[科普中國]-散斑成像

散斑成像（Speckle imaging）是指基于位移疊加法（圖像堆疊）或散斑干涉（Speckle interferometry）法的一系列高分辨率天文成像技術(shù)。這些技術(shù)可以大幅度提升地面望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)分辨率。

簡介散斑成像（Speckle imaging）是指基于位移疊加法（圖像堆疊）或散斑干涉（Speckle interferometry）法的一系列高分辨率天文成像技術(shù)。這些技術(shù)可以大幅度提升地面望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)分辨率。1

概要所有散斑成像的技術(shù)原理都是以極短的曝光時(shí)間對(duì)目標(biāo)天體進(jìn)行拍攝，并進(jìn)行影像處理以去除視寧度的效應(yīng)。天文學(xué)家以這些技術(shù)獲得了一些新發(fā)現(xiàn)，包含了數(shù)千個(gè)不使用相關(guān)技術(shù)就無法分辨的聯(lián)星，以及其他恒星表面類似太陽黑子的現(xiàn)象。而許多技術(shù)至今仍在使用，尤其是成像對(duì)象相對(duì)較明亮?xí)r。

理論上，望遠(yuǎn)鏡的分辨率極限是基于夫瑯禾費(fèi)衍射的望遠(yuǎn)鏡主鏡口徑的函數(shù)。這會(huì)導(dǎo)致遠(yuǎn)處的物體成像會(huì)分散為一個(gè)小區(qū)域的斑點(diǎn)，即艾里斑。一群分布在小于分辨率極限距離內(nèi)的物體成像看起來是單一物體?？趶捷^大的望遠(yuǎn)鏡因?yàn)榭山邮蛰^多光線，所以能觀測到光度較微弱物體，并且也可看到體積較小物體。

實(shí)際上因?yàn)榈厍虼髿鈱拥臄_動(dòng)，望遠(yuǎn)鏡的分辨率極限會(huì)大于艾里斑，并且會(huì)使原為單一斑點(diǎn)的艾里斑因?yàn)榇髿鈱与S機(jī)擾動(dòng)而形成一系列直徑接近的斑點(diǎn)，并且覆蓋了比艾里斑更大的面積（參見右方聯(lián)星影像）。在一般的視寧度下，望遠(yuǎn)鏡口徑相當(dāng)于視寧度參數(shù) r0（約20厘米），并且觀測條件良好時(shí)，實(shí)際的分辨率極限是主鏡口徑和機(jī)械性能限制。多年來因?yàn)榍笆鱿拗?，望遠(yuǎn)鏡的性能提升程度有限，直到散斑干涉法和自適應(yīng)光學(xué)的發(fā)展才得以消除前述性能限制。

散斑成像是透過圖像處理技術(shù)以重建原始影像。散斑成像的關(guān)鍵技術(shù)是由美國天文學(xué)家大衛(wèi)·弗里德在1966年開發(fā)完成。該技術(shù)是以極短曝光時(shí)間拍攝到大氣層“擾動(dòng)停止”時(shí)的天體影像。在紅外線波段的曝光時(shí)間約100毫秒量級(jí)，而可見光部分則是更短的10毫秒。影像在如此短暫的曝光時(shí)間下，大氣層的擾動(dòng)相較之下更慢而無法對(duì)影像產(chǎn)生影響，即快速曝光的影像中斑點(diǎn)是短時(shí)間內(nèi)大氣視寧度狀態(tài)下的影像。

而散斑成像也有一個(gè)缺點(diǎn)：如果目標(biāo)天體太過暗淡，將難以拍攝該天體的短時(shí)間曝光影像，并且沒有足夠的光量進(jìn)行分析。在1970年代早期該技術(shù)的早期應(yīng)用是在受限狀況下以底片攝影進(jìn)行。但是攝影底片只能接受7%的入射光，因此只有最亮的天體能使用散斑成像。CCD在天文學(xué)上應(yīng)用后，超過70%的入射光可以成像，大幅降低了散斑成像法的使用限制條件，因此今日被廣泛應(yīng)用在恒星和恒星系等較明亮天體。

散斑成像法的名稱相當(dāng)多，這是因?yàn)樵S多業(yè)余天文學(xué)家根據(jù)已存在的技術(shù)發(fā)展并另外提出新的名稱。

近年來另一種技術(shù)已經(jīng)應(yīng)用在工業(yè)上。將一束激光光（激光光因?yàn)椴ㄇ芭帕姓R，極為適合模擬遙遠(yuǎn)恒星光芒）照在物體的表面上時(shí)，成像中的斑點(diǎn)可以讓工程師得知材料中的缺陷細(xì)節(jié)。1

散斑成像法的技術(shù)基于位移疊加法的技術(shù)在被稱為“位移疊加”（圖像堆疊）的方式中，短時(shí)間曝光的所有影像依照最明亮的斑點(diǎn)依序排列，并且進(jìn)行強(qiáng)度平均以取得單一輸出影像。在幸運(yùn)成像法中，只有最優(yōu)秀的數(shù)幅短時(shí)間曝光影像會(huì)被選用。較早期的位移疊加技術(shù)是基于影像幾何中心，因此獲得的斯特列爾比較低。

基于散斑干涉法的技術(shù)法國天文學(xué)家安托萬·埃米爾·亨利·拉貝里耶于1970年提出物體高分辨率結(jié)構(gòu)影像等信息可經(jīng)由對(duì)物體的散斑圖像進(jìn)行傅里葉轉(zhuǎn)換（散斑干涉法）而得到。1980年代相關(guān)技術(shù)的發(fā)展讓研究人員得以將散斑圖像進(jìn)行干涉的影像重建而得到高分辨率影像。

另一種較新式的散斑干涉法稱為“斑點(diǎn)掩模”，這涉及每個(gè)短時(shí)間曝光影像的雙光譜或閉合相位。接著可計(jì)算平均雙光譜并進(jìn)行反轉(zhuǎn)以取得影像。在進(jìn)行孔徑遮罩干涉時(shí)效果特別良好。在進(jìn)行孔徑遮罩干涉時(shí)，天文學(xué)家會(huì)將望遠(yuǎn)鏡的口鏡遮蔽一部分，除了數(shù)個(gè)讓光線可穿透的孔，這時(shí)的望遠(yuǎn)鏡如同一個(gè)小型的光學(xué)干涉儀，讓望遠(yuǎn)鏡的分辨率高于一般的狀況?？讖秸谡指缮媸怯煽ㄎ牡显S實(shí)驗(yàn)室天文物理學(xué)組首先研發(fā)成功。

散斑干涉法曾有的限制是相關(guān)影像必須以電腦進(jìn)行大多數(shù)的處理，在技術(shù)剛提出時(shí)的電腦運(yùn)算速度難以滿足天文學(xué)家的要求。雖然當(dāng)時(shí)有通用數(shù)據(jù)開發(fā)的幾乎在科學(xué)界通用的迷你電腦Nova可使用，但它的運(yùn)算速度讓天文學(xué)家只能在“重要的目標(biāo)天體”使用散斑干涉法。今日因?yàn)殡娔X的運(yùn)算速度逐年快速增加，使現(xiàn)代的臺(tái)式電腦也能簡易地進(jìn)行相關(guān)影像處理，這項(xiàng)限制已經(jīng)不存在。1

生物學(xué)應(yīng)用在生物學(xué)中散斑成像被用來觀察周期性的細(xì)胞組成（例如絲狀和纖維結(jié)構(gòu)），而非連續(xù)性和一致性結(jié)構(gòu)，并且影像顯示為一組離散斑點(diǎn)。這是因?yàn)閷?duì)標(biāo)記的組成部分進(jìn)行統(tǒng)計(jì)分布時(shí)也把未標(biāo)記部分算入。這項(xiàng)被稱為動(dòng)態(tài)散斑的技術(shù)可以實(shí)時(shí)監(jiān)測動(dòng)態(tài)系統(tǒng)并進(jìn)行錄影分析以了解生物學(xué)過程。2

參見天文干涉儀

全息干涉測量學(xué)

電子斑點(diǎn)干涉術(shù)

斑點(diǎn)掩模

干涉法

綜合孔徑

孔徑遮罩干涉

散射極限

幸運(yùn)成像

超分辨率

本詞條內(nèi)容貢獻(xiàn)者為:

任毅如 - 副教授 - 湖南大學(xué)