现代天文仪器之一:编码掩模成像

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:所谓现代天文仪器系列文章,集中于对当代研发的天文观测设备和技术作一个全局性的介绍,传统折射、反射及折反射望远镜光路设计基本组成的相关书籍文献数不胜数,也无须在此重复,故不重点涉及。系列中有了之一自然会有之二之三乃至更多,不过前日既然说要增加高能天文的内容,那么不妨先从高能端的编码掩模成像写起,以后再陆续补充低能部分。</>目前,人们可以让能量低于10 keV的光子聚焦成像。对于能量更高的光子,尤其是伽玛射线来说,虽然理论上可以利用劳厄衍射透镜来汇聚很窄的波长范围和很小的视场内的光线,但这种方法很少被天文界实际应用。编码掩模作为解决高能成像的方法自70年代起倒是在各高能望远镜上遍地开花,如目前仍在役的INTEGRAL、雨燕等高能卫星即采用此种成象设备。编码掩模成像的核心是编码掩模(coded mask),板上对某波段高能光子透明和不透明的两类掩模元(mask element)按预先设计好的方式交错排列成格。仪器的成像原理很简单:从某一方向的源投射到掩模上的光子在接收端探测器上产生的投影形状与码版相同,但会随着入射方向的变化而发生相应位移。用数学语言描述则是,接收端影象是天体形象与掩模图样的卷积。这样通过投影的位置和强度就可以相应还原出源的位置和各部分的辐射强度。现代天文仪器之一:编码掩模成像编码掩模成象示意。显然,合适的编码掩模需要保证来自天空中每一方向的入射光子都可以在接收端投影出独一无二的像,这样才能保证还原出影像的唯一性。成象质量因而就不仅仅取决于掩模的透射率和掩模元形状的加工精度,更与掩模元的设计与图象解码技术有关。更进一步说来,掩模元的设计要求其自相关函数尽量接近delta函数,旁瓣要尽量小,而且编码后的天空图象信噪比要尽量高,天空背景部分要平坦。这样在还原时将投影图象与编码掩模进行退卷积操作后,才不致引起源的混淆。早期MPC等计划采用过的随机编码掩模可以较好地满足上述第一个要求,但其代价是小信噪比,如令此类编码掩模提高信号强度,需要加大掩模元面积,直接导致了分辨率的降低。后来的掩模元则常常通过循环差分数列构造自相关函数,如使用均匀冗余阵(Uniformly Redundant Arrays),具体计算过程可参见http://www.sron.nl/~jeanz/cai/coded.html。为了获得点源最大的信噪比,近年设计的掩模一般令透明部分的面积小于50%。板的形状多为方形,其上掩模元亦为方型,每块掩模上有4种以上不同的基本掩模元,以周期性循环的方式排列。但也有如欧洲的INTEGRAL搭载的X射线监测装置JEM-X和摄谱仪SPI是采用六边形阵列的,或者干脆是圆柱形。现代天文仪器之一:编码掩模成像INTEGRAL的成象装置IBIS的编码掩模,不妨找找看共有几种基本掩模元。(图片提供:GACE)现代天文仪器之一:编码掩模成像各种不同的编码掩模。(a) 早期太阳观测使用的针孔照相机;(b) Ariel 5 ASM的一维扫描针孔照相机;(c) Uhuru、Ariel 5 SSI、OSSE采用的扫描准直探测器;(d) TTM、Sigma使用的编码掩模;(e) SPI的调谐编码掩模;(f) RHESSI使用的调制准直设备;(g) SL2 XRT的柱对称编码掩模;(h) GRIP的旋转柱对称编码掩模;(i) 柱对称时变编码掩模。(图片提供:G. K. Skinner)JEM-X与SPI都采用了六边形均匀冗余阵(Hexagonal Uniformly Redundant Array)的设计,其中前者的编码掩模比较复杂,共有20000余个掩模元。SPI的相对要简单一些,该掩模是由呈中心对称分布的三组,周期循环性明显可见。现代天文仪器之一:编码掩模成像SPI编码掩模示意。(图片提供:GACE)类似光学观测设备,编码掩模照相机也有焦距、分辨率、口径、视场等问题,但设计起来比传统光学元件简单得多。焦距实际上就是接收端与掩模的距离,分辨率决定于掩模元大小和探测器的分辨率,口径决定于接收端探测器的有效面积,视场则受准直装置和掩模元图案尺寸的影响。掩模的制作可以采用多种方式,如光化学方法、光蚀刻法、线切割电火花加工(Electrodischarge Wire Machining)等。INTEGRAL研制时经过多次试验,采用了最后一种。现代天文仪器之一:编码掩模成像制造中的JEM-X编码掩模。(图片提供:GACE)现代天文仪器之一:编码掩模成像完成后的JEM-X掩模细节。(图片提供:GACE)编码掩模的材料当然要有效吸收观测波段的光子,如钨合金。接收端探测器则常采用半导体材料如锗、硅或闪烁晶体如碘化钠制造,早期更多采用的是位置敏感的正比计数器(Position-Sensitive Proportional Counter)。编码掩模成像存在的最大问题是,因为不是直接成最终图象,所以不能区分单个光子的来源,只能给出各方向光子的分布。另外,对于较硬的伽玛射线来说,编码掩模的厚度(因而质量)要大大增加,提高了设计和发射的难度。实际上,极高能的空间探测器更多选用分辨率较差的计数器之类,也有此方面的考虑。 参考资料:[1] Coded Aperture Imaging main page
[2] INTEGRAL Coded Masks
[3] 《高能天文望远镜》,周翊,《物理双月刊》2004年10月
[4] 《观测天文物理学》,P. Léna, F. Lebrun, F. Mignard著,孙维新、胡景耀译,国立编译馆2004年出版
[5] Coded Mask Imagers, G. K. Skinner, Preprint submitted to New Astronomy, 2003内容来自 Bo Zhang's Homepage

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