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2006-12-9

现代天文仪器之三:切伦科夫望远镜

归档于: 天文空间科学, 仪器设备 @ 4:56 pm

首先道个歉,把切伦科夫望远镜放在此系列的第三篇当属我的失误。原本打算按波长逐一排列,前番的《编码掩模成像》《掠射望远镜》分别介绍的是软伽玛射线和X射线的成象观测。但是能量更高(TeV级)的伽玛光子的数目实在稀少,用卫星探测无论在成本还是在时间上都相当不划算,地基切伦科夫望远镜正是能在此波段上弥补空间观测不足的设施。不过先前既然已经写好两篇,为省事起见干脆就不再重新整理了,将错就错吧。

当然,无论何种能量的伽玛射线都不能穿透地球大气。不过能量最高的那部分光子在与大气相互作用并被吸收时,光子的能量可以传输给成大气粒子(如原子核),导致原子核碎裂,并引发空气簇射。当初始的原子核接收到足够高的能量,速度接近光速时,就会产生窄角切伦科夫辐射,发出黯淡的蓝光,这正是切伦科夫望远镜的接收对象。这种辐射是运动物体在运动快于介质光速(当然比起真空光速来还是要慢一些的)时产生的,类似飞行器超过音速时产生的音爆。

air shower

大气簇射及切伦科夫望远镜示意。(图片提供:CANGAROO)

《编码掩模成像》一文中提到过,编码掩模成像并非直接成像,而是要在事后把原始数据与掩模图样进行退卷积运算,才能还原出天空的真实图象。但无论如何,至少掩模接收的还是直接来自天体的伽玛光子,切伦科夫望远镜却并不能接收天体自身的辐射,而是代之以高能辐射导致的次级光子。从这一点来看,切伦科夫望远镜的成像方式更加不直接。

显然,获得的图象反映了簇射产生的切伦科夫辐射的方向、强度在望远镜接收方向上的投影,由此可以推测出引发簇射的伽玛光子能量与来源。如果能联合多架望远镜组成阵列,就可以获取三维立体图象,并最终确定出大气簇射的发生地。现在的技术水平可以做到方向的确定误差小于0.1度,簇射位置则可以确定到10米的精度。

切伦科夫望远镜的核心成像部件是反射镜。许多大型计划都选择了多块反射面拼接的形式,如MAGIC、HESS、CANGAROO等,为保证面型,还常配备有促动器精细调整每块子镜的位置。类似主动光学系统,光路中设有CCD供镜面校准用,通过监视星像,帮助确定促动器施力的大小和方向。

HESS

HESS子镜的机械结构图。(图片提供:HESS Collaboration)

与普通的光学望远镜不同的是,切伦科夫望远镜的观测目标在大气内,距离地面相对较近,景深和聚焦方式的选择也就成了重要问题。具体的解决方法可以参考W. Hofmann在2001年向Journal of Physics杂志G卷提交的论文How to focus a Cherenkov telescope。望远镜的支架系统则多采用地平式,HESS等望远镜还特别强调了反应速度。至于跟踪,HESS是在支架上专门设置了光学导星镜,但对于其他望远镜则未见相关报道。

还有一些计划是将太阳能发电站的日光反射镜阵列改建成切伦科夫望远镜,如美国加州大学Davis分校利用Solar-2改装的CACTUS、西班牙利用CESA-I改装的GRAAL等。切伦科夫辐射光经各个反射镜反射后,汇入发电站中央高塔中的探测器。这样做的优点除却节约资金,还可以把有效口径做得很大:多块子镜拼接而成的切伦科夫望远镜口径一般只有数米至10余米,相应的面积是几百平方米,而此类望远镜却可以轻易拥有上千平方米的接收面积。但不足之处同样存在:由于日光反射镜阵列的复杂构型,准确弄清接收效率及光谱响应比拼接镜面望远镜更为困难,因此计算机模拟技术(尤其是Monte Carlo方法)在数据处理过程中发挥了相当重要的作用。

CACTUS

俯瞰CACTUS。(图片提供:CACTUS)

望远镜的焦点上自然要安装有接收切伦科夫辐射的探测器。与现今CCD照相机的使用遍地开花形成对比的是,目前主要的切伦科夫望远镜都选择了相对“古老”的光电倍增管阵列。这是因为切伦科夫闪光的持续时间一般很短,只有几十亿分之一秒,而且强度也非常弱。以HESS为例,探测器每秒记录的频率是10亿次,另备有触发器甄别微小的信号。显然,目前的CCD反应速度还达不到这样高的要求。顺便提一句,为操作方便起见,HESS等望远镜还将倍增管连带附属电子系统分组排列。

photomultipliers

HESS的光电倍增管。(图片提供:HESS Collaboration)

photomultipliers array

HESS的光电倍增管阵列。(图片提供:HESS Collaboration)

大型切伦科夫望远镜的分布图如下,它们一般都选址在干燥的区域,又以高原为多。

World Map of Cherenkov Telescope

图片提供:HESS Collaboration

设在纳米比亚的13米HESS(高能体视系统)阵列、澳大利亚的3.8米和10米CANGAROO(澳大利亚-日本合作伽玛射线天文台)阵列、Canary群岛的17米MAGIC(大型大气切伦科夫成像望远镜)、亚利桑那霍普金斯峰的VERITAS(特高能辐射成像望远镜阵列)等是当前较重要的切伦科夫望远镜。另外,尚有印度的MACE(大型大气切伦科夫望远镜实验)、意大利的GAW(伽玛射线天空监测)等新计划在进行中。

Cherenkov Telescopes

大型切伦科夫望远镜掠影。左上:HESS(图片提供:HESS Collaboration);右上:CANGAROO(图片提供:A.Asahara);左下:MAGIC(图片提供:MAGIC);右下:VERITAS。(图片提供:VERITAS)

另外也有水切伦科夫望远镜,原理和前面提到的大气簇射切伦科夫望远镜类似,如Milagro,是在长80米、宽60米、深8米的遮光水池中安排数百个光电管,可用于对TeV级的伽玛光子作全天连续监测。

Milagro

Milagro的水池。(图片提供:Rick Dingus, Los Alamos National Laboratory)

最后说说切伦科夫望远镜的使用范围。此类设备的观测对象很广,包括活动星系核、伽玛射线暴、超新星遗迹、脉冲星、星团等,甚至是来自大爆炸的余响。它们还可以参与对天体的多波段联合观测,或是鉴别新类型的天体。与宇宙线不同,伽玛射线并不受磁场影响而改变飞行方向,因此可以用它直接反映天体的特高能过程,如激波波前加热、活动星系核吸积等,而这也是目前了解得十分不充分的领域。

Mrk 421

星系马卡良421的多波段观测,上排小图最右侧一张为切伦科夫望远镜的观测结果。(图片提供:MAGIC)

 

参考资料:

[1] How to focus a Cherenkov telescope, W. Hofmann, astro-ph/0101030
[2] H.E.S.S. [High Energy Stereoscopic System] at Namibia
[3] CANGAROO [Collaboration of Australia and Nippon (Japan) for a GAmma Ray Observatory in the Outback] at Woomera, Australia
[4] MAGIC [Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescope] at La Palma, Canary Islands
[5] VERITAS [Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System] at Kitt Peak, Arizona
[6] CACTUS [Converted Atmospheric Cherenkov Telescope Using Solar-2] at Barstow, California
[7] Milagro [Spanish for “Miracle”] at Jemez Mountains near Los Alamos, New Mexico

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