Immagini macchiettate - Speckle imaging

  • Tipica immagine a breve esposizione di una stella binaria ( ζ Boötis ) vista attraverso la turbolenza atmosferica. Ogni stella dovrebbe apparire come un unico punto, ma l'atmosfera fa sì che le immagini delle due stelle si suddividano in due modelli di macchioline . Le macchioline si muovono rapidamente, in modo che ogni stella appaia come una singola macchia sfocata nelle immagini a lunga esposizione.

  • Filmato al rallentatore con immagini di macchie, che mostra come un'immagine ad alto ingrandimento (negativo) di una stella si scompone in più macchie (macchioline), interamente un effetto atmosferico.

L'imaging Speckle descrive una gamma di tecniche di imaging astronomico ad alta risoluzione basate sull'analisi di un gran numero di brevi esposizioni che congelano la variazione della turbolenza atmosferica . Possono essere suddivisi nel metodo shift-and-add (" impilamento di immagini ") e nei metodi di interferometria speckle . Queste tecniche possono aumentare notevolmente la risoluzione dei telescopi terrestri , ma sono limitate a bersagli luminosi.

Spiegazione

Il principio di tutte le tecniche è quello di acquisire immagini a esposizione molto breve di bersagli astronomici e quindi elaborarle in modo da rimuovere gli effetti del seeing astronomico . L'uso di queste tecniche ha portato a una serie di scoperte, tra cui migliaia di stelle binarie che altrimenti apparirebbero come una singola stella a un osservatore visivo che lavora con un telescopio di dimensioni simili e le prime immagini di fenomeni simili a macchie solari su altre stelle. Molte delle tecniche rimangono ampiamente utilizzate oggi, in particolare per l'imaging di bersagli relativamente luminosi.

La risoluzione di un telescopio è limitata dalle dimensioni dello specchio principale, a causa degli effetti della diffrazione di Fraunhofer . Ciò si traduce in immagini di oggetti distanti che si estendono in un piccolo punto noto come disco di Airy . Un gruppo di oggetti le cui immagini sono più vicine tra loro di questo limite appare come un singolo oggetto. Pertanto, i telescopi più grandi possono visualizzare non solo oggetti più deboli (perché raccolgono più luce), ma anche risolvere oggetti più vicini tra loro.

Questo miglioramento della risoluzione si interrompe a causa dei limiti pratici imposti dall'atmosfera , la cui natura casuale interrompe il singolo punto del disco di Airy in uno schema di punti di dimensioni simili sparsi su un'area molto più ampia (vedere l'immagine adiacente di un binario) . Per il seeing tipico, i limiti di risoluzione pratica sono a dimensioni degli specchi molto inferiori ai limiti meccanici per le dimensioni degli specchi, vale a dire a un diametro dello specchio uguale al parametro di seeing astronomico r 0 - circa 20 cm di diametro per osservazioni con luce visibile sotto buona condizioni. Per molti anni le prestazioni del telescopio sono state limitate da questo effetto, fino a quando l'introduzione dell'interferometria speckle e dell'ottica adattiva ha fornito un mezzo per rimuovere questa limitazione.

L'imaging Speckle ricrea l'immagine originale attraverso tecniche di elaborazione delle immagini . La chiave della tecnica, trovata dall'astronomo americano David L. Fried nel 1966, era di acquisire immagini molto veloci, nel qual caso l'atmosfera è effettivamente "congelata" al suo posto. Per le immagini a infrarossi , i tempi di esposizione sono dell'ordine di 100 ms, ma per la regione visibile scendono fino a 10 ms. Nelle immagini a questa scala temporale, o più piccole, il movimento dell'atmosfera è troppo lento per avere un effetto; le macchioline registrate nell'immagine sono un'istantanea del seeing atmosferico in quell'istante.

Ovviamente c'è un aspetto negativo: scattare immagini con un'esposizione così breve è difficile e se l'oggetto è troppo scuro, non verrà catturata abbastanza luce per rendere possibile l'analisi. I primi usi della tecnica nei primi anni '70 furono fatti su scala limitata usando tecniche fotografiche, ma poiché la pellicola fotografica cattura solo circa il 7% della luce in entrata, solo gli oggetti più luminosi potevano essere visti in questo modo. L'introduzione del CCD in astronomia, che cattura oltre il 70% della luce, ha abbassato l'asticella delle applicazioni pratiche di un ordine di grandezza, e oggi la tecnica è ampiamente utilizzata su oggetti astronomici luminosi (es. Stelle e sistemi stellari).

Molti dei metodi di imaging speckle più semplici hanno più nomi, in gran parte da astronomi dilettanti che reinventano le tecniche di imaging speckle esistenti e danno loro nuovi nomi.

Più recentemente, un altro uso della tecnica si è sviluppato per applicazioni industriali. Facendo brillare un laser (il cui fronte d'onda liscio è un'eccellente simulazione della luce proveniente da una stella lontana) su una superficie, il modello di macchioline risultante può essere elaborato per fornire immagini dettagliate dei difetti nel materiale. {{}}

Tipi

Metodo Shift-and-add

Questa sezione riguarda un metodo di imaging. Per l'algoritmo di moltiplicazione, vedere Algoritmo di moltiplicazione § Spostamento e aggiunta .

Il metodo shift-and-add (più recentemente " metodo di impilamento delle immagini ") è una forma di imaging speckle comunemente utilizzato per ottenere immagini di alta qualità da una serie di brevi esposizioni con variazioni di immagine variabili. È stato utilizzato in astronomia per diversi decenni ed è la base per la funzione di stabilizzazione dell'immagine su alcune fotocamere. Le immagini a breve esposizione vengono allineate utilizzando la macchiolina più luminosa e viene calcolata la media per fornire una singola immagine di output.

Il metodo prevede il calcolo degli spostamenti differenziali delle immagini. Ciò è facilmente realizzabile nelle immagini astronomiche poiché possono essere allineate con le stelle. Una volta che le immagini sono allineate, vengono calcolate insieme la media. È un principio di base della statistica che la variazione in un campione può essere ridotta mediando insieme i singoli valori. Infatti, quando si utilizza una media, il rapporto segnale / rumore dovrebbe essere aumentato di un fattore della radice quadrata del numero di immagini. Esistono numerosi pacchetti software per eseguire questa operazione, inclusi IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin e Iris .

Nell'approccio di imaging fortunato , solo le migliori esposizioni brevi vengono selezionate per la media. Le prime tecniche di spostamento e aggiunta allineavano le immagini in base al centroide dell'immagine , fornendo un rapporto di Strehl complessivo inferiore .

Interferometria a macchie

Nel 1970, l' astronomo francese Antoine Labeyrie ha dimostrato che l'analisi di Fourier ( interferometria speckle ) può ottenere informazioni sulla struttura ad alta risoluzione dell'oggetto dalle proprietà statistiche dei pattern speckle. I metodi sviluppati negli anni '80 hanno permesso di ricostruire semplici immagini a partire da queste informazioni sullo spettro di potenza.

Un tipo più recente di interferometria speckle chiamato mascheramento speckle comporta il calcolo del bispettro o delle fasi di chiusura da ciascuna delle brevi esposizioni. Il "bispettro medio" può quindi essere calcolato e quindi invertito per ottenere un'immagine. Funziona particolarmente bene usando le maschere di apertura . In questa disposizione l'apertura del telescopio è bloccata ad eccezione di alcuni fori che lasciano passare la luce, creando un piccolo interferometro ottico con un potere risolutivo migliore di quello che avrebbe altrimenti il ​​telescopio. Questa tecnica di mascheramento delle aperture è stata sperimentata dal Cavendish Astrophysics Group .

Una limitazione della tecnica è che richiede un'estesa elaborazione dell'immagine al computer, difficile da ottenere quando la tecnica è stata sviluppata per la prima volta. Questa limitazione è svanita nel corso degli anni con l'aumento della potenza di calcolo e oggigiorno i computer desktop hanno una potenza più che sufficiente per rendere tale elaborazione un compito banale.

Biologia

L'imaging maculato in biologia si riferisce all'etichettatura di componenti cellulari periodici (come filamenti e fibre) in modo che invece di apparire come una struttura continua e uniforme, appaia come un insieme discreto di macchioline. Ciò è dovuto alla distribuzione statistica del componente etichettato all'interno di componenti non etichettati. La tecnica, nota anche come dinamica speckle, consente il monitoraggio in tempo reale dei sistemi dinamici e l'analisi delle immagini video per comprendere i processi biologici.

Guarda anche

Immagini di esempio

Tutti questi sono stati ottenuti utilizzando infrarossi AO o interferometria IR (non imaging speckle) e hanno una risoluzione maggiore di quella che può essere ottenuta ad esempio con il telescopio spaziale Hubble . L'imaging maculato può produrre immagini con una risoluzione quattro volte migliore di queste.

Riferimenti

link esterno

  • Hugin : software di immagini open source con "impilamento di immagini" shift-and-add
  • Iris - software gratuito per l'elaborazione di immagini astronomiche
  • Autostakkert : allineamento e impilamento di sequenze di immagini, riducendo al minimo l'influenza delle distorsioni atmosferiche