2018年10月10日，契倫柯夫天文望遠計畫(Cherenkov Telescope Array，CTA)在其北半球天文基地台正式啟動第一架大型天文望遠鏡 (LST-1)，地點位於加那利群島(Canary Island)。兩個月後，於2018年12月19日，便從基地台接收到第一批天文影像。新一代望遠鏡可作為未來在南北半球佈署地陣列陣列望遠鏡之原型。預計屆時將有超過100架望遠鏡架設於這些佈署地，共同組成CTA天文臺。東京大學為CTA計畫的主要成員及供應機構，提供建構望遠鏡時所需的材料及相關技術，而作為東京大學的合作夥伴，The Imaging Source 兆鎂新也一同參與了CTA 計畫，所提供的相機則安裝於望遠鏡中機動鏡面控制(Active Mirror Control) 系統中，此系統主要用於控制整體鏡面角度。

LST-1架設階段: 六角形反射鏡，由圖可見安裝CMOS相機的切角。攝者:T.Inada (ICRR, 東京大學)

于此計畫中，大量望遠鏡將提供前所未有的靈敏度（當前系統的10倍）、高效能γ射線探測和成像的準確性。以上一代探測望遠鏡（切倫科夫成像空氣望遠鏡，簡稱IACT）為雛形而設計，LST-1 大致的架構及運作為一23公尺長的反射體，由198面六角形反射鏡所覆蓋組成，對準距離反射鏡面28公尺的主相機，由主相機負責擷取影像及相關天文資料。為了保持最佳精度，每一面反射鏡都必須隨時校準，對準主相機及組成主相機結構之265個光電倍增管，以保持精確的角度。

透過機器視覺的引導 校準反射鏡至精確角度

此計畫在反射鏡重新定位時，必須於20秒內校準至所需的角度。而天氣條件和反射體的重量（約50噸）會導致碟形天線和用來記錄影像的主相機支撐結構發生變形，進而影響198面反射鏡對準望遠鏡主相機。為因應上述影響校準之條件，在調整反射鏡過程中(如，聚焦)，創造高效且可靠的系統即變得十分關鍵。望遠鏡設計執行之初，研究人員考慮了許多方式來建構，其中包括鐳射掃描系統和陀螺儀系統。然而，由於價格和性能問題，最後都沒辦法證明這些方法是可行。

因此，東京大學的科學家們被賦予任務，找尋一套實行性高且具絕佳性價之解決方案。他們便轉向機器視覺，並為該計畫選擇了The Imaging Source兆美新 的GigE黑白相機。搭配此計畫的GigE相機配備1.2 MP全域快門感光組件，CMOS相機精巧且堅固的設計讓它們可以輕鬆的整合於IP67外殼中，以此保護相機內部的元件免於受到外在環境影響。整合於外殼中的CMOS相機則安裝在每面反射鏡的切角中（圖和右下方）。每面鏡子的參考點由光軸參考鐳射（OARL）先行定位，其光波長在近紅外區域。每面反射鏡的CMOS鏡頭則測量OARL光點在主相機目標上的位置，來辨別目前對準光軸的反射鏡方向。

每台相機透過GigE介面與單板機連接。當望遠鏡移動到新目標時，反射鏡會根據事先設定之尋找表(Look-up Tables)進行調整，尋找表內儲存每面反射鏡的正確位置。但是，由於尋找表為事先設定的，並沒有事先排除因天氣和望遠鏡自身的重量的影響而產生結構變化等因素。因此，必須根據由CMOS相機捕捉測量OARL位置，傳輸至後端連接單版機，計算好確切需對準位置資訊後，將其發送回每張反射鏡鏡子背面的致動器（圖像右），便可將每面鏡子調整至所需的角度。

契倫柯夫輻射及γ射線研究

來自深空的γ射線暴（GRBs）由宇宙中最劇烈的相互作用而產生，於1960年首次被防衛衛星意外發現。γ射線是電磁波譜上最高的能量波，比可見光的能量大約高10兆倍，為電離輻射，具有生物危害性。幸運的是，對於地球上的生命來說，大氣層在γ射線進入地表前便會被阻隔或摧毀，這也是為什麼第一批γ射線探測器並不是架設於地球上，而是位於外太空的衛星天文臺上。

進入地球大氣層後，γ射線會產生次原子粒子級聯，這些帶電粒子則放射出輻射，產生契倫柯夫藍光 (Cherenkov light, 由發現此藍光的契倫柯夫博士來命名)。在1980年代早期，惠普爾天文臺的科學家開發了一種地面望遠鏡系統，透過探測分析契倫柯夫藍光來偵測及追蹤γ射線的來源。

如同透用x射線可以呈現骨骼光照圖，γ射線可以提供天體物理學家珍貴的訊息，研究宇宙中一些最激烈作用的環境，並觀察宇宙天體，如黑洞和超新星。 這些新資料將有助於物理學界中最根本的發現，尤其是暗物質的性質和特性。

CTA 天文臺未來展望

除了大型望遠鏡外(LST)外，整體CTA 計畫還需要另外兩種望遠鏡尺寸才能完全覆蓋總能量範圍，分別為中型望遠鏡（MST）和小型望遠鏡（SST）。 預計於2021年至2025年之間，將會完整架設足夠數量的線上運作望遠鏡，進行大規模的資料獲取，而大大提升準確性和靈敏度。