Lycklig bildtagning

Lycklig bild av M15 kärna

Lucky avbildning (även kallad lucky exponeringar ) är en form av speckle avbildning som används för astrophotography . Speckle imaging-tekniker använder en höghastighetskamera med exponeringstider tillräckligt korta (100 ms eller mindre) så att förändringarna i jordens atmosfär under exponeringen är minimala.

väljs de optimala exponeringarna som minst påverkas av atmosfären (vanligtvis runt 10%) och kombineras till en enda bild genom att flytta och lägga till de korta exponeringarna, vilket ger mycket högre vinkelupplösning än vad som skulle vara möjligt med en enda längre exponering , som inkluderar alla ramar.

Förklaring

Bilder tagna med markbaserade teleskop utsätts för den suddiga effekten av atmosfärisk turbulens (sett för ögat när stjärnorna blinkar ). Många astronomiska bildbehandlingsprogram kräver högre upplösning än vad som är möjligt utan någon korrigering av bilderna. Lucky imaging är en av flera metoder som används för att ta bort atmosfärisk oskärpa. Används vid ett urval på 1 % eller mindre kan lucky imaging nå diffraktionsgränsen för till och med 2,5 m bländarteleskop, en upplösningsförbättringsfaktor på minst fem jämfört med standardbildsystem.

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

Zeta Bootis avbildades med Nordic Optical Telescope den 13 maj 2000 med hjälp av lucky imaging-metoden. (De luftiga skivorna runt stjärnorna är diffraktion från 2,56 m teleskopöppningen.)
Typisk kortexponeringsbild av denna binära stjärna från samma datauppsättning, men utan att använda någon fläckbehandling . Effekten av jordens atmosfär är att dela upp bilden av varje stjärna i fläckar.

Demonstration av principen

Bildsekvensen nedan visar hur lycklig bildbehandling fungerar. Från en serie på 50 000 bilder tagna med en hastighet av nästan 40 bilder per sekund har fem olika långexponeringsbilder skapats. Dessutom visas en enstaka exponering med mycket låg bildkvalitet och en annan enstaka exponering med mycket hög bildkvalitet i början av demosekvensen. Det astronomiska målet som visas har 2MASS ID J03323578+2843554. Norr är upp och öst till vänster.

	Enstaka exponering med låg bildkvalitet, inte vald för lycklig bildtagning.		Enkel exponering med mycket hög bildkvalitet, utvald för lycklig bildtagning.
	Den här bilden visar genomsnittet av alla 50 000 bilder, vilket är nästan detsamma som den 21 minuter långa exponeringen (50 000/40 sekunder) med begränsad bild. Det ser ut som en typisk stjärnbild, något långsträckt. Hela bredden vid halva maximum (FWHM) av den seende skivan är cirka 0,9 bågsekunder.		Den här bilden visar genomsnittet av alla 50 000 enstaka bilder men här med tyngdpunkten (tyngdpunkten) för varje bild flyttad till samma referensposition. Detta är den spets-lutningskorrigerade eller bildstabiliserade bilden med lång exponering. Den visar redan fler detaljer - två objekt - än den seende -begränsade bilden.
	Den här bilden visar genomsnittet av de 25 000 (50 % urval) bästa bilderna, efter att den ljusaste pixeln i varje bild flyttats till samma referensposition. På den här bilden kan vi nästan se tre föremål.		Den här bilden visar genomsnittet av de 5 000 (10 % urval) bästa bilderna, efter att den ljusaste pixeln i varje bild flyttats till samma referensposition. Den omgivande seende gloria reduceras ytterligare, en luftig ring runt det ljusaste föremålet blir tydligt synligt.
	Den här bilden visar genomsnittet av de 500 (1 % urval) bästa bilderna, efter att den ljusaste pixeln i varje bild flyttades till samma referensposition. Seglorian reduceras ytterligare . Signal -brusförhållandet för det ljusaste objektet är det högsta i denna bild.

Skillnaden mellan att se den begränsade bilden (tredje bilden uppifrån) och det bästa resultatet på 1 % av bilderna är ganska anmärkningsvärt: ett trippelsystem har upptäckts. Den ljusaste komponenten i väst är en M4V-stjärna med V=14,9 magnitud. Den här komponenten är referenskällan för lycklig bildbehandling. Den svagare komponenten består av två stjärnor i spektralklasserna M4.5 och M5.5. Avståndet till systemet är cirka 45 parsecs (st). Luftiga ringar kan ses, vilket indikerar att diffraktionsgränsen för Calar Alto-observatoriets 2,2 m teleskop nåddes. Signal-brusförhållandet för punktkällorna ökar med starkare val. Den seande glorian på andra sidan är mer undertryckt. Avståndet mellan de två ljusaste objekten är cirka 0,53 bågsekunder och mellan de två svagaste objekten mindre än 0,16 bågsekunder. På ett avstånd av 45 pc motsvarar detta 7,2 gånger avståndet mellan jorden och solen, cirka 1 miljard kilometer (10 ⁹ km).

Historia

Lucky avbildning av Jupiter vid 5 µm, med hjälp av staplar av individuella Gemini Observatory-ramar var och en med en relativt lång exponeringstid på 309 msek.

Lucky avbildningsmetoder användes först i mitten av 1900-talet och blev populära för att avbilda planeter på 1950- och 1960-talen (med hjälp av filmkameror, ofta med bildförstärkare ). För det mesta tog det 30 år för de separata bildteknikerna att fulländas för att denna kontraintuitiva bildteknik skulle bli praktisk. Den första numeriska beräkningen av sannolikheten att få lyckliga exponeringar var en artikel av David L. Fried 1978.

I tidiga tillämpningar av lycklig avbildning antogs det allmänt att atmosfären smetade ut eller suddade ut de astronomiska bilderna. I det arbetet uppskattades suddighetens fulla bredd vid halva maximum (FWHM) och användes för att välja exponeringar. Senare studier utnyttjade det faktum att atmosfären inte suddar ut astronomiska bilder, utan producerar i allmänhet flera skarpa kopior av bilden (punktspridningsfunktionen har fläckar ) . Nya metoder användes som utnyttjade detta för att producera bilder med mycket högre kvalitet än vad som hade erhållits om bilden var utsmetad .

Under de tidiga åren av 2000-talet insåg man att turbulent intermittens (och fluktuationerna i astronomiska seende förhållanden som det producerade) avsevärt kunde öka sannolikheten för att få en "lycklig exponering" för givna genomsnittliga astronomiska seförhållanden.

Lucky imaging och adaptiv optik hybridsystem

År 2007 tillkännagav astronomer vid Caltech och University of Cambridge de första resultaten från ett nytt hybridsystem för lycklig avbildning och adaptiv optik ( AO). Den nya kameran gav de första diffraktionsbegränsade upplösningarna på 5 m-klassteleskop i synligt ljus. Forskningen utfördes på Mt Palomar Hale-teleskopet med en öppning på 200 tum i diameter. Teleskopet, med lucky cam och adaptiv optik, tryckte det nära sin teoretiska vinkelupplösning och uppnådde upp till 0,025 bågsekunder för vissa typer av visning. Jämfört med rymdteleskop som 2,4 m Hubble, har systemet fortfarande vissa nackdelar, inklusive ett smalt synfält för skarpa bilder (vanligtvis 10" till 20"), luftglöd och elektromagnetiska frekvenser som blockeras av atmosfären .

I kombination med ett AO-system väljer lucky imaging de perioder då turbulensen som det adaptiva optiksystemet måste korrigera minskas. Under dessa perioder, som varar en liten bråkdel av en sekund, är korrigeringen som ges av AO-systemet tillräcklig för att ge utmärkt upplösning med synligt ljus. Lucky imaging-systemet tar ett genomsnitt av bilderna som tagits under de utmärkta perioderna för att producera en slutlig bild med mycket högre upplösning än vad som är möjligt med en konventionell AO-kamera med lång exponering.

Denna teknik är användbar för att få mycket högupplösta bilder av endast relativt små astronomiska objekt, upp till 10 bågsekunder i diameter, eftersom den är begränsad av precisionen i den atmosfäriska turbulenskorrigeringen. Den kräver också en relativt ljusstark stjärna med storleken 14 i synfältet att styra på. rymdteleskopet Hubble ligger ovanför atmosfären är det inte begränsat av dessa bekymmer och är därför kapabelt till mycket bredare fält med hög upplösning.

Teknikens popularitet

Både amatörer och professionella astronomer har börjat använda denna teknik. Moderna webbkameror och videokameror har förmågan att fånga snabba korta exponeringar med tillräcklig känslighet för astrofotografering , och dessa enheter används med ett teleskop och skift-och-lägg- metoden från speckle imaging (även känd som bildstapling ) för att uppnå tidigare ouppnåelig upplösning. Om några av bilderna kasseras, kallas denna typ av videoastronomi lucky imaging .

Det finns många metoder för bildval, inklusive Strehl -selektionsmetoden som först föreslogs av John E. Baldwin från Cambridge-gruppen och bildkontrastvalet som används i den selektiva bildrekonstruktionsmetoden av Ron Dantowitz.

Utvecklingen och tillgängligheten av elektronmultiplikerande CCD:er (EMCCD, även känd som LLLCCD, L3CCD eller low-light-level CCD) har möjliggjort den första högkvalitativa lyckliga avbildningen av svaga föremål.

Den 27 oktober 2014 introducerade Google en liknande teknik som kallas HDR+. HDR+ tar en serie bilder med korta exponeringar, selektivt justerar de skarpaste bilderna och ger ett genomsnitt av dem med hjälp av beräkningstekniker . Korta exponeringar undviker suddiga bilder eller blåser ut högdagrar, och genom att ta ett genomsnitt av flera bilder minskar bruset. HDR+ bearbetas på hårdvaruacceleratorer inklusive Qualcomm Hexagon DSP:er och Pixel Visual Core .

Alternativa metoder

Andra tillvägagångssätt som kan ge upplösningskraft som överskrider gränserna för atmosfärisk seende inkluderar adaptiv optik , interferometri , andra former av speckle imaging och rymdbaserade teleskop som NASA:s Hubble Space Telescope .

Se även

CL Stong 1956 intervjuar vetenskapsmannen Robert B. Leighton för amatörforskare , "Concerning the Problem of Making Sharper Photographs of the Planets", Scientific American, Vol 194, juni 1956, sid. 157. Tidigt exempel på exponeringsval med mekanisk tip-tilt-korrigering (med filmfilm och exponeringstider på 2 sekunder eller mer).
William A. Baum 1956, "Electronic Photography of Stars", Scientific American, Vol 194, mars 1956. Diskuterar valet av korta exponeringar vid ögonblick då bilden genom ett teleskop är som skarpast (med hjälp av bildförstärkare och korta exponeringar).

externa länkar