Speckle imaging - Speckle imaging

Typický snímek binární hvězdy ( ζ Boötis ) s krátkou expozicí při atmosférické turbulenci. Každá hvězda by se měla objevit jako jediný bod, ale atmosféra způsobí, že se obrazy těchto dvou hvězd rozpadnou na dva vzory skvrn . Skvrny se rychle pohybují, takže každá hvězda se na obrázcích s dlouhou expozicí jeví jako jeden fuzzy blob.

Zpomalený skvrnitý zobrazovací film, který ukazuje, jak se snímek hvězdy s velkým zvětšením (záporným) rozpadá na několik bloků (skvrn), což je zcela atmosférický efekt.

Speckle imaging popisuje řadu astronomických zobrazovacích technik s vysokým rozlišením založených na analýze velkého počtu krátkých expozic, které zmrazí variaci atmosférické turbulence . Lze je rozdělit na metodu shift-and-add („ image stacking “) a metody skvrnité interferometrie . Tyto techniky mohou dramaticky zvýšit rozlišení pozemních dalekohledů , ale jsou omezeny na jasné cíle.

Vysvětlení

Princip všech technik spočívá v pořizování velmi krátkých expozičních snímků astronomických cílů a jejich následném zpracování tak, aby byly odstraněny účinky astronomického vidění . Použití těchto technik vedlo k řadě objevů, včetně tisíců dvojhvězd, které by se jinak vizuálnímu pozorovateli, který pracoval s dalekohledem podobné velikosti, jevily jako jediná hvězda, a k prvním snímkům jevů podobných slunečním skvrnám na jiných hvězdách. Mnoho z těchto technik je dnes široce používáno, zejména při zobrazování relativně jasných cílů.

Rozlišení dalekohledu je omezeno velikostí hlavního zrcadla, kvůli účinkům Fraunhoferovy difrakce . To má za následek, že se obrazy vzdálených objektů rozšíří na malé místo známé jako vzdušný disk . Skupina objektů, jejichž obrazy jsou blíže k sobě než tento limit, se jeví jako jeden objekt. Větší dalekohledy tedy mohou zobrazovat nejen stmívací objekty (protože shromažďují více světla), ale rozlišují také objekty, které jsou blíže k sobě.

Toto vylepšení rozlišení se rozpadá kvůli praktickým limitům uloženým atmosférou , jejíž náhodná povaha narušuje jedno místo na vzdušném disku do vzoru podobně velkých bodů rozptýlených na mnohem větší ploše (viz sousední obrázek binárního souboru) . Pro typické vidění jsou praktické limity rozlišení u velikostí zrcadel mnohem menší než mechanické limity velikosti zrcadel, a to u průměru zrcadla rovného parametru astronomického vidění r ₀ - asi 20 cm v průměru pro pozorování s viditelným světlem za dobrého podmínky. Po mnoho let byl výkon dalekohledu tímto účinkem omezen, dokud zavedení skvrnité interferometrie a adaptivní optiky neposkytlo prostředky k odstranění tohoto omezení.

Speckle imaging obnoví původní obraz pomocí technik zpracování obrazu . Klíčem k technice, kterou objevil americký astronom David L. Fried v roce 1966, bylo pořídit velmi rychlé snímky. V takovém případě je atmosféra skutečně „zamrzlá“ na místě. U infračervených snímků jsou expoziční časy řádově 100 ms, ale u viditelné oblasti klesají na pouhých 10 ms. Na obrázcích v tomto nebo menším časovém měřítku je pohyb atmosféry příliš pomalý, než aby působil; skvrny zaznamenané v obrazu jsou momentkou atmosférického vidění v daném okamžiku.

Samozřejmě je tu nevýhoda: pořizování snímků při této krátké expozici je obtížné a pokud je objekt příliš slabý, nebude zachyceno dostatek světla, aby bylo možné provést analýzu. Raná použití této techniky na začátku 70. let byla prováděna v omezeném měřítku pomocí fotografických technik, ale protože fotografický film zachycuje pouze asi 7% přicházejícího světla, bylo možné tímto způsobem prohlížet pouze nejjasnější objekty. Zavedení CCD do astronomie, které zachycuje více než 70% světla, snížilo laťku v praktických aplikacích řádově a dnes je tato technika široce používána na jasných astronomických objektech (např. Hvězdách a hvězdných systémech).

Mnoho jednodušších metod zobrazování skvrn má několik názvů, převážně od amatérských astronomů, kteří znovu vynalezli stávající techniky zobrazování skvrn a dali jim nová jména.

V poslední době se pro průmyslové aplikace vyvinulo další použití této techniky. Zářením laseru (jehož hladké vlnoplocha je vynikající simulací světla vzdálené hvězdy) na povrch, lze výsledný skvrnitý vzor zpracovat a poskytnout podrobné snímky vad materiálu. {{}}

Typy

Metoda Shift-and-add

Metoda shift-and-add (novější metoda „ stohování obrázků “) je forma skvrnitého zobrazování běžně používaná pro získávání vysoce kvalitních obrazů z řady krátkých expozic s různými posuny obrazu. V astronomii se používá již několik desetiletí a je základem funkce stabilizace obrazu u některých fotoaparátů. Snímky s krátkou expozicí jsou zarovnány pomocí nejjasnější skvrny a zprůměrovány tak, aby poskytovaly jediný výstupní obraz.

Metoda zahrnuje výpočet rozdílových posunů obrazů. Toho lze snadno dosáhnout na astronomických snímcích, protože je lze srovnat s hvězdami. Jakmile jsou obrázky zarovnány, jsou zprůměrovány dohromady. Základním statistickým principem je, že odchylky ve vzorku lze snížit průměrováním jednotlivých hodnot. Ve skutečnosti by se při použití průměru měl poměr signálu k šumu zvýšit o faktor druhé odmocniny počtu obrázků. Řada softwarových balíků pro provádění tohoto, včetně existovat IRAF , Registax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin a Iris .

V případě šťastného zobrazovacího přístupu jsou pro průměrování vybrány pouze ty nejlepší krátké expozice. Techniky časného posunu a přidání zarovnávaly obrázky podle těžiště obrazu , což celkově nižší poměr Strehl .

Speckle interferometrie

V roce 1970 francouzský astronom Antoine Labeyrie ukázal, že Fourierova analýza ( skvrnitá interferometrie ) může získat informace o struktuře objektu s vysokým rozlišením ze statistických vlastností skvrnitých vzorů. Metody vyvinuté v 80. letech umožnily rekonstruovat jednoduché obrazy z této informace o výkonovém spektru.

Jeden novější typ skvrnité interferometrie, který se nazývá maskování skvrn, zahrnuje výpočet bispektra nebo fází uzavření z každé z krátkých expozic. „Průměrné bispectrum“ lze poté vypočítat a poté převrátit, aby se získal obraz. To funguje zvláště dobře při použití clonových masek . V tomto uspořádání je clona dalekohledu blokována, s výjimkou několika otvorů, které propouštějí světlo, čímž vzniká malý optický interferometr s lepší rozlišovací schopností, než by jinak měl dalekohled. Tuto techniku maskování clony propagovala Cavendish Astrophysics Group .

Jedno omezení této techniky spočívá v tom, že vyžaduje rozsáhlé počítačové zpracování obrazu, což bylo těžké dosáhnout, když byla technika poprvé vyvinuta. Toto omezení se v průběhu let vytratilo, protože se zvýšil výpočetní výkon, a stolní počítače dnes mají více než dostatečný výkon, aby bylo takové zpracování triviálním úkolem.

Biologie

Zobrazování skvrn v biologii se týká podznačení periodických buněčných složek (jako jsou vlákna a vlákna), takže místo toho, aby vypadaly jako spojitá a jednotná struktura, vypadají jako diskrétní sada skvrn. To je způsobeno statistickým rozdělením označené složky v neoznačených složkách. Technika, známá také jako dynamická skvrna, umožňuje monitorování dynamických systémů v reálném čase a analýzu videa, aby bylo možné porozumět biologickým procesům.

Viz také

Ukázkové obrázky

Všechny z nich byly získány pomocí infračervené AO nebo IR interferometrie (nikoli skvrnité zobrazování) a mají vyšší rozlišení, než jaké lze získat například pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu . Speckle imaging může produkovat obrázky se čtyřikrát lepším rozlišením než tyto.

Reference

externí odkazy

Hugin - obrazový software s otevřeným zdrojovým kódem s funkcí „stack-image“ s funkcí shift-and-add
Iris - freewarový software pro zpracování astronomických snímků
Autostakkert - zarovnání a skládání obrazových sekvencí, minimalizující vliv atmosférických zkreslení

Languages

In other projects