Imagistica cu pete
Tipic (negativ) imaginea de expunere scurtă de o stea binară (în acest caz , Zeta Boötis ) văzută din interiorul Pământului e atmosferă . Fiecare stea ar trebui să apară ca un singur punct, dar atmosfera distorsionează imaginea „discului” stelei, rezultând „pete” caracteristice (una în stânga sus, cealaltă în dreapta jos). Spoturile sunt slab definite în această imagine din cauza rezoluției reduse a camerei utilizate. Petele mici se mișcă rapid unul în jurul celuilalt, astfel încât fiecare stea apare ca un singur punct neclar în imaginile cu expunere îndelungată. Telescopul folosit are un diametru de 7 r 0 .
Imagine animată care arată ceea ce vedeți cu un telescop când priviți o stea cu mărire mare (imagine negativă). Telescopul folosit are un diametru de 7 r 0 . Rețineți cum perechile de stele se sparg în multe puncte (cunoscute sub numele de speckle [adică pete]), dar este un efect al atmosferei Pământului. Diferitele tehnici aparținând imagisticii speckle încearcă să recreeze imaginea obiectului așa cum era înainte de a fi deranjat de atmosferă. În imagine există și câteva vibrații ale telescopului.
Termenul speckle imaging (literalmente „crearea de imagini din spoturi”) indică în astronomie o mare varietate de tehnici de observație de înaltă calitate bazate pe diverse tehnologii, inclusiv schimbare și adăugare (numită și stivuire de imagini ) sau interferometrie spot . Aceste tehnici de observație fac posibilă creșterea semnificativă a rezoluției telescoapelor de la sol .
Combinația tehnicilor de imagistică a speculelor a dus la un număr mare de descoperiri, inclusiv mii de stele duble , care, conform observațiilor anterioare, păreau a fi stele unice și primele imagini ale petelor de pe suprafața altor stele dincolo de soarele nostru. Majoritatea acestor tehnici sunt încă utilizate pe scară largă, în special pentru a oferi imagini detaliate ale obiectelor deosebit de luminoase.
Ilustrarea tehnicii
Principiul de bază al imaginii speckle este de a obține imagini de expunere scurtă și apoi de a le procesa cu un computer pentru a elimina efectele de distorsiune cauzate de atmosferă (a vedea ).
Rezoluția limitativă a unui telescop este direct proporțională cu dimensiunea oglinzii principale, datorită unui efect cunoscut sub numele de difracție Fraunhofer ; acest lucru este deosebit de vizibil în imaginile obiectelor îndepărtate, care apar fragmentate în mici pete care iau numele de discuri Airy , în timp ce obiectele mai puțin îndepărtate nu sunt supuse acestui fenomen.
Aceste defecte se datorează variațiilor indicelui de refracție al aerului. Atmosfera este compusă din mai multe straturi de gaz care se mișcă în vârtejuri turbulente, cu o dimensiune tipică egală cu parametrul Fried r 0 , care au diferențe de temperatură între ele. Aceasta înseamnă că fiecare vortex are un indice de refracție diferit de cei apropiați și se comportă ca o lentilă care modifică frontul de undă plan care vine de la sursă. În acest fel, imaginea unei surse punctuale nu mai este figura tipică a discului de dimensiune Airy , în care D este diametrul telescopului, dar este compus dintr-un set de modele de difracție în mișcare, vârtejurile nu sunt fixe, care, într-o imagine cu un timp de expunere suficient de lung, dau naștere unui PSF de dimensiune .
În ceea ce privește observațiile clasice, limitele practice ale rezoluției se datorează dimensiunii oglinzii telescopului, în conformitate cu limitele mecanice care există atunci când diametrul oglinzii este mai mic sau egal cu r 0 (dimensiunea medie a bule de aer care constituie perturbarea atmosferică (poate ajunge la aproximativ 20 cm pentru observații în condiții bune și crește odată cu creșterea lungimii de undă). Mulți ani performanța telescoapelor a fost limitată de acest defect, până la introducerea interferometriei spot și a opticii adaptive , care a permis reducerea problemei.
Această tehnică permite telescoapelor mai mari să vizualizeze nu numai obiecte mai slabe, deoarece acestea captează mai multă lumină și o reflectă în oglinzi mai mari, ci și să vadă la fel de bine obiecte mai mici și mai îndepărtate.
Cu imagistica cu speckle este de asemenea posibilă recrearea imaginii originale, fără perturbații atmosferice, folosind tehnici de editare foto .
Tipuri
Imaginea Speckle include diferite tehnici, fiecare cu propriile caracteristici și metode de utilizare.
În tehnica de schimbare și adăugare , imaginile de expunere scurtă sunt aranjate începând cu cea mai strălucitoare și se obține o imagine computerizată cu o luminozitate care este media celor ale imaginilor realizate anterior. În varianta imagistică norocoasă , sunt alese doar cele mai bune imagini obținute în timp de expunere foarte scurt (100 ms sau mai puțin).
Un alt tip de imagistică cu pete este interferometria spot. O variantă, numită mascare de speckle , implică calcularea bispectrului sau a fazelor de închidere a fiecărei imagini la expunere scurtă; calculul „bispectrului mediu” este apoi inversat pentru a obține o imagine. Această tehnică oferă rezultate mai bune prin utilizarea așa-numitelor „măști de deschidere”. Pionierii acestei tehnici au fost membrii Cavendish Astrophysics Group , care au găsit o modalitate de a obstrucționa deschiderea telescopului lăsând libere câteva găuri pentru a permite trecerea luminii ; astfel a fost creat un mic interferometru optic cu o putere de rezoluție mai mare decât un telescop fără măști. Desigur, există dezavantajul: dobândirea imaginilor la o expunere atât de scurtă este dificilă și dacă obiectul ar fi prea slab, nu ar fi captată suficientă lumină pentru a face posibilă analiza. Utilizarea tehnicii datează de la începutul anilor șaptezeci , când a fost utilizată la o scară limitată cu utilizarea tehnicilor fotografice , dar din moment ce filmul fotografic , prin impresionarea sa, a captat doar 7% din lumina care a sosit, a fost posibil să procedăm în acest fel doar cu cele mai strălucitoare obiecte. Introducerea în astronomie a dispozitivului cuplat de încărcare (CCD), care captează mai mult de 70% din lumină, a redus limita aplicațiilor practice ale tehnicii, iar astăzi tehnica este utilizată pe scară largă pentru alte obiecte astronomice mai puțin strălucitoare (pentru exemplu stele și sisteme stelare ).
O altă limitare a tehnicii este faptul că necesită o prelucrare electronică mare a imaginii, ceea ce a fost foarte dificil de realizat în primele zile ale imagisticii speckle . Deși computerul aproape universal universal Data General Nova a fost foarte util în acest rol, a fost suficient de lent pentru a-și limita aplicarea la obiective mai „importante”. Această limitare a dispărut de-a lungul anilor și în prezent computerele desktop au suficientă putere pentru a face această procesare aproape nesemnificativă din punct de vedere al dificultății.
Faptul că o mare parte a tehnicilor care fac parte din imagistica speckle au mai multe nume provine în mare parte de la astronomii amatori care reinventează tehnicile actuale de imagistică speckle, oferindu-le nume noi.
Istorie
Secretul acestei tehnici, descoperit de astronomul american David L. Fried în 1966 , a fost acela de a face imaginile cât mai repede posibil, astfel încât efectele atmosferice să fie reduse la minimum. Pentru imaginile realizate în infraroșu , timpii de expunere sunt de ordinul a 100 ms , dar în lungimea de undă vizibilă scad la mai puțin de 10 ms. În imaginile realizate în această perioadă de timp sau într-o perioadă mai scurtă de timp, mișcarea atmosferei este prea lentă pentru a avea mult efect; petele din imagine dau o idee despre efectele atmosferei în acel moment. În 1970 , astronomul francez Antoine Labeyrie a demonstrat că informațiile pot fi obținute din porțiunile de înaltă rezoluție ale imaginii, pornind de la forma asumată de pete folosind analiza Fourier ( interferometrie spot ). În anii optzeci , au fost dezvoltate metode care permiteau reconstituirea imaginilor prin intermediul interferometriei începând de la dispunerea petelor.
Alte utilizări
Mai recent, s-au dezvoltat alte utilizări ale tehnicii, în special în domeniul aplicațiilor industriale . Folosind un laser (ale cărui unde luminoase simulează perfect lumina unei stele îndepărtate) pe o suprafață, dispunerea petelor poate fi manipulată pentru a oferi imagini detaliate ale defectelor găsite în material.
Utilizare în biologie
Imagistica cu pete este utilizată nu numai în astronomie, ci și în biologie , pentru a identifica substructurile periodice ale celulelor (cum ar fi diversele filamente și fibre); văzute cu această tehnică, în loc să apară ca structuri continue și uniforme, ele apar ca un set discret de pete. Acest lucru se datorează distribuției statistice a componentelor identificate care posedă o parte neidentificată. Această tehnică folosește observații în timp real ale sistemelor dinamice și, de asemenea, analiza imaginilor video pentru a înțelege mai bine procesele biologice.
Niste poze
Imaginile, la care se referă aceste legături, au fost obținute cu imagistică speckle și au rezoluții speciale, deoarece au fost obținute cu instrumente foarte puternice, cum ar fi Telescopul spațial Hubble :
- WR 104 , pe physics.usyd.edu.au .
- WR 98a , pe physics.usyd.edu.au .
- LKHa 101 , pe physics.usyd.edu.au .
- MWC 349A , pe physics.usyd.edu.au .
- Betelgeuse , pe mrao.cam.ac.uk. Adus la 22 septembrie 2007 (arhivat din original la 14 iunie 2007) .
Elemente conexe
Alte proiecte
-
Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre imagistica Speckle
