Метод удачных экспозиций: различия между версиями

Интерактивная навигация по истории

[непроверенная версия]

[отпатрулированная версия]

← Предыдущая правка

Содержимое удалено Содержимое добавлено

ВизуальныйВики-текст

Линейный

Текущая версия от 09:49, 15 июля 2022

Метод удачных экспозиций (англ. Lucky imaging или Lucky exposures) или метод коротких экспозиций — один из методов спекл-интерферометрии, использующийся в астрофотографии, в котором применяются высокоскоростные камеры^[англ.] с достаточно небольшим временем выдержки (не более 100 мс), позволяющие минимизировать эффект от изменений в земной атмосфере во время экспонирования.

При получении фотографий этим методом используются кадры, наименее подвергнувшиеся воздействию атмосферных искажений (обычно около 10 % общего количества). Такие кадры отбираются и объединяются в одно изображение по методу сдвига-сложения^[англ.]. Это позволяет получать гораздо большее угловое разрешение по сравнению с одиночной фотографией, содержащей все кадры.

Получаемые при помощи наземных телескопов изображения размыты из-за влияния турбулентности атмосферы (различимого глазом как мерцание звёзд). Для множества программ астрономических наблюдений требуется разрешение, превосходящее то, которое можно получить без какой-либо коррекции изображений. Метод удачных экспозиций — один из методов, используемых для устранения размытия в атмосфере. При выборке менее 1 % данным методом можно достичь дифракционного предела даже на 2,5-метровых телескопах, улучшая разрешение как минимум в пять раз по сравнению с обычными системами.

Дзета Волопаса на фотографии северного оптического телескопа, сделанной 13 мая 2000 года с использованием метода удачных экспозиций. (Диски Эйри вокруг звёзд обусловлены дифракцией 2,56 -метрового телескопа)
Типичное изображение с короткой выдержкой этой же двойной звезды, из набора данных того же телескопа, но без какой-либо спекл-интерферометрической обработки. Влияние земной атмосферы разбивает изображение каждой звезды на множество пятен.

Принцип

Последовательность приведённых ниже изображений показывает, как работает метод удачных экспозиций^[1]. Из 50 000 изображений, снятых со скоростью 40 изображений в секунду, создано пять различных изображений с длительной выдержкой. В дополнение к этому представлены два изображения с короткой выдержкой: одно очень низкого качества, другое — очень высокого. Показанная цель имеет 2MASS ID J03323578+2843554. Север на изображениях сверху, восток — слева.

		Одиночное изображение низкого качества, не используется в методе удачных экспозиций.
		Одиночное изображение очень высокого качества, отобранное для метода.
		Усреднённое изображение, полученное на основе 50 000 снимков с короткой выдержкой, почти идентичное фотографии с 21-минутной выдержкой (50 000 кадров/40 секунд) в условиях низкой астрономической видимости. Выглядит как слегка вытянутое изображение обыкновенной звезды. Полуширина видимого диска составляет около 0,9 угловых секунд.
		Изображение на основе такого же количества снимков, барицентр каждого из которых сдвинут в одно и то же место. Это изображение подобно фотографии с большой выдержкой, скорректированной методами адаптивной оптики. Уже заметно больше подробностей (два объекта), чем на фотографии, полученной в условиях низкой астрономической видимости.
		Усреднённое изображение, полученное на основе 25 000 наиболее качественных снимков (50 % всей выборки) с короткой выдержкой после их сдвига таким образом, чтобы наиболее яркий пиксель каждого снимка находился в общей для всех снимков точке. Здесь заметно уже три объекта.
		Усреднённое изображение, полученное на основе 5000 наиболее качественных снимков (10 % всей выборки) после операции, аналогичной описанной в предыдущем пункте. Заметно уменьшение окружающего объекты гало, обусловленного низкой астрономической видимостью. Становится явно различим диск Эйри вокруг наиболее яркого из объектов.
		Усреднённое изображение, полученное на основе 500 наиболее качественных снимков (1 % всей выборки) после уже описанного сдвига. Гало стало ещё меньше. Отношение сигнал-шум для ярчайшего объекта на этом изображении максимально.

Разница между изображением, ограниченным условиями астрономической видимости (третье сверху) и полученным в результате обработки 1 % наилучших изображений действительно очень большая: обнаружена тройная система. Ярчайшая звезда в западной части изображения (справа) — звезда класса M4V с видимой звёздной величиной 14,9. Эта звезда — опорный источник для метода удачных экспозиций. Более тусклые объекты — это звёзды классов M4.5 и M5.5. Расстояние до системы составляет около 45 пк. Диски Эйри, заметные на фотографиях, свидетельствуют о достижении дифракционного предела 2,2-метровым телескопом обсерватории Калар-Альто. Отношение сигнал/шум для точечных источников прямо пропорционально строгости отбора кадров, а интенсивность гало — обратно пропорциональна. Угловое расстояние между двумя ярчайшими объектами на фотографии составляет 0,53 угловых секунды, а между двумя наиболее тусклыми — 0,16 угловых секунды (на расстоянии 45 парсек последнее значение соответствует приблизительно 7,2 а. е. или 1 млрд километров).

История

Приёмы метода удачных экспозиций, были впервые применены в середине 20 века, став популярными в 1950—1960-х годах (с использованием кинокамер, часто с электронно-оптическими преобразователями). Потребовалось 30 лет, чтобы технологии получения отдельных изображений развились настолько, что этот неочевидный метод стал применяться на практике. Первые числовые вычисления возможности получения удачных экспозиций были описаны Дэвидом Фрайдом^[англ.] в 1978 году^[2].

В начале использования метода удачных экспозиций в основном предполагалось, что атмосфера смазывает астрофотографии^[3]. В этой работе полуширина размытия оценивалась и затем использовалась для оценки кадров. Дальнейшие исследования^[4]^[5] использовали то, что атмосфера на самом деле не размывает астрофотографии, а производит множество ложных копий изображения (функция рассеяния точки имеет пятна). С учётом этого были применены новые приёмы улучшения качества изображений, более эффективные чем те, которые предлагались исходя из предположения, что изображение размывается атмосферой.

В начале 21 века было обнаружено, что прерывистость турбулентности (и вызванные ей флуктуации астрономической видимости)^[6] могут значительно улучшить вероятность получения «удачной экспозиции» в условиях средней астрономической видимости^[7]^[8].

Комбинирование с системами адаптивной оптики

В 2007 году астрономы Калифорнийского технологического института и Кембриджского университета объявили о получении первых результатов гибридной системы, имеющей в своём составе систему адаптивной оптики и использующую метод удачных экспозиций. Новая камера позволила получить на телескопах диаметром порядка 5 метров в видимом диапазоне первые фотографии, разрешение которых было ограничено только дифракционным пределом. Исследования проводились на 5,08-метровом телескопе Хейла Паломарской обсерватории.

Этот телескоп, оснащённый системой адаптивной оптики и камерой, совместимой с методом удачных экспозиций, достиг разрешения, близкого к теоретическому пределу: 25 угловых микросекунд для некоторых видов наблюдений^[9]. По сравнению с космическими телескопами, например телескопом Хаббл, система всё ещё имеет недостатки, включающие узкое поле зрения для чётких изображений (обычно 10—20 угловых секунд), собственное свечение атмосферы и блокирование атмосферой электромагнитных помех.

При объединении с системой адаптивной оптики метод удачных экспозиций выбирает промежутки времени, когда снижается турбулентность, которую должна корректировать система адаптивной оптики. В эти промежутки времени, продолжающиеся малые доли секунды, поправки, вносимые системами адаптивной оптики достаточны для того, чтобы получить отличное разрешение в видимом диапазоне. Система, использующая метод удачных экспозиций совмещает изображения, полученные в течение периодов отличного разрешения, получая конечное изображение со значительно большим разрешением, то, которое можно получить, используя только камеру системы адаптивной оптики с большой выдержкой.

Комбинированный метод применим для получения изображений очень высокого разрешения только относительно маленьких астрономических объектов, имеющих диаметр до 10 угловых секунд, поскольку он ограничен точностью коррекции эффектов, вызываемых атмосферной турбулентностью. Также для использования этого метода необходимо наличие в поле зрения звезды со звёздной величиной не больше 14. Находящийся вне атмосферы телескоп Хаббл не ограничен этими условиями и поэтому способен получать изображения высокого разрешения в гораздо большей части небесной сферы.

Альтернативы

Существуют и другие методы, которыми можно получить разрешающую способность, превышающую предел, обусловленный атмосферными искажениями, например адаптивная оптика, интерферометрия, другие виды спекл-интерферометрии, а также использование космических телескопов, таких как телескоп Хаббл.

См. также

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. — Ранний образец отбора кадров с механической коррекцией (с использованием киноплёнки со временем выдержки не менее 2 с).
William A. Baum 1956, «Electronic Photography of Stars», Scientific American, Vol 194, March 1956. — Обсуждение выбора изображений короткой выдержки в моменты, когда изображение в телескопе наиболее чёткое (с использованием усилителей изображения и короткой выдержки).

Примечания

↑ Hippler et al., The AstraLux Sur Lucky Imaging Instrument at the NTT Архивная копия от 14 марта 2016 на Wayback Machine, The ESO Messenger 137 (2009). Bibcode: 2009Msngr.137…14H Архивная копия от 10 мая 2017 на Wayback Machine
↑ David L. Fried, Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence, JOSA 68, pp. 1651—1658 (1978)
↑ Nieto and Thouvenot, Recentring and selection of short-exposure images with photon-counting detectors. I — Reliability tests, A&A 241, pp. 663—672 (1991)
↑ Law et al., Lucky Imaging: High Angular Resolution Imaging in the Visible from the Ground, A&A 446, pp. 739—745 (2006)
↑ Robert Nigel Tubbs, Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphere Архивная копия от 12 марта 2016 на Wayback Machine, Dissertation (2003), Published by VDM Verlag Dr. Müller, ISBN 3836497697 (2010)
↑ Batchelor and Townsend, doi:10.1098/rspa.1949.0136 The nature of turbulent motion at large wave-numbers], Proceedings of the Royal Society of London A, 199, pp. 238—255 (1949)
↑ Baldwin, Warner, and Mackay, doi:10.1051/0004-6361:20079214 The point spread function in Lucky Imaging and variations in seeing on short timescales], A&A 480, pp 589—597 (2008)
↑ Robert N. Tubbs, doi:10.1117/12.671170 The effect of temporal fluctuations in r0 on high-resolution observations], SPIE 6272, pp 93T (2006)
↑ Richard Tresch Fienberg, Sharpening the 200 Inch Архивная копия от 10 сентября 2017 на Wayback Machine, Sky and Telescope (September 14, 2007)
↑ Baldwin et al., doi:10.1051/0004-6361:20010118 Diffraction-limited 800 nm imaging with the 2.56 m Nordic Optical Telescope], A&A 368, pp. L1-L4 (2001)
↑ Lucky Imaging at the Institute of Astronomy, University of Cambridge (неопр.). Дата обращения: 4 декабря 2017. Архивировано 29 декабря 2010 года.
↑ Dantowitz, Teare, and Kozubal, doi:10.1086/301328 Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury, AJ 119, pp. 2455—2457 (2000)

Ссылки

[1] Hippler et al., The AstraLux Sur Lucky Imaging Instrument at the NTT Архивная копия от 14 марта 2016 на Wayback Machine, The ESO Messenger 137 (2009). Bibcode: 2009Msngr.137…14H Архивная копия от 10 мая 2017 на Wayback Machine

[2] David L. Fried, Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence, JOSA 68, pp. 1651—1658 (1978)

[3] Nieto and Thouvenot, Recentring and selection of short-exposure images with photon-counting detectors. I — Reliability tests, A&A 241, pp. 663—672 (1991)

[4] Law et al., Lucky Imaging: High Angular Resolution Imaging in the Visible from the Ground, A&A 446, pp. 739—745 (2006)

[5] Robert Nigel Tubbs, Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphere Архивная копия от 12 марта 2016 на Wayback Machine, Dissertation (2003), Published by VDM Verlag Dr. Müller, ISBN 3836497697 (2010)

[6] Batchelor and Townsend, doi:10.1098/rspa.1949.0136 The nature of turbulent motion at large wave-numbers], Proceedings of the Royal Society of London A, 199, pp. 238—255 (1949)

[7] Baldwin, Warner, and Mackay, doi:10.1051/0004-6361:20079214 The point spread function in Lucky Imaging and variations in seeing on short timescales], A&A 480, pp 589—597 (2008)

[8] Robert N. Tubbs, doi:10.1117/12.671170 The effect of temporal fluctuations in r0 on high-resolution observations], SPIE 6272, pp 93T (2006)

[9] Richard Tresch Fienberg, Sharpening the 200 Inch Архивная копия от 10 сентября 2017 на Wayback Machine, Sky and Telescope (September 14, 2007)

[10] Baldwin et al., doi:10.1051/0004-6361:20010118 Diffraction-limited 800 nm imaging with the 2.56 m Nordic Optical Telescope], A&A 368, pp. L1-L4 (2001)

[11] Lucky Imaging at the Institute of Astronomy, University of Cambridge (неопр.). Дата обращения: 4 декабря 2017. Архивировано 29 декабря 2010 года.

[12] Dantowitz, Teare, and Kozubal, doi:10.1086/301328 Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury, AJ 119, pp. 2455—2457 (2000)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

@@ Строка 1: / Строка 1: @@
-[[File:M15 core lucky 10pc.gif|thumb|Изображение ядра [[M 15 (шаровое скопление)|шарового скопления М 15]], полученное при помощи метода удачных экспозиций]]
+[[Файл:M15 core lucky 10pc.gif|thumb|Изображение ядра [[M 15 (шаровое скопление)|шарового скопления М 15]], полученное при помощи метода удачных экспозиций]]
-'''Метод удачных экспозиций''' — один из методов [[Спекл-интерферометрия|спекл-интерферометрии]], использующийся в [[Астрофотография|астрофотографии]], в котором используются {{Не переведено 3|Высокоскоростная камера|высокоскоростные камеры|4=High-speed camera}} с достаточно небольшим временем [[Выдержка (фото)|выдержки]] (не более 100 [[Миллисекунда|мс]]), позволяющие минимизировать эффект от изменений в [[Атмосфера Земли|земной атмосфере]] во время [[Экспозиция (фото)|экспонирования]].
+'''Метод удачных экспозиций''' ({{Lang-en|Lucky imaging}} или {{Langi-en2|Lucky exposures}}) или метод коротких экспозиций — один из методов [[Спекл-интерферометрия|спекл-интерферометрии]], использующийся в [[Астрофотография|астрофотографии]], в котором применяются {{Не переведено 3|Высокоскоростная камера|высокоскоростные камеры|4=High-speed camera}} с достаточно небольшим временем [[Выдержка (фото)|выдержки]] (не более 100 [[Миллисекунда|мс]]), позволяющие минимизировать эффект от изменений в [[Атмосфера Земли|земной атмосфере]] во время [[Экспозиция (фото)|экспонирования]].
-Данный метод использует для получения фотографий кадры, наименее подвергнувшиеся воздействию атмосферных искажений (обычно около 10% всех кадров). Такие кадры отбираются и объединяются в одно изображение по {{Нп3|Метод сдвига-сложения|методу сдвига-сложения|4=Shift-and-add}}, что позволяет получать гораздо большее угловое [[разрешение]], чем то, которое можно получить на одиночной фотографии, содержащей все кадры.
+При получении фотографий этим методом используются кадры, наименее подвергнувшиеся воздействию атмосферных искажений (обычно около 10 % общего количества). Такие кадры отбираются и объединяются в одно изображение по {{Нп3|Метод сдвига-сложения|методу сдвига-сложения|4=Shift-and-add}}. Это позволяет получать гораздо большее угловое [[Разрешение (оптика)|разрешение]] по сравнению с одиночной фотографией, содержащей все кадры.
-Получаемые при помощи наземных [[Телескоп|телескопов]] изображения размыты из-за влияния [[Турбулентность|турбулентности]] атмосферы (различимого глазом как [[мерцание звёзд]]). Для множества программ астрономических наблюдений требуется разрешение, превосходящее то, которое можно получить без какой-либо коррекции изображений. Метод удачных экспозиций — один из методов, используемых для устранения размытия в атмосфере. При выборке менее 1% данным методом можно достичь [[Дифракционный предел|дифракционного предела]] даже на 2,5-метровых телескопах, улучшая разрешение как минимум в пять раз по сравнению с обычными системами.
+Получаемые при помощи наземных [[телескоп]]ов изображения размыты из-за влияния [[Турбулентность|турбулентности]] атмосферы (различимого глазом как [[мерцание звёзд]]). Для множества программ астрономических наблюдений требуется разрешение, превосходящее то, которое можно получить без какой-либо коррекции изображений. Метод удачных экспозиций — один из методов, используемых для устранения размытия в атмосфере. При выборке менее 1 % данным методом можно достичь [[Дифракционный предел|дифракционного предела]] даже на 2,5-метровых телескопах, улучшая разрешение как минимум в пять раз по сравнению с обычными системами.
 <gallery>
@@ Строка 11: / Строка 11: @@
 </gallery>
-==Принцип==
+== Принцип ==
 Последовательность приведённых ниже изображений показывает, как работает метод удачных экспозиций<ref>Hippler et al.,
-[http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.137-sep09/messenger-no137.pdf The AstraLux Sur Lucky Imaging Instrument at the NTT], The ESO Messenger 137 (2009). Bibcode: [http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Msngr.137...14H 2009Msngr.137...14H]</ref>. Из 50 тысяч изображений, снятых со скоростью 40 изображений в секунду, создано пять различных изображений с длительной выдержкой. В дополнение к этому представлены два изображения с короткой выдержкой: одно очень низкого качества, другое — очень высокого. Показанная цель имеет [[2MASS]] ID J03323578+2843554. Север на изображениях сверху, восток — слева.
+[http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.137-sep09/messenger-no137.pdf The AstraLux Sur Lucky Imaging Instrument at the NTT] {{Wayback|url=http://www.eso.org/sci/publications/messenger/archive/no.137-sep09/messenger-no137.pdf |date=20160314215044 }}, The ESO Messenger 137 (2009). Bibcode: [http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Msngr.137...14H 2009Msngr.137…14H] {{Wayback|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009Msngr.137...14H |date=20170510120339 }}</ref>. Из {{число|50000}} изображений, снятых со скоростью 40 изображений в секунду, создано пять различных изображений с длительной выдержкой. В дополнение к этому представлены два изображения с короткой выдержкой: одно очень низкого качества, другое — очень высокого. Показанная цель имеет [[2MASS]] ID J03323578+2843554. Север на изображениях сверху, восток — слева.
 {|
-| valign="top" | [[File:LuckySingleExposureStrehl_3.5Percent.png|LuckySingleExposureStrehl 3.5Percent|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:LuckySingleExposureStrehl_3.5Percent.png|LuckySingleExposureStrehl 3.5Percent|150px]] ||
 | valign="top" | Одиночное изображение низкого качества, не используется в методе удачных экспозиций.
 |-
-| valign="top" | [[File:Lucky Single Exposure Strehl 16Percent.png|Lucky Single Exposure Strehl 16Percent|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:Lucky Single Exposure Strehl 16Percent.png|Lucky Single Exposure Strehl 16Percent|150px]] ||
 | valign="top" | Одиночное изображение очень высокого качества, отобранное для метода.
 |-
-| valign="top" | [[File:LuckyImagingDemonstration1.png|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:LuckyImagingDemonstration1.png|150px]] ||
-| valign="top" | Среднее всех 50 тысяч изображений, почти идентичное фотографии с 21-минутной выдержкой (50000 кадров/40 секунд) в условиях низкой [[Астрономическая видимость|астрономической видимости]]. Выглядит как слегка вытянутое изображение обыкновенной звезды. [[Полуширина]] {{Нп3|Функция рассеяния точки|видимого диска|4=Point spread function}} составляет около 0,9 [[Угловая секунда|угловых секунд]].
+| valign="top" | Усреднённое изображение, полученное на основе {{число|50000}} снимков с короткой выдержкой, почти идентичное фотографии с 21-минутной выдержкой ({{число|50000}} кадров/40 секунд) в условиях низкой [[Астрономическая видимость|астрономической видимости]]. Выглядит как слегка вытянутое изображение обыкновенной звезды. [[Полуширина]] [[Функция рассеяния точки|видимого диска]] составляет около 0,9 [[Угловая секунда|угловых секунд]].
 |-
-| valign="top" | [[File:LuckyImagingDemonstration2.png|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:LuckyImagingDemonstration2.png|150px]] ||
-| valign="top" | Среднее всех 50 тысяч изображений, в [[барицентр]] каждого из которых сдвинут в одно и то же место. Это изображение подобно изображению с большой выдержкой скорректированному методами [[Адаптивная оптика|адаптивной оптики]]. Уже заметно больше подробностей (два объекта), чем на фотографии, полученной в условиях низкой астрономической видимости.
+| valign="top" | Изображение на основе такого же количества снимков, [[барицентр]] каждого из которых сдвинут в одно и то же место. Это изображение подобно фотографии с большой выдержкой, скорректированной методами [[Адаптивная оптика|адаптивной оптики]]. Уже заметно больше подробностей (два объекта), чем на фотографии, полученной в условиях низкой астрономической видимости.
 |-
-| valign="top" | [[File:LuckyImagingDemonstration3.png|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:LuckyImagingDemonstration3.png|150px]] ||
-| valign="top" | Среднее 25 тысяч наиболее качественных изображений (50% всей выборки) после их сдвига таким образом, чтобы наиболее яркий пиксель каждого изображения находился в общей для всех изображений точке. Здесь уже заметно три объекта.
+| valign="top" | Усреднённое изображение, полученное на основе {{число|25000}} наиболее качественных снимков (50 % всей выборки) с короткой выдержкой после их сдвига таким образом, чтобы наиболее яркий пиксель каждого снимка находился в общей для всех снимков точке. Здесь заметно уже три объекта.
 |-
-| valign="top" | [[File:LuckyImagingDemonstration4.png|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:LuckyImagingDemonstration4.png|150px]] ||
-| valign="top" | Среднее 5 тысяч наиболее качественных изображений (10% выборки) после операции, аналогичной описанной в предыдущем пункте. Заметно уменьшение окружающего объекты [[гало]], обусловленного низкой астрономической видимостью. Становится явно различим диск Эйри вокруг наиболее яркого из объектов.
+| valign="top" | Усреднённое изображение, полученное на основе {{число|5000}} наиболее качественных снимков (10 % всей выборки) после операции, аналогичной описанной в предыдущем пункте. Заметно уменьшение окружающего объекты [[гало]], обусловленного низкой астрономической видимостью. Становится явно различим [[диск Эйри]] вокруг наиболее яркого из объектов.
 |-
-| valign="top" | [[File:LuckyImagingDemonstration5.png|150px]] || &nbsp;
+| valign="top" | [[Файл:LuckyImagingDemonstration5.png|150px]] ||
-| valign="top" | Среднее 500 наиболее качественных изображений (1% выборки) после уже описанного сдвига. Гало стало её меньше. [[Отношение сигнал/шум|Отношение сигнал-шум]] для ярчайшего объекта на этом изображении максимально.
+| valign="top" | Усреднённое изображение, полученное на основе {{число|500}} наиболее качественных снимков (1 % всей выборки) после уже описанного сдвига. Гало стало ещё меньше. [[Отношение сигнал/шум|Отношение сигнал-шум]] для ярчайшего объекта на этом изображении максимально.
 |}
-Разница между изображением, ограниченным  условиями астрономической видимости (третье сверху) и полученным в результате обработки 1% наилучших изображений действительно очень большая: обнаружена тройная система. Ярчайшая звезда в западной части изображения (справа) — звезда [[Спектральные классы звёзд|класса]] M4V с [[Визуальная звёздная величина|видимой звёздной величиной]] 14,9. Эта звезда — опорный источник для метода удачных экспозиций. Наиболее тусклый объект —  звёзды классов M4.5 и M5.5. Расстояние др системы составляет около 45 [[Парсек|пк]]. Диски Эйри, заметные на фотографиях, свидетельствуют о достижении дифракционного предела 2,2-метровым телескопом [[Обсерватория Калар-Альто|обсерватории Калар-Альто]]. Отношение сигнал/шум для точечных источников прямо пропорционально строгости отбора кадров, а интенсивность гало — обратно пропорционально. Угловое расстояние между двумя ярчайшими объектами на фотографии составляет 0,53 угловых секунды, а между двумя наиболее тусклыми — 0,16 угловых секунды. На расстоянии 45 парсек это составляет приблизительно 7,2 [[Астрономическая единица|а.е.]] или 1 млрд километров.
+Разница между изображением, ограниченным условиями астрономической видимости (третье сверху) и полученным в результате обработки 1 % наилучших изображений действительно очень большая: обнаружена тройная система. Ярчайшая звезда в западной части изображения (справа) — звезда [[Спектральные классы звёзд|класса]] M4V с [[Визуальная звёздная величина|видимой звёздной величиной]] 14,9. Эта звезда — опорный источник для метода удачных экспозиций. Более тусклые объекты — это звёзды классов M4.5 и M5.5. Расстояние до системы составляет около 45 [[Парсек|пк]]. Диски Эйри, заметные на фотографиях, свидетельствуют о достижении дифракционного предела 2,2-метровым телескопом [[Обсерватория Калар-Альто|обсерватории Калар-Альто]]. Отношение сигнал/шум для точечных источников прямо пропорционально строгости отбора кадров, а интенсивность гало — обратно пропорциональна. Угловое расстояние между двумя ярчайшими объектами на фотографии составляет 0,53 угловых секунды, а между двумя наиболее тусклыми — 0,16 угловых секунды (на расстоянии 45 парсек последнее значение соответствует приблизительно 7,2 [[Астрономическая единица|а. е.]] или 1 млрд километров).
-==История==
+== История ==
-Приёмы метода удачных экспозиций, были впервые применёны в середине 20 века, став популярными в 1950—1960-х годах (с использованием кинокамер, часто с [[Электронно-оптический преобразователь|электронно-оптическими преобразователями]]). Потребовалось 30 лет, чтобы технологии получения отдельных изображений развились настолько, что этот неочевидный метод стал применяться на практике. Первые числовые вычисления возможности получения удачных экспозиций были описаны [[:en:Дэвидом Фрайдом|Дэвидом Фрайдом]] в 1978 году<ref>David L. Fried, [https://dx.doi.org/10.1364/JOSA.68.001651 Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence], JOSA 68, 	pp. 1651-1658 (1978)</ref>.
+Приёмы метода удачных экспозиций, были впервые применены в середине 20 века, став популярными в 1950—1960-х годах (с использованием кинокамер, часто с [[Электронно-оптический преобразователь|электронно-оптическими преобразователями]]). Потребовалось 30 лет, чтобы технологии получения отдельных изображений развились настолько, что этот неочевидный метод стал применяться на практике. Первые числовые вычисления возможности получения удачных экспозиций были описаны {{Нп3|Дэвид Фрайд|Дэвидом Фрайдом|4=David L. Fried}} в 1978 году<ref>David L. Fried, [https://dx.doi.org/10.1364/JOSA.68.001651 Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence], JOSA 68, pp. 1651—1658 (1978)</ref>.
-В начале использования метода удачных экспозиций в основном предполагалось, что атмосфера смазывает астрофотографии<ref>Nieto and Thouvenot, [http://ukads.nottingham.ac.uk/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991A%26A...241..663N&db_key=AST Recentring and selection of short-exposure images with photon-counting detectors. I - Reliability tests], A&A 241, pp. 663-672 (1991)</ref>. В этой работе полуширина размытия оценивалась и затем использовалась для оценки кадров. Дальнейшие исследования<ref>Law et al., [https://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20053695 Lucky Imaging: High Angular Resolution Imaging in the Visible from the Ground], A&A 446, pp. 739-745 (2006)</ref><ref>Robert Nigel Tubbs, [http://www.mrao.cam.ac.uk/projects/OAS/publications/fulltext/rnt_thesis.pdf Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphere], Dissertation (2003), Published by VDM Verlag Dr. Müller, {{ISBN|3836497697}} (2010)</ref> использовали то, что атмосфера на самом деле не размывает астрофотографии, а производит множество ложных копий изображения ({{Не переведено 3|Функция рассеяния точки|функции рассеяния точки|4=Point spread function}} имеет пятна). С учётом этого были применены новые приёмы улучшения качества изображений, более эффективные чем те, которые предполагали, что изображение размывается атмосферой
+В начале использования метода удачных экспозиций в основном предполагалось, что атмосфера смазывает астрофотографии<ref>Nieto and Thouvenot, [http://ukads.nottingham.ac.uk/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991A%26A...241..663N&db_key=AST Recentring and selection of short-exposure images with photon-counting detectors. I — Reliability tests], A&A 241, pp. 663—672 (1991)</ref>. В этой работе полуширина размытия оценивалась и затем использовалась для оценки кадров. Дальнейшие исследования<ref>Law et al., [https://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20053695 Lucky Imaging: High Angular Resolution Imaging in the Visible from the Ground], A&A 446, pp. 739—745 (2006)</ref><ref>Robert Nigel Tubbs, [http://www.mrao.cam.ac.uk/projects/OAS/publications/fulltext/rnt_thesis.pdf Lucky Exposures: Diffraction limited astronomical imaging through the atmosphere] {{Wayback|url=http://www.mrao.cam.ac.uk/projects/OAS/publications/fulltext/rnt_thesis.pdf |date=20160312143032 }}, Dissertation (2003), Published by VDM Verlag Dr. Müller, {{ISBN|3836497697}} (2010)</ref> использовали то, что атмосфера на самом деле не размывает астрофотографии, а производит множество ложных копий изображения ([[функция рассеяния точки]] имеет пятна). С учётом этого были применены новые приёмы улучшения качества изображений, более эффективные чем те, которые предлагались исходя из предположения, что изображение размывается атмосферой.
 В начале 21 века было обнаружено, что прерывистость турбулентности (и вызванные ей [[Флуктуация|флуктуации]] астрономической видимости)<ref>Batchelor and Townsend, {{doi|10.1098/rspa.1949.0136}} The nature of turbulent motion at large wave-numbers],
-Proceedings of the Royal Society of London A, 199, pp. 238-255 (1949)</ref> могут значительно улучшить вероятность получения "удачной экспозиции" в условиях средней астрономической видимости<ref>Baldwin, Warner, and Mackay, {{DOI|10.1051/0004-6361:20079214}} The point spread function in Lucky Imaging and variations in seeing on short timescales], A&A 480, pp 589-597 (2008)</ref><ref>Robert N. Tubbs, {{doi|10.1117/12.671170}} The effect of temporal fluctuations in r0 on high-resolution observations], SPIE 6272, pp 93T (2006)</ref>.
+Proceedings of the Royal Society of London A, 199, pp. 238—255 (1949)</ref> могут значительно улучшить вероятность получения «удачной экспозиции» в условиях средней астрономической видимости<ref>Baldwin, Warner, and Mackay, {{DOI|10.1051/0004-6361:20079214}} The point spread function in Lucky Imaging and variations in seeing on short timescales], A&A 480, pp 589—597 (2008)</ref><ref>Robert N. Tubbs, {{doi|10.1117/12.671170}} The effect of temporal fluctuations in r0 on high-resolution observations], SPIE 6272, pp 93T (2006)</ref>.
-==Комбинирование с системами адаптивной оптики==
+== Комбинирование с системами адаптивной оптики ==
-В 2007 году астрономы [[Калифорнийский технологический институт|Калифорнийского технологического института]] и [[Кембриджский университет|Кембриджского университета]] объявили  о получении первых результатов гибридной системы, имеющей в своём составе систему адаптивной оптики и использующую метод удачных экспозиций. Новая камера позволила получить на телескопах диаметром порядка 5 метров в видимом диапазоне первые фотографии, разрешение которых было ограниченные только дифракционным пределом. Исследования проводились на 5,08-метровом [[Телескоп Хейла|телескопе Хейла]] [[Паломарская обсерватория|Паломарской обсерватории]].
+В 2007 году астрономы [[Калифорнийский технологический институт|Калифорнийского технологического института]] и [[Кембриджский университет|Кембриджского университета]] объявили о получении первых результатов гибридной системы, имеющей в своём составе систему адаптивной оптики и использующую метод удачных экспозиций. Новая камера позволила получить на телескопах диаметром порядка 5 метров в видимом диапазоне первые фотографии, разрешение которых было ограничено только дифракционным пределом. Исследования проводились на 5,08-метровом [[Телескоп Хейла|телескопе Хейла]] [[Паломарская обсерватория|Паломарской обсерватории]].
-Этот телескоп, оснащённый системой адаптивной оптики и камерой, совместимой с методом удачных экспозиций, достиг разрешения, близкого к теоретическому пределу: 25 угловых микросекунд для некоторых видов наблюдений<ref>Richard Tresch Fienberg, [http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/sharpening-the-200-inch Sharpening the 200 Inch], Sky and Telescope (September 14, 2007)</ref>. По сравнению с космическими телескопами, например [[Хаббл (телескоп)|телескопом Хаббл]], система всё ещё имеет недостатки, включающие узкое [[Поле зрения объектива|поле зрения]] для чётких изображений (обычно от 10 до 20 угловых секунд), [[собственное свечение атмосферы]] и [[Экстинкция|блокирование атмосферой]] электромагнитных помех.
+Этот телескоп, оснащённый системой адаптивной оптики и камерой, совместимой с методом удачных экспозиций, достиг разрешения, близкого к теоретическому пределу: 25 угловых микросекунд для некоторых видов наблюдений<ref>Richard Tresch Fienberg, [http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/sharpening-the-200-inch Sharpening the 200 Inch] {{Wayback|url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/sharpening-the-200-inch |date=20170910010100 }}, Sky and Telescope (September 14, 2007)</ref>. По сравнению с космическими телескопами, например [[Хаббл (телескоп)|телескопом Хаббл]], система всё ещё имеет недостатки, включающие узкое [[Поле зрения объектива|поле зрения]] для чётких изображений (обычно 10—20 угловых секунд), [[собственное свечение атмосферы]] и [[Экстинкция|блокирование атмосферой]] электромагнитных помех.
 При объединении с системой адаптивной оптики метод удачных экспозиций выбирает промежутки времени, когда снижается турбулентность, которую должна корректировать система адаптивной оптики. В эти промежутки времени, продолжающиеся малые доли секунды, поправки, вносимые системами адаптивной оптики достаточны для того, чтобы получить отличное разрешение в видимом диапазоне. Система, использующая метод удачных экспозиций совмещает изображения, полученные в течение периодов отличного разрешения, получая конечное изображение со значительно большим разрешением, то, которое можно получить, используя только камеру системы адаптивной оптики с большой выдержкой.
-Комбинированный метод применим для получения изображений очень высокого разрешения только относительно маленьких астрономических объектов, имеющих диаметр до 10 угловых секунд, поскольку он ограничен точностью коррекции эффектов, вызываемых атмосферной турбулентностью. также для использования этого метода необходимо наличие в поле зрения звезды со звёздной величиной не больше 14. Находящийся вне атмосферы телескоп Хаббл не ограничен этими условиями и поэтому способен получать изображения высокого разрешения в гораздо большей части небесной сферы.
+Комбинированный метод применим для получения изображений очень высокого разрешения только относительно маленьких астрономических объектов, имеющих диаметр до 10 угловых секунд, поскольку он ограничен точностью коррекции эффектов, вызываемых атмосферной турбулентностью. Также для использования этого метода необходимо наличие в поле зрения звезды со звёздной величиной не больше 14. Находящийся вне атмосферы телескоп Хаббл не ограничен этими условиями и поэтому способен получать изображения высокого разрешения в гораздо большей части небесной сферы.
-==Популярность==
+== Популярность ==
-Метод используется как любителями, так и профессиональными [[Астроном|астрономами]]. Современные [[Веб-камера|веб-камеры]] и [[Видеокамера|видеокамеры]] имеют возможность захватывать кадры с малой выдержкой и большой скоростью, и при этом имеют достаточную для астрофотографии чувствительность. Эти устройства используются с телескопами, где на них методом сдвига-сложения получаются изображения, имеющие недостижимое ранее разрешение. Если при этом некоторые кадры не используются, то результат называют полученным методом удачных экспозиций.
+Метод используется как любителями, так и профессиональными [[астроном]]ами. Современные [[Веб-камера|веб-камеры]] и [[Видеокамера|видеокамеры]] имеют возможность захватывать кадры с малой выдержкой и большой скоростью, и при этом имеют достаточную для астрофотографии чувствительность. Эти устройства используются с телескопами, где на них методом сдвига-сложения получаются изображения, имеющие недостижимое ранее разрешение. Если при этом некоторые кадры не используются, то результат называют полученным методом удачных экспозиций.
-Существует множество методов отбора изображений, такие как отбор по {{Не переведено 3|Число Штреля|числу Штрелля|4=Strehl ratio}} ({{Lang-en|Strehl-selection}}), впервые предложенный<ref>Baldwin et al., {{doi|10.1051/0004-6361:20010118}} Diffraction-limited 800 nm imaging with the 2.56 m Nordic Optical Telescope], A&A 368, pp. L1–L4 (2001)</ref> [[:en:John E. Baldwin|Джоном Балдвином]] из Кембриджского университета<ref>[http://www.ast.cam.ac.uk/~optics/Lucky_Web_Site/ Lucky Imaging at the Institute of Astronomy, University of Cambridge]</ref>, и отбор по контрастности изображения, использованный в методе выборочной реконструкции изображения Роном Дантовитцем<ref>Dantowitz, Teare, and Kozubal, {{doi|10.1086/301328}} Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury, AJ 119, pp. 2455–2457 (2000)</ref>.
+Существует множество методов отбора изображений, такие как отбор по [[Число Штреля|числу Штреля]] ({{Lang-en|Strehl-selection}}), впервые предложенный<ref>Baldwin et al., {{doi|10.1051/0004-6361:20010118}} Diffraction-limited 800 nm imaging with the 2.56 m Nordic Optical Telescope], A&A 368, pp. L1-L4 (2001)</ref> {{Нп3|Джон Балдвин|Джоном Балдвином|4=John E. Baldwin}} из Кембриджского университета<ref>{{Cite web |url=http://www.ast.cam.ac.uk/~optics/Lucky_Web_Site/ |title=Lucky Imaging at the Institute of Astronomy, University of Cambridge |access-date=2017-12-04 |archive-date=2010-12-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20101229194859/http://www.ast.cam.ac.uk/~optics/Lucky_Web_Site/ |deadlink=no }}</ref>, и отбор по контрастности изображения, использованный в методе выборочной реконструкции изображения Роном Дантовитцем<ref>Dantowitz, Teare, and Kozubal, {{doi|10.1086/301328}} Ground-based High-Resolution Imaging of Mercury, AJ 119, pp. 2455—2457 (2000)</ref>.
-Развитие и доступность [[ПЗС|фоточувствительных матриц]] с внутренним электронным умножением позволило получать первые высококачественные изображения тусклых объектов.
+Развитие и доступность [[ПЗС|фоточувствительных матриц]] с внутренним электронным умножением позволило получать первые высококачественные изображения тусклых объектов.
-==Альтернативы==
+== Альтернативы ==
-Существуют и другие методы, которыми можно получить разрешающую способность, превышающую предел, обусловленный атмосферными искажениями, например адаптивная оптика, интерферометрия, другие виды спекл-интерферометрии, а также использование космических телескопов, таких как телескоп Хаббл.
+Существуют и другие методы, которыми можно получить разрешающую способность, превышающую предел, обусловленный атмосферными искажениями, например [[адаптивная оптика]], [[интерферометрия]], другие виды [[Спекл-интерферометрия|спекл-интерферометрии]], а также использование [[Космический телескоп|космических телескопов]], таких как [[Хаббл (телескоп)|телескоп Хаббл]].
-==См. также==
+== См. также ==
 {{refbegin}}
-*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.&nbsp;157. Early example of exposure selection with mechanical tip-tilt correction (using cine film and exposure times of 2 seconds or more).
+* 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. — Ранний образец отбора кадров с механической коррекцией (с использованием киноплёнки со временем выдержки не менее 2 с).
-*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).
+* William A. Baum 1956, «Electronic Photography of Stars», Scientific American, Vol 194, March 1956. — Обсуждение выбора изображений короткой выдержки в моменты, когда изображение в телескопе наиболее чёткое (с использованием усилителей изображения и короткой выдержки).
 {{refend}}
-==Примечания==
+== Примечания ==
+{{примечания}}
-{{reflist}}
-==Ссылки==
+== Ссылки ==
-*[http://www.ast.cam.ac.uk/research/instrumentation.surveys.and.projects/lucky.imaging/latest.results/amateur.lucky.imaging Amateur lucky imaging]
+* [http://www.ast.cam.ac.uk/research/instrumentation.surveys.and.projects/lucky.imaging/latest.results/amateur.lucky.imaging Применение метода любителями]{{ref-en}}
+* [http://www.mpia.de/ASTRALUX Подробности о инструментах, используемых методом удачных экспозиций в обсерваториях Калар-Альто и Ла-Силья]{{ref-en}}
-*[http://www.caha.es/astralux-hubbles-sharp-resolution-from-calar-alto.html Lucky imaging with Astralux at the 2.2&nbsp;m Calar Alto telescope]
+* [http://www.not.iac.es/instruments/luckycam/ Описание инструмента, использующего метод на Северном оптическом телескопе]{{ref-en}}
-*[http://www.mpia.de/ASTRALUX Details of the Calar Alto and La Silla lucky imaging instruments]
+* [http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6975961.stm Статья BBC News: 'Clearest' images taken of space]{{ref-en}}
-*[http://www.not.iac.es/instruments/luckycam/ Details of the LuckyCam instrument at the Nordic Optical Telescope]
+* [http://www.stanmooreastro.com/IntensifiedAstronomicalImaging.htm Метод удачных экспозиций с применением усилительных трубок третьего поколения]{{ref-en}}
-*[http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6975961.stm BBC News article: 'Clearest' images taken of space]
-*[http://www.stanmooreastro.com/IntensifiedAstronomicalImaging.htm Lucky imaging using gen 3 intensifier tubes]
+[[Категория:Астрофотография]]
+[[Категория:Виды фотографии]]
+[[Категория:Наблюдательная астрономия]]

Метод удачных экспозиций: различия между версиями

Текущая версия от 09:49, 15 июля 2022

Содержание

Принцип

История

Комбинирование с системами адаптивной оптики

Популярность

Альтернативы

См. также

Примечания

Ссылки

Навигация

Метод удачных экспозиций: различия между версиями

Текущая версия от 09:49, 15 июля 2022

Принцип

История

Комбинирование с системами адаптивной оптики

Популярность

Альтернативы

См. также

Примечания

Ссылки

Навигация

Поиск