Метод вдалих експозицій — один із видів спекл-аналізу, використовуваний в астрофотографії. Методи спекл-аналізу використовують з достатньо коротким часом експозиції (100 мс або менше), щоб зміни в атмосфері Землі протягом часу експозиції були мінімальними.
Під час методу вдалих експозицій відбирають ті оптимальні експозиції, які найменше зазнали впливу атмосфери (зазвичай близько 10%), й об’єднують їх в одне зображення шляхом зсуву та додавання коротких експозицій. Це дає змогу отримати значно вищу кутову роздільну здатність, ніж у разі одного знімка з довгою витримкою, який включає всі кадри.
Пояснення Зображення, отримані наземними телескопами, зазнають розмиття через атмосферну турбулентність (яку оком спостерігають як мерехтіння зір). Багато астрономічних спостережень потребують вищої роздільної здатності, ніж можна досягти без корекції зображень. Метод вдалих експозицій є одним із методів усунення атмосферного розмиття. За відбору 1 % кадрів або менше цей метод може досягати дифракційної межі навіть для телескопів з апертурою 2,5 м, що означає щонайменше п'ятикратне покращення роздільної здатності порівняно зі спостереженнями без використання цього методу.
Ілюстрація методу Наведена нижче послідовність зображень демонструє принцип роботи методу вдалих експозицій. Із серії з 50 000 зображень, отриманих зі швидкістю майже 40 кадрів за секунду, створено п'ять різних зображень із довгою витримкою. Крім того, на початку демонстраційної послідовності наведено один кадр із дуже низькою якістю та один — із дуже високою якістю. Астрономічний об'єкт, показаний на зображеннях, має ідентифікатор 2MASS J03323578+2843554. Північ угорі, схід ліворуч. Одна експозиція з низькою якістю зображення, не вибрана як «вдала». Одна експозиція з дуже високою якістю зображення, обрана як «вдала». Середнє значення всіх 50 000 знімків, що майже дорівнює астрономічному баченню. Воно виглядає як типове зображення зорі, трохи видовжене. Повна ширина на піввисоті видимого диска становить близько 0,9 кутової секунди. Усереднене значення всіх 50 000 знімків, коли центр ваги (центроїд) кожного зображення зміщений в те ж саме опорне положення. Це зображення виявляє більше деталей, ніж зображення, обмежене баченням, і вже виявляє два об'єкти. Усереднені 25 000 (50 % вибірки) найкращих зображень після того, як найяскравіший піксель кожного зображення було переміщено в ту ж саму позицію. На цьому зображенні ми можемо бачити три об'єкти. Усереднені 5000 (10 % вибірки) найкращих зображень після того, як найяскравіший піксель кожного зображення було переміщено в ту ж саму позицію. Розмиття ще сильніше зменшується, навколо найяскравішого об'єкта чітко видно кільце Ейрі. Усереднені 500 (1 % вибірки) найкращих зображень після того, як найяскравіший піксель на кожному зображенні було переміщено в ту ж саму позицію. Розмиття ще сильніше зменшується. Співвідношення сигнал/шум найяскравішого об'єкта на цьому зображенні найвище.
Різниця між зображенням, обмеженим баченням (третє зверху), і результатом відбору найкращого 1 % зображень є вражаючою: вдається виявити потрійність системи. Найяскравіший компонент на заході — зоря спектрального класу M4V із зоряною величиною V=14,9. Цей компонент використовують як опорне джерело в методі вдалих експозицій. Слабший компонент складається з двох зір спектральних класів M4.5 і M5.5. Відстань до системи становить близько 45 пк. Видно кільця Ейрі, що свідчить про досягнення дифракційної межі 2,2-метрового телескопа . Співвідношення сигнал/шум для точкових джерел зростає зі збільшенням жорсткості відбору кадрів, натомість спричинене баченням гало пригнічується. Відстань між двома найяскравішими об'єктами становить приблизно 0,53″, а між двома найслабшими — менш ніж 0,16″. На відстані 45 пк це відповідає приблизно 7,2 а. о.
Історія
Методи вдалих експозицій уперше застосували в середині XX століття, а популярності вони набули у 1950–1960-х роках для знімання планет (із використанням кінокамер, часто з електронно-оптичними підсилювачами зображення). Загалом знадобилося близько 30 років розвитку окремих технологій знімання, щоб цей контрінтуїтивний метод став практично придатним. Перший чисельний розрахунок імовірності отримання «вдалих експозицій» опублікував у 1978 році.
У ранніх застосуваннях методу вдалих експозицій зазвичай вважали, що атмосфера «розмазує» або «розмиває» астрономічні зображення. У цих роботах оцінювали повну ширину на половині максимуму розмиття й використовували її для відбору експозицій. Пізніші дослідження використали той факт, що атмосфера не просто «розмиває» зображення, а зазвичай створює кілька чітких копій (функція розсіювання точки має «спекли»). Нові методи, що враховують це, дали змогу отримувати значно якісніші зображення, ніж у підходах, де зображення вважали просто «розмитим».
На початку XXI століття з'ясували, що перемежовуваність турбулентності (і пов'язані з нею флуктуації умов бачення) можуть істотно підвищувати ймовірність отримання «вдалої експозиції» за заданих середніх умов бачення.
Нині метод вдалих експозицій застосовують як аматори, так і професійні астрономи. Сучасні вебкамери та відеокамери здатні робити швидкі короткі експозиції з достатньою чутливістю для астрофотографії, і їх використовують з методом зсуву й додавання та відкиданням частини зображень для досягнення високої роздільної здатності. Існує багато методів відбору зображень, зокрема метод відбору за числом Штреля, який уперше запропонував з кембриджської групи, а також відбір за контрастом зображення, який використовують у методі селективної реконструкції зображень Рона Дантовіца. Розвиток і поширення ПЗЗ дав змогу вперше отримати високоякісні зображення слабких об'єктів методом вдалих експозицій.
Альтернативні методи У 2007 році астрономи з Калтеху й Кембриджського університету повідомили про перші результати нової гібридної системи методу вдалих експозицій та адаптивної оптики. Нова камера вперше забезпечила дифракційно обмежену роздільну здатність у видимому діапазоні на телескопах 5-метрового класу. Використання методу вдалих експозицій разом з адаптивною оптикою дозволило наблизитися до теоретичної кутової роздільної здатності, досягаючи значень до 0,025 кутової секунди для деяких режимів спостереження.
Інші підходи, які дають змогу досягти роздільної здатності, що перевищує обмеження атмосферного бачення, включають адаптивну оптику, інтерферометрію, інші різновиди спекл-інтерферометрії та космічні телескопи, як-от Космічний телескоп Габбла.
Примітки
Література C. L. Stong 1956 interviewing scientist Robert B. Leighton for Amateur Scientist, "Concerning the Problem of Making Sharper Photographs of the Planets", Scientific American, Vol 194, June 1956, p. 157. Early example of exposure selection with mechanical tip-tilt correction (using cine film and exposure times of 2 seconds or more). William A. Baum 1956, "Electronic Photography of Stars", Scientific American, Vol 194, March 1956. Discusses the selection of short exposures at moments when the image through a telescope is sharpest (using image intensifier and short exposures).
Посилання
Amateur lucky imaging Lucky imaging with Astralux at the 2.2 m Calar Alto telescope Details of the Calar Alto and La Silla lucky imaging instruments Details of the LuckyCam instrument at the Nordic Optical Telescope BBC News article: 'Clearest' images taken of space Lucky imaging using gen 3 intensifier tubes