Heldig bildebehandling

Begrepet heldig avbildning ( bokstavelig talt heldig avbildning , også kjent som heldige eksponeringer ) angir en astrofotograferingsteknikk som refererer til flekkavbildning . Speckle imaging bruker høyhastighetskameraer med eksponeringstider (100 ms eller mindre) som minimerer effekten av å se . Lucky imaging kombinerer deretter eksponeringer som er minst påvirket av å se (vanligvis rundt 10 % av totalen), og skaper et høyoppløselig, langeksponert bilde.

Historie

Den heldige bildeteknikken ble utviklet mellom 50- og 60- tallet av det tjuende århundre og opplevde en viss spredning blant de som prøvde seg på å fotografere planetene (ved bruk av videokameraer , ofte med bildeforsterkere ); Imidlertid ble det første estimatet av muligheten for å oppnå heldige eksponeringer publisert av David L. Fried i 1978 . [1] Under de første søknadene var det generelt overbevist om at atmosfæren gjorde bildet av astronomiske objekter uskarpt ; [2] halvhøyde bredden på uskarphet ble estimert og brukt i sorteringen av eksponeringer. Etterfølgende studier [3] [4] har vist at atmosfæren ikke gjør bildene av himmelobjekter uskarpe, men produserer generelt mange skarpe kopier av bildet ( punktdiffusjonsfunksjonen får "flekker" til å dukke opp). De nye teknikkene som ble brukt utnyttet dette til å produsere bilder av høyere kvalitet enn de som ble oppnådd ved å anta atmosfærens uskarphet.

Operasjonsprinsipp

Bildene tatt med bakketeleskoper er utsatt for de forvrengende effektene av atmosfærisk turbulens (ansvarlig for scintillasjonsfenomenet ). Mange astronomiske bildeprogrammer krever høyere oppløsninger enn det som kan oppnås uten noen bildekorreksjonsfaktor. Lucky imaging er en av teknikkene som brukes for å begrense atmosfæriske effekter. Brukt ved et utvalg lik eller mindre enn 1 %, gjør denne teknikken det mulig å nå diffraksjonsgrensen til selv et 2,5 m blenderteleskop, og forbedre oppløsningen med en faktor på 5 sammenlignet med andre standard bildedannelsessystemer.


Binærstjernen ζ Boot er observert av det nordiske optiske teleskopet 13. mai 2000 ved hjelp av lykkebilder. (De luftige skivene rundt stjernene skyldes teleskopets diffraksjon .)
Den samme stjernen observert gjennom en typisk kort eksponering, uten bruk av noen flekkavbildningsteknikk . Bildet er fragmentert i flere flekker på grunn av effekten av jordens atmosfære.

Bildesekvensen nedenfor viser hvordan teknikken fungerer. Fra en serie på 50 000 bilder, tatt med en hastighet på minst 40 bilder per sekund, ble det laget fem forskjellige bilder med lang eksponering:

Det er summen av alle 50 000 bilder, og tilsvarer omtrent en eksponering på 21 minutter (50 000 / 40 sekunder) begrenset av effekten av å se . Det fremstår som et typisk bilde av en stjerne, litt avlang. Den totale FWHM-utvidelsen av disken er 0,9 " .
Det er summen av alle 50 000 bilder, men her forskyves tyngdepunktet (tyngdepunktet) til hvert bilde mot samme referanseposisjon. Bildet er derfor korrekt og viser større detaljgrad enn det forrige bildet (det viser to objekter).
Det er summen av de 25 000 (50 % utvalg) beste bildene, kombinert på en slik måte at den lyseste pikselen for hver eksponering faller sammen på samme sted. Detaljgraden er overlegen (den viser tre forskjellige objekter).
Det er summen av de 5000 (10 % utvalg) beste bildene, kombinert som i forrige bilde. Den omkringliggende haloen av å se er redusert, mens en luftig ring rundt det lysere objektet er tydelig synlig.
Det er summen av de 500 (1 % utvalg) beste bildene, kombinert som i de to foregående. Den seende haloen virker ytterligere redusert, mens signal-til-støy-forholdet til det lyseste objektet er det høyeste av alle fem lange eksponeringene.

Forskjellen mellom det sebegrensede bildet og det siste bildet er åpenbar: Hvis et enkelt avlangt objekt dukket opp i det første, er et trippelstjernesystem klart å skille i det siste . Hovedkomponenten i systemet er en M4 V klasse rød dverg med styrke 14,9, brukt som referansekilde, mens den tertiære komponenten (den svakeste) er en klasse M7-M8 dverg. Systemet er ca 45 stk unna solsystemet . Tilstedeværelsen av luftige ringer indikerer at diffraksjonsgrensen for teleskopet som bildene ble tatt fra er nådd, i dette tilfellet 2,5 m teleskopet til Calar Alto-observatoriet. Signal-til-støy-forholdet til punktkilder øker med økende selektivitet for bildesortering, mens seende halo avtar. Separasjonen mellom den primære og sekundære komponenten er omtrent 0,55 ", mens separasjonen mellom sekundær og tertiær er mindre enn 0,15", som tilsvarer 6,75 AU .

Hybridsystemer med adaptiv optikk

I 2007 kunngjorde astronomer fra Caltech og University of Cambridge resultatene oppnådd fra et nytt hybridsystem som kombinerte heldig avbildning med et adaptivt optikksystem . Systemet ble montert på 5,08 m Hale-teleskopet til Monte Palomar-observatoriet ; dette systemet tillot å skyve teleskopet svært nær sin teoretiske oppløsningsgrense, slik at visse typer observasjoner kunne oppnå en oppløsning lik 0,025". [5] Kombinasjonen av heldig avbildning og adaptiv optikk gjør det mulig å oppnå et resultat som blandes jo bedre resultater av de to teknikkene: med heldig avbildning er det faktisk mulig å oppnå korte eksponeringer med tider i størrelsesorden noen få brøkdeler av et sekund; disse reduserte tidene sikrer at de forvrengende effektene av atmosfærisk turbulens reduseres til et minimum, og er kan derfor enkelt endres av Adaptiv optikk Kombinasjonen av de beste bildene som er oppnådd gjør det derfor mulig å lage et langeksponert bilde med en oppløsning som er høyere enn den som kan oppnås fra et normalt langtidseksponeringskamera med adaptiv optikk.

Denne hybridteknikken kan bare brukes på objekter med mindre vinkeldimensjoner, opptil 10 ", gitt grensene som pålegges av de atmosfæriske turbulenskorreksjonsfaktorene.

Sammenlignet med noen romteleskoper , for eksempel Hubble (2,4 m blenderåpning), byr det hybride lucly-avbildningsadaptive optikksystemet fortsatt på noen problemer, for eksempel en innsnevring av synsfeltet for bilder med høyere oppløsning (typisk mellom 10 "e). 20"), luftgløden og blokkering av enkelte frekvenser av det elektromagnetiske spekteret av atmosfæren (se oppføringen eksteriering ). [5] Siden det er plassert over den atmosfæriske konvolutten, er et romteleskop upåvirket av disse begrensningene og er i stand til å samle bredfeltsbilder med høy oppløsning.


Bilde av kjernen til klyngen M13 observert med dette systemet. 10 % av de fangede eksponeringene ble kombinert for å oppnå dette svært høyoppløselige bildet (40 mas ); synsfeltet opptar omtrent 1 ".
Bilde av det samme området tatt av Hubble-teleskopet med et 660 nm lysfilter . Stjernene er bedre definert i bildet på siden, selv om Hubble-bildet er mer eksponert og også viser svakere stjerner.

Formidling av teknikken

Både amatører og profesjonelle astronomer har begynt å bruke denne teknikken. Moderne webkameraer og videokameraer er i stand til raskt å fange korte eksponeringer med tilstrekkelig følsomhet for astrofotografering ; disse systemene gjør det mulig å oppnå tidligere uoppnåelige oppløsninger fra teleskopet som brukes. Det finnes flere metoder for å velge de beste bildene, for eksempel den som er basert på Strehl-forholdet [6] eller den som er basert på kontrasten til bildene. [7] Nyere utviklinger innen Electron-multiplying CCD (EMCCD)-teknikken har gjort det mulig å oppnå høyoppløselige bilder med heldig avbildning av svake objekter.

Merknader

  1. ^ David L. Fried, Sannsynlighet for å få et heldig korteksponert bilde gjennom turbulens , i Optical Society of America , vol. 68, desember 1978, s. 1651–1658, DOI : 10.1364 / JOSA.68.001651 .
  2. ^ J.-L. Nieto, E. Thouvenot, Resentrering og utvalg av bilder med kort eksponering med foton-telledetektorer. I - Pålitelighetstester , i Astronomy and Astrophysics , vol. 241, n. 2, januar 1991, s. 663-672, ISSN 0004-6361.
  3. ^ NM Law , CD Mackay, JE Baldwin, Lucky Imaging: High Angular Resolution Imaging in the Visible from the Ground ( abstrakt ), i Astronomy and Astrophysics , vol. 446, n. 2, 1. februar 2006, s. 739-745. Hentet 27. mars 2022 (arkivert fra den opprinnelige nettadressen 27. mars 2022) .
  4. ^ RN Tubbs, Lucky Exposures: Diffraksjonsbegrenset astronomisk avbildning gjennom atmosfæren , i The Observatory , vol. 124, april 2004, s. 159-160, ISBN 3-8364-9769-7 .
  5. ^ a b Rick Fienberg, Sharpening the 200-Inch , Sky and Telescope magazine, 14. september 2007. Hentet 01-07-2008 (arkivert fra originalen 28. juli 2009) .
  6. ^ JE Baldwin, RN Tubbs, GC Cox, et al ., Diffraksjonsbegrenset 800 nm avbildning med 2,56 m Nordic Optical Telescope , in Astronomy and Astrophysics , vol. 368, mars 2001, s. L1 – L4, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010118 .
  7. ^ RF Dantowitz, SW Teare, MJ Kozubal, Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury , i The Astronomical Journal , vol. 119, n. 5, mai 2000, s. 2455–2457, DOI : 10.1086 / 301328 .

Bibliografi

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker