一种超灵敏光谱成像天文望远镜及天文光谱成像方法

摘要

本发明涉及一种超灵敏光谱成像天文望远镜，包括光学单元和电学单元；其中，所述光学单元包括天文望远镜镜头、空间光调制器、准直部件、光谱分光部件、光谱会聚部件；所述电学单元包括单光子线阵探测器、计数器、随机数发生器、控制模块、数据包存储器以及压缩感知模块；所述准直部件包括收集透镜、光阑、准直透镜。

说明书

技术领域

本发明涉及天文学领域，特别涉及一种超灵敏光谱成像天文望远镜及天文光谱 成像方法。

背景技术

天文望远镜是观测天体的重要工具，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和 发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经 历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。

按工作波段的不同，天文望远镜可分为光学望远镜和射电望远镜。其中光学望 远镜主要以可见光为工作波段，根据使用地点的不同，可以分为地面天文望远镜和 空间天文望远镜。由于光学系统的不同，又可以分为反射望远镜、折射望远镜、折 反射望远镜等类型。射电望远镜主要以无线电波为工作波段。目前地面观测绝大多 数处于凝聚态的天体(恒星等)仍以光学波段观测为主要手段，这是由于：大多数 恒星等天体温度范围从数千度到数万度，辐射集中在光学波段；携带大量天体物理 信息的谱线，主要集中于可见区；大气在可见区有良好的透射。

在天文观测中，光谱信息的获取具有重要的意义，这是因为天文学中大量的信 息能以光谱的形式表现出来。第一，对宇宙和星系的研究。宇宙的诞生、星系的形 成等前沿问题都建立在对星系物理的研究基础之上。研究宇宙大尺度结构依赖于星 系红移巡天的工作。获取星系的光谱就能得到星系的红移，进而知道它的距离，由 此获得星系的三维分布，这样就可以了解整个宇宙空间的结构，同时可以研究包括 星系的形成、演化在内的宇宙大尺度结构和星系物理。获取星系的光谱是进行这一 工作最基础的需要。第二，对恒星和银河系的结构特征的研究。由于不同元素具有 不同的特征谱线，通过一颗恒星的光谱，可以分析出其元素构成和含量等化学组成， 可以分析出其密度、温度等物理条件，还可以测量出其运动速度和运行轨迹等。研 究了不同种类的恒星的分布，可以研究出银河系的结构和银河系的形成。第三，对 宇宙生命的研究。通过恒星或行星的光谱，可以研究其表面水分和氧气的含量，以 确定是否存在生物的可能。因此，在天文学中对光谱的研究具有重要而不可替代的 作用。

然而，天文望远镜要想同时获得天文图像和天文光谱信息是十分困难的，其中 最主要的困难是维度的问题。二维的天文图像与一维的光谱信息共有三维信息，按 照传统的信息获取方式，则需要具有三个维度的探测器，而目前这显然是无法实现 的，因此现有的大量的天文望远镜只能分别获得天文图像信息或天文光谱信息，而 无法同时获得两方面的信息。一种解决方法是在普通的天文望远镜上通过二维探测 器获取图像信息，再通过滤光片等方式滤出某一感兴趣的波段的光信号进行成像， 这样可以获得单一波段的光谱成像，而要获得多波段或全波段的光谱成像只能通过 改变滤光系统进行重复测量，而获得不同波段的图像。这种光谱成像的方式需要通 过扫描光谱实现，要获得高分辨率的光谱，必然会带来巨大的时间成本，而且本质 上仍然无法实现天文图像信息和天文光谱信息的同时获取。

灵敏度是天文望远镜非常重要的指标，因为天文望远镜灵敏度提高，就能够看 到更暗更远的天体，这等同于能够看到更早期的宇宙，这对于研究宇宙的起源等人 类关心的最基本问题具有重要意义。在天文光谱探测中，由于只获取单一波段的信 息，与全波段成像时相比光信号的强度大大减弱，因此对灵敏度的要求更高。天文 光谱望远镜的灵敏度提高，就可以将光谱测量时的波长分得更细，获得更高的光谱 分辨率。因此天文成像和天文光谱成像的发展需要更高灵敏度的天文望远镜。

目前天文望远镜灵敏度的提高主要通过口径的增大来实现，望远镜的口径越大， 集光能力越强，灵敏度也会越高，因此现代天文望远镜的口径制作地越来越大。但 是，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题接踵而来。例如，口径5米的海尔 望远镜曾经是世界上最大的天文望远镜，它的镜头自重达14.5吨，可动部分的重量 为530吨，而后来建成的6米口径天文望远镜更是重达800吨。一方面，望远镜的 自重过大会使镜头变形相当明显，另一方面，镜体温度不均也令镜面产生畸变，进 而影响成像质量。从制造方面看，传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或 立方成正比，所以制造更大口径的望远镜在性能和费用上都受到极大限制。

影响天文望远镜灵敏度的另一个重要因素在于光学探测器的性能，高灵敏度的 探测器必然可以有效提高天文望远镜的灵敏度。基于盖革工作模式的雪崩光电二极 管(APD)可以探测到单个光子的能量，是理论上灵敏度最高的探测器，也称为单 光子探测器。其他高灵敏度探测器还包括光电倍增管(PMT)，其灵敏度可达到几个 或几十个光子。然而，这些高灵敏度探测器存在的问题是，现阶段国际上可用的阵 列APD最大像素为128×128，远远达不到获得高分辨率天文图像的需求，而PMT 由于工作机理的原因还没有阵列探测器。对高灵敏度探测器像素数不足问题的解决， 一种办法是使用点探测器进行扫描实现成像，这样带来的问题是扫描探测器会耗费 大量的时间，大大降低图像获取速度，同时图像不同位置的信息探测时间产生差异， 扫描期间的图像偏移会造成成像分辨率的下降。另一种办法是将大量点探测器拼成 阵列进行探测，但是要获得足够的分辨率，需要数量极其庞大的单点探测器，如要 获得1024×768像素的图像则需要大约80万的点探测器，造成极高的成本，并且点 探测器拼接会存在严重的占空比问题，造成集光效果的下降，进而影响望远镜的灵 敏度。

在天文光谱信息的获取上，线阵APD可以达到较高的像素，能够进行天文光谱 信息的测量，但无法同时获得天文图像信息。因此，利用现有技术这些高灵敏度的 探测器都无法解决光谱成像天文望远镜存在的探测维度的问题，无法同时获取天文 图像和天文光谱信息。

综上所述，现有的光谱成像天文望远镜存在图像和光谱探测信息维度过大、探 测器维度不足的问题，而且无法实现高灵敏度的探测。由于工作原理的局限，传统 的光谱成像天文望远镜在实现多维探测和提高探测灵敏度的途径上存在制约，天体 物理的发展亟需灵敏度更高的光谱成像天文望远镜。

发明内容

本发明的目的在于克服现有技术中的光谱成像天文望远镜在多维探测和灵敏度 上的不足，从而提供一种超灵敏光谱成像天文望远镜。

为了实现上述目的，本发明提供了一种超灵敏光谱成像天文望远镜，包括光学 单元I和电学单元II；其中，所述光学单元I包括天文望远镜镜头1、空间光调制器 2、准直部件3、光谱分光部件4、光谱会聚部件5；所述电学单元II包括单光子线 阵探测器6、计数器7、随机数发生器8、控制模块9、数据包存储器10以及压缩感 知模块11；所述准直部件3包括收集透镜3_1、光阑3_2、准直透镜3_3；

从天体传播而来的单光子水平的光信号由所述天文望远镜镜头1收集，并成像 到所述空间光调制器2上；所述空间光调制器2对成像在其表面的天文图像进行随 机调制，以随机概率将图像上不同位置的光反射到所述准直部件3方向；；所述空间 光调制器2随机反射的光首先由所述收集透镜3_1会聚到所述光阑3_2，限制光斑尺 寸，形成近似点光源，然后经过所述准直透镜3_3准直形成平行光，照射在所述光 谱分光部件4上；所述光谱分光部件4将不同波长的光向不同方向出射；经过所述 光谱会聚部件5后不同波长的光会聚到所述光谱会聚部件5焦平面上不同位置，由 所述电学单元II中单光子线阵探测器6的不同像素点探测；

所述随机数发生器8产生随机数用于控制所述空间光调制器2，所述空间光调制 器2根据该随机数实现对光信号的随机调制；所述单光子线阵探测器6探测待测极 弱光中的单光子，将采集到的单光子信号转换成脉冲形式的电信号后输出；所述计 数器7记录所述单光子线阵探测器6上每个像素发出的代表单光子数目的电脉冲个 数；所述控制模块9对整个超灵敏天文望远镜进行控制协调，包括对各部件的工作 控制和同步脉冲触发信号发射，确保所述计数器7和所述空间光调制器2同步工作； 所述计数器7所记录的每个像素的单光子数目和所述随机数发生器8生成的随机矩 阵全部存入所述数据包存储器10中；所述压缩感知模块11利用所述数据包存储器 10中的各个像素的单光子数目以及对应的随机矩阵，并选取稀疏基对不同波长的天 文图像进行重建，得到极弱光水平的天文光谱图像。

上述技术方案中，所述随机数发生器8用于生成二值伯努利分布的散斑或二值 非均匀分布的散斑，二值由0和1组成；当生成二值伯努利分布的散斑时，需使第 一帧的散斑全1，而伯努利分布由Walsh或Hadamard或noiselet变换获得；当生成 二值非均匀分布的散斑时，每帧散斑中1的个数需远小于0的个数，且1在每帧散 斑的空间分布上是随机的。

上述技术方案中，所述天文望远镜镜头1采用下列任意一种天文望远镜类型的 镜头：反射式天文望远镜，包括牛顿式、卡塞格林式、格里式；折射式天文望远镜， 包括伽利略望远镜、开普勒望远镜；折反射式天文望远镜，包括施密特-卡塞格林式、 马克苏托夫-卡塞格林式；多镜面望远镜；双筒望远镜；也包括应用于卫星、空间站 之上的空间天文望远镜。

上述技术方案中，所述空间光调制器2采用数字微镜器件实现。

上述技术方案中，所述准直部件3中的收集透镜3_1、准直透镜3_3通过透镜或 凹面镜实现；所述光阑3_2通过狭缝或小孔实现。

上述技术方案中，所述光谱分光部件4包括色散分光部件，所述色散分光部件 采用包括光栅、棱镜在内的具有分光能力的器件实现。

上述技术方案中，所述光谱分光部件4还包括预滤光部件，所述预滤光部件由 滤光片实现。

上述技术方案中，所述光谱会聚部件5由透镜或凹面镜实现；所述光谱会聚部 件5将不同波长的光按波长从小到大依次透射到所述单光子线阵探测器6的不同像 素上。

上述技术方案中，所述单光子线阵探测器6采用盖革模式雪崩二极管线阵实现； 或所述单光子线阵探测器6利用盖革模式雪崩二极管阵列中的一行或多行像素实现； 或所述单光子线阵探测器6利用盖革模式雪崩二极管点探测器或光电倍增管点探测 器扫描实现。

上述技术方案中，所述控制模块9确保所述计数器7和所述空间光调制器2之 间同步工作包括：所述空间光调制器2每进行一次随机调制，所述计数器7分别累 积所述单光子线阵探测器6发出的代表单光子数目的电脉冲个数，直到所述空间光 调制器2进行下一次随机调制，将所述空间光调制器2稳定于一次随机调制时间内 的各像素上的光子计数传输至数据包存储器10，并将计数清零，开始下一次计数。

上述技术方案中，所述压缩感知模块10采用下列算法中的任意一种实现压缩感 知：匹配跟踪算法MP、正交匹配跟踪算法OMP、基跟踪算法BP、贪心重建算法、 LASSO、LARS、GPSR、贝叶斯估计算法、magic、IST、TV、StOMP、CoSaMP、 LBI、SP、l1_ls、smp算法、SpaRSA算法、TwIST算法、l₀重建算法、l₁重建算法、 l₂重建算法；稀疏基采用离散余弦变换基、小波基、傅里叶变换基、梯度基、gabor 变换基中的任意一种；当所测天文图像本身具有很好的稀疏性时，不通过稀疏基的 变化，直接对原始信号进行重建。

本发明还提供了基于所述的超灵敏光谱成像天文望远镜所实现的天文光谱成像 方法，包括：

步骤1)光信号获取的步骤：

从天体传播而来的单光子水平的光信号由所述天文望远镜镜头1收集，并成像 到所述空间光调制器2上；所述空间光调制器2对成像在其表面的天文图像进行随 机调制，以随机概率将图像上不同位置的光反射到所述准直部件3方向；所述空间 光调制器2随机反射的光首先由所述收集透镜3_1会聚到所述光阑3_2，限制光斑尺 寸，形成近似点光源，然后经过所述准直透镜3_3准直形成平行光，照射在所述光 谱分光部件4上；所述光谱分光部件4将不同波长的光向不同方向出射；经过所述 光谱会聚部件5后不同波长的光会聚到所述光谱会聚部件5焦平面上不同位置，由 所述电学单元II中单光子线阵探测器6的不同像素点探测；

步骤2)光学调制与单光子探测、计数同步工作的步骤；

所述随机数发生器8产生随机数用于控制所述空间光调制器2，所述空间光调制 器2根据该随机数实现对光信号的随机调制；所述单光子线阵探测器6探测待测极 弱光中的单光子，将采集到的单光子信号转换成脉冲形式的电信号后输出；所述计 数器7记录所述单光子线阵探测器6上每个像素发出的代表单光子数目的电脉冲个 数；所述控制模块9对整个超灵敏天文望远镜进行控制协调，包括对各部件的工作 控制和同步脉冲触发信号发射，确保所述计数器7和所述空间光调制器2同步工作；

步骤3)单光子数目与随机矩阵预处理的步骤；

当随机数发生器8生成二值伯努利分布的散斑时，若第1帧为全1，设计数器7 上对应某个波长的一个像素上的所有的单光子数目组成一个列向量y，维度为m×1， m为总的测量数，随机矩阵记作A，维度为m×n，n为总的信号长度，令第一帧所对 应的单光子数目为y₁，则使2y-y₁作为新的单光子数目，2A-1作为新的随机矩阵；

当随机数发生器8生成二值非均匀分布的散斑时，跳过此步骤3)；

步骤4)压缩感知光谱图像恢复的步骤；

所述计数器7所记录的每个像素的单光子数目和所述随机数发生器8生成的随 机矩阵全部存入所述数据包存储器10中；所述压缩感知模块11利用所述数据包存 储器10中的各个像素的单光子数目以及对应的随机矩阵，并选取稀疏基对不同波长 的天文图像进行重建，得到极弱光水平的天文光谱图像。

上述技术方案中，在步骤1)之前还包括对单光子线阵探测器6上各个像素对应 波长进行标定的步骤；该步骤包括：选取几个特定波长的激光器发射特定波长的光， 或者用滤光片从宽谱光源滤出某些特定波长的光，然后将这些特别波长的光从天文 望远镜镜头照射进光学系统，对单光子线阵探测器6上各个像素的光子数进行测量， 光子数分布最大值的像素位置即对应这些特定波长；标定出的像素之间的各像素对 应波长近似为线性分布，根据已标定像素的波长以及近似分布规律计算得出其他像 素所对应的波长。

上述技术方案中，在步骤1)之前还包括减少仪器噪声的步骤；该步骤包括：对 仪器进行密闭封装，或提高光学部件的透过率，或提高仪器内部的清洁度，或提高 光谱分光部件4的效率，或提高单光子线阵探测器6的包括探测效率、暗计数在内 的参数，或提高仪器稳定性。

上述技术方案中，在步骤1)之前还包括采用主动光学或自适应光学提高图像信 噪比的步骤；其中，所述主动光学通过促动器主动改变主镜镜面的形状，修正由于 重力、温度和风力造成的镜面本身的形变对成像带来的影响，减少由此产生的光学 畸变；所述自适应光学需要首先检测波前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后 方的携带有促动器的小型可变形镜面对波前实时进行矫正，从而修复大气湍流等因 素对光波波前的扭曲。

本发明的优点在于：

1、本发明利用了最新的数学研究成果——压缩感知理论，只需要一维单光子线 阵探测器即可获取一维光谱、二维图像共三维信息，实现高分辨率的天文光谱图像 观测，解决了现阶段高灵敏度光谱成像中信息维度过高，探测器维度不足的问题；

2、天文光谱图像获取过程中单光子线阵探测器不需要进行扫描，减少了机械移 动产生的误差；每一次测量过程单光子线阵探测器上每个像素均会获取天文图像整 体区域的信息，不会因测量过程中图像的偏移造成光谱成像分辨率的下降；

3、每次测量单光子线阵探测器可以随机获取图像上一半像素的总光强，因此每 次测量光子数可达到整个图像光子数的一半，是一种高通量、高信噪比的测量方式， 由此允许光谱探测时对更小波段范围内的光信息进行探测，可实现高光谱分辨率、 高灵敏度的光谱图像探测；

4、压缩感知理论允许亚采样的采样数，本发明的测量次数小于单光子点探测器 扫描模式的测量次数，可以利用更短的时间获取天文光谱图像；

5、本发明利用单光子线阵探测器实现了远高于现有天文望远镜的灵敏度，从根 本上解决以往从提高望远镜口径的途径提高天文望远镜灵敏度的方式，不需要超大 口径的望远镜镜头即可实现高灵敏度的天文图像探测，适当尺寸的望远镜口径可以 提高镜头的均匀性和光学、力学性能，提高成像精度和分辨率；

6、本发明中的超灵敏光谱成像天文望远镜可以广泛应用在地面、空间等工作条 件下的天文望远镜，对于天文学、宇宙学、天体物理等领域的发展有重要作用。

附图说明

图1是本发明的超灵敏天文望远镜的结构示意图；

图2是数字微镜器件中单个微镜的反射机制描述图。

图3是利用单光子线阵探测器上不同像素的光子数实现光谱成像的示意图。

图面说明

I光学单元

1天文望远镜镜头           2空间光调制器

3准直部件                 3_1收集透镜

3_2光阑                   3_3准直透镜

4光谱分光部件             5光谱会聚部件

II电学单元

6单光子线阵探测器         7计数器

8随机数发生器             9控制模块

10数据包存储器            11压缩感知模块

具体实施方式

现结合附图对本发明作进一步的描述。

本发明的具有超灵敏度的光谱成像天文望远镜利用了压缩感知(Compressive  Sensing，简称CS)原理，所述的压缩感知原理是由Donoho、Tao和Candès等人提 出的一个全新数学理论。按照压缩感知，通过对信号进行随机采样的方式，可以利 用远低于奈奎斯特/香农采样定理要求的采样数实现对信号信息的采样，并通过数学 算法完美地恢复原始信号，且具有很高的鲁棒性。压缩感知主要分为三步骤：压缩 采样、稀疏变换与算法重建；其中，压缩采样是指以少于信号数量的测量数对信号 进行采样的过程y＝Ax，其中x为待测信号，A为测量矩阵，y为测量值。同时对信 号的线性随机采样可以对探测维度进行压缩，只需要低于原始信号维度探测器即可 获取信号的线性叠加信息。所述的稀疏变换是选取适当的稀疏基Ψ，使得x经Ψ作用 所得值x’是稀疏的，即x在Ψ框架下可稀疏表达；所述的算法重建是在已知测量值y、 测量矩阵A和稀疏基Ψ的条件下求解y＝AΨx'+e的过程，最后再由反演 出x。

参考图1，本发明的基于压缩感知原理的超灵敏天文望远镜，包括光学单元I和 电学单元II；其中，光学单元I包括天文望远镜镜头1、空间光调制器2、准直部件 3、光谱分光部件4、光谱会聚部件5；电学单元II包括单光子线阵探测器6、计数 器7、随机数发生器8、控制模块9、数据包存储器10以及压缩感知模块11。

在光学单元I中，单光子水平的从天体传播而来的光信号由天文望远镜镜头1 收集，并成像到空间光调制器2上，天文望远镜镜头的成像面大小应与空间光调制 器的有效面积相当，使得空间光调制器的有效面积上完全覆盖图像信息，同时天文 望远镜镜头所成图像不会超出空间光调制器的有效面积之外；空间光调制器2对成 像在其表面的天文图像进行随机调制，以随机概率将图像上不同位置的光反射到准 直部件3方向；准直部件3包括收集透镜3_1，光阑3_2，准直透镜3_3；空间光调 制器2随机反射的光首先由收集透镜3_1会聚到光阑3_2，限制光斑尺寸，形成近似 点光源，然后经过准直透镜3_3准直形成平行光，照射在光谱分光部件4上；光谱 分光部件4将不同波长的光向不同方向出射；经过光谱会聚部件5后，不同波长的 光会聚到光谱会聚部件5焦平面上不同位置，由电学单元II中单光子线阵探测器6 的不同像素点探测；

在电学单元II中，随机数发生器8产生随机数用于控制空间光调制器2，空间 光调制器2根据该随机数实现对光信号的随机调制；单光子线阵探测器6探测待测 极弱光中的单光子，将采集到的单光子信号转换成脉冲形式的电信号后输出；计数 器7记录单光子线阵探测器6上每个像素发出的代表单光子数目的电脉冲个数；控 制模块9对整个超灵敏天文望远镜进行控制协调，包括对各部件的工作控制和同步 脉冲触发信号发射，确保计数器7和空间光调制器2同步工作；计数器7所记录的 每个像素的单光子数目和随机数发生器8生成的随机矩阵全部存入数据包存储器10 中；压缩感知模块11利用数据包存储器10中的各个像素的单光子数目以及对应的 随机矩阵，并选取适当的稀疏基对不同波长的天文图像进行重建，得到极弱光水平 的天文光谱图像。

以上是对本发明的超灵敏光谱成像天文望远镜的总体结构的描述，下面对超灵 敏光谱成像天文望远镜中各个部件的具体实现做进一步的描述。

所述天文望远镜镜头1用于收集从天体发射并传播到望远镜位置的光子信号， 并对天体进行成像。天文望远镜的成像分辨率和像差、色差等图像质量主要由天文 望远镜镜头决定。天文望远镜镜头的结构可以采用下列任意一种天文望远镜类型的 镜头：反射式天文望远镜，包括牛顿式、卡塞格林式、格里式等；折射式天文望远 镜，包括伽利略望远镜、开普勒望远镜等；折反射式天文望远镜，包括施密特-卡塞 格林式、马克苏托夫-卡塞格林式等；多镜面望远镜；双筒望远镜；也包括应用于卫 星、空间站之上的空间天文望远镜。

所述空间光调制器(SLM)2能将信息加载于一维或两维的光场上。这类器件可 在随时间变化的电驱动信号或其他信号的控制下，改变空间上光分布的振幅或强度、 相位、偏振态以及波长，或者把非相干光转化成相干光，是实时光学信息处理、光 学计算、光学神经网络和自适应光学等现代光学领域的关键器件，其种类有很多种， 主要有数字微镜器件(Digital Micro-mirror Device，简称DMD)、液晶光阀、毛玻璃 等。在本实施例中，所述SLM为数字微镜器件，包括微镜阵列和集成电路部分。在 其他实施例中，也可以是其它类型的SLM。

本实施例中所采用的DMD是包含有大量安装在铰链上的微镜的阵列(主流的 DMD由1024×768的阵列构成)，每一镜片的尺寸为14μm×14μm，并可对每个像素 上的光实现独立控制。通过对每一个镜片下的存储单元以二进制信号进行电子化寻 址，便可让每个镜片在静电作用下向两侧翻转10～12°左右(本实施例中为+12°和 -12°)，把这两种状态记为1和0，分别对应“开”和“关”，当镜片不工作时，它们处于 0°的“停泊”状态。

在图2中，对DMD中的单个微镜的反射机制做了描述。图中矩形表示DMD微 镜，0°位置为微镜初始位置。图中标出了微镜处于初始位置时的法线方向，及光线 入射、出射方向。当微镜处于+12°翻转状态时，微镜顺时针旋转+12°，法线方向也 随之旋转+12°。根据反射定律，反射光将顺时针旋转24°；同理，当微镜处于-12°翻 转状态时，反射光将逆时针旋转24°。因此，两个方向的反射光成48°夹角。当准直 部件3处于+12°或-12°反射方向时，不会收集到向另一个方向反射的光子，即可实现 随机将DMD上不同位置的光收集进光路。

所述准直部件3用于准直空间光调制器2随机调制的光，使其成为平行光并提 供给所述光谱分光部件4，光的平行度越高，光谱分光的分辨率越高。所述收集透镜 3_1将光会聚到所述光阑3_2，限制光斑尺寸，形成近似点光源，然后经过所述准直 透镜3_3准直形成平行光。所述收集透镜3_1、所述准直透镜3_3通过透镜或凹面镜 实现；所述光阑3_2通过狭缝或小孔实现。

所述光谱分光部件4包括色散分光部件和预滤光部件。色散分光部件用于将不 同波长的光分开。平行光照在色散分光部件后，不同波长的光会以不同角度透射或 反射。色散分光部件采用光栅、棱镜等具有分光能力的器件实现，本实施例中，色 散分光部件采用闪耀光栅实现。预滤光部件用于在光照射在光谱分光器件前首先滤 出需要探测的波长的光，滤除其他不进行光谱成像的波长的光，可以减小光路中的 噪声。预滤光部件由滤光片实现。作为一种可选的实现方式，所述光谱分光部件4 仅包括色散分光部件，不包含预滤光部件。

所述光谱会聚部件5用于会聚所述光谱分光部件4色散后的光。以相同方向入 射到所述光谱会聚部件5的光会聚到其焦平面上相同的点，不同方向入射的光会聚 到所述光谱会聚部件5焦平面上不同的点，因此所述光谱会聚部件5将不同波长的 光按波长从小到大依次排列在焦平面上。所述光谱会聚部件5由透镜或凹面镜实现。 本实施例中，所述光谱会聚部件5由透镜实现。

所述单光子线阵探测器6采用盖革模式雪崩二极管线阵实现。所述单光子线阵 探测器6也可利用盖革模式雪崩二极管阵列中的一行或多行像素实现。所述单光子 线阵探测器6也可利用盖革模式雪崩二极管点探测器或光电倍增管点探测器扫描实 现。本实施例中，所述单光子线阵探测器6采用盖革模式雪崩二极管线阵实现。

所述随机数发生器8用于生成二值伯努利分布的散斑或二值非均匀分布的散斑， 二值由0和1组成；当生成二值伯努利分布的散斑时，需使第一帧的散斑全为1，而 伯努利分布由Walsh或Hadamard或noiselet变换获得；当生成二值非均匀分布的散 斑时，每帧散斑中1的个数需远小于0的个数，且1在每帧散斑的空间分布上是随 机的。

所述控制模块9实现对各部件的使能和触发脉冲控制，确保所述计数器7和所 述空间光调制器2之间同步工作，包括：所述空间光调制器2每进行一次随机调制， 所述计数器7分别累积所述单光子线阵探测器6发出的代表单光子数目的电脉冲个 数，直到所述空间光调制器2进行下一次随机调制，将所述空间光调制器2稳定于 一次随机调制时间内的各像素上的光子计数传输至数据包存储器10，并将计数清零， 开始下一次计数。

所述压缩感知模块11利用所述数据包存储器10中的各个像素的单光子数目以 及对应的随机矩阵，并选取适当的稀疏基对不同波长的天文图像进行重建，得到极 弱光水平的天文光谱图像。该模块仅需各波长下天文图像的少量线性随机投影便可 重建出天文光谱图像，并可利用矩阵填充理论弥补天文光谱图像中的信息缺失。其 中，所述的稀疏变换是选取合适的Ψ，使得天文图像x可在Ψ框架下稀疏表达。压缩 感知模块11采用下列算法中的任意一种实现压缩感知：匹配跟踪算法MP、正交匹 配跟踪算法OMP、基跟踪算法BP、贪心重建算法、LASSO、LARS、GPSR、贝叶 斯估计算法、magic、IST、TV、StOMP、CoSaMP、LBI、SP、l1_ls、smp算法、SpaRSA 算法、TwIST算法、l₀重建算法、l₁重建算法、l₂重建算法。稀疏基采用离散余弦变 换基、小波基、傅里叶变换基、梯度基、gabor变换基中的任意一种。当所测天文图 像本身具有很好的稀疏性时，可以不通过稀疏基的变化，直接对原始信号进行重建。

图3描述了利用单光子线阵探测器上不同像素的光子数实现光谱成像的过程。 图中6为单光子线阵探测器，7为计数器，8为随机数发生器。x轴表示测量数n1， n2…nN，分别对应随机数发生器8产生的N个随机测量矩阵A₁，A₂…A_N，其中N为 测量数；y轴表示由单光子线阵探测器6上的不同像素p₁，p₂…p_N探测、计数器7 记录的不同波长λ₁，λ₂，……λ_M的信息，其中M为单光子线阵探测器的像素数， 即光谱分光的份数；z轴表示光子数I。图中各条曲线为不同波长的光子数随测量矩 阵的变化，每条曲线表示一个波长的图像信息，包含N个光子数的值，分别对应N 个测量矩阵。压缩感知模块11取出计数器7上某个像素的光子数曲线与随机数发生 器8产生的随机矩阵，利用压缩感知算法即可重建出某一波长的天文图像。分别利 用各像素的光子数曲线，即可重建出不同波长的天文图像，实现对天文目标的光谱 成像。

以上是对本发明的超灵敏光谱成像天文望远镜的结构说明。下面对该光谱成像 天文望远镜的工作过程进行描述。

本发明的超灵敏光谱成像天文望远镜在工作时包括以下步骤：

步骤1)光信号获取的步骤；

单光子水平的从天体传播而来的光信号由所述天文望远镜镜头1收集，并成像 到所述空间光调制器2上；所述空间光调制器2对成像在其表面的天文图像进行随 机调制，以随机概率将图像上不同位置的光反射到所述准直部件3方向；所述准直 部件3包括收集透镜3_1，光阑3_2，准直透镜3_3；所述空间光调制器2随机反射 的光首先由所述收集透镜3_1会聚到所述光阑3_2，限制光斑尺寸，形成近似点光源， 然后经过所述准直透镜3_3准直形成平行光，照射在所述光谱分光部件4上；所述 光谱分光部件4将不同波长的光向不同方向出射；经过所述光谱会聚部件5后不同 波长的光会聚到所述光谱会聚部件5焦平面上不同位置，由所述电学单元II中单光 子线阵探测器6的不同像素点探测；

步骤2)光学调制与单光子探测、计数同步工作的步骤；

所述随机数发生器8产生随机数用于控制所述空间光调制器2，所述空间光调制 器2根据该随机数实现对光信号的随机调制；所述单光子线阵探测器6探测待测极 弱光中的单光子，将采集到的单光子信号转换成脉冲形式的电信号后输出；所述计 数器7记录所述单光子线阵探测器6上每个像素发出的代表单光子数目的电脉冲个 数；所述控制模块9对整个超灵敏天文望远镜进行控制协调，包括对各部件的工作 控制和同步脉冲触发信号发射，确保所述计数器7和所述空间光调制器2同步工作；

步骤3)单光子数目与随机矩阵预处理的步骤；

当随机数发生器8生成二值伯努利分布的散斑时，若第1帧为全1，将计数器7 上对应某个波长的一个像素上的所有的单光子数目组成一个列向量y，维度为m×1， m为总的测量数，随机矩阵记作A，维度为m×n，n为总的信号长度，令第一帧所对 应的单光子数目为y₁，则使2y-y₁作为新的单光子数目，2A-1作为新的随机矩阵；

当随机数发生器(8)生成二值非均匀分布的散斑时，可跳过此步骤3)；

步骤4)压缩感知光谱图像恢复的步骤

所述计数器7所记录的每个像素的单光子数目和所述随机数发生器8生成的随 机矩阵全部存入所述数据包存储器10中；所述压缩感知模块11利用所述数据包存 储器10中的各个像素的单光子数目以及对应的随机矩阵，并选取适当的稀疏基对不 同波长的天文图像进行重建，得到极弱光水平的天文光谱图像。

作为一种优选实现方式，在另一个实施例中，在步骤1)之前还包括对单光子线 阵探测器6上各个像素对应波长进行标定的操作。在标定时，首先选取几个特定波 长的激光器发射特定波长的光，或者用滤光片从宽谱光源滤出某些特定波长的光， 然后分别将特别波长的光从天文望远镜镜头照射进光学系统，对单光子线阵探测器6 上各个像素的光子数进行测量，光子数分布最大值的像素位置即对应这些特定波长。 标定出的像素之间的各像素对应波长近似为线性分布进行计算得出。

作为一种优选实现方式，在又一个实施例中，在步骤1)之前还包括有减少仪器 噪声的操作。仪器噪声来源包含环境噪声、光学噪声、电学噪声等。压缩感知采样 中，信息存在于探测值的涨落中，若仪器噪声的涨落淹没了信号的涨落，则压缩感 知算法失效；若仪器噪声的涨落小于或远小于信号的涨落，则能较好甚至完美重建 图像。因此，减少仪器噪声有助于提高成像质量。减少仪器噪声的方式有多种，如 对仪器进行密闭封装，以遮挡外部环境光信号进入光学系统和探测系统；提高光学 部件的透过率，提高仪器内部的清洁度，减少光信号的衰减和散射；提高光谱分光 部件4的效率；提高单光子线阵探测器5的探测效率、暗计数等参数；提高仪器稳 定性，减少仪器震动对成像分辨率的影响。

作为一种优选实现方式，在又一个实施例中，在步骤1)之前还包括有利用主动 光学、自适应光学提高光谱成像信噪比的操作。主动光学是一种为消除望远镜的光 学系统及支架受重力、温度、风力等影响引起的变形而采用的波面校正技术。通过 促动器主动改变主镜镜面的形状，可以修正由于重力、温度和风力造成的镜面本身 的形变对成像带来的影响，减少由此产生的光学畸变。自适应光学是一种补偿由大 气湍流或其他因素造成的成像过程中波前畸变的技术。自适应光学需要首先检测波 前扭曲情况，然后通过安装在望远镜焦面后方的携带有促动器的小型可变形镜面对 波前实时进行矫正，从而修复大气湍流等因素对光波波前的扭曲。对天文望远镜镜 头1根据主动光学或自适应光学的要求进行设计，可以有效提高天文望远镜镜头1 的成像质量，进而提高超灵敏光谱成像天文望远镜获得的天文图像质量。

最后所应说明的是，以上实施例仅用以说明本发明的技术方案而非限制。尽管 参照实施例对本发明进行了详细说明，本领域的普通技术人员应当理解，对本发明 的技术方案进行修改或者等同替换，都不脱离本发明技术方案的精神和范围，其均 应涵盖在本发明的权利要求范围当中。