Heldig billeddannelse - Lucky imaging

Heldig billede af M15- kerne

Lucky billeddannelse (også kaldet heldige eksponeringer ) er en form for pletbilleddannelse, der bruges til astrofotografering . Speckle billeddannelsesteknikker bruger et højhastighedskamera med eksponeringstider, der er korte nok (100 ms eller mindre), så ændringer i Jordens atmosfære under eksponeringen er minimale.

Med heldig billeddannelse vælges de optimale eksponeringer, der mindst påvirkes af atmosfæren (typisk omkring 10%) og kombineres til et enkelt billede ved at flytte og tilføje de korte eksponeringer, hvilket giver en meget højere vinkelopløsning, end det ville være muligt med en enkelt, længere eksponering , som inkluderer alle rammer.

Forklaring

Billeder taget med jordbaserede teleskoper er udsat for den slørede virkning af atmosfærisk turbulens (set for øjet som stjernerne blinker ). Mange astronomiske billedbehandlingsprogrammer kræver højere opløsning end muligt uden nogen korrektion af billederne. Lucky billeddannelse er en af flere metoder, der bruges til at fjerne atmosfærisk sløring. Brugt ved 1% valg eller mindre kan heldig billeddannelse nå diffraktionsgrænsen på selv 2,5 m teleskoper med blænde, en opløsningsforbedringsfaktor på mindst fem i forhold til standard billeddannelsessystemer.

Zeta Bootis blev afbildet med det nordiske optiske teleskop den 13. maj 2000 ved hjælp af den heldige billeddannelsesmetode. (De luftige skiver omkring stjernerne er diffraktion fra 2,56 m teleskopåbningen.)
Typisk korteksponeringsbillede af denne binære stjerne fra det samme datasæt, men uden brug af pletbehandling . Virkningen af Jordens atmosfære er at bryde billedet af hver stjerne op i pletter.

Demonstration af princippet

Sekvensen af billeder nedenfor viser, hvordan heldig billeddannelse fungerer. Fra en serie på 50.000 billeder taget med en hastighed på næsten 40 billeder i sekundet er der oprettet fem forskellige billeder med lang eksponering. Derudover vises en enkelt eksponering med meget lav billedkvalitet og en anden enkelt eksponering med meget høj billedkvalitet i begyndelsen af demo-sekvensen. Det viste astronomiske mål har 2MASS ID J03323578 + 2843554. Nord er op og øst til venstre.

	Enkelt eksponering med lav billedkvalitet, ikke valgt til heldig billeddannelse.		Enkelt eksponering med meget høj billedkvalitet, valgt til heldig billeddannelse.
	Dette billede viser gennemsnittet af alle 50.000 billeder, hvilket er næsten det samme som den 21 minutters (50.000 / 40 sekunder) lange eksponering, der ser et begrænset billede. Det ligner et typisk stjernebillede, let aflangt. Den fulde bredde ved halvt maksimum (FWHM) af se disken er omkring 0,9 arcsec.		Dette billede viser gennemsnittet af alle 50.000 enkeltbilleder, men her med tyngdepunktet (centroid) for hvert billede skiftet til den samme referenceposition. Dette er tip-tilt -corrected, eller billede-stabiliseret, lang eksponering billede. Det viser allerede flere detaljer - to objekter - end det ser- begrænsede billede.
	Dette billede viser de 25.000 (50% markering) bedste billeder i gennemsnit, efter at den lyseste pixel i hvert billede blev flyttet til den samme referenceposition. I dette billede kan vi næsten se tre objekter.		Dette billede viser de 5.000 (10% markering) bedste billeder i gennemsnit, efter at den lyseste pixel i hvert billede blev flyttet til den samme referenceposition. Den omkringliggende ser halo reduceres yderligere, en luftig ring omkring det lyseste objekt bliver tydeligt synlig.
	Dette billede viser de 500 (1% markering) bedste billeder i gennemsnit, efter at den lyseste pixel i hvert billede blev flyttet til den samme referenceposition. Den ser halo reduceres yderligere. Det signal-til-støj-forholdet i den klareste objekt er den højeste i dette billede.

Forskellen mellem at se et begrænset billede (tredje billede fra toppen) og det bedste 1% billede valgte resultat er ret bemærkelsesværdig: der er fundet et tredobbelt system. Den lyseste komponent i Vesten er en M = 14,9 styrke M4V-stjerne. Denne komponent er den heldige billedreferencekilde. Den svagere komponent består af to stjerner af spektralklasser M4.5 og M5.5. Afstanden til systemet er ca. 45 parsec (pc). Luftige ringe kan ses, hvilket indikerer, at diffraktionsgrænsen for Calar Alto Observatory 's 2,2 m teleskop blev nået. Punkt / kildens signal / støjforhold øges med stærkere valg. Den seende glorie på den anden side er mere undertrykt. Adskillelsen mellem de to lyseste objekter er omkring 0,53 buesek og mellem de to svageste objekter mindre end 0,16 buesek. I en afstand på 45 pc svarer det til 7,2 gange afstanden mellem Jorden og Solen, omkring 1 milliard kilometer (10 ⁹ km).

Historie

Lucky billedbehandlingsmetoder blev først brugt i midten af det 20. århundrede og blev populær til billedplaneter i 1950'erne og 1960'erne (ved hjælp af cine-kameraer, ofte med billedforstærkere ). For det meste tog det 30 år, før de separate billedteknologier blev perfektioneret, før denne kontraintuitive billedteknologi blev praktisk. Den første numeriske beregning af sandsynligheden for at opnå heldige eksponeringer var en artikel af David L. Fried i 1978.

I tidlige anvendelser af heldig billeddannelse blev det generelt antaget, at atmosfæren blev udtværet eller sløret de astronomiske billeder. I dette arbejde blev slørens fulde bredde ved halvt maksimum (FWHM) estimeret og brugt til at vælge eksponeringer. Senere undersøgelser udnyttede det faktum, at atmosfæren ikke udvisker astronomiske billeder, men generelt producerer flere skarpe kopier af billedet ( punktspredningsfunktionen har pletter ). Der blev anvendt nye metoder, som udnyttede dette til at producere billeder af meget højere kvalitet end man havde opnået under forudsætning af, at billedet blev udtværet .

I de tidlige år af det 21. århundrede blev det indset, at turbulent intermittency (og udsvingene i astronomiske synsforhold , som den frembragte) kunne øge sandsynligheden for at opnå en "heldig eksponering" under givne gennemsnitlige astronomiske synsbetingelser.

Lucky billeddannelse og adaptive optiske hybridsystemer

I 2007 meddelte astronomer ved Caltech og University of Cambridge de første resultater fra et nyt hybrid heldig billeddannelse og adaptivt optiksystem (AO). Det nye kamera gav de første diffraktionsbegrænsede opløsninger på 5 m-teleskoper i synligt lys. Forskningen blev udført på Mt. Palomar Hale-teleskop med blænde på 200 tommer. Teleskopet, med heldig kamera og adaptiv optik, skubbede det nær sin teoretiske vinkelopløsning og opnåede op til 0,025 buesekunder for visse typer visning. Sammenlignet med rumteleskoper som Hubm på 2,4 m har systemet stadig nogle ulemper, herunder et smalt synsfelt for skarpe billeder (typisk 10 "til 20"), luftglød og elektromagnetiske frekvenser blokeret af atmosfæren .

Når det kombineres med et AO-system, vælger heldig billeddannelse de perioder, hvor turbulensen, som det adaptive optiksystem skal korrigere, reduceres. I disse perioder, der varer en lille brøkdel af et sekund, er korrektionen givet af AO-systemet tilstrækkelig til at give fremragende opløsning med synligt lys. Det heldige billeddannelsessystem er gennemsnit af de billeder, der er taget i de fremragende perioder, for at producere et endeligt billede med meget højere opløsning end det er muligt med et konventionelt AO-kamera med lang eksponering.

Denne teknik er anvendelig til at få billeder med meget høj opløsning af kun relativt små astronomiske objekter, op til 10 buesekunder i diameter, da det er begrænset af præcisionen i den atmosfæriske turbulenskorrektion. Det kræver også en relativt lys stjerne i størrelsesorden 14 i synsfeltet, som den skal styres på. Hubble-rumteleskopet er over atmosfæren og er ikke begrænset af disse bekymringer, og det er derfor i stand til meget bredere billedbehandling med høj opløsning.

Popularitet af teknik

Både amatører og professionelle astronomer er begyndt at bruge denne teknik. Moderne webkameraer og videokameraer har evnen til at fange hurtige korte eksponeringer med tilstrækkelig følsomhed for astrofotografi , og disse enheder bruges sammen med et teleskop og shift-and-add- metoden fra pletbilleddannelse (også kendt som billedstabel ) for at opnå en tidligere uopnåelig opløsning. Hvis nogle af billederne kasseres, kaldes denne type videoastronomi heldig billeddannelse .

Der findes mange metoder til billedvalg, herunder Strehl- selektionsmetoden, der først blev foreslået af John E. Baldwin fra Cambridge-gruppen, og det markering af billedkontrast, der blev brugt i metoden til selektiv billedgenopbygning af Ron Dantowitz.

Udviklingen og tilgængeligheden af elektronmultiplerende CCD'er (EMCCD, også kendt som LLLCCD, L3CCD eller CCD med lavt lysniveau) har tilladt den første heldige billeddannelse af svage objekter af høj kvalitet.

Den 27. oktober 2014 introducerede Google en lignende teknik kaldet HDR +. HDR + tager en serie skud med korte eksponeringer, justerer selektivt de skarpeste skud og beregner et gennemsnit af dem ved hjælp af beregningsfotograferingsteknikker . Kort eksponering undgår sløring, blæser højdepunkter ud og gennemsnit af flere billeder reducerer støj. HDR + behandles på hardwareacceleratorer inklusive Qualcomm Hexagon DSP'er og Pixel Visual Core .

Alternative metoder

Andre tilgange, der kan give opløsningseffekt, der overstiger grænserne for atmosfærisk syn, inkluderer adaptiv optik , interferometri , andre former for pletbilleddannelse og rumbaserede teleskoper såsom NASAs Hubble-rumteleskop .

Se også

CL Stong 1956 interviewer videnskabsmand Robert B. Leighton for amatørforsker , "Om problemet med at gøre skarpere fotografier af planeterne", Scientific American, bind 194, juni 1956, s. 157. Tidligt eksempel på eksponeringsvalg med mekanisk tip-tilt-korrektion (ved hjælp af film og eksponeringstider på 2 sekunder eller mere).
William A. Baum 1956, "Electronic Photography of Stars", Scientific American, bind 194, marts 1956. Diskuterer udvælgelsen af korte eksponeringer på øjeblikke, hvor billedet gennem et teleskop er skarpest (ved hjælp af billedforstærker og korte eksponeringer).

Languages

In other projects