Коррекция плоского поля

Изменение яркости из-за виньетирования , как показано здесь, можно исправить, выборочно осветляя периметр изображения.

Коррекция плоского поля - это метод, используемый для улучшения качества цифровых изображений . Он устраняет эффекты артефактов изображения, вызванные изменениями пиксельной чувствительности детектора и искажениями на оптическом пути. Это стандартная процедура калибровки во всем, от персональных цифровых камер до больших телескопов.

Обзор [ править ]

Плоское поле относится к процессу компенсации различных коэффициентов усиления и темновых токов в детекторе. Как только детектор имеет подходящее плоское поле, однородный сигнал будет создавать однородный выходной сигнал (следовательно, плоское поле). Это означает, что любой дальнейший сигнал вызван обнаруженным явлением, а не систематической ошибкой .

Изображение с плоским полем получается путем отображения равномерно освещенного экрана, таким образом создавая изображение однородного цвета и яркости по всему кадру. Для портативных фотоаппаратов экран может быть листом бумаги на расстоянии вытянутой руки, но телескоп часто будет отображать чистый участок неба в сумерках, когда освещение равномерное и видно мало звезд, если они вообще есть. ^[1] После получения изображений можно начинать обработку.

Плоское поле состоит из двух чисел для каждого пикселя: усиления пикселя и его темного тока (или темного кадра ). Коэффициент усиления пикселя - это то, как количество сигнала, подаваемого детектором, изменяется в зависимости от количества света (или эквивалента). Коэффициент усиления почти всегда является линейной переменной, поэтому коэффициент усиления задается просто как отношение входного и выходного сигналов. Темновой ток - это количество сигнала, выдаваемого детектором при отсутствии падающего света (отсюда темная рамка). Во многих детекторах это также может быть функцией времени, например, в астрономических телескопах принято брать темный кадр того же времени, что и запланированная световая экспозиция. Усиление и темная рамка для оптических систем также могут быть установлены с помощью серии фильтров нейтральной плотности. предоставить информацию о входном / выходном сигнале и применить метод наименьших квадратов для получения значений темнового тока и усиления.

{\ Displaystyle C = {{(RD) * m} \ over {(FD)}} = {(RD) * G}}

куда:

C = исправленное изображение
R = необработанное изображение
F = изображение с плоским полем
D = темное поле или темная рамка
m = усредненное по изображению значение (FD)
G = усиление = ^[2] ${\ Displaystyle м \ над (FD)}$

В этом уравнении заглавные буквы - это двумерные матрицы, а строчные буквы - скаляры. Все матричные операции выполняются поэлементно.

Чтобы астрофотограф мог запечатлеть световой кадр, он или она должны разместить источник света над линзой объектива визуализирующего прибора так, чтобы источник света равномерно излучался через оптику пользователя. Затем фотограф должен отрегулировать экспозицию своего устройства формирования изображений (CCD или DSLR-камера) так, чтобы при просмотре гистограммы изображения пик достигал примерно 40–70% динамического диапазона (максимального диапазона значений пикселей) изображения. устройство видно. Фотограф обычно делает 15–20 световых кадров и выполняет срединное наложение. После получения желаемых светлых кадров линза объектива закрывается так, чтобы внутрь не попадал свет, затем делается 15–20 темных кадров, каждый с равным временем экспозиции, как и светлый кадр. Это так называемые тёмно-плоские рамки.

В рентгеновской визуализации [ править ]

При рентгеновской визуализации полученные проекционные изображения обычно страдают от шума фиксированной структуры, который является одним из ограничивающих факторов качества изображения. Это может происходить из-за неоднородности луча, вариаций усиления отклика детектора из-за неоднородности выхода преобразования фотонов, потерь при переносе заряда, улавливания заряда или вариаций в характеристиках считывания. Кроме того, сцинтилляционный экран может накапливать пыль и / или царапины на своей поверхности, что приводит к систематическим узорам на каждом полученном рентгеновском проекционном изображении. Известно, что в рентгеновской компьютерной томографии (КТ) шум с фиксированной структурой значительно ухудшает достижимое пространственное разрешение и обычно приводит к кольцевым или полосовым артефактам на реконструированных изображениях. Фиксированный структурный шум можно легко удалить с помощью коррекции плоского поля. В обычной коррекции плоского поляпроекционные изображения без образца получаются с включенным рентгеновским лучом и без него, что называется плоскими полями (F) и темными полями (D). На основе полученных плоских и темных полей измеренные проекционные изображения (P) с образцом затем нормализуются к новым изображениям (N) в соответствии с^[3]

${\ Displaystyle N = {{(PD)} \ над {(FD)}}}$

Коррекция динамического плоского поля [ править ]

Хотя обычная коррекция плоского поля представляет собой элегантную и простую процедуру, которая в значительной степени снижает уровень шума с фиксированной диаграммой направленности, она в значительной степени зависит от стационарности рентгеновского луча, отклика сцинтиллятора и чувствительности ПЗС. Однако на практике это предположение выполняется лишь приблизительно. Действительно, элементы детектора характеризуются зависимыми от интенсивности нелинейными функциями отклика, а падающий луч часто демонстрирует зависящие от времени неоднородности, которые делают обычные FFC неадекватными. В синхротронной рентгеновской томографии многие факторы могут вызывать вариации плоского поля: нестабильность поворотных магнитов синхротрона, колебания температуры из-за водяного охлаждения в зеркалах и монохроматоре или колебания сцинтиллятора и других компонентов пучка. Последний отвечает за самые большие вариации плоских полей.Чтобы справиться с такими вариациями, может использоваться процедура динамической коррекции плоского поля, которая оценивает плоское поле для каждой отдельной проекции. Собственные плоские поля могут быть вычислены посредством анализа главных компонент набора плоских полей, которые получены до и / или после фактического сканирования. Затем можно использовать линейную комбинацию наиболее важных собственных плоских полей для индивидуальной нормализации каждой рентгеновской проекции:^[3]

${\ displaystyle N_ {j} = {{P_ {j} - {\ bar {D}}} \ over {{\ bar {F}} + \ sum _ {k} w_ {jk} u_ {k} - { \ bar {D}}}}}$

${\ displaystyle N_ {j}}$ = нормализованная по интенсивности рентгеновская проекция
${\ displaystyle P_ {j}}$ = исходная рентгеновская проекция
${\bar {F}}$ = среднее изображение плоского поля (среднее значение плоского поля)
$u_{k}$ = k-е собственное плоское поле
$w_{jk}$ = вес собственного плоского поля $u_{k}$
${\bar {D}}$ = среднее значение темного поля (среднее значение темного поля)

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

^ Hessman & Модров (2006-11-21). «Создание калибровочного изображения плоского поля» (PDF) . Проверено 14 октября 2019 .
^ http://www.princetoninstruments.com/cms/index.php/ccd-primer/152-flat-field-correction
^ ^а ^б Ван Ньювенхов, 2015.

Олсен, Дуг .; Доу, Чанъёнг .; Чжан, Сяодун .; Ху, Ляньбо .; Ким, Ходжин .; Хильдум, Эдвард. Радиометрическая калибровка для AgCam ; Remote Sens.2010, 2, 464-477
В. Ван Ньювенхове, Дж. Де Бенхауэр, Ф. Де Карло, Л. Манчини, Ф. Мароне и Дж. Зиджберс (2015). «Динамическая нормализация интенсивности с использованием собственных плоских полей в рентгеновской визуализации» . Оптика Экспресс . 23 (21): 27975–27989. Bibcode : 2015OExpr..2327975V . DOI : 10,1364 / OE.23.027975 . ЛВП : 10067/1302930151162165141 . PMID 26480456 .CS1 maint: uses authors parameter (link)

Внешние ссылки [ править ]