2018年10月10日，契伦柯夫天文??远计画(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??远镜 (LST-1)，地点位於加那利群岛(Canary Island)。两个月後，於2018年12月19日，便从基地台接收到第一批天文影像。新一代??远镜可作为未来在南北半球布署地阵列阵列??远镜之原型。预计届时将有超过100架??远镜架设於这些布署地，共同组成CTA天文台。东京大学为CTA计画的主要成员及供应机构，提供建构??远镜时所需的材料及相关技术，而作为东京大学的合作夥伴，The Imaging Source 兆镁新也一同叁与了CTA 计画，所提供的相机则安装於??远镜中机动镜面控制(Active Mirror Control) 系统中，此系统主要用於控制整体镜面角度。

LST-1架设阶段: 六角形反射镜，由图可见安装CMOS相机的切角。摄者:T.Inada (ICRR, 东京大学)

于此计画中，大量??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??远镜（切伦科夫成像空气??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面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资料。为了保持最隹精度，每一面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。

透过机器视觉的引导 校准反射镜至精确角度

此计画在反射镜重新定位时，必须於20秒内校准至所需的角度。而天气条件和反射体的重量（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??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。??远镜设计执行之初，研究人员考虑了许多方式来建构，其中包括镭射扫描系统和陀螺仪系统。然而，由於价格和性能问题，最後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，找寻一套实行性高且具绝隹性价之解决方案。他们便转向机器视觉，并为该计画选择了The Imaging Source兆美新 的GigE黑白相机。搭配此计画的GigE相机配备1.2 MP全域快门感光组件，CMOS相机精巧且坚固的设计让它们可以轻松的整合於IP67外壳中，以此保护相机内部的元件免於受到外在环境影响。整合於外壳中的CMOS相机则安装在每面反射镜的切角中（图和右下方）。每面镜子的叁考点由光轴叁考镭射（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介面与单板机连接。当??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，由於寻找表为事先设定的，并没有事先排除因天气和??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，传输至後端连接单版机，计算好确切需对准位置资讯後，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。

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，於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，对於地球上的生命来说，大气层在γ射线进入地表前便会被阻隔或摧毁，这也是为什麽第一批γ射线探测器并不是架设於地球上，而是位於外太空的卫星天文台上。

进入地球大气层後，γ射线会产生次原子粒子级联，这些带电粒子则放射出辐射，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??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。

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。 这些新资料将有助於物理学界中最根本的发现，尤其是暗物质的性质和特性。

CTA 天文台未来展??

除了大型??远镜外(LST)外，整体CTA 计画还需要另外两种??远镜尺寸才能完全覆盖总能量范围，分别为中型??远镜（MST）和小型??远镜（SST）。 预计於2021年至2025年之间，将会完整架设足够数量的线上运作??远镜，进行大规模的资料获取，而大大提升准确性和灵敏度。