Спекл-изображение включает в себя 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 повысить разрешение наземных телескопов , но они ограничены яркими целями.
Принцип всех методов заключается в получении изображений астрономических целей с очень короткой выдержкой, а затем их обработке для устранения эффектов астрономического видения . Использование этих методов привело к ряду открытий, в том числе к тысячам двойных звезд , которые в противном случае для визуального наблюдателя, работающего с телескопом аналогичного размера, выглядели бы как одна звезда, а также к первым изображениям явлений, подобных солнечным пятнам , на других звездах. Многие из этих методов широко используются и сегодня, особенно при визуализации относительно ярких целей.
Разрешение телескопа ограничено размером главного зеркала из-за эффектов дифракции Фраунгофера . В результате изображения удаленных объектов распределяются в небольшое пятно, известное как диск Эйри . Группа объектов, изображения которых расположены ближе друг к другу, чем этот предел, отображается как один объект. Таким образом, более крупные телескопы могут отображать не только более тусклые объекты (поскольку они собирают больше света), но и разрешать объекты, расположенные ближе друг к другу.
Это улучшение разрешения нарушается из-за практических ограничений, налагаемых атмосферой , случайная природа которой превращает одно пятно диска Эйри в узор из пятен одинакового размера, разбросанных по гораздо большей площади (см. соседнее изображение двойной системы). . Для типичного наблюдения практические пределы разрешения находятся при размерах зеркал, намного меньших, чем механические пределы размеров зеркал, а именно при диаметре зеркала, равном астрономическому параметру зрения r 0 – около 20 см в диаметре для наблюдений в видимом свете при хорошем освещении. условия. В течение многих лет производительность телескопов была ограничена этим эффектом, пока внедрение спекл-интерферометрии и адаптивной оптики не предоставило средства устранения этого ограничения.
Визуализация спеклов воссоздает исходное изображение с помощью методов обработки изображений . Ключ к этому методу, найденный американским астрономом Дэвидом Л. Фридом в 1966 году, заключался в получении очень быстрых изображений, и в этом случае атмосфера фактически «замораживалась» на месте. [1] В инфракрасных длинах волн время когерентности τ 0 составляет порядка 100 мс, но для видимой области оно падает до всего лишь 10 мс. Когда время воздействия короче τ 0 , движение атмосферы слишком медленное, чтобы оказать влияние; Пятнышки, записанные на изображении, представляют собой снимок атмосферы, видимой в этот момент. Время когерентности τ0 = r0/v является функцией длины волны, поскольку r 0 является функцией длины волны.
Обратной стороной метода является то, что делать снимки с такой короткой выдержкой сложно, а если объект слишком тусклый, света будет недостаточно для проведения анализа. Раннее использование этой техники в начале 1970-х годов осуществлялось в ограниченных масштабах с использованием фотографических методов, но, поскольку фотопленка улавливает только около 7% падающего света, таким образом можно было рассмотреть только самые яркие объекты. Внедрение в астрономию ПЗС-матрицы , которая улавливает более 70% света, снизило планку практического применения на порядок, и сегодня этот метод широко используется на ярких астрономических объектах (например, звездах и звездных системах).
Многие из более простых методов изображения спеклов имеют несколько названий, в основном от астрономов-любителей, которые заново изобретают существующие методы изображения спеклов и дают им новые имена.
Другое применение метода – в промышленности. Направив лазер (гладкий волновой фронт которого является превосходной имитацией света далекой звезды) на поверхность, полученный спекл-паттерн можно обработать и получить подробные изображения дефектов материала. [2]
Метод сдвига и сложения (в последнее время метод « наложения изображений ») представляет собой форму спекл-изображений, обычно используемую для получения высококачественных изображений из ряда коротких экспозиций с различными сдвигами изображения. [5] [6] Он использовался в астрономии на протяжении нескольких десятилетий и является основой функции стабилизации изображения в некоторых камерах. Изображения с короткой выдержкой выравниваются с использованием самых ярких пятен и усредняются для получения единого выходного изображения. [7]
Метод предполагает расчет дифференциальных сдвигов изображений. Это легко сделать на астрономических изображениях, поскольку их можно совместить со звездами. После выравнивания изображений они усредняются. Основной принцип статистики заключается в том, что вариации в выборке можно уменьшить путем усреднения отдельных значений. Фактически, при использовании среднего значения отношение сигнал/шум должно быть увеличено в квадратный корень из числа изображений. Для этого существует ряд программных пакетов, включая IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin и Iris .
В подходе удачной визуализации для усреднения выбираются только лучшие короткие экспозиции. Ранние методы сдвига и сложения выравнивали изображения в соответствии с центроидом изображения , что давало более низкий общий коэффициент Штреля .
В 1970 году французский астроном Антуан Лабейри показал, что анализ Фурье ( спекл-интерферометрия ) позволяет получить информацию о структуре объекта с высоким разрешением на основе статистических свойств спекл-структур. [8] Этот метод был впервые реализован в 1971 году в Паломарской обсерватории (200-дюймовый телескоп) Дэниелом Дж. Гезари, Антуаном Лабери и Робертом В. Стачником. [9] Методы, разработанные в 1980-х годах, позволили восстановить простые изображения на основе этой информации о спектре мощности.
Еще один новый тип спекл-интерферометрии, называемый спекл-маскированием, включает в себя расчет биспектра или фаз закрытия для каждой короткой экспозиции. [10] Затем можно вычислить «средний биспектр», а затем инвертировать его для получения изображения. Особенно хорошо это работает с использованием апертурных масок . В такой конструкции апертура телескопа заблокирована, за исключением нескольких отверстий, пропускающих свет, создавая небольшой оптический интерферометр с лучшей разрешающей способностью, чем в противном случае имел бы телескоп. Этот метод маскировки апертуры был впервые разработан Кавендишской астрофизической группой . [11] [12]
Одним из ограничений метода является то, что он требует обширной компьютерной обработки изображения, что было трудно сделать, когда метод был впервые разработан. Это ограничение исчезло с годами по мере увеличения вычислительной мощности, и сегодня настольные компьютеры имеют более чем достаточную мощность, чтобы сделать такую обработку тривиальной задачей.
Визуализация спеклов в биологии означает маркировку ( необходимо уточнение ) периодических клеточных компонентов (таких как нити и волокна), чтобы они выглядели не как непрерывная и однородная структура, а как дискретный набор пятен. Это связано со статистическим распределением меченого компонента среди немеченых компонентов. Этот метод, также известный как динамический спекл, позволяет отслеживать динамические системы в реальном времени и анализировать видеоизображения для понимания биологических процессов.
Все они были получены с помощью инфракрасной АО или ИК-интерферометрии (не спекл-изображений) 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 это.