Mirror Position Determination for the Alignment of Cherenkov Telescopes
成像大气切伦科夫望远镜（IACTs）需要具有大孔径的成像光学器件来将大范围空气簇射中发出的微弱切伦科夫光映射到其图像传感器上。分段反射器使用大规模生产和重量轻的镜面满足这些需求。然而，由于整体图像是各个镜面图像的总和，因此对准是重要的。在这里，我们提出了一种方法来确定分块反射器上的镜面位置在一个非常直接的方式。我们的方法从照片和激光测距仪测量，从图像传感器平面的中心到每个镜面的中心重建镜面的位置。我们使用我们的方法来调整镜面位置，并将测量的位置馈送到我们的IACT模拟中。我们证明了我们的实施4米第一盖革模式雪崩切伦科夫望远镜（FACT）。
2017-04-21 astro-ph.IM
Alignment of three mirror anastigmat telescopes using a multilayered stochastic parallel gradient descent algorithm
针对三反射镜消像散望远镜初始装配后的早期相位对准问题，提出多层SPGD算法，以视场聚焦光斑尺寸为反馈、波前峰谷误差为监测指标，将望远镜粗对准至可移交精细自适应光学系统的水平。
2024-09-06 astro-ph.IM
Direct measurement of stellar angular diameters by the VERITAS Cherenkov Telescopes
恒星的角大小是决定其基本性质的关键因素。直接测量恒星角直径是困难的：在星际距离上，恒星通常太小，无法通过任何单独的成像望远镜来分辨。这一基本限制可以通过研究小行星遮蔽恒星时投射的阴影中的衍射图案来克服，但只有当光度不确定性小于大气闪烁增加的噪声时。用于粒子天体物理学观测的大气切伦科夫望远镜由于镜面的光学质量一般不被用于光学天文学。然而，它们的大镜面面积使它们非常适合这种高时间分辨率的精密测光测量。在这里，我们报告了两个掩星所观察到的VERITAS切伦科夫望远镜与毫秒采样，从中我们能够提供一个直接测量的掩星的角直径在$\leq0.1$毫角秒尺度。这是以前光学测量从未达到过的分辨率，比等效的月球掩星方法提高了一个数量级。我们将由此产生的恒星半径与根据温度和亮度测量得出的经验估计值进行比较，确认后者可能会偏向于恒星分类模糊的恒星。
2019-04-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Roughness tolerances for Cherenkov telescope mirrors
切伦科夫望远镜阵列（CTA）是一个即将建立的极高能伽马射线国际地面观测站。它的目标是达到比现有切伦科夫望远镜（如VERITAS，H.E.S.S.）高5到10倍的灵敏度。或MAGIC，并将观测范围扩展到能量低至几十GeV和超过100 TeV。为了实现这一目标，需要大约100个望远镜组成的阵列，这意味着总反射面积为数千平方米。因此，用于CTA反射镜制造的最佳技术应该是低成本（~1000欧元/m2）并且允许在300-550 nm波长范围内的高光学性能。更确切地说，反射率高于85%，PSF（点扩散函数）直径小于1 mrad。表面粗糙度可以显着有助于PSF加宽和限制望远镜性能。幸运的是，镜子的制造技术现在可以将光学散射保持在几何可预测的形状误差的影响之下。本文确定一阶表面光洁度公差的表面微观粗糙度表征活动的基础上，使用相移干涉。这使我们能够计算粗糙度对切伦科夫望远镜PSF的贡献。这项研究是针对不同的镜子候选人（MAGIC-I和II，ASTRI，MST）不同的制造技术，选择的涂层材料，并考虑到随着时间的推移，由于环境危害的退化。
2016-10-03 astro-ph.IM
Stages of commissioning alignment for three-mirror anastigmat (TMA) telescopes
本文针对三镜消像散望远镜提出一种基于商用成像传感器的多阶段自主对准方法，并通过蒙特卡洛模拟验证其可满足衍射极限要求。
2025-08-26 astro-ph.IM physics.optics
Normalized and Asynchronous Mirror Alignment for Cherenkov Telescopes
成像大气切伦科夫望远镜（IACTs）需要具有大孔径和高图像强度的成像光学器件，以将宇宙射线空气簇射发射的微弱切伦科夫光映射到其图像传感器上。分段反射器满足这些需求，并且由于它们由大规模生产的镜面组成，因此它们便宜且重量轻。然而，由于整体图像是各个分面图像的叠加，因此对准是一个挑战。在这里，我们提出了一种基于计算机视觉的恒星跟踪对准方法，该方法也适用于有限或变化的星光可见度。我们的方法归一化的镜面反射强度成为独立的参考星的强度或云覆盖。利用两台CCD相机，我们的方法记录的镜面取向异步的望远镜驱动系统，从而使该方法易于集成到现有的望远镜。它可以与远程面致动相结合，但不需要一个工作。此外，该方法不需要移动任何反射镜就能重构出所有的反射镜分面点扩散函数。本文介绍了4米第一盖革雪崩切伦科夫望远镜（FACT）的准直结果。
2016-05-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
METIS for ELT: optical alignment and testing of the IFU of the LM-band spectrometer
STFC - United Kingdom Astronomy Technology Centre（英国天体物理学技术中心）；NOVA optical infrared instrumentation group at ASTRON（ASTRON 的 NOVA 光学红外仪器组）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
介绍用于极大望远镜的METIS LMS中红外积分场光谱仪，阐述对其积分场单元子系统进行光学测试和对准的方法，包括对图像切片镜阵列的详细表征及相关测量，概述对准策略以满足严格要求。
2026-07-27 astro-ph.IM
The opto-mechanical alignment procedure of the VLT Survey Telescope
VLT巡天望远镜是一个f/5.5的改进型里奇-克雷蒂安成像望远镜，安装在欧洲南方天文台-帕拉纳尔天文台。它将提供一个平方度的校正视场，以执行从UV到I波段波长范围内的勘测项目。本文叙述了2.61米主镜、副镜和校正镜在望远镜机械结构上的光机对准过程。对准过程不依赖于反射镜的机械精度。这将通过使用本文中描述的特设对准工具来实现，该工具允许相对于由安装在仪器轴承上的激光束的旋转所定义的轴来空间确定光学部件的光轴（以及必要时的焦点）。
2010-09-14 astro-ph.IM
Bokeh Mirror Alignment for Cherenkov Telescopes
成像大气切伦科夫望远镜（IACTs）需要具有大孔径和高图像强度的成像光学器件，以将宇宙射线空气簇射发射的微弱切伦科夫光映射到其图像传感器上。分段反射器满足这些需求，并且由大规模生产的镜面组成，它们便宜且重量轻。然而，由于整体图像是各个分面图像的叠加，因此对准仍然是一个挑战。在这里，我们提出了一种简单但可扩展的方法，使用散景来对齐分段反射器。散景对齐不需要明星或良好的天气夜晚，但可以在白天完成。散景对齐通过将分段的反射器散景与预定义的模板进行比较来优化面方向。最佳的散景模板受到反射镜光圈的高度限制，并且易于获取。散景是使用在大约10个焦距的距离内的近点光源的焦点外图像来观察的。我们介绍散景对准分段反射器，并证明它的第一盖革模式雪崩切伦科夫望远镜（FACT）在西班牙拉帕尔马。
2016-05-20 astro-ph.HE astro-ph.IM
Membrane based Deformable Mirror: Intrinsic aberrations and alignment issues
变形镜是自适应光学系统的重要组成部分。已知的是，与入射光束成一定角度放置的轴上球面/抛物面光学部件在像平面中引入散焦以及像散。虽然前者可以通过改变焦平面位置来补偿，但后者不能仅仅通过光学重新对准来去除。由于DM除了用于补偿其他像差之外还用于补偿相干性引起的曲率项，因此有必要确定由这种相干性引起的像差。（弯曲的DM表面）以一定角度放置时的光学元件为此，我们估计到一阶，由DM引入的作为入射角和DM表面变形的函数的像差。我们记录图像使用一个简单的设置，其中入射光束被反射的37通道微加工膜变形镜的各种入射角。据观察，像散是一种主要的像差，它是通过测量切向焦平面和矢状焦平面之间的差异来确定的。我们证明我们的结果的理论模拟的基础上，并讨论了使用这样一个系统的自适应光学考虑波前校正和像散之间的权衡，由于变形的可行性。
2015-02-16 astro-ph.IM physics.optics
An Alignment System for Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes
成像大气切伦科夫望远镜（IACT）所使用的反射镜由安装在大框架上的镶嵌式反射镜阵列组成。这种布置允许具有足够光学质量的非常大的反射表面，用于以适中的价格实现IACT技术。这种反射器的主要挑战是保持光学质量，这取决于数百个镜面的单独对准。我们描述了一种测量和校正VERITAS望远镜使用的反射器的镜面对准的方法。这种方法使用一个CCD相机，放置在反射镜的焦点，当望远镜对一颗恒星进行光栅扫描时，它获取一系列反射镜的图像。当望远镜直接指向恒星时，对准良好的小平面会显得明亮，而当望远镜指向方向和恒星之间的角度是镜子失准角的两倍时，失准的小平面会显得明亮。因此，来自这些扫描的数据可以用于产生一组可以应用于刻面的校正。在这方面的贡献，我们报告的初步经验，基于这一原则的对准系统。
2009-07-28 astro-ph.HE astro-ph.IM
Developments for coating, testing, and aligning Cherenkov Telescope Array mirrors in Tübingen
切伦科夫望远镜阵列（Cherenkov Telescope Array，CTA）是下一代甚高能量伽马射线气簇切伦科夫天文台。CTA将由许多三种不同直径的分段反射镜望远镜组成，放置在两个阵列中，一个在北半球，一个在南半球，从而覆盖整个天空。镜面瓦片的总数将达到10000个数量级，对应的反射面积约为10^4平方米。位于蒂宾根的天文学和天体物理研究所正在开发涂覆玻璃基板镜面砖的程序，正在参与CTA镜面原型测试，并正在制作主动镜面控制对准机械、电子和软件的原型。我们将介绍我们的工作现状和未来发展计划。
2013-07-19 astro-ph.IM
Exploring the Capabilities of Astrophotonics for the Precise Alignment of Segmented Telescopes
针对分段望远镜活塞失准难以被传统WFS检测的问题，本文通过仿真、神经网络和muirSEAL实验验证光子灯笼可在焦平面重建分段镜活塞偏移，是一种有潜力的紧凑型WFS。
2025-08-29 astro-ph.IM
Recent developments for the testing of Cherenkov Telescope Array mirrors and actuators in Tübingen
切伦科夫望远镜阵列（Cherenkov Telescope Array，CTA）是下一代切伦科夫望远镜。它将由大量三种不同直径的分段镜望远镜组成，放置在两个地点，一个在北半球，一个在南半球，从而覆盖整个天空。镜面瓦片的总数将达到10，000个数量级，对应的反射面积约为10^4 m^2。位于蒂宾根的天文学和天体物理学研究所（IAAT）目前正在开发针对中型望远镜优化的反射镜控制对准机械、电子和软件。此外，IAAT正在参与CTA镜子原型测试。在本文中，我们目前的发展状况，最近的测试的主要结果，并计划生产阶段的镜子控制系统。我们还简要介绍了图宾根的镜子测试设施。
2015-08-25 astro-ph.IM
Using Raster Scans of Bright Stars to Measure the Relative Total Throughputs of Cherenkov Telescopes
使用切伦科夫成像望远镜阵列进行能量超过100 GeV的伽马射线天文学。每个望远镜包括一个大型反射镜，直径为10米，由许多镜面组成，和一个由光电倍增管像素矩阵组成的相机。由于反射镜和光电倍增管的老化以及其他影响，名义上相同的望远镜之间的总吞吐量的差异应加以监测，以减少可能的系统误差。直接测量这种望远镜吞吐量的一种方法是跟踪明亮的恒星，并测量它们的光落在相机像素上产生的光电流。我们利用VERITAS阵列中的四台望远镜开发了这样一个程序。然而，我们注意到该技术是通用的，并且可以应用于其他成像切伦科夫实验。对于该测量，对单个星进行光栅扫描，使得其图像扫过相机中的中心像素，从而在短时间内提供统计上稳健的测量集，以减少对吞吐量的时间依赖性影响。光电流是使用星光引起的像素输出的基线波动来测量的，如标准读出电子设备所记录的。在这方面的贡献，我们描述的程序和可行性研究报告在2012-2013年观测季节进行的细节。
2013-07-31 astro-ph.IM
The simulator of the VLT Deformable Secondary Mirror: a test tool for adaptive optics instruments for the Yepun-UT4 telescope
变形镜模拟器（DMS）是一种光学装置，用于再现来自甚大望远镜UT 4自适应次镜的F/13光束。该系统被设计和集成为用于ERIS仪器（或ERIS-AO）波前传感器模块校准和功能验证的测试工具。为此目的，DSMSim包括一个高阶可变形镜和两个源，以模仿激光和自然光并照亮WFS光学器件。在本文中，我们报告的DSMSim的设计，集成，验证和校准程序与ERIS-AO，在最后，我们勾勒出一个路线图，为未来的系统改进。这项工作的目的是为未来的仪器项目（如MAVIS-AO）的VLT的参考。
2022-07-28 astro-ph.IM
James Webb Space Telescope Optical Simulation Testbed II. Design of a Three-Lens Anastigmat Telescope Simulator
詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）光学模拟试验台（JOST）是一个桌面实验，旨在重现JWST波前传感和控制（WFSC）的主要方面。为了复制JWST的三反射镜消色差（TMA）设计在光波长的关键光学物理，我们已经开发了一个三透镜消色差光学系统。该设计使用定制透镜（平凸、平凹和双凸），在焦面上具有四阶非球面项，以在WFSC波长（633 nm，与JWST的2.12微米）下提供与JWST NIRCam等效的图像质量和采样。对于主动控制，除了分段主镜模拟器，JOST再现次镜对准模式与五个自由度。我们目前的测试平台的要求和它的光学和光学机械设计。我们研究了主要像差模式（焦点，像散，彗差）的线性度作为场点和次镜失调水平的函数。我们发现，透射设计的线性度与传统TMA设计所观察到的相似，并将使我们能够开发基于JWST计划的多场方法的线性控制对准策略。
2014-06-29 astro-ph.IM
Compact Three Mirror Anastigmat Space Telescope Design using 6.5m Monolithic Primary Mirror
本文提出了一种使用6.5m单块主镜的紧凑型三反射镜消像散（TMA）太空望远镜设计，相比双镜方案具有更优的衍射极限性能、容差及杂散光控制能力，适用于下一代科学仪器及主动/自适应光学系统。
2023-09-10 astro-ph.IM
Performance of a focal plane detector for soft X-ray imaging spectroscopy based on back-illuminated sCMOS
光谱聚焦阵列（SFA）和偏振聚焦阵列（PFA）是增强型X射线定时和偏振测量任务（eXTP）的两大有效载荷。在SFA和PFA中实现了嵌套\RNum{1} X射线反射镜模块，以获得高的有效面积。在评价反射镜模块的性能时，X射线反射镜模块的光轴与准平行X射线束的对准是确保结果准确性的前提。因此，为了辅助X射线镜模块的对准，基于背照式科学互补金属氧化物半导体晶体管（sCMOS）传感器GSENSE 6060 BSI设计了X射线焦平面探测器，GSENSE 6060 BSI是由\textit{Gpixel Inc}生产的最大探测区域之一。利用自行研制的多靶荧光X射线源，在100 m长的X射线测试装置上，对探测器的读出噪声、暗电流和分裂像元事件特性进行了研究。利用单像元事例进行了能量标定，得到了探测器的能量非线性。最后，对基于该光学模型的eXTP反射镜组件进行了仿真，并对为\textit{EP/FXT}（Einstein Probe/Follow-up X射线望远镜）设计的Wolter-\RNum{1} X射线反射镜组件进行了Burkert检验。
2021-11-23 astro-ph.IM physics.ins-det
Proto-Model of an Infrared Wide-Field Off-Axis Telescope
本文在Schwarzschild-Chang型望远镜的基础上，研制了一台用于红外宽视场观测的离轴反射式望远镜。该设计只需两个反射镜，即可实现50 mm的入瞳直径和100 mm的有效焦距。我们可以将该设计应用于视场为8 ° X 8 °的中红外望远镜。尽管离轴望远镜与折射或轴上反射望远镜相比在红外线中具有显著的优点，但是已知由于它们的不对称结构而难以对准离轴系统中的反射镜。我们望远镜的离轴镜是在韩国基础科学研究所（KBSI）制造的。我们分析制造的反射镜表面的多项式函数拟合的测量数据。我们使用光线追迹的方法来完成这个离轴双镜系统的对准。进行简单的成像测试以将针孔图像与模拟预测进行比较。
2010-10-06 astro-ph.IM
EON-SII: Design of a transportable picosecond stellar intensity interferometer for compact-star astrophysics
Max Planck Institute for Physics（马克斯·普朗克物理研究所）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）
EON-SII是一款双望远镜可移动皮秒恒星强度干涉仪，针对致密星天体物理设计，可将SII技术扩展至V星等8.5-10.7的目标，具备高集光与分光性能，弥补现有设备的观测局限。
2026-08-19 astro-ph.IM
Transformable Reflective Telescope for optical testing and education
我们提出并实验证明了可变形反射望远镜（TRT）套件用于教育目的，并用于使用单个套件进行各种光学测试。TRT套件是一种便携式光学工作台装置，适用于干涉测量、光谱学、测量杂散光和开发自适应光学等用途。由于TRT套件的模块化设计，可以轻松集成补充模块。该套件由五个单元组成：主镜模块、次镜模块、安装底座模块、挡板模块和定位模块。精确的对准和聚焦是通过对准模块上的精密光学导轨实现的。TRT套件可以转换成三种望远镜配置：牛顿，卡塞格伦和格里高利。学生通过更换副镜来改变望远镜的配置。便携式设计和TRT套件的铝制主镜使学生能够在各种环境中进行实验。最小化的挡板设计利用了商用望远镜镜筒，使用户能够直接观察光学系统，同时将杂散光抑制到$\sim$ 10 $^{-8}$点源透射率（PST）。使用点源和现场图像对TRT套件进行测试。牛顿望远镜配置的点源测量结果是80%环绕能量直径（EED）为23.8 $μ$ m。
2020-07-07 astro-ph.IM physics.ed-ph
Prototype Schwarzschild-Couder Telescope for the Cherenkov Telescope Array: Commissioning Status of the Optical System
切伦科夫望远镜阵列（CTA）拥有100多台望远镜，将成为有史以来最大的地基伽马射线天文台，预计与当前一代探测器相比，将大大提高伽马射线探测灵敏度和能量覆盖范围。9.7-m Schwarzschild-Couder望远镜（SCT）是CTA中型望远镜（MST）设计的两个候选者之一。与传统的地面伽马射线望远镜的单镜戴维斯-科顿（DC）设计相比，新颖的消球差双镜SCT设计提供了具有紧凑板尺度的宽视场，允许大量的相机像素，从而提高了角分辨率并降低了每个像素的夜空背景噪声。拼接非球面镜的制作、安装和装调是实现SCT光学系统的主要挑战。在这方面的贡献，我们报告的调试状态，对准程序，并在初始调试阶段的原型SCT的光学系统的初始对准结果。
2019-09-25 astro-ph.IM
The next generation Cherenkov Telescope Array observatory: CTA
切伦科夫望远镜阵列（CTA）是一项大型合作努力，旨在设计和运营一个致力于能量范围为30 GeV-100 TeV的VHE伽马射线天体物理学的观测站，这将使目前主要阵列的灵敏度提高约一个数量级（H.E.S.S.，MAGIC和VERITAS）。为了实现这种改进的性能，对于CTA的北部和南部站点，将在靠近阵列中心的位置部署四个23米直径的大型望远镜（LST），望远镜间隔约100米。更多的12米中型望远镜（MST，相隔约150米）（约25台）将覆盖更大的区域。南部站点还将包括多达24个主镜直径为9.5米的Schwarzschild-Couder双镜中型望远镜（SCT）。在几TeV以上，切伦科夫光的强度是这样的，即使在光池之外，也可以用比MST小得多的望远镜探测到流星雨。为了在高能量下实现所需的灵敏度，地面上的巨大区域需要由具有约10度的FOV和约0.2度的角分辨率的小尺寸望远镜（SST）覆盖，这使得双镜配置非常有效。SST子阵将由50-70台望远镜组成，镜面面积约5-10平方米，间距约300米，分布在约10平方公里的区域内。我们将专注于基于双镜配置的中小型望远镜光学设计的创新解决方案。这种布局将使我们能够减少望远镜焦平面上相机的尺寸和重量，由于减少了板尺度，采用SiPM作为光探测器，并在宽FOV上具有最佳成像分辨率。
2014-05-22 astro-ph.HE astro-ph.IM
Analysis of active optics correction for a large honeycomb mirror
针对空间大型蜂窝主镜热致波前误差，本文结合有限元、Zemax光线追迹和作动器弯曲模态分析主动光学校正，在物理限制内实现30小时低于25 nm RMS面形误差。
2023-09-08 astro-ph.IM
Optical design of diffraction-limited X-ray telescopes
具有微角秒（$μ$ as）角分辨率的天文成像能够促成突破性的科学发现。先前提出的作为X射线成像器设计的$μ$是具有有限有效收集面积的干涉仪。在这里，我们描述的X射线望远镜实现衍射限制的性能在一个宽的能量带大的有效面积，采用嵌套的外壳结构与掠入射镜，同时匹配的所有外壳之间的光程长度。我们提出了两个紧凑的嵌套壳沃尔特2型掠入射望远镜设计的衍射限制X射线成像：角分辨率为14 $μ$，在5 keV光子能量下有效面积为2.9 m $^2$的微弧秒望远镜设计（$λ$ =0.25 nm），和较小的毫角秒望远镜设计，分辨率为525 $μ$，在1 keV（$λ$ =1.24 nm）下的有效面积为645 cm $^2$。我们描述了如何在一个紧凑的反射镜组件中匹配所有外壳之间的光路长度，并研究色差和离轴像差。色差的结果，从全反射镜表面的外部，我们大大减轻其影响，稍微调整每个镜壳的路径长度。反射镜表面高度误差和衍射限制性能的对准要求是具有挑战性的，但可以说在未来几十年是可行的。由于衍射极限X射线望远镜的焦比非常大（$f/D$ ~10 $^5$），唯一重要的离轴像差是场曲，因此使用平面探测器实现1弧秒视场是可行的。探测器必须与反射镜组件一起编队飞行，但相对定位公差在数十至数百公里的距离上为1米的量级。虽然实现衍射极限X射线成像存在许多挑战，但我们没有发现任何根本障碍。
2020-04-24 astro-ph.IM
Prototype 9.7 m Schwarzschild-Couder telescope for the Cherenkov Telescope Array: status of the optical system
切伦科夫望远镜阵列（CTA）是下一代地基伽马射线天文台的国际项目，旨在将当前一代实验的灵敏度提高一个数量级，并提供从30 GeV到300 TeV以上的能量覆盖。用于CTA的9.7米Schwarzschild-Couder（SC）候选中型望远镜采用了一种新颖的消球差双镜光学设计，该设计提供了8度的大视场，并大大改善了离轴性能，相对于单镜望远镜，在所有视场中都提供了更好的角分辨率。SC光学设计的实现意味着大型非球面反射镜的生产具有挑战性，并配有亚毫米精度的定制对准系统。在这方面的贡献，我们报告的原型9.7米SC望远镜位于亚利桑那州南部的弗雷德劳伦斯惠普尔天文台的光学系统的实施状况。
2017-09-19 astro-ph.IM
Telemetry is a Sensor: Opportunistic Wavefront Estimation for the James Webb Space Telescope
Technion–Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；University of Toronto（多伦多大学）；Northwestern University（西北大学）
本研究将詹姆斯·韦伯空间望远镜的工程遥测用作机会波前传感器，采用两阶段梯度提升回归器，利用在轨数据实现了18个镜段中13个的高统计显著性光程差推断，为大型天文台提供了低开销的波前估计方案。
2026-08-10 astro-ph.IM
The Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA): Design, Technical Overview and Performance
可见光和红外天文巡天望远镜（VISTA）是欧洲南方天文台帕拉纳尔天文台的4米宽视场巡天望远镜，配备了世界上最大的近红外成像相机（VISTA红外相机，VIRCAM），视场直径为1.65度，67 Mpixel，有效像素面积为0.6平方度，工作波长为0.8 - 2.3微米。我们提供了该项目的简短历史，并概述了整个系统的技术细节，包括光学设计，反射镜，望远镜结构，红外相机，主动光学，外壳和软件。该系统包括几个创新的设计特点，如f/1主镜，分色冷挡板相机设计和复杂的波前传感系统提供闭环5轴对准的次镜。最后，我们总结了所提供的性能，并简要概述了六个ESO公众调查正在进行的VISTA。
2015-03-11 astro-ph.IM
Argentinian multi-wavelength scanning Raman lidar to observe night sky atmospheric transmission
本文讨论了在阿根廷切伦科夫望远镜阵列（CTA）合作框架下，CEICONICET激光雷达部正在建造的多波长扫描拉曼激光雷达，用于测量大气气溶胶消光廓线的光谱特性，以提供更好的传输计算在未来的CTA站点。该激光雷达在355、532和1064 nm处以50 Hz发射7-9 ns的短激光脉冲，在1064 nm处的标称能量为125 mJ。该波长还用于反演紫外线、可见光和红外线范围内的大气（空气、气溶胶和云）后向散射辐射。在紫外和可见光波段增加了拉曼功能，以检索气溶胶消光和水汽廓线的光谱特性。由于预计未来站点的气溶胶光学厚度较低，观测期较短，而且观测时间较长，因此需要加强收集区域。该系统使用六个40 cm f/2.5牛顿望远镜，以避免处理更大的镜面变形，像差问题和更高的成本，这意味着使用具有相同收集表面的单个镜面。此外，更换或重新涂覆单个反射镜会对性能产生轻微影响，但不会影响操作。附加的对准过程已经通过自动镜子对准来解决，以在采集期间遵循观察的视线。该系统的设计是在恶劣的环境条件下运行，因为它完全暴露在外部天气条件下，当它的掩体完全打开时，提供360°观测。
2013-07-18 astro-ph.IM physics.ins-det
Study of Vibrations at SOAR
Cerro Tololo Inter-American Observatory – NSFs NOIRlab（塞罗托洛洛美洲际天文台 - NSF的NOIRlab）
研究SOAR望远镜的振动，发现50Hz震颤经快速倾斜镜伺服放大、风激发65Hz主镜支撑共振等，其振动表征为其他望远镜研究提供参考。
2026-08-27 astro-ph.IM
DarsakX: A Python Package for Designing and Analyzing Imaging Performance of X-ray Telescopes
本文提出 Python 光线追迹工具 DarsakX，用于建模多镜壳 X 射线望远镜的面形误差、反射率与光学几何，并评估及优化其角分辨率、有效面积和宽视场成像性能。
2024-05-10 astro-ph.IM
Monte-Carlo simulation of ELT scale multi-object adaptive optics deformable mirror requirements and tolerances
多目标自适应光学（MOAO）已经在威廉·赫歇尔望远镜上的CANARY仪器上得到了验证。然而，对于下一代超大望远镜（如EAGLE）上拟议的MOAO系统，仍然存在许多挑战。在这里，我们调查的要求，MOAO操作上的变形镜（DM）的地方使用一个完整的端到端的蒙特卡罗AO模拟代码。通过考虑一个事先的全球地面层（GL）校正，我们表明，MOAO DM的致动器密度可以减少，几乎没有性能损失。我们注意到，这种减少只有在添加GL DM时才有可能，其阶数大于或等于原始MOAO镜的阶数。添加低阶GL DM不会影响系统性能（如果忽略倾斜/倾斜星锐化）。我们还量化了最大机械DM冲程要求（期望3.5 $μ$ m），并提供了DM对准精度的公差，横向（在子孔径的八分之一内）和旋转（在0.2 $^\circ$内）。通过在一系列的激光引导星的直径的结果，我们确保这些结果同样适用于激光断层AO系统。由于对DM致动器密度的要求较低，我们在MOAO系统的实施中提供了显著节省成本的机会。
2013-07-17 astro-ph.IM physics.ins-det
Construction of a medium-sized Schwarzschild-Couder telescope as a candidate for the Cherenkov Telescope Array: development of the optical alignment system
切伦科夫望远镜阵列（Cherenkov Telescope Array，CTA）是下一代地面伽马射线天文台的国际项目。CTA被设想为数十个成像大气切伦科夫望远镜的阵列，包括小型，中型和大型望远镜，旨在将当前一代实验的灵敏度提高一个数量级，并提供从20 GeV到300 TeV以上的能量覆盖范围。Schwarzschild-Couder（SC）中型候选望远镜模型采用了一种新型的消球差双镜光学设计，与传统的Davis-Cotton光学设计相比，具有宽视场的成像分辨率显著提高。实现该成像分辨率要求通过专用对准系统来实现严格的对准要求。在这方面的贡献，我们目前的SC光学对准系统的发展状况，很快将在亚利桑那州南部的弗雷德劳伦斯惠普尔天文台的一个全尺寸的原型SC中型望远镜实现。
2015-09-08 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.optics
Prototype Schwarzschild-Couder Telescope for the Cherenkov Telescope Array: Commissioning the Optical System
在弗雷德·劳伦斯·惠普尔天文台已经建造了一个原型施瓦兹希尔德-库德望远镜（pSCT），作为切伦科夫望远镜阵列天文台（CTAO）中型望远镜的候选者。CTAO目前正进入项目的早期建设阶段，一旦完成，它将大大改善多波长和多信使观测中的甚高能量伽马射线探测部分，因为与当前一代地基伽马射线观测站H.E.S.S.相比，它的灵敏度、角分辨率和视场都有显著提高，魔法与真理pSCT采用双非球面镜设计，包括$9.7$ m主镜和$5.4$ m次镜，两者均为分段式。为原型望远镜选择的Schwarzschild-Couder（SC）光学系统（OS）实现了$8$度的宽视场，同时减小了焦平面板的尺度，从而实现了基于硅光电倍增器（SiPM）的前所未有的紧凑（$0.78$ m直径）高分辨率相机（$6$ mm/ $0.067$度，每个成像像素具有$11,328$像素）的实现。该望远镜的操作系统被设计为消除球面像差和彗差，并使像散最小化，以从根本上改善离轴成像，从而相对于传统的单反射镜望远镜在所有视场内提高角分辨率。pSCT的快速和高成像分辨率操作系统配备了具有挑战性的亚毫米级精度定制对准系统，在2020年首次探测蟹状星云之前，该系统已成功地用$2.9$ arcmin的轴上点扩散函数（PSF）进行了演示。报告了正在进行的和未来的调试活动。
2021-10-14 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.optics
Construction of a Schwarzschild-Couder telescope as a candidate for the Cherenkov Telescope Array: status of the optical system
我们目前的设计和采购的原型Schwarzschild-Couder望远镜（pSCT），该工程计划于秋季开始在美国亚利桑那州南部的弗雷德劳伦斯惠普尔天文台的光学系统的状态。施瓦兹希尔德-库德望远镜是切伦科夫望远镜阵列的中型望远镜的候选者，它利用成像大气切伦科夫技术观测能量范围为60 Gev-60 TeV的伽马射线。pSCT新型消球差光学系统由两个分段非球面镜组成。主镜有48块镜面，孔径为9.6米，而副镜由24块镜面组成，直径为5.4米。所得到的点扩散函数（PSF）需要在6.4度的视场（视场的80%）内优于4弧分，这对应于焦平面上6.4 mm的物理尺寸。该目标代表了对非球面镜面板的廉价制造、光学系统的精确对准以及光学支撑结构的刚性的挑战。在这篇文章中，我们介绍了Schwarzschild-Couder光学系统的设计，并描述了用于制造反射镜面板及其与光学支撑结构集成的解决方案。
2015-09-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
Towards a Flexible Array Control and Operation Framework for CTA
切伦科夫望远镜阵列（CTA）\cite{CTA:2010}将是目前成像大气切伦科夫望远镜（IACT）的继任者，如H.E.S.S.，魔法与真理与当前一代IACT相比，CTA的灵敏度将提高约一个数量级。能量范围将从远低于100 GeV扩展到100 TeV以上。为了实现这些目标，CTA将由两个阵列组成，每个半球一个，由50-80个望远镜组成，并由三种不同的望远镜类型组成，具有不同的镜子尺寸。这将是第一个开放的观测极高能量$γ$射线天文学的天文台。CTA的阵列控制工作组目前正在评估最适合CTA等项目的现有技术。所考虑的解决方案包括ALMA通用软件（ACS）、OPC统一架构（OPC UA）和用于批量数据传输的数据分发服务（DDS）。第一个应用程序，如自动观察调度和控制软件的一些原型仪器已经开发。
2012-11-23 astro-ph.IM hep-ex physics.ins-det
Optical and Opto-mechanical Analysis and Design of the Telescope for the Ariel Mission
大气遥感红外系外行星大型巡天（Ariel）是第一个专门测量数千颗过境系外行星的化学成分和热结构的空间任务。Ariel于2020年被欧空局“宇宙视野”计划采纳为M4任务，预计将于2029年发射。该飞行任务将从日地拉格朗日点L2运行。科学有效载荷由两个仪器组成：一个是1.95-7.8微米波段的高分辨率分光计，另一个是精密制导系统/可见光光度计/低分辨率近红外分光计。这些仪器由一个无遮挡的离轴卡塞格伦望远镜提供准直光束。仪器和望远镜将在低于50 K的温度下工作。望远镜反射镜和支撑结构将由航空级铝制成。考虑到主镜的大孔径（0.6 m $^2$），材料的选择需要仔细的光学和光学机械设计，以及镜基片热稳定、光学表面抛光和光学涂层三个领域的技术进步。本文介绍了作者在这些领域所做的工作，作为负责设计和制造望远镜和反射镜的团队成员，首先系统地审查了Ariel望远镜的光学和光学机械要求以及设计选择，在以前的开发工作和科学目标和任务要求的背景下。然后，审查进展与光机设计，检查最重要的选择，在结构和热设计方面，并与统计分析的变形的光学表面的望远镜反射镜和它们的对齐方面的刚体运动。然后详细介绍了热稳定、抛光和涂层的鉴定工作。
2022-12-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
