天文高清晰像重建技术原理及进展

统计光学课程论文段玉雄SC14038032天文高清晰像重建技术原理及进展一、背景近一百年里，人类的航天飞行与宇宙深空探索技术飞速发展。然而，如果人类对大气之外天体的大小，相对位置，运行轨道一无所知，那么送入深空的飞行器极有可能撞毁在某个星球、某个陨石带。天文目标的高清晰度成像将人类的视野拓展到了大气的湍流之外，让人们对星空有更多的认识。二、技术原理及进程1、分辨率瓶颈光学望远镜的性能包括：一、集光能力；二、分辨天文目标细节的能力，即分辨率。本文所指的分辨率首先是望远镜本身的分辨率,然后是大气、望远镜构成的系统的分辨率。后者是最根本的,也是天文观测实际能达到的分辨率。望远镜本身的分辨率，根据经典的瑞利判据，近似为:δ=𝜆𝐷𝜆是光波长，D是望远镜口径。这意味着，对于500nm可见光，5m直径的望远镜，本身分辨极限为0.02角秒。分辨率随口径增大而提高。然而，当存在大气时,地球表面的非均匀加热和复杂的地形地貌及气象等因素引起的湍流，造成折射率的随机起伏,使天体发出的光波前也随机地畸变,导致了望远镜分辨率的严重衰减。天文学家对望远镜分辨率的要求最初源于观测和绘制月面图。为了分辨星团和星云中的恒星以及发现更多的双星，天文学家将天文望远镜口径做得很大。遗憾的是,当天文望远镜的口径超过几十厘米以后,它的分辨率几乎不再随口径的增大而增加了。大气湍流使情况变得严峻，理论和实验表明大气、望远镜系统的分辨率实际上是：δ′=10𝑟0δ′单位为角秒，𝑟0单位为cm。𝑟0是与口径无关的参数,,称为Fried参数,又称大气相干直径,它是表征相干湍流元平均尺度的统计参数。实验表明，在一个山顶天文台，良好视宁度下，𝑟0取12cm，分辨率为1角秒。由于大气湍动,望远镜的实际分辨率与口径无关,任何口径的大望远镜的实际分辨率只和一架12厘米口径的望远镜相当。2、初见端倪统计光学课程论文段玉雄SC14038032经过研究,人们得知大气的二个重要性质:大气的结构有团粒性,`大气团的光学相关尺寸大约为10cm左右;大气团的寿命一般为0.1一0.01秒之间。大气对天文图象的影响主要表现为长曝光星像的能量扩散,这种扩散使大口径望远镜的爱里斑退化为一个展宽的高斯分布。1868年左右,Fizeau利用两个相隔足够距离的子瞳掩模在大望远镜上实现了干涉测量,成功地对天文目标进行衍射极限测量，即“Fizeau星体干涉仪”。事实上,这是一个典型的杨氏干涉装置。迈克尔逊随后进行了基线更长的杨氏干涉测量,他和合作者成功地测量了多颗恒星的角直径。Fiezua和迈克尔逊成功的原因主要有如下两条:1,只观测图象的高频成分,这使得斑点图(干涉条纹)极其简单;2,目视观测,由于眼睛的视觉暂留时间短,条纹随机移动的平滑效应不明显。Fiezna和迈克尔逊的测量还远不能称为图象重建,因为他们只记录了图象在一个方向的高频成分,并且无法记录其相位,所以只能做天文目标角直径测量一类的工作。但是这种方法最终发展成为光学综合孔径成象技术。3、高分辨率像复原（1）斑点干涉术此法由A.Labeyrie于1970年提出,开创了高分辨天文像复原的新领域。在此之前,人们已经认识到天文图像的长曝光图像几乎失去了所有的高频信息,短曝光图像也因为波前畸变而破碎变形。拉贝里仔细研究了短曝光图像的斑点结构后指出,短曝光天文图像中含有可以利用的高频信息。他设计了一个装置来对系列短曝光天文图像进行能谱的统计重建。此法得到的是目标的功率谱,无法得到目标本身,原因是计算功率谱时,进行了复数平方运算使傅里叶位相消失。可是从目标的功率谱可得到目标的某些重要参数,如双星的角距等,而这些参数是高分辨率的。（2）Kuox-Thompson方法斑点干涉术方法使用了平均功率谱,而功率谱是自相关的傅里叶变换,从而等价于使用了空域内的自相关,导致了傅里叶位相的丢失。Knox和Thompson于1974年提出了一种方法，改用频域自相关,保留了傅里叶位相,从而实现了二维天文像复原。（3）班点掩模法这是Weigelt于1977年提出,到1983年成熟的方法,也称为三重相关或重谱法,理论上比较复杂。斑点干涉术实质上使用了空域自相关,K--T方法则用了频域自相关,均为二阶统计相关计算,而掩模法使用了三阶统计相关。目标重谱包含了目标的全部信息。由于使用了更高阶的统计相关,此法比前两种包含有更多的信息。统计光学课程论文段玉雄SC14038032（4）其他方法以上后两种方法都是针对图像的傅里叶变换进行处理，可以统称为傅立叶频率域的方法。傅立叶频率域的方法可以复原出目标接近衍射极限的图像，但方法烦杂、计算量大。于是又出现了直接处理图像的空间域的方法。比如简单位移叠加方法、LWH方法等等。近年来，基于统计学的方法也被应用于斑点图的图像重建中，如一系列通过盲消卷积的图像重建方法。在图像重建算法方面，目前仍有大量研究。三、技术实现此处以云南天文台的斑点照相机为例，如下图。有以下几个关键点：（1）快门曝光时间必须短到足以使大气成为被“冻结”了的静止状态，但应根据大气条件，尽可能延长短曝光时间，以提高信噪比。（2）由于斑点干涉术要求短曝光和窄带通光，所以接收到的光能量很弱，必须使用光增强管。（3）接收器一般有两种。一是用胶片记录，经显影定影处理，再在显微密度计上转化为数字量。二是用CCD探测器接受，可以比胶片更加灵敏，并直接记录下数字化了的斑点图，供计算机处理。四、应用与展望斑点干涉术很早就应于双星的观测，。斑点掩膜法实现了天文目标的高清晰复原。天文高清晰像复原技术发展迅速。一是理论，主要体现在统计处理方法上。如可以将一些优化的方法应用到上述重建算法中。二是技术实现，体现在提高可探测星等、扩展波段和光学望远镜综合孔径等方面。统计光学课程论文段玉雄SC14038032五、参考文献[1]仇朴章，天文高分辨像复原，天文学进展，1989年10-12月，第7卷，第4期[2]刘忠，天文图像高分辨重建及空域性质研究，中国科学院研究生院博士学位论文[3]王义明等，三对双星的斑点干涉术观测，天文学报，1987年12月，第28卷，第4期[4]沈忙作，王伟健，光学/数字混合图像处理用于星体斑点干涉术的模拟实验，光学学报，1984年1月，第4卷，第1期[5]霍卓玺，由斑点图重建天文图像的研究，清华大学工学硕士学位论文