Войти
Типичное изображение двойной звезды (Зета Бутис в данном случае) с короткой экспозицией, видимое через атмосферу. Каждая звезда должна выглядеть как одна точка, но из-за атмосферы изображения двух звезд разбиваются на два образца пятен (один узор вверху слева, другой внизу справа). Пятнышки на этом изображении немного трудно различить из-за крупного размера пикселей на используемой камере. Крапинки быстро перемещаются, так что каждая звезда выглядит как одна нечеткая капля на изображениях с большой выдержкой. Используемый телескоп имел диаметр примерно 7r 0 (см. Определение r 0 в разделе астрономическое изображение, а в примере смоделировано изображение через 7r 0 телескоп).
Фильм с замедленным воспроизведением спеклов, показывающий то, что вы видите в телескоп, когда смотрите на звезду при большом увеличении (негативные изображения). Используемый телескоп имел диаметр примерно 7r 0. Обратите внимание, как звезда распадается на несколько капель (пятнышек) - полностью атмосферный эффект. Спекл-методы визуализации пытаются воссоздать изображение объекта, каким оно было до искажения атмосферой. В этом фильме также заметна некоторая вибрация телескопа.
Спекл-визуализация описывает ряд методов астрономической визуализации с высоким разрешением, основанных на анализе большого количества коротких экспозиций, которые фиксируют изменение атмосферной турбулентности.. Их можно разделить на метод сдвига и сложения ("наложение изображений") и методы спекл-интерферометрии . Эти методы могут значительно увеличить разрешение наземных телескопов , но они ограничены яркими целями.
Принцип всех методов состоит в том, чтобы получать изображения астрономических целей с очень короткой выдержкой, а затем обрабатывать их так, чтобы устранить эффекты астрономического зрения. Использование этих методов привело к ряду открытий, в том числе к тысячам двойных звезд, которые в противном случае выглядели бы как одна звезда для визуального наблюдателя, работающего с телескопом аналогичного размера, и первых изображений явления, подобные солнечным пятнам, на других звездах. Многие методы широко используются и сегодня, особенно при съемке относительно ярких целей.
Разрешение телескопа ограничено размером главного зеркала из-за эффектов дифракции фраунгофера. Это приводит к тому, что изображения далеких объектов распространяются на небольшое пятно, известное как диск Эйри. Группа объектов, изображения которых расположены ближе этого предела, отображается как один объект. Таким образом, большие телескопы могут отображать не только более тусклые объекты (потому что они собирают больше света), но и разрешать объекты, расположенные ближе друг к другу.
Это улучшение разрешения нарушается из-за практических ограничений, накладываемых атмосферой, случайный характер которой разрушает единичное пятно на диске Эйри на узор из пятен аналогичного размера, разбросанных по гораздо большая область (см. изображение двоичного файла рядом). Для типичного изображения практические пределы разрешения находятся при размерах зеркал, намного меньших, чем механические пределы для размеров зеркал, а именно при диаметре зеркала, равном астрономическому видению параметру r 0 - около 20 см в диаметре для наблюдений в видимом свете в хороших условиях. В течение многих лет характеристики телескопа были ограничены этим эффектом, пока внедрение спекл-интерферометрии и адаптивной оптики не позволило снять это ограничение.
Спекловое изображение воссоздает исходное изображение с помощью методов обработки изображения. Ключ к методике, обнаруженной американским астрономом Дэвидом Л. Фридом в 1966 году, состоял в том, чтобы делать очень быстрые снимки, и в этом случае атмосфера фактически «застывает» на месте. Для изображений инфракрасного время экспозиции составляет порядка 100 мс, но для видимой области оно снижается до 10 мс. На изображениях в этом масштабе времени или меньшем движение атмосферы слишком медленное, чтобы оказывать влияние; пятнышки, записанные на изображении, представляют собой моментальный снимок атмосферы, наблюдаемой в этот момент.
Конечно, есть и обратная сторона: делать снимки с такой короткой выдержкой сложно, а если объект слишком тусклый, будет захвачено недостаточно света, чтобы сделать анализ возможным. Раннее использование этой техники в начале 1970-х годов было сделано в ограниченном масштабе с использованием фотографических методов, но поскольку фотопленка захватывает только около 7% падающего света, таким образом можно было рассматривать только самые яркие объекты. Внедрение в астрономию ПЗС, которая улавливает более 70% света, на порядок снизило планку практических приложений, и сегодня этот метод широко используется для ярких астрономических объектов (например, звезд и звездные системы).
Многие из более простых методов построения изображений спеклов имеют несколько названий, в основном от астрономов-любителей, заново изобретающих существующие методы построения изображений спеклов и давших им новые имена.
Совсем недавно было разработано еще одно применение этого метода для промышленного применения. Освещая поверхность лазером (гладкий волновой фронт которого является превосходной имитацией света далекой звезды), можно обработать полученный спекл-узор для получения подробных изображений дефектов материала. {{} }
В одном из методов, называемом сдвиг и сложение (также называемый наложением изображений), короткий изображения экспозиции выравниваются с использованием самых ярких пятен и усредняются, чтобы получить одно выходное изображение. В подходе удачной визуализации для усреднения выбираются только лучшие короткие выдержки. Ранние методы сдвига и добавления выравнивали изображения в соответствии с изображением центроид, что давало более низкий общий коэффициент Штреля.
В 1970 году французский астроном Антуан Лабейри показал, что анализ Фурье (спекл-интерферометрия) может получить информацию о структуре объекта с высоким разрешением на основе статистических свойств спекл-структур. Методы, разработанные в 1980-х годах, позволили восстановить простые изображения на основе этой информации о спектре мощности.
Еще один недавний тип спекл-интерферометрии, называемый маскировкой спеклов, включает вычисление биспектра или фазы закрытия для каждой из коротких экспозиций. Затем можно рассчитать «средний биспектр» и затем инвертировать его для получения изображения. Это особенно хорошо работает при использовании маски диафрагмы . В этой конструкции апертура телескопа заблокирована, за исключением нескольких отверстий, пропускающих свет, создавая небольшой оптический интерферометр с лучшей разрешающей способностью, чем у телескопа в противном случае. Этот метод маскирования апертуры был впервые предложен группой Cavendish Astrophysics Group.
. Одно из ограничений метода состоит в том, что он требует обширной компьютерной обработки изображения, что было трудно реализовать, когда эта техника была впервые. развит. Это ограничение исчезло с годами по мере роста вычислительной мощности, и в настоящее время у настольных компьютеров более чем достаточно мощности, чтобы сделать такую обработку тривиальной задачей.
Спекл-визуализация в биологии относится к маркировке периодических клеточных компонентов (таких как нити и волокна), так что вместо того, чтобы выглядеть как непрерывная и однородная структура, она выглядит как дискретный набор крапинок. Это связано со статистическим распределением помеченного компонента внутри немаркированных компонентов. Метод, также известный как динамический спекл, позволяет в реальном времени отслеживать динамические системы и анализировать видеоизображения для понимания биологических процессов.
Все они были получены с использованием инфракрасной АО или ИК-интерферометрии (не спекл-изображения) и имеют более высокое разрешение, чем можно получить с помощью например Космический телескоп Хаббла. Спекл-визуализация позволяет получать изображения с разрешением в четыре раза лучше, чем эти.
