大视场巡天望远镜探测器响应与滤光片优化分析

大视场巡天望远镜(Wide Field Survey Telescope,WFST)是采用主焦式光学设计、2.5 m口径、具备强大巡天能力的望远镜,可以开展大规模图像巡天,用于刻画银河系和近邻宇宙的组成和结构、普查太阳系天体和外部构成、开展时域天文监测等科学研究工作.结合大视场巡天望远镜光学系统的透过率、西藏阿里站址的大气透过率和冒纳凯阿台址的天光发射谱,比较不同电荷耦合器件(Charge Coupled Device,CCD)量子响应曲线、读出噪声和不同曝光时间情况下,不同类型天体在u、g、r、i、z和w波段的能谱响应,分析各个波段测光信噪比,优化确定CCD响应曲线和用于太阳系天体巡天的白光滤光片(w)设计.分析结果显示:蓝敏CCD对探测超新星等高能爆发暂现源有优势,但在r、i、z波段效率降低,从而降低这些波段的巡天探测灵敏度.光学宽带CCD响应曲线兼顾蓝端和红端能谱响应,在相同观测时间内,可以实现比蓝敏CCD更高的巡天灵敏度.采用宽带CCD响应曲线,结合估算的WFST系统光学成像效率及站址的天光和消光,计算给出了巡天观测对太阳系天体(G2V恒星光谱)、椭圆星系(E)、漩涡星系(Sbc/Scd)、不规则星系(Im)、类星体、I型和II型超新星的探测灵敏度.通过调节w波段的带宽和中心波长,可以实现对不同类型天体的能谱响应信噪比最大化.综合比较,确定w滤光片的优化设计波长范围为367–795 nm.最后,计算给出了各波段长期巡天图像数据叠加的探测灵敏度随曝光时间的变化曲线.     

图像移位堆叠方法用于暗天然卫星的天体测量

暗弱天然卫星与主带小行星相比,具有亮度低、速度变化快的特点.在观测这类天体时,不能简单地延长曝光时间来提高其信噪比.尝试观测多幅短曝光的CCD (chargecoupled device)图像,采用移位堆叠(shift-and-add)方法,希望提高目标成像的信噪比,获得暗弱天然卫星的精确测量结果.使用2018年4月9—12日夜间,中国科学院云南天文台1 m望远镜(1 m望远镜)拍摄的木星5颗暗卫星的229幅CCD图像,实施了移位堆叠试验.为了验证结果的正确性,与相近日期中国科学院云南天文台2.4 m望远镜(2.4 m望远镜)观测的相同木卫图像的测量结果进行了比较和分析.位置归算采用了JPL (Jet Propulsion Laboratory)历表.结果表明,对CCD图像使用移位堆叠方法,通过叠加约10幅曝光时间100 s的图像, 1 m望远镜能观测暗至19等星的不规则天然卫星,而且测量的准确度与2.4 m望远镜的测量结果有良好的一致性.     

南京大学65cm反射式望远镜CCD相机的性能研究

2021年6月,使用南京大学本科实验教学的65 cm反射式望远镜系统,对其后端的电荷耦合器件(Charge-Coupled Device, CCD)的性能采用圆顶平场法进行了实际测定,得到了CCD相机的快门函数;同时用平场序列曝光,检测了CCD相机的线性。CCD相机的读出值从0到61 900模数转换单位(Analog-Digital Unit, ADU)非线性小于1%,同时CCD相机的増益为1.02e^-/adu,读出噪音为13e^-。但对于恒星这样的点光源的观测,当像元的数值高于38 000 adu时产生溢出。因此,在使用本CCD相机做点光源观测研究时,需要选择恰当的曝光时间,避免星像溢出。实际天文观测中,利用此研究得到的快门函数可以对观测图像进行校准,有效提高测光精度。     

LAMOST CCD相机总控的设计与实现

大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)使用了16台低色散光谱仪、32台科学级CCD相机对目标进行光谱拍摄。CCD集总控制器MASTER是其32台CCD相机的中枢,它控制CCD按观测需要进行曝光、管理CCD状态和诊断相机故障。针对LAMOST相机系统的结构和UCAM控制器的特点,设计了MASTER系统;介绍了与OCS和UCAM接口的方式,并分析了对命令和状态的管理。     

天文CCD片内放大器的噪声特性及其抑制方法

分析了低光度天文应用时CCD器件的主要噪声源的噪声特性和三种典型CCD读出信号处理方式的噪声抑制效果;提出了天文CCD读出信号的相关多次采样(CMS)处理新方法,并分析了四次采样抑制CCD读出噪声的实验结果。     

天文用2K×2K高速CMOS相机的研制与测试结果

高性能CMOS成像器件的技术近年来发展迅速,与长期在天文观测中占统治地位的CCD器件相比,CMOS在读出速度、功耗、空间应用的可靠性等方面具有一定的优势。为了探索CMOS成像器件在天文领域中的应用,我们以Fillfactory公司最新的高速、大面阵CMOS芯片LUPA 4000为基础,研制了一台天文相机并对其进行了测试。本文简要介绍了CMOS成像器件的概述,相机软、硬件系统的组成,以及在实验室条件下得到的读出噪声、增益、线性和增益等若干测试结果。     

一种天文用CCD相机的电路设计

简述了一种面向天文应用的CCD相机系统的设计要求,详细介绍了该相机系统电路的基本结构及设计原则,包括CCD及其周边电路、模拟前端、时钟驱动电路、电源电路以及用VHDL编写的植入FPGA的CCD时序发生器电路等一些技术细节.对系统中一些关键电路模块进行了仿真和实测,并对仿真和测试结果进行比较分析,最后给出该CCD相机的图像采集结果.     

基于E1接口的时间同步系统关键模块设计与仿真

针对E1线路延迟稳定的优点,给出了溯源到GPS系统时间的时间保持模块,提出时间信息组合以适应E1线路不成帧的传输方式,采用HDB3码作为E1线路传输码型,利用FPGA芯片EP2C8T14418进行开发,设计了基于E1接口的时间同步系统关键模块,并对各关键模块进行仿真,结果表明各模块设计均满足时间同步系统的要求。     

低纬子午环CCD芯片跟踪单片机控制系统

本文提出了低纬子午环 (LLMC)配备CCD后的CCD芯片跟踪运动的控制方案 ,讨论了CCD芯片的预置位置及跟踪扫描速度的计算问题 ,并介绍了实现这一控制方案的系统硬件构成及软件设计方法。     

硬X射线成像望远镜系统初步研究

介绍了基于傅立叶变换成像技术的硬X射线成像望远镜,利用双层平行光栅对天体X射线源发出的光进行调制编码,调制后的光由闪烁晶体探测器捕捉并进行光电转换,最后由电子学系统读出.调制准直器型望远镜分为空间调制和时间调制两种类型,时间调制系统要求探测器系统的扫描运动,而空间调制系统不需要运动.对光栅制作工艺进行了研究,给出了准直器的基本结构设计,成功制作了空间调制方式硬X射线成像望远镜原型机所需的关键部件,包括8个碘化铯晶体的探测器模块(含光电倍增管PMT)、8通道成型放大器(其中两套为实验备份)和数据获取系统.对这些部件的设计作了介绍,并给出了电子学系统的测试结果.     

EMCCD电荷倍增驱动电路分析与PCB设计

电子倍增CCD（Electron-Multiplying CCD,EMCCD）的电荷倍增驱动电路是实现这类CCD器件片上增益功能的关键。介绍了TC285SPD电荷倍增驱动器的参考电路的结构,详细分析其电路原理,并对该电路进行了PSpice仿真分析。对电荷倍增驱动电路的3种不同的印刷电路板（Printed Circuit Board,PCB）布局布线方案进行了实际测试,分析了存在的问题,找到了该电路PCB设计的正确方法。     

同幅双速跟踪成像CCD相机NiosⅡ控制软件的设计

介绍了同幅双速跟踪成像CCD相机对控制软件的设计要求,描述了该控制软件的设计思想及其基本结构,重点介绍了相机管理与控制模块和数据上传模块的设计方法与过程,包括如何对相机硬件进行控制的一些技术细节,给出了系统测试的结果,并对调试中出现的问题进行分析。     

像运动法测量视宁度参数中曝光时间的重要性及其测定

大气湍流会导致天文图像的像质衰减 ,而视宁度r0 则是描述这种衰减的特征参数。在本文中 ,我们给出了像运动法测量中r0 和曝光时间之间的关系 :曝光时间必须小于大气相干时间 ,否则测量的r0 值将偏大。基于这个原因以及对仪器检测的需要 ,我们必须对视宁度测量仪的曝光时间进行准确地测量。为此我们设计了一种实验方法来测定视频CCD的曝光时间 ,实验的结果表明这种方法是可靠的     

基于FPGA的多轴步进电机控制系统

观测技术及仪器的进步推动了太阳物理的研究,步进电机是各类观测仪器精密结构调整部件中经常采用的驱动源,步进电机控制系统的性能直接影响太阳望远镜的数据精度和时间分辨率。介绍了一套怀柔太阳观测基地自主研制的多轴步进电机控制系统。该系统以现场可编程门阵列为核心控制器,利用中断处理机制及输入/输出寄存器产生多路晶体管-晶体管逻辑电平(TTL)方波信号,结合驱动器实现多轴步进电机控制;通过周期信号化简处理算法缩短电机调整时间;以霍尔器件作为位置传感器实现系统闭环控制,通过对霍尔信号的软、硬件滤波处理,提高信号识别的准确率;设计了板载存储电路,实时保存系统关键参数,大幅提高系统整体的可靠性。同时,该系统设计了丰富的输入/输出接口、通讯接口,提高系统的可集成性。目前该系统已在多台太阳望远镜中投入使用。     

像运动法测量视宁度参数中曝光时间的重要性及其测定

大气湍流会导致天文图像的像质衰减，而视宁度r0则是描述这种衰减的特征参数。在本文中，我们给出了像运动法测量中r0和曝光时间之间的关系：曝光时间必须小于大气相干时间，否则测量的r0值将偏大。基于这个原因以及对仪器检测的需要，我们必须对视宁度测量仪的曝光时间进行准确地测量。为此我们设计了一种实验方法来测定视频CCD的曝光时间，实验的结果表明这种方法是可靠的。     

云台一号CCD系统

我国第一台二维CCD天文探测系统已经在云南天文台正式安装成功。经过试测,结果令人满意。这台系统目前暂定名为“云台一号”CCD系统。 云台一号CCD系统采用RCA 53612 XO CCD器件。其主要特性大致可归纳如下: 光谱响应;3,000—10, 000埃 量子效率;75％(极大波长6,000埃处) 噪声:小于90电子 满阱电荷:1.3·10~5电子/象素 线性:优于1％ 暗流:小于0.05电子/秒/象素(-120℃工作时) 象素数:512×320 象素尺寸:32×32微米 收集和控制计算机为DEC PDP 11/23。外部设备包括:九迹磁带、温氏硬盘、实时显示器、高分辨率图象监视器和图象终端等。CCD控制及图象处理软件是用FORTH语言写成的。     

基于图像叠加的GEO目标探测方法

为了满足地球同步轨道(Geosynchronous Orbit,GEO)空间目标的探测要求,克服长时间曝光CCD像元出现饱和溢出的情况,提出使用多帧连续曝光图像叠加的方法,增加图像的存储范围,同时提升目标的信噪比,保证系统的探测能力.实验结果表明,利用10帧连续图像叠加的方法,可以有效消除像元饱和的情况,提升目标信噪比约3.2倍,提升探测能力近似2.5星等,且序列图像的底片常数精度可靠,用底片常数的均值计算目标位置,精度符合要求.结果验证了使用图像叠加方法探测GEO目标的可行性.     

近地天体望远镜配置大阵面CCD后轴外像差的校正

近地天体望远镜由SI600S (4k×4k) CCD升级为STA1600LN (10k×10k) CCD后,观测视场由4 deg~2增至9 deg~2,可用视场直径由望远镜原设计视场的3.14°增至4.28°,超出原设计36%,同时作为CCD密封窗的场镜增厚8.75 mm;两个因素导致10k CCD成像的轴外像差增大,视场外围的像质变差.依据望远镜原始设计光学参数,借助光学设计软件ZEMAX进行像质改善尝试,最终选择在10k CCD场镜前插入一个由两片球面透镜组成的场改正镜,使10k CCD的轴外像差得到校正.同时还提出了一个进一步拓展近地天体望远镜观测能力的设计方案,将望远镜的可用视场从目前的14.38 deg~2扩展至28.27 deg~2.     

空间应用短波CCD系统增益的放射源标定和估算

为满足国内空间天气监测预报研究,建立自主的空间天气数据获取系统,正在开发太阳软X-EUV空间成像望远镜。CCD作为空间望远镜的成像器件,在研制的过程中需要掌握其基本特性,对其进行标定测试。介绍了在热真空罐中使用Fe55放射源进行CCD增益标定的实验和实验数据的两种处理方式,得到了-8℃至0℃温度范围内的增益值,结果表明两种处理方式的结果符合较好,温度变化对增益的影响较小,并以这些温度下增益的平均值作为最终的增益值结果。     

红外相机CASCAM光学设计

介绍紫金山天文台研制的光学-近红外相机CASCAM（Chinese Academy of Science，CAMera)的光学系统设计．CASCAM相机以红外列阵HAWAII-1和光学CCD为探测器，配备国家天文台兴隆观测站2．16米和1．26米望远镜进行0．4—2．5μm波长范围的成像和偏振成像观测．相机的光学系统由F／9→F／6缩焦系统和Offner反射成像系统构成．优化设计结果表明，光学设计方案已满足天文观测的要求．CASCAM相机在设计上实现了光学-近红外很宽波段的消色差变焦，并在楔形分柬片、常温滤光片轮和折射式焦面摆动技术等方面进行了新的尝试．