Szczęśliwe obrazowanie

Szczęśliwy obraz rdzenia M15

Szczęśliwe obrazowanie (zwane także szczęśliwymi ekspozycjami ) to jedna z form obrazowania plamek stosowana w astrofotografii . Techniki obrazowania plamkowego wykorzystują szybką kamerę z wystarczająco krótkimi czasami ekspozycji (100 ms lub mniej), aby zmiany w atmosferze ziemskiej podczas ekspozycji były minimalne.

atmosfery ma najmniejszy wpływ (zwykle około 10%) i łączone w jeden obraz poprzez przesunięcie i dodanie krótkich ekspozycji, co daje znacznie wyższą rozdzielczość kątową niż byłoby to możliwe przy pojedynczej, dłuższej ekspozycji , który zawiera wszystkie ramki.

Wyjaśnienie

teleskopów naziemnych podlegają efektowi rozmycia spowodowanego turbulencjami atmosferycznymi (widocznymi dla oka jako migoczące gwiazdy ). Wiele programów do obrazowania astronomicznego wymaga wyższej rozdzielczości niż jest to możliwe bez pewnej korekty obrazów. Obrazowanie Lucky to jedna z kilku metod usuwania rozmycia atmosferycznego. Używane przy wyborze 1% lub mniej, szczęśliwe obrazowanie może osiągnąć granicę dyfrakcji nawet dla teleskopów o aperturze 2,5 m, co stanowi współczynnik poprawy rozdzielczości o co najmniej pięć w porównaniu ze standardowymi systemami obrazowania.

$Zeta Bootis imaged with the Nordic Optical Telescope on 13 May 2000 using the lucky imaging method. (The Airy discs around the stars are diffraction from the 2.56 m telescope aperture.)$

Zeta Bootis sfotografowana za pomocą Nordyckiego Teleskopu Optycznego 13 maja 2000 r. Przy użyciu szczęśliwej metody obrazowania. ( Dyski Airy'ego wokół gwiazd są dyfrakcją z apertury teleskopu 2,56 m.)
Typowy obraz tej gwiazdy podwójnej z krótkim czasem ekspozycji z tego samego zestawu danych, ale bez użycia przetwarzania plamek . Efektem atmosfery ziemskiej jest rozbicie obrazu każdej gwiazdy na plamki.

Demonstracja zasady

Poniższa sekwencja obrazów pokazuje, jak działa szczęśliwe obrazowanie. Z serii 50 000 zdjęć wykonanych z prędkością prawie 40 zdjęć na sekundę powstało pięć różnych zdjęć o długim czasie naświetlania. Dodatkowo, pojedyncza ekspozycja z bardzo niską jakością obrazu i inna pojedyncza ekspozycja z bardzo wysoką jakością obrazu są wyświetlane na początku sekwencji demonstracyjnej. Pokazany cel astronomiczny ma 2MASS ID J03323578+2843554. Północ jest na górze, a wschód po lewej stronie.

	Pojedyncza ekspozycja z niską jakością obrazu, niewybrana do szczęśliwego obrazowania.		Pojedyncza ekspozycja z bardzo wysoką jakością obrazu, wybrana do szczęśliwego obrazowania.
	To zdjęcie pokazuje średnią ze wszystkich 50 000 zdjęć, co jest prawie takie samo jak 21-minutowa (50 000/40 sekund) ekspozycja przy ograniczonym obrazie. Wygląda jak typowy obraz gwiazdy, lekko wydłużony. Pełna szerokość w połowie maksimum (FWHM) widocznego dysku wynosi około 0,9 sekundy kątowej.		Ten obraz pokazuje średnią wszystkich 50 000 pojedynczych obrazów, ale tutaj środek ciężkości (środek ciężkości) każdego obrazu jest przesunięty do tej samej pozycji odniesienia. To jest zdjęcie z długą ekspozycją z korekcją pochylenia końcówki lub stabilizacją obrazu. Pokazuje już więcej szczegółów — dwa obiekty — niż obraz o ograniczonej widzialności .
	Ten obraz przedstawia uśrednione 25 000 (wybór 50%) najlepszych obrazów, po przesunięciu najjaśniejszego piksela na każdym obrazie do tej samej pozycji odniesienia. Na tym obrazie możemy prawie zobaczyć trzy obiekty.		Ten obraz pokazuje uśrednione 5000 (wybór 10%) najlepszych obrazów, po przesunięciu najjaśniejszego piksela na każdym obrazie do tej samej pozycji odniesienia. Otaczające widzenie halo jest jeszcze bardziej zredukowane, pierścień Airy wokół najjaśniejszego obiektu staje się wyraźnie widoczny.
	Ten obraz pokazuje uśrednione 500 (wybór 1%) najlepszych obrazów, po przesunięciu najjaśniejszego piksela na każdym obrazie do tej samej pozycji odniesienia. Widzące jest jeszcze bardziej zredukowane. Stosunek sygnału do szumu najjaśniejszego obiektu jest najwyższy na tym zdjęciu.

Różnica między obrazem z ograniczoną widocznością (trzeci obraz od góry) a najlepszym wynikiem 1% wybranych obrazów jest dość niezwykła: wykryto system potrójny. Najjaśniejszym składnikiem na Zachodzie jest gwiazda M4V o jasności V=14,9 magnitudo. Ten komponent jest szczęśliwym źródłem odniesienia do obrazowania. Słabszy składnik składa się z dwóch gwiazd klas widmowych M4,5 i M5,5. Odległość układu wynosi około 45 parseków (pc). Widoczne pierścienie powietrza, co wskazuje na przekroczenie granicy dyfrakcji Obserwatorium Calar Alto osiągnięto 2,2-metrowy teleskop. Stosunek sygnału do szumu źródeł punktowych wzrasta wraz z silniejszym wyborem. widzenia po drugiej stronie jest bardziej stłumione . Odległość między dwoma najjaśniejszymi obiektami wynosi około 0,53 sekundy łuku, a między dwoma najsłabszymi obiektami mniej niż 0,16 sekundy łuku. W odległości 45 pc odpowiada to 7,2-krotności odległości między Ziemią a Słońcem, około 1 miliarda kilometrów (10 ⁹ km).

Historia

Szczęśliwe obrazowanie Jowisza przy 5 µm przy użyciu stosów pojedynczych klatek Obserwatorium Gemini, z których każda ma stosunkowo długi czas naświetlania 309 ms

Szczęśliwe metody obrazowania zostały po raz pierwszy zastosowane w połowie XX wieku i stały się popularne w obrazowaniu planet w latach pięćdziesiątych i sześćdziesiątych XX wieku (przy użyciu kamer filmowych, często ze wzmacniaczami obrazu ). W większości przypadków udoskonalenie oddzielnych technologii obrazowania zajęło 30 lat, aby ta sprzeczna z intuicją technologia obrazowania stała się praktyczna. Pierwszym numerycznym obliczeniem prawdopodobieństwa uzyskania szczęśliwych ekspozycji był artykuł Davida L. Frieda z 1978 roku.

We wczesnych zastosowaniach szczęśliwego obrazowania powszechnie zakładano, że atmosfera rozmywa lub zamazuje obrazy astronomiczne. W tej pracy pełną szerokość w połowie maksimum (FWHM) rozmycia i wykorzystano ją do wybrania ekspozycji. Późniejsze badania wykorzystały fakt, że atmosfera nie zamazuje obrazów astronomicznych, ale generalnie tworzy wiele ostrych kopii obrazu ( funkcja rozproszenia punktów ma plamki ). Zastosowano nowe metody, które wykorzystały to do uzyskania obrazów o znacznie wyższej jakości niż uzyskiwane przy założeniu, że obraz jest rozmazany .

We wczesnych latach XXI wieku zdano sobie sprawę, że burzliwa przerwa (i powodowane przez nią fluktuacje astronomicznych warunków widzenia) mogą znacznie zwiększyć prawdopodobieństwo uzyskania „szczęśliwej ekspozycji” dla danych przeciętnych astronomicznych warunków widzenia.

Hybrydowe systemy obrazowania Lucky i optyki adaptacyjnej

W 2007 roku astronomowie z Caltech i University of Cambridge ogłosili pierwsze wyniki z nowego, hybrydowego systemu szczęśliwego obrazowania i optyki adaptacyjnej (AO). Nowa kamera dała pierwsze rozdzielczości ograniczone dyfrakcją na teleskopach klasy 5 m w świetle widzialnym. Badania przeprowadzono na teleskopie Mt Palomar Hale z otworem o średnicy 200 cali. Teleskop, wyposażony w szczęśliwą kamerę i optykę adaptacyjną, zbliżył go do teoretycznej rozdzielczości kątowej, osiągając do 0,025 sekundy kątowej dla niektórych typów obserwacji. W porównaniu z teleskopami kosmicznymi, takimi jak 2,4-metrowy Hubble, system nadal ma pewne wady, w tym wąskie pole widzenia dla wyraźnych obrazów (zwykle od 10 do 20 cali), poświatę powietrzną i częstotliwości elektromagnetyczne blokowane przez atmosferę .

W połączeniu z systemem AO, Lucky Imaging wybiera okresy, w których turbulencje, które system optyki adaptacyjnej musi skorygować, są zmniejszone. W tych okresach, trwających ułamek sekundy, poprawka podana przez system AO jest wystarczająca do uzyskania doskonałej rozdzielczości w świetle widzialnym. Szczęśliwy system obrazowania uśrednia zdjęcia wykonane w doskonałych okresach, aby uzyskać końcowe zdjęcie o znacznie wyższej rozdzielczości niż jest to możliwe w przypadku konwencjonalnego aparatu AO o długim czasie naświetlania.

Ta technika ma zastosowanie do uzyskiwania obrazów o bardzo wysokiej rozdzielczości tylko stosunkowo małych obiektów astronomicznych, o średnicy do 10 sekund kątowych, ponieważ jest ograniczona precyzją korekcji turbulencji atmosferycznych. Wymaga również stosunkowo jasnej gwiazdy o jasności 14mag w polu widzenia, po którym można się kierować. Znajdując się nad atmosferą, Kosmiczny Teleskop Hubble'a nie jest ograniczony przez te obawy, dzięki czemu jest zdolny do obrazowania o znacznie szerszym polu w wysokiej rozdzielczości.

Popularność techniki

Zarówno amatorzy, jak i zawodowi astronomowie zaczęli stosować tę technikę. Nowoczesne kamery internetowe i kamkordery mają możliwość rejestrowania szybkich krótkich ekspozycji z czułością wystarczającą do astrofotografii , a te urządzenia są używane z teleskopem i metodą przesuwania i dodawania z obrazowania plamkowego (znaną również jako układanie obrazów ), aby osiągnąć wcześniej nieosiągalną rozdzielczość. Jeśli niektóre obrazy zostaną odrzucone, ten rodzaj wideoastronomii nazywa się szczęśliwym obrazowaniem .

Istnieje wiele metod selekcji obrazów, w tym metoda selekcji Strehla , po raz pierwszy zaproponowana przez Johna E. Baldwina z grupy Cambridge oraz selekcja kontrastu obrazu stosowana w metodzie Selektywnej Rekonstrukcji Obrazu Rona Dantowitza.

Rozwój i dostępność multiplikujących elektrony matryc CCD (EMCCD, znanych również jako LLLCCD, L3CCD lub CCD o niskim poziomie oświetlenia) umożliwiły pierwsze wysokiej jakości szczęśliwe obrazowanie słabych obiektów.

27 października 2014 r. Google wprowadziło podobną technikę o nazwie HDR+. HDR+ wykonuje serię ujęć z krótkimi czasami ekspozycji, selektywnie dopasowując najostrzejsze ujęcia i uśredniając je przy użyciu technik fotografii obliczeniowej . Krótkie czasy naświetlania pozwalają uniknąć rozmycia obrazu lub prześwietlenia jasnych obszarów, a uśrednienie wielu ujęć redukuje szumy. HDR+ jest przetwarzany na akceleratorach sprzętowych , w tym procesorach Qualcomm Hexagon DSP i Pixel Visual Core .

Metody alternatywne

Inne podejścia, które mogą zapewnić zdolność rozdzielczą przekraczającą granice widzenia atmosferycznego, obejmują optykę adaptacyjną , interferometrię , inne formy obrazowania plamek i teleskopy kosmiczne, takie jak Kosmiczny Teleskop Hubble'a NASA .

Zobacz też

CL Stong 1956 przeprowadza wywiad z naukowcem Robertem B. Leightonem dla Amateur Scientist , „Concerning the Problem of Making Sharper Photographs of the Planets”, Scientific American, tom 194, czerwiec 1956, s. 157. Wczesny przykład doboru ekspozycji z mechaniczną korekcją pochylenia końcówki (przy użyciu filmu cine i czasów naświetlania 2 sekundy lub więcej).
William A. Baum 1956, „Electronic Photography of Stars”, Scientific American, tom 194, marzec 1956. Omawia wybór krótkich ekspozycji w momentach, gdy obraz przez teleskop jest najostrzejszy (przy użyciu wzmacniacza obrazu i krótkich ekspozycji).

Linki zewnętrzne