WikiDer > Спекл-визуализация

Speckle imaging

  • Типичное изображение двойной звезды (Зета Бутис в данном случае), если смотреть через атмосферу. Каждая звезда должна выглядеть как одна точка, но атмосфера заставляет изображения двух звезд разбиваться на два образца крапинки (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 около 7r.0 (см. определение r0 под астрономическое видение, а пример смоделированного изображения через 7r0 телескоп).

  • Фильм с замедленной съемкой спеклов, показывающий то, что вы видите в телескоп, когда смотрите на звезду при большом увеличении (негативные изображения). Используемый телескоп имел диаметр около 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 диапазон высокого разрешения астрономическое изображение техники, основанные на анализе большого количества коротких обнажения которые замораживают вариацию атмосферная турбулентность. Их можно разделить на сдвиг и добавление ("наложение изображений") метод и спекл-интерферометрия методы. Эти методы могут значительно увеличить разрешающая способность наземных телескопы, но ограничены яркими целями.

Объяснение

Принцип всех методов состоит в том, чтобы делать снимки астрономических целей с очень короткой выдержкой, а затем обрабатывать их, чтобы устранить эффекты астрономическое видение. Использование этих методов привело к ряду открытий, включая тысячи двойные звезды которая в противном случае показалась бы визуальному наблюдателю, работающему с телескопом аналогичного размера, как одна звезда, и первые изображения солнечное пятно-подобные явления на других звездах. Многие методы широко используются и сегодня, особенно при съемке относительно ярких целей.

Разрешение телескопа ограничено размером главного зеркала из-за эффектов Фраунгофера дифракция. 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 не работает из-за практических ограничений, налагаемых атмосфера, случайный характер которого разбивает единственное пятно на диске Эйри на узор из пятен аналогичного размера, разбросанных по гораздо большей площади (см. соседнее изображение двойной системы). Для типичного изображения практические пределы разрешения находятся при размерах зеркал, намного меньших, чем механические пределы для размеров зеркал, а именно при диаметре зеркала, равном диаметру зеркал. астрономическое видение параметр r0 - диаметром около 20 см для наблюдений в видимом свете в хороших условиях. В течение многих лет возможности телескопа ограничивались этим эффектом, пока не были внедрены спекл-интерферометрия. адаптивная оптика предоставил средства снятия этого ограничения.

Спекл-визуализация воссоздает исходное изображение через обработка изображений техники. Ключ к методике, найденной американским астрономом Дэвид Л. Фрид в 1966 году нужно было делать очень быстрые снимки, и в этом случае атмосфера фактически «замораживалась» на месте.[1] Для инфракрасный изображений время экспозиции составляет порядка 100 мс, но для видимая область они падают 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. Введение CCD в астрономию, которая улавливает более 70% света, снизила планку практических применений на порядок, и сегодня этот метод широко используется для ярких астрономических объектов (например, звезд и звездных систем).

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 этот метод был разработан для промышленного применения. Сияя лазер (чей гладкий волновой фронт является отличной имитацией света от далекой звезды) на поверхности, полученный спекл-узор может быть обработан для получения подробных изображений дефектов материала. {{[2]}}

Типы

Метод сдвига и добавления

В одной технике под названием сдвиг и добавление (также называется наложение изображений) изображения с короткой выдержкой выравниваются с использованием самых ярких пятен и усредняются, чтобы получить одно выходное изображение.[3] в удачная визуализация Для усреднения отбираются только лучшие короткие выдержки. Ранние методы сдвига и добавления выравнивали изображения в соответствии с изображением центроид, что дает более низкий общий Коэффициент Штреля.

Спекл-интерферометрия

В 1970 г. Французский астроном Антуан Лабейри показало, что Анализ Фурье (спекл-интерферометрия) может получить информацию о структуре объекта с высоким разрешением из статистических свойств спекл-структур.[4] Методы, разработанные в 1980-х годах, позволили восстановить простые изображения на основе этой информации о спектре мощности.

Еще один недавний вид спекл-интерферометрии называется маскировка пятен включает расчет биспектр или фазы закрытия от каждой короткой выдержки.[5] Затем можно рассчитать «средний биспектр» и затем инвертировать для получения изображения. Это особенно хорошо работает при использовании апертурные маски. В таком расположении апертура телескопа заблокирована, за исключением нескольких отверстий, пропускающих свет, создавая небольшой оптический интерферометр с лучшей разрешающей способностью, чем у телескопа. Эта маскировка апертуры техника была впервые использована Кавендишская астрофизическая группа.[6][7]

Одним из ограничений метода является то, что он требует обширной компьютерной обработки изображения, чего было трудно достичь, когда метод был впервые разработан. 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.

Биология

Спекл-визуализация в биологии относится к недооценке[требуется разъяснение] периодических клеточных компонентов (таких как нити и волокна), так что вместо того, чтобы выглядеть как непрерывная и однородная структура, она проявляется как дискретный набор пятен. Это связано со статистическим распределением помеченного компонента в немаркированных компонентах. Техника, также известная как динамический спекл обеспечивает мониторинг динамических систем в реальном времени и анализ видеоизображений для понимания биологических процессов.

Смотрите также

Примеры изображений

Все они были получены с использованием инфракрасной АО или ИК-интерферометрии (не визуализации спеклов) и имеют более высокое разрешение, чем можно получить, например, с помощью то Космический телескоп Хаббла. Спекл-визуализация позволяет получать изображения с разрешением в четыре раза лучше, чем эти.

использованная литература

  1. ^ Фрид, Дэвид Л. (1966). «Оптическое разрешение через случайно неоднородную среду для очень длинных и очень коротких экспозиций». Журнал Оптического общества Америки. 56 (10): 1372. Bibcode:1966JOSA ... 56.1372F. Дои:10.1364 / JOSA.56.001372.
  2. ^ Жако, П .: Спекл-интерферометрия: обзор основных методов, используемых в приложениях экспериментальной механики. Штамм 44, 57–69 (2008)
  3. ^ Баба, N; Исобе, Сюзо; Норимото, Ёдзи; Ногучи, Мотокадзу (май 1985 г.). «Реконструкция спекл-изображения звезд методом сдвига и сложения». Прикладная оптика. 24 (10): 1403–5. Bibcode:1985ApOpt..24.1403B. Дои:10.1364 / AO.24.001403. PMID 20440355.
  4. ^ Лабейри, Антуан (май 1970 г.). "Достижение дифракционного ограниченного разрешения в больших телескопах путем анализа Фурье спекл-структур на изображениях звезд". Астрономия и астрофизика. 6: 85л. Bibcode:1970A&A ..... 6 ... 85л.
  5. ^ Вайгельт, Герд (апрель 1977 г.). "Маскирование спеклов модифицированной астрономической спекл-интерферометрией"'". Оптика Коммуникации. 21 (1): 55–59. Bibcode:1977OptCo..21 ... 55 Вт. Дои:10.1016/0030-4018(77)90077-3.
  6. ^ Болдуин, Джон; Haniff, C.A .; MacKay, C.D .; Уорнер, П. Дж. (Апрель 1986 г.). «Фаза закрытия в оптических изображениях высокого разрешения». Природа. 320 (6063): 595. Bibcode:1986Натура.320..595Б. Дои:10.1038 / 320595a0. S2CID 4338037.
  7. ^ Болдуин, Джон; MacKay, C.D .; Titterington, D. J .; Sivia, D .; Болдуин, Дж. Э .; Уорнер, П. Дж. (Август 1987 г.). «Первые изображения с оптического синтеза апертуры». Природа. 328 (6132): 694. Bibcode:1987Натура.328..694Б. Дои:10.1038 / 328694a0. S2CID 4281897.