Šťastné zobrazování - Lucky imaging

Šťastný obraz jádra M15

Lucky imaging (také nazývané šťastné expozice ) je jednou z forem skvrnitého zobrazování používaného pro astrofotografii . Speckle zobrazovací techniky používají vysokorychlostní fotoaparát s dostatečně krátkými expozičními časy (100 ms nebo méně), takže změny v zemské atmosféře během expozice jsou minimální.

Při šťastném zobrazování jsou vybrány ty optimální expozice, které jsou nejméně ovlivněny atmosférou (obvykle kolem 10%), a kombinovány do jednoho obrazu posunutím a přidáním krátkých expozic, čímž se získá mnohem vyšší úhlové rozlišení, než by bylo možné při jediné delší expozici , který zahrnuje všechny rámečky.

Vysvětlení

Snímky pořízené pozemskými dalekohledy podléhají efektu rozostření atmosférické turbulence (viditelné na oko jako blikající hvězdy ). Mnoho astronomických zobrazovacích programů vyžaduje vyšší rozlišení, než je možné bez určité korekce obrázků. Lucky imaging je jednou z několika metod používaných k odstranění atmosférického rozmazání. Při použití při výběru 1% nebo méně může šťastné zobrazování dosáhnout difrakční hranice dokonce 2,5 m aperturních dalekohledů, což je faktor zlepšení rozlišení nejméně pět oproti standardním zobrazovacím systémům.

Demonstrace principu

Sekvence obrázků níže ukazuje, jak šťastné zobrazení funguje. Ze série 50 000 snímků pořízených rychlostí téměř 40 snímků za sekundu bylo vytvořeno pět různých snímků s dlouhou expozicí. Na začátku ukázkové sekvence se navíc zobrazí jedna expozice s velmi nízkou kvalitou obrazu a další jednotlivá expozice s velmi vysokou kvalitou obrazu. Zobrazený astronomický cíl má 2MASS ID J03323578 + 2843554. Sever je nahoře a východ nalevo.

LuckySingleExposureStrehl 3,5 procenta Jedna expozice s nízkou kvalitou obrazu, není vybrána pro šťastné zobrazení. Lucky Single Exposure Strehl 16 procent Jedna expozice s velmi vysokou kvalitou obrazu, vybraná pro šťastné zobrazení.
LuckyImagingDemonstration1.png Tento obrázek ukazuje průměr všech 50 000 obrázků, což je téměř stejné jako u 21 minut (50 000/40 sekund) dlouhé expozice s omezeným obrázkem. Vypadá to jako typický hvězdný obraz, mírně protáhlý. Plná šířka v polovině maxima (FWHM) tohoto vidí disku se pohybuje okolo 0,9 arcsec. LuckyImagingDemonstration2.png Tento obrázek ukazuje průměr všech 50 000 jednotlivých obrázků, ale zde s těžištěm (centroidem) každého obrazu posunutým do stejné referenční polohy. To je tip-naklonění -corrected nebo dlouholetou expozici obrazu image stabilizovaný. Již zobrazuje více podrobností - dva objekty - než obrázek s omezeným počtem vidění .
LuckyImagingDemonstration3.png Tento obrázek ukazuje průměr 25 000 (výběr 50%) nejlepších snímků poté, co byl nejjasnější pixel v každém obrázku přesunut do stejné referenční polohy. Na tomto obrázku můžeme téměř vidět tři objekty. LuckyImagingDemonstration4.png Tento obrázek ukazuje průměr 5 000 (výběr 10%) nejlepších snímků poté, co byl nejjasnější pixel v každém obrázku přesunut do stejné referenční polohy. Okolní vidění halo je dále sníženo, vzdušný prstenec kolem nejjasnějšího předmětu bude jasně viditelný.
LuckyImagingDemonstration5.png Tento obrázek ukazuje průměr 500 nejlepších (výběr 1%) nejlepších snímků poté, co byl nejjasnější pixel v každém obrázku přesunut do stejné referenční polohy. Vidění halo se dále sníží. Poměr signálu k šumu nejjasnějšího objektu je na tomto obrázku nejvyšší.

Rozdíl mezi viděným omezeným obrazem (třetí obraz shora) a nejlepším 1% vybraným výsledkem je docela pozoruhodný: byl detekován trojitý systém. Nejjasnější složkou na Západě je hvězda M4V o velikosti V = 14,9. Tato součást je šťastným zdrojem referenčních obrázků. Slabší složku tvoří dvě hvězdy spektrálních tříd M4,5 a M5,5. Vzdálenost systému je asi 45 parseků (ks). Lze pozorovat vzdušné prstence, což naznačuje, že bylo dosaženo difrakčního limitu 2,2 m dalekohledu Calar Alto . Poměr signálu k šumu bodových zdrojů se zvyšuje se silnějším výběrem. Vidění halo na druhé straně je více potlačen. Vzdálenost mezi dvěma nejjasnějšími objekty je kolem 0,53 oblouku a mezi dvěma nejslabšími objekty méně než 0,16 oblouku. Ve vzdálenosti 45 kusů to odpovídá 7,2násobku vzdálenosti mezi Zemí a Sluncem, přibližně 1 miliardě kilometrů (10 9 km).

Dějiny

Šťastné zobrazovací metody byly poprvé použity v polovině 20. století a staly se populární pro zobrazovací planety v padesátých a šedesátých letech (pomocí kinofilmových kamer, často s obrazovými zesilovači ). Většinou trvalo 30 let, než se zdokonalily samostatné zobrazovací technologie, aby se tato protiintuitivní zobrazovací technologie stala praktickou. Prvním numerickým výpočtem pravděpodobnosti získání šťastných expozic byl článek Davida L. Frieda z roku 1978.

V raných aplikacích šťastného zobrazování se obecně předpokládalo, že atmosféra rozmazala nebo rozmazala astronomické obrazy. V této práci byla odhadnuta plná šířka na polovině maxima (FWHM) rozmazání a byla použita k výběru expozic. Pozdější studie využily skutečnosti, že atmosféra nerozmazává astronomické obrazy, ale obecně vytváří několik ostrých kopií obrazu ( funkce šíření bodů skvrny ). Byly použity nové metody, které toho využily k vytvoření mnohem kvalitnějších obrazů, než jaké byly získány za předpokladu, že bude obraz rozmazán .

V prvních letech 21. století bylo zjištěno, že turbulentní přerušovanost (a kolísání podmínek astronomického vidění, které vytváří) může podstatně zvýšit pravděpodobnost získání „šťastné expozice“ pro dané průměrné podmínky astronomického vidění.

Šťastné hybridní systémy pro zobrazování a adaptivní optiku

V roce 2007 astronomové z Caltechu a University of Cambridge oznámili první výsledky nového hybridního šťastného zobrazovacího a adaptivního optického systému (AO). Nová kamera poskytla první difrakčně omezená rozlišení na dalekohledech třídy 5 m ve viditelném světle. Výzkum byl proveden na Mt. Dalekohled Palomar Hale s otvorem o průměru 200 palců. Dalekohled se šťastnou kamerou a adaptivní optikou jej posunul blízko svého teoretického úhlového rozlišení a pro určité typy sledování dosáhl až 0,025 úhlové sekundy. Ve srovnání s vesmírnými dalekohledy, jako je 2,4m Hubble, má systém stále některé nevýhody, včetně úzkého zorného pole pro ostré snímky (obvykle 10 "až 20"), vzduchové záře a elektromagnetických frekvencí blokovaných atmosférou .

V kombinaci se systémem AO šťastné zobrazování vybírá období, kdy se sníží turbulence, které musí systém adaptivní optiky napravit. V těchto obdobích, trvajících malou zlomek sekundy, je korekce daná systémem AO dostatečná, aby poskytla vynikající rozlišení viditelným světlem. Šťastný zobrazovací systém zprůměruje snímky pořízené během vynikajících období a vytvoří konečný obraz s mnohem vyšším rozlišením, než je možné u konvenčních AO fotoaparátů s dlouhou expozicí.

Tato technika je použitelná pro získávání obrazů s velmi vysokým rozlišením pouze relativně malých astronomických objektů o průměru až 10 arcsekund, protože je omezena přesností korekce atmosférické turbulence. Vyžaduje také relativně jasnou hvězdu 14. velikosti v zorném poli, na kterou se má řídit. Hubbleův kosmický dalekohled, který je nad atmosférou, není těmito obavami omezen, a proto je schopen zobrazování ve vysokém rozlišení v mnohem širším poli.

Popularita techniky

Tuto techniku ​​začali používat amatérští i profesionální astronomové . Moderní webové kamery a videokamery mají schopnost pořizovat rychlé krátké expozice s dostatečnou citlivostí pro astrofotografii a tato zařízení se používají k dosažení dříve nedosažitelného rozlišení pomocí dalekohledu a metody shift-and-add od skvrnitého zobrazování (také známého jako stohování obrázků ). Pokud jsou některé ze snímků zahozeny, pak se tomuto typu videoastronomie říká šťastné zobrazování .

Existuje mnoho metod pro výběr obrazu, včetně metody Strehl - výběr, kterou poprvé navrhl John E. Baldwin ze skupiny Cambridge a výběr kontrastu obrazu použitý v metodě Selective Image Reconstruction od Rona Dantowitze.

Vývoj a dostupnost CCD s násobením elektronů (EMCCD, také známých jako LLLCCD, L3CCD nebo CCD s nízkou úrovní osvětlení) umožnily první vysoce kvalitní šťastné zobrazování slabých objektů.

27. října 2014 představil Google podobnou techniku ​​zvanou HDR +. HDR + pořídí sérii snímků s krátkými expozicemi, selektivně zarovná nejostřejší snímky a zprůměruje je pomocí technik výpočetní fotografie . Krátké expozice zabraňují rozmazání, vyfukování světel a průměrování více snímků snižuje šum. HDR + je zpracováván na hardwarových akcelerátorech včetně procesorů Qualcomm Hexagon DSP a Pixel Visual Core .

Alternativní metody

Mezi další přístupy, které mohou poskytnout rozlišovací schopnost přesahující hranice atmosférického vidění, patří adaptivní optika , interferometrie , další formy skvrnitého zobrazování a vesmírné dalekohledy , jako je Hubbleův vesmírný dalekohled NASA .

Viz také

  • CL Stong 1956, který pohovoroval s vědcem Robertem B. Leightonem pro amatérského vědce , „Ohledně problému pořizování ostřejších fotografií planet“, Scientific American, sv. 194, červen 1956, s. 1. 157. Časný příklad výběru expozice s mechanickou korekcí naklonění hrotu (s použitím kinofilmu a expozičních časů 2 sekundy nebo více).
  • William A. Baum 1956, „Electronic Photography of Stars“, Scientific American, sv. 194, březen 1956. Diskutuje o výběru krátkých expozic v okamžicích, kdy je obraz dalekohledem nejostřejší (pomocí zesilovače obrazu a krátkých expozic).

Reference

externí odkazy