Спекл-визуализация описывает ряд методов астрономической визуализации с высоким разрешением , основанных на анализе большого количества коротких экспозиций, которые фиксируют изменение атмосферной турбулентности . Их можно разделить на метод сдвига и сложения (« наложение изображений ») и методы спекл-интерферометрии . Эти методы могут значительно увеличить разрешение наземных телескопов , но ограничиваются яркими целями.
Типичное изображение двойной звезды ( ζ Boötis ) с короткой выдержкой сквозь атмосферную турбулентность. Каждая звезда должна выглядеть как одна точка, но из-за атмосферы изображения двух звезд распадаются на два узора из пятен . Крапинки быстро перемещаются, так что каждая звезда выглядит как единое нечеткое пятно на изображениях с большой выдержкой.
Фильм с замедленной съемкой пятен, демонстрирующий, как изображение звезды с большим увеличением (негативное) распадается на несколько пятен (пятен), что является атмосферным эффектом.
Объяснение
Принцип всех методов состоит в том, чтобы получать изображения астрономических целей с очень короткой выдержкой, а затем обрабатывать их, чтобы устранить эффекты астрономического зрения . Использование этих методов привели к ряду открытий, в том числе тысячи двойных звезд , которые могли бы появиться в качестве одной звезды к визуальному наблюдателю , работающему с аналогичным размером телескопом, и первые изображения солнечных пятен -как явления на других звездах. Многие методы до сих пор широко используются, особенно при съемке относительно ярких целей.
Разрешение телескопа ограничено размером главного зеркала из-за эффектов дифракции фраунгофера . Это приводит к тому, что изображения далеких объектов распространяются на небольшое пятно, известное как диск Эйри . Группа объектов, изображения которых расположены ближе этого предела, отображается как единый объект. Таким образом, большие телескопы могут отображать не только более тусклые объекты (потому что они собирают больше света), но и разрешать объекты, расположенные ближе друг к другу.
Это улучшение разрешения нарушается из-за практических ограничений, накладываемых атмосферой , случайный характер которой прерывает единственное пятно на диске Эйри на структуру пятен аналогичного размера, разбросанных на гораздо большей площади (см. Соседнее изображение двойной системы). . Для типичного изображения практические пределы разрешения находятся при размерах зеркал, намного меньших, чем механические пределы для размеров зеркал, а именно при диаметре зеркала, равном астрономическому параметру качества изображения r 0 - около 20 см в диаметре для наблюдений в видимом свете при хорошем условия. В течение многих лет производительность телескопов ограничивалась этим эффектом, пока внедрение спекл-интерферометрии и адаптивной оптики не позволило снять это ограничение.
Визуализация пятен воссоздает исходное изображение с помощью методов обработки изображений . Ключ к этой методике, обнаруженной американским астрономом Дэвидом Л. Фридом в 1966 году, состоял в том, чтобы делать очень быстрые изображения, и в этом случае атмосфера фактически «замораживается» на месте. [1] Для инфракрасных изображений время экспозиции составляет порядка 100 мс, но для видимой области оно снижается до 10 мс. На изображениях в этом масштабе времени или меньшем движение атмосферы слишком медленное, чтобы оказывать влияние; пятнышки, записанные на изображении, представляют собой моментальный снимок атмосферы, наблюдаемой в этот момент.
Конечно, есть и обратная сторона: делать снимки с такой короткой выдержкой сложно, а если объект слишком тусклый, будет захвачено недостаточно света, чтобы сделать анализ возможным. Раннее использование этой техники в начале 1970-х годов было сделано в ограниченном масштабе с использованием фотографических методов, но поскольку фотопленка захватывает только около 7% падающего света, таким образом можно было рассматривать только самые яркие объекты. Внедрение в астрономию ПЗС-матрицы , которая улавливает более 70% света, на порядок снизило планку практических приложений, и сегодня этот метод широко используется на ярких астрономических объектах (например, звездах и звездных системах).
Многие из более простых методов построения изображений спеклов имеют несколько названий, в основном от астрономов-любителей, заново изобретающих существующие методы построения изображений спеклов и давших им новые имена.
Совсем недавно было разработано еще одно применение этого метода в промышленных приложениях. Посветив лазером (гладкий волновой фронт которого является отличной имитацией света далекой звезды) на поверхность, полученный спекл-узор можно обработать, чтобы получить подробные изображения дефектов в материале. {{ [2] }}
Типы
Метод сдвига и добавления
Метод сдвига и сложения (в последнее время - метод « наложения изображений ») - это форма формирования спекл-изображений, обычно используемая для получения высококачественных изображений из ряда коротких экспозиций с различными сдвигами изображения. [3] [4] Он используется в астрономии в течение нескольких десятилетий и является основой функции стабилизации изображения на некоторых камерах. Изображения с короткой выдержкой выравниваются с использованием самых ярких пятен и усредняются, чтобы получить одно выходное изображение. [5]
Метод предполагает расчет дифференциальных сдвигов изображений. Это легко сделать с помощью астрономических изображений, поскольку они могут быть выровнены по звездам. После совмещения изображений они усредняются. Основной принцип статистики заключается в том, что вариации в выборке могут быть уменьшены путем усреднения отдельных значений. Фактически, при использовании среднего значения отношение сигнал / шум должно быть увеличено на коэффициент квадратного корня из числа изображений. Для этого существует ряд программных пакетов, включая IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin и Iris .
В подходе удачной визуализации для усреднения выбираются только лучшие короткие выдержки. Ранние методы сдвига и добавления выравнивали изображения в соответствии с центроидом изображения , что давало более низкий общий коэффициент Штреля .
Спекл-интерферометрия
В 1970 году французский астроном Антуан Лабери показал, что анализ Фурье ( спекл-интерферометрия ) может получить информацию о структуре объекта с высоким разрешением на основе статистических свойств спекл-структур. [6] Методы, разработанные в 1980-х годах, позволили восстановить простые изображения на основе этой информации о спектре мощности.
Еще один недавний тип спекл-интерферометрии, называемый маскировкой спеклов, включает вычисление биспектра или фазы закрытия для каждой из коротких экспозиций. [7] Затем можно рассчитать «средний биспектр» и затем инвертировать для получения изображения. Это особенно хорошо работает при использовании апертурных масок . В этом устройстве апертура телескопа заблокирована, за исключением нескольких отверстий, пропускающих свет, создавая небольшой оптический интерферометр с лучшей разрешающей способностью, чем у телескопа в противном случае. Этот метод маскирования апертуры был впервые предложен Кавендишской астрофизической группой . [8] [9]
Одним из ограничений метода является то, что он требует обширной компьютерной обработки изображения, чего было трудно достичь, когда метод был впервые разработан. Это ограничение исчезло с годами по мере роста вычислительной мощности, и в настоящее время у настольных компьютеров более чем достаточно мощности, чтобы сделать такую обработку тривиальной задачей.
Биология
Визуализация спеклов в биологии относится к обозначению [ необходимо уточнение ] периодических клеточных компонентов (таких как нити и волокна), так что вместо того, чтобы проявляться как непрерывная и однородная структура, они выглядят как дискретный набор спеклов. Это связано со статистическим распределением помеченного компонента внутри немаркированных компонентов. Этот метод, также известный как динамический спекл, позволяет в реальном времени отслеживать динамические системы и анализировать видеоизображения для понимания биологических процессов.
Смотрите также
- Астрономический интерферометр
- Голографическая интерферометрия
- Электронная интерферометрия спекл-структуры
- Наложение фокуса
- Биспектральный анализ
- Оптическая интерферометрия
- Синтез апертуры
- Апертурная маскирующая интерферометрия
- Система с дифракционным ограничением
- Lucky Imaging
- Сверхвысокое разрешение
Примеры изображений
Все они были получены с использованием инфракрасной АО или ИК-интерферометрии (не визуализации спеклов) и имеют более высокое разрешение, чем может быть получено, например, с помощью космического телескопа Хаббла . Спекл-визуализация позволяет получать изображения с разрешением в четыре раза лучше, чем эти.
- WR 104
- WR 98a
- ЛХа 101
- MWC 349A
- Бетельгейзе
Рекомендации
- ^ Фрид, Дэвид Л. (1966). «Оптическое разрешение через случайно неоднородную среду для очень длинных и очень коротких экспозиций». Журнал Оптического общества Америки . 56 (10): 1372. Bibcode : 1966JOSA ... 56.1372F . DOI : 10.1364 / JOSA.56.001372 .
- ^ Жако, П .: Спекл-интерферометрия: обзор основных методов, используемых в приложениях экспериментальной механики. Штамм 44, 57–69 (2008).
- ^ Баба, N .; Isobe, S .; Norimoto, Y .; Ногучи, М. Восстановление изображения звездных спеклов методом сдвига и сложения , Прикладная оптика (ISSN 0003-6935), т. 24, 15 мая 1985 г., стр. 1403–1405
- ^ Кристоу, JC, качество изображения, коррекция наклонов, а также сдвиг и добавление инфракрасного изображение , публикации астрономического общества Тихого океана, т. 103, сентябрь 1991 г., стр. 1040-1048
- ^ Баба, N; Исобе, Сюзо; Норимото, Ёдзи; Ногучи, Мотокадзу (май 1985 г.). «Реконструкция спекл-изображения звезд методом сдвига и сложения». Прикладная оптика . 24 (10): 1403–5. Bibcode : 1985ApOpt..24.1403B . DOI : 10,1364 / AO.24.001403 . PMID 20440355 .
- ^ Лабейри , Антуан (май 1970 г.). «Достижение дифракционного ограниченного разрешения в больших телескопах с помощью анализа Фурье спекл-структур на изображениях звезд». Астрономия и астрофизика . 6 : 85л. Bibcode : 1970а & ..... 6 ... 85L .
- ^ Вайгельт, Герд (апрель 1977 г.). «Модифицированная астрономическая спекл-интерферометрия« маскировка спеклов » ». Оптика Коммуникации . 21 (1): 55–59. Bibcode : 1977OptCo..21 ... 55W . DOI : 10.1016 / 0030-4018 (77) 90077-3 .
- ^ Болдуин, Джон; Ханифф, Калифорния; MacKay, CD; Уорнер, П.Дж. (апрель 1986 г.). «Фаза закрытия в оптических изображениях высокого разрешения». Природа . 320 (6063): 595. Bibcode : 1986Natur.320..595B . DOI : 10.1038 / 320595a0 . S2CID 4338037 .
- ^ Болдуин, Джон; MacKay, CD; Титерингтон, диджей; Sivia, D .; Болдуин, Дж. Э .; Уорнер, П.Дж. (август 1987 г.). «Первые изображения с оптического синтеза апертуры». Природа . 328 (6132): 694. Bibcode : 1987Natur.328..694B . DOI : 10.1038 / 328694a0 . S2CID 4281897 .
Внешние ссылки
- Hugin - программное обеспечение с открытым исходным кодом для создания изображений со сдвигом и добавлением "наложения изображений"
- Iris - бесплатная программа для обработки астрономических изображений
- Autostakkert - выравнивание и наложение последовательностей изображений, сводящее к минимуму влияние атмосферных искажений