Спекл-визуализация включает в себя ряд методов получения астрономических изображений высокого разрешения , основанных на анализе большого количества коротких экспозиций , которые фиксируют изменение атмосферной турбулентности . Их можно разделить на метод сдвига и добавления (« наложение изображений ») и методы спекл-интерферометрии . Эти методы могут значительно повысить разрешение наземных телескопов , но ограничены яркими целями.
Принцип всех методов заключается в том, чтобы делать снимки астрономических объектов с очень короткой выдержкой, а затем обрабатывать их так, чтобы удалить эффекты астрономического зрения . Использование этих методов привело к ряду открытий, включая тысячи двойных звезд , которые в противном случае выглядели бы как одна звезда для визуального наблюдателя, работающего с телескопом аналогичного размера, и первые изображения явлений, похожих на солнечные пятна , на других звездах. Многие из методов широко используются и сегодня, особенно при съемке относительно ярких объектов.
Разрешение телескопа ограничено размером главного зеркала из-за эффектов дифракции Фраунгофера . Это приводит к тому, что изображения удаленных объектов размазываются в небольшой точке, известной как диск Эйри . Группа объектов, изображения которых находятся ближе друг к другу, чем этот предел, выглядит как один объект. Таким образом, более крупные телескопы могут не только получать изображения более тусклых объектов (потому что они собирают больше света), но и разрешать объекты, которые находятся ближе друг к другу.
Это улучшение разрешения терпит неудачу из-за практических ограничений, налагаемых атмосферой , случайная природа которой разрушает одно пятно диска Эйри в узор из пятен одинакового размера, разбросанных по гораздо большей площади (см. соседнее изображение двойного объекта). Для типичного наблюдения практические пределы разрешения находятся при размерах зеркал, намного меньших механических пределов для размера зеркал, а именно при диаметре зеркала, равном астрономическому параметру зрения r 0 — около 20 см в диаметре для наблюдений с видимым светом при хороших условиях. В течение многих лет производительность телескопа ограничивалась этим эффектом, пока введение спекл-интерферометрии и адаптивной оптики не предоставило средства для устранения этого ограничения.
Спекл-визуализация воссоздает исходное изображение с помощью методов обработки изображений . Ключ к этой технике, найденной американским астрономом Дэвидом Л. Фридом в 1966 году, заключался в том, чтобы делать очень быстрые снимки, в этом случае атмосфера фактически «замораживается» на месте. [1] В инфракрасном диапазоне длин волн время когерентности τ 0 составляет порядка 100 мс, но для видимого диапазона оно падает до всего лишь 10 мс. Когда время экспозиции короче τ 0 , движение атмосферы слишком медленное, чтобы иметь эффект; спеклы, записанные на изображении, являются моментальным снимком атмосферного зрения в этот момент. Время когерентности τ0 = r0/v является функцией длины волны, поскольку r 0 является функцией длины волны.
Недостатком метода является то, что получение изображений при такой короткой выдержке затруднено, и если объект слишком тусклый, будет захвачено недостаточно света для анализа. Раннее использование метода в начале 1970-х годов было сделано в ограниченном масштабе с использованием фотографических методов, но поскольку фотопленка захватывает только около 7% входящего света, только самые яркие объекты можно было увидеть таким образом. Введение ПЗС в астрономию, которая захватывает более 70% света, снизило планку практических приложений на порядок, и сегодня этот метод широко используется на ярких астрономических объектах (например, звездах и звездных системах).
Многие из более простых методов спекл-визуализации имеют несколько названий, в основном благодаря астрономам-любителям, которые заново изобретают существующие методы спекл-визуализации и дают им новые названия.
Другое применение этой техники — промышленность. При освещении поверхности лазером (гладкий волновой фронт которого является превосходной имитацией света от далекой звезды) полученный спекл-узор можно обработать, чтобы получить подробные изображения дефектов в материале. [2]
Метод сдвига и добавления (в последнее время метод « наложения изображений ») — это форма спекл-визуализации, обычно используемая для получения высококачественных изображений из ряда коротких экспозиций с различными сдвигами изображения. [5] [6] Он используется в астрономии уже несколько десятилетий и является основой для функции стабилизации изображения на некоторых камерах. Изображения с короткой экспозицией выравниваются с использованием самого яркого спекла и усредняются для получения одного выходного изображения. [7]
Метод включает в себя расчет дифференциальных сдвигов изображений. Это легко сделать в астрономических изображениях, поскольку они могут быть выровнены со звездами. После того, как изображения выровнены, они усредняются вместе. Основной принцип статистики заключается в том, что вариацию в выборке можно уменьшить, усредняя вместе отдельные значения. Фактически, при использовании среднего, отношение сигнал/шум должно быть увеличено на коэффициент квадратного корня из числа изображений. Существует ряд программных пакетов для выполнения этого, включая IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin и Iris .
В подходе удачного изображения для усреднения выбираются только лучшие короткие экспозиции. Ранние методы сдвига и сложения выравнивали изображения в соответствии с центроидом изображения , давая более низкое общее число Штреля .
В 1970 году французский астроном Антуан Лабейри показал, что анализ Фурье ( спекл-интерферометрия ) может получить информацию о структуре объекта с высоким разрешением из статистических свойств спекл-структур. [8] Этот метод был впервые реализован в 1971 году в Паломарской обсерватории (200-дюймовый телескоп) Даниэлем И. Гезари, Антуаном Лабейри и Робертом В. Стахником. [9] Методы, разработанные в 1980-х годах, позволили реконструировать простые изображения из этой информации о спектре мощности.
Еще один недавний тип спекл-интерферометрии, называемый спекл-маскированием, включает расчет биспектра или фаз закрытия из каждой из коротких экспозиций. [10] Затем можно рассчитать «средний биспектр», а затем инвертировать его для получения изображения. Это особенно хорошо работает с использованием апертурных масок . В этой конструкции апертура телескопа блокируется, за исключением нескольких отверстий, которые пропускают свет, создавая небольшой оптический интерферометр с лучшей разрешающей способностью, чем телескоп мог бы иметь в противном случае. Этот метод апертурного маскирования был впервые применен Кавендишской астрофизической группой . [11] [12]
Одним из ограничений метода является то, что он требует обширной компьютерной обработки изображения, что было трудно осуществить, когда метод был впервые разработан. Это ограничение со временем исчезло, поскольку вычислительная мощность возросла, и в настоящее время настольные компьютеры обладают более чем достаточной мощностью, чтобы сделать такую обработку тривиальной задачей.
Визуализация спеклов в биологии относится к недомаркировке [ требуется разъяснение ] периодических клеточных компонентов (таких как нити и волокна), так что вместо того, чтобы выглядеть как непрерывная и однородная структура, они выглядят как дискретный набор спеклов. Это происходит из-за статистического распределения маркированного компонента внутри немаркированных компонентов. Метод, также известный как динамический спекл, позволяет осуществлять мониторинг динамических систем в реальном времени и анализ видеоизображений для понимания биологических процессов.
Все они были получены с помощью инфракрасной АО или ИК-интерферометрии (не спекл-визуализации) и имеют более высокое разрешение, чем можно получить, например, с помощью космического телескопа Хаббл . Спекл-визуализация может создавать изображения с разрешением в четыре раза лучшим, чем эти.