是，它在整个视野中远非理想。因此，天文学家通过更便宜的替代品和改进来对抗图像退化的愿望是可以理解的。

其中一个替代方案是正交图像传输（ORTHogonal传输CCD，OTCCD），这个想法是由保罗·谢赫特和他的麻省理工学院（MIT）同事在大约20年前提出的。回想一下，传统的PCC矩阵（CCD）由一系列感光细胞组成，这些细胞通过记录进入它们的光子来积累电荷。当曝光完成（只有这样）时，将一致地一个接一个地读取电荷。每行逐个单元的单元被传输到读取器，读取器将模拟信号转换为数字信号。如果射程和 PPP 矩阵的辐射源移动，则其图像将"模糊"在多个细胞上。恢复其原始外观几乎是不可能的。

Cleva 是一个经典的 PCC 矩阵：吱吱声由线性排列的多个快门组成。当交替（循环）读取快门时，施加控制电压，使累积的电荷（电子）在一个方向（且仅向一个方向）移动，就像在传送带上一样。右边是正交 OTCCD 矩阵的变体。其像素已经由另一个几何体的四个快门组成，允许在两个垂直方向上移动电荷。

相比之下，在暴露期间，OTCCD 矩阵的电荷不仅会积聚在其单元格中，还可以向相邻的单元格中移动 -- 左右和上下。这是由控制系统的命令完成的，该系统使用单独的独立传感器跟踪一些参考星的位置（如 100 个 100 个 100 个参考星）。一旦系统注意到地标已移动，它将其运动扩展到相邻像素，并"强制"它们的所有电荷返回。每秒数十次，图像"浮动"，电荷跳转到相邻像素，控制系统捕获并返回到位。

这有助于补偿大气湍流、望远镜振动、跟踪恒星的错误以及获得最佳分辨率的影响。第一个这样的矩阵只有512×512个元素，但它们已经显示出出色的结果：工具的角度分辨率大大提高，信号与噪声的比率也增加了。下一代OTCCD已经是一整套矩阵——ORTHOgonal传输阵列。每一个都有自己的独立电荷传输控制系统，可以使用自己的参考星，从而在整个视野中实现非常有效的小抖动补偿。同时，OTA 不排除并行应用和自适应光学元件。同一台WIYN望远镜还配备了一个O系统，其主要仪器ODI（一度成像仪）由30个OTA阵列，每个阵列64个矩阵，每个矩阵480 x 496像素。

除了WIYN望远镜上的OTA矩阵阵列外，还有一个光谱仪和一个用于红外波段观测的摄像机，因此其观测时间表提前几个月完成也就不足为奇了。与他合作的天文学家的科学兴趣非常广泛：寻找和确认新的系外行星，详细研究超新星的亮起，观察遥远的星系团和小行星的尘埃尾巴......

但是，WIYN望远镜不仅仅是科学家的工作。一些技术人员经常在这里工作，他们监测他的病情，用液氮加油，夜间操作员帮助进行观察：仪器太昂贵和复杂，无法将其委托给天文学家过夜。这项工作并不适合任何工作-你需要保持清醒一整夜，每20分钟重新定位望远镜到一个新的点，并把过于反应迅速的学生从遥控器。但有些人甚至很高兴：在这样的观察中，我们遇到了一个摄影师，他在休息时写科幻书。寂静和荒凉，荒山和近距离的空间总是鼓舞人心的。