Imagem Speckle - Speckle imaging

  • Imagem típica de curta exposição de uma estrela binária ( ζ Boötis ) vista através da turbulência atmosférica. Cada estrela deve aparecer como um único ponto, mas a atmosfera faz com que as imagens das duas estrelas se dividam em dois padrões de manchas . As manchas se movem rapidamente, de modo que cada estrela aparece como uma única mancha difusa em imagens de longa exposição.

  • Filme de imagem em câmera lenta, mostrando como uma imagem de alta ampliação (negativa) de uma estrela se divide em várias bolhas (manchas), um efeito totalmente atmosférico.

A imagem Speckle descreve uma gama de técnicas de imagem astronômica de alta resolução com base na análise de um grande número de exposições curtas que congelam a variação da turbulência atmosférica . Eles podem ser divididos em método shift-and-add (" empilhamento de imagens ") e métodos de interferometria speckle . Essas técnicas podem aumentar drasticamente a resolução dos telescópios terrestres , mas são limitadas a alvos brilhantes.

Explicação

O princípio de todas as técnicas é obter imagens de exposição muito curta de alvos astronômicos e, em seguida, processá-las de modo a remover os efeitos da visão astronômica . O uso dessas técnicas levou a uma série de descobertas, incluindo milhares de estrelas binárias que, de outra forma, apareceriam como uma única estrela para um observador visual trabalhando com um telescópio de tamanho semelhante, e as primeiras imagens de fenômenos semelhantes a manchas solares em outras estrelas. Muitas das técnicas continuam em amplo uso hoje, principalmente na geração de imagens de alvos relativamente brilhantes.

A resolução de um telescópio é limitada pelo tamanho do espelho principal, devido aos efeitos da difração de Fraunhofer . Isso resulta em imagens de objetos distantes sendo espalhados em um pequeno ponto conhecido como disco de Airy . Um grupo de objetos cujas imagens estão mais próximas do que esse limite aparecem como um único objeto. Assim, telescópios maiores podem gerar imagens não apenas de objetos mais escuros (porque coletam mais luz), mas também resolver objetos que estão mais próximos.

Essa melhoria de resolução é quebrada devido aos limites práticos impostos pela atmosfera , cuja natureza aleatória interrompe o ponto único do disco de Airy em um padrão de pontos de tamanhos semelhantes espalhados por uma área muito maior (veja a imagem adjacente de um binário) . Para uma visão típica, os limites de resolução prática estão em tamanhos de espelho muito menores do que os limites mecânicos para o tamanho dos espelhos, ou seja, em um diâmetro de espelho igual ao parâmetro de visão astronômica r 0 - cerca de 20 cm de diâmetro para observações com luz visível em boas condições condições. Por muitos anos, o desempenho do telescópio foi limitado por esse efeito, até a introdução da interferometria speckle e da óptica adaptativa como um meio de remover essa limitação.

A imagem Speckle recria a imagem original por meio de técnicas de processamento de imagem . A chave para a técnica, descoberta pelo astrônomo americano David L. Fried em 1966, era fazer imagens muito rápidas, caso em que a atmosfera fica efetivamente "congelada" no lugar. Para imagens infravermelhas , os tempos de exposição são da ordem de 100 ms, mas para a região visível eles caem para tão pouco quanto 10 ms. Em imagens nesta escala de tempo, ou menores, o movimento da atmosfera é lento demais para ter efeito; as manchas registradas na imagem são um instantâneo da visão atmosférica naquele instante.

É claro que há uma desvantagem: tirar fotos com essa curta exposição é difícil e, se o objeto estiver muito escuro, não será capturada luz suficiente para tornar a análise possível. Os primeiros usos da técnica no início dos anos 1970 foram feitos em uma escala limitada usando técnicas fotográficas, mas como o filme fotográfico captura apenas cerca de 7% da luz incidente, apenas os objetos mais brilhantes podem ser vistos dessa forma. A introdução do CCD na astronomia, que captura mais de 70% da luz, diminuiu o nível das aplicações práticas em uma ordem de magnitude, e hoje a técnica é amplamente usada em objetos astronômicos brilhantes (por exemplo, estrelas e sistemas estelares).

Muitos dos métodos de imagem speckle mais simples têm vários nomes, principalmente de astrônomos amadores que reinventaram as técnicas de imagem speckle existentes e deram-lhes novos nomes.

Mais recentemente, outro uso da técnica foi desenvolvido para aplicações industriais. Ao iluminar um laser (cuja frente de onda suave é uma excelente simulação da luz de uma estrela distante) em uma superfície, o padrão de manchas resultante pode ser processado para fornecer imagens detalhadas de falhas no material. {{}}

Tipos

Método Shift-and-add

Esta seção é sobre um método de imagem. Para o algoritmo de multiplicação, consulte o algoritmo de multiplicação § Shift and add .

O método shift-and-add (mais recentemente o método de " empilhamento de imagens ") é uma forma de imagem manchada comumente usada para obter imagens de alta qualidade de uma série de exposições curtas com vários deslocamentos de imagem. Ele tem sido usado na astronomia há várias décadas e é a base para o recurso de estabilização de imagem de algumas câmeras. As imagens de curta exposição são alinhadas usando as manchas mais brilhantes e calculadas para dar uma única imagem de saída.

O método envolve o cálculo dos deslocamentos diferenciais das imagens. Isso é facilmente realizado em imagens astronômicas, uma vez que podem ser alinhadas com as estrelas. Uma vez que as imagens estão alinhadas, elas são calculadas em conjunto. É um princípio básico da estatística que a variação em uma amostra pode ser reduzida pela média dos valores individuais. Na verdade, ao usar uma média, a relação sinal-ruído deve ser aumentada por um fator da raiz quadrada do número de imagens. Existem vários pacotes de software para fazer isso, incluindo IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin e Iris .

Na abordagem de imagem sortuda , apenas as melhores exposições curtas são selecionadas para calcular a média. As técnicas iniciais de mudar e adicionar alinharam as imagens de acordo com o centróide da imagem , resultando em uma proporção de Strehl geral mais baixa .

Interferometria speckle

Em 1970, o astrônomo francês Antoine Labeyrie mostrou que a análise de Fourier ( interferometria speckle ) pode obter informações sobre a estrutura de alta resolução do objeto a partir das propriedades estatísticas dos padrões speckle. Métodos desenvolvidos na década de 1980 permitiram que imagens simples fossem reconstruídas a partir dessas informações de espectro de potência.

Um tipo mais recente de interferometria speckle, chamado de mascaramento speckle, envolve o cálculo do bispectro ou fases de fechamento de cada uma das exposições curtas. O "bispectro médio" pode então ser calculado e, em seguida, invertido para obter uma imagem. Isso funciona particularmente bem com máscaras de abertura . Nesse arranjo, a abertura do telescópio é bloqueada, exceto por alguns orifícios que permitem a passagem da luz, criando um pequeno interferômetro óptico com melhor poder de resolução do que o telescópio teria de outra forma. Esta técnica de mascaramento de abertura foi desenvolvida pelo Cavendish Astrophysics Group .

Uma limitação da técnica é que ela requer um processamento extensivo da imagem por computador, o que era difícil de conseguir quando a técnica foi desenvolvida pela primeira vez. Essa limitação desapareceu com o passar dos anos, à medida que o poder da computação aumentou e, atualmente, os computadores desktop têm potência mais do que suficiente para tornar esse processamento uma tarefa trivial.

Biologia

A imagem de manchas em biologia refere-se à submarcação de componentes celulares periódicos (como filamentos e fibras) para que, em vez de aparecer como uma estrutura contínua e uniforme, apareça como um conjunto discreto de manchas. Isso se deve à distribuição estatística do componente rotulado dentro dos componentes não rotulados. A técnica, também conhecida como speckle dinâmico, permite o monitoramento em tempo real de sistemas dinâmicos e a análise de imagens de vídeo para entender os processos biológicos.

Veja também

Imagens de exemplo

Todos estes foram obtidos usando infravermelho AO ou interferometria IR (não imagem speckle) e têm maior resolução do que pode ser obtida com, por exemplo, o telescópio espacial Hubble . A imagem Speckle pode produzir imagens com resolução quatro vezes melhor do que essas.

Referências

links externos

  • Hugin - software de imagem de código aberto com shift-and-add "empilhamento de imagens"
  • Iris - software freeware de processamento de imagens astronômicas
  • Autostakkert - alinhamento e empilhamento de sequências de imagens, minimizando a influência das distorções atmosféricas