スペックルイメージング
大気の乱流を通して見た連星（ ζ Boötis ）の典型的な短時間露出画像。本来はそれぞれの星は一つの点として見えるはずが、大気の影響で二つの星の像は二つの斑点模様に分かれている。斑点は高速で移動するため、長時間露出画像ではそれぞれの星が一つのぼんやりとした塊のように見える。
スローモーションスペックルイメージングムービー。星の高倍率（ネガ）画像が、大気の影響で複数の斑点（スペックル）に分解される様子を示しています。

スペックルイメージングは​​、大気擾乱の変化を捉える多数の短時間露光画像の解析に基づく、高解像度の天体画像撮影技術です。これらは、シフト・アンド・アド（画像スタッキング）法とスペックル干渉法に分けられます。これらの技術は地上望遠鏡の解像度を飛躍的に向上させることができますが、明るい天体に限定されます。

説明

これらの技術の原理は、天体対象を非常に短時間の露出で撮影し、天体シーイングの影響を除去するように処理することです。これらの技術の使用により、同サイズの望遠鏡を用いた観測者には単一の星として見える数千個の連星の発見や、他の恒星における太陽黒点のような現象の初めての画像など、多くの発見がもたらされました。これらの技術の多くは今日でも広く利用されており、特に比較的明るい対象を撮影する際に用いられています。

望遠鏡の解像度は、フラウンホーファー回折の影響により、主鏡のサイズによって制限されます。その結果、遠くの天体の像はエアリーディスクと呼ばれる小さな点に広がります。この限界よりも近い距離に像を結ぶ天体の集合は、一つの天体として見えます。したがって、大型の望遠鏡は、より多くの光を集めるため、より暗い天体を撮影できるだけでなく、より近い距離にある天体も解像することができます。

この解像度の向上は、大気によって課される実際的な制限によって打ち消されます。大気のランダムな性質により、エアリーディスクの単一の斑点は、はるかに広い領域に散らばった同様のサイズの斑点のパターンに乱されます（隣接する連星の画像を参照）。一般的なシーイングでは、実際的な解像度の限界は、鏡のサイズの機械的限界よりもはるかに小さい鏡のサイズ、つまり天文シーイングパラメータr 0に等しい鏡の直径、つまり良好な条件下での可視光による観測では直径約20cmです。長年、望遠鏡の性能はこの効果によって制限されていましたが、スペックル干渉法と補償光学の導入により、この制限を取り除く手段が提供されました。

スペックルイメージングは​​、画像処理技術を用いて元の画像を再現する技術です。 1966年にアメリカの天文学者デイビッド・L・フリードによって発見されたこの技術の鍵は、大気を事実上その場に「凍結」させた状態で、非常に高速に画像を撮影することにあります。 [ 1 ]赤外線波長では、コヒーレンス時間 τ 0は約100ミリ秒ですが、可視光領域では10ミリ秒程度まで低下します。露光時間が τ 0よりも短い場合、大気の動きはあまりにも緩慢で影響を与えません。画像に記録されたスペックルは、その瞬間の大気のシーイングのスナップショットです。コヒーレンス時間τ 0 = r 0 / vは波長の関数です。なぜなら、r 0は波長の関数だからです。

この技術の欠点は、この短い露出時間で画像を撮影することが困難であり、対象物が暗すぎると分析に必要な光を十分に捉えられないことです。1970年代初頭、この技術は写真技術を用いて限定的に使用されましたが、写真フィルムは入射光の約7%しか捉えられないため、この方法では最も明るい物体しか観察できませんでした。70 %以上の光を捉えるCCDが天文学に導入されたことで、実用化のハードルは桁違いに下がり、今日ではこの技術は明るい天体（恒星や恒星系など）に広く使用されています。

より単純なスペックル画像化法の多くには複数の名前が付けられており、その多くはアマチュア天文学者が既存のスペックル画像化技術を再発明し、新しい名前を付けたものです。

この技術のもう一つの用途は産業分野です。レーザー（その滑らかな波面は遠くの星からの光を模倣した優れた特性を持っています）を表面に照射すると、結果として生じるスペックルパターンを処理して、材料の欠陥の詳細な画像を得ることができます。[ 2 ]

種類

シフトアンド加算法

ラッキーが5μmで撮影した木星の画像は、ジェミニ天文台のフレームをそれぞれ309ミリ秒という比較的長い露出時間で重ねて撮影したもので、コヒーレンス時間τ0が波長とともに増加するという原理を示しています。[ 3 ] [ 4 ]

シフト・アンド・アド法（最近では画像スタッキング法）は、スペックルイメージングの一種で、複数の短時間露光画像を様々な画像シフトで重ね合わせることで高画質画像を得るために一般的に用いられています。[ 5 ] [ 6 ]この方法は天文学の分野で数十年にわたり用いられており、一部のカメラの手ぶれ補正機能の基礎となっています。短時間露光画像は、最も明るいスペックルを用いて位置合わせされ、平均化されて1枚の画像として出力されます。[ 7 ]

この手法では、画像の差分シフトを計算します。天体画像は星の位置合わせが可能なため、この計算は容易に行えます。画像が位置合わせされたら、それらを平均化します。個々の値を平均化することでサンプル内のばらつきを低減できるというのは、統計学の基本原則です。実際、平均化を行う場合、信号対雑音比は画像枚数の平方根に比例して増加します。この計算を実行するソフトウェアパッケージは、IRAF、RegiStax、Autostakkert、Keiths Image Stacker、Hugin、Irisなど、数多く存在します。

ラッキーイメージング法では、最良の短時間露光画像のみが平均化のために選択されます。初期のシフト＆加算法では、画像の中心を基準に画像を位置合わせしていたため、全体的なストレール比は低くなっていました。

スペックル干渉法

1970年、フランスの天文学者アントワーヌ・ラベイリーは、フーリエ解析（スペックル干渉法）により、スペックルパターンの統計的特性から物体の高解像度構造に関する情報を得られることを示しました。 [ 8 ]この技術は、1971年にダニエル・Y・ゲザリ、アントワーヌ・ラベイリー、ロバート・V・スタクニックによってパロマー天文台（200インチ望遠鏡）で初めて実装されました。[ 9 ] 1980年代に開発された手法により、このパワースペクトル情報から簡単な画像を再構成できるようになりました。

スペックル干渉計のより最近の手法の一つであるスペックルマスキングは、各短時間露光からバイスペクトルまたは閉包位相を計算する。 [ 10 ]「平均バイスペクトル」を計算し、それを反転することで画像を得ることができる。これは特に開口マスクを用いることで有効である。この手法では、望遠鏡の開口部は、光を透過させる少数の穴を除いて塞がれており、これにより望遠鏡本来の分解能よりも優れた小型の光学干渉計が実現される。この開口マスキング技術は、キャベンディッシュ天体物理学グループによって開拓された。[ 11 ] [ 12 ]

この技術の限界の一つは、画像に対して膨大なコンピュータ処理を必要とすることです。この技術が開発された当時は、そのような処理能力を得るのは困難でした。しかし、コンピュータ処理能力の向上に伴い、この限界は年々薄れ、現在ではデスクトップコンピュータでも十分な処理能力が得られており、このような処理は容易なものとなっています。

生物学

生物学におけるスペックルイメージングとは、フィラメントや繊維などの周期的な細胞構成要素をアンダーラベリングすることで、連続した均一な構造ではなく、離散的なスペックルの集合として見えるようにすることを指します。これは、ラベル付けされた構成要素がラベル付けされていない構成要素内で統計的に分布しているためです。ダイナミックスペックルとも呼ばれるこの技術は、動的システムのリアルタイムモニタリングや、生物学的プロセスの理解に役立つビデオ画像解析を可能にします。

参照

参考文献

  1. ^ Fried, David L. (1966). 「非常に長時間および非常に短時間の露光におけるランダム不均質媒質を介した光学解像度」アメリカ光学会誌. 56 (10): 1372. Bibcode : 1966JOSA...56.1372F . doi : 10.1364/JOSA.56.001372 .
  2. ^ Jacquot, P.: スペックル干渉法：実験力学応用における主要手法のレビュー. Strain 44, 57–69 (2008)
  3. ^双子座が幸運にも木星の雲に深く潜る、NOIRLabプレスリリース、2020年5月8日。
  4. ^ Wong, MH, AA Simon, JW Tollefson, I. de Pater, MN Barnett, AI Hsu, AW Stephens, GS Orton, SW Fleming, C. Goullaud, W. Januszewski, A. Roman, GL Bjoraker, SK Atreya, A. Adriani、およびLN Fletcher (2020)年の木星の高解像度UV/光学/IR画像天体物理学ジャーナル補足シリーズ247 : 58 (25頁)。
  5. ^馬場、N.磯部、S.則本祐樹Noguchi, M.シフト・アンド・アッド法による恒星スペックル画像再構成、応用光学 (ISSN 0003-6935)、vol. 24、1985 年 5 月 15 日、p. 1403-1405
  6. ^ Christou, JC,「画像品質、チップチルト補正、およびシフトアンドアド赤外線画像」、太平洋天文学会刊行物、第103巻、1991年9月、p. 1040-1048
  7. ^馬場 暢; 磯部 修三; 則本 洋二; 野口 元一 (1985年5月). 「シフト・アンド・アド法による恒星スペックル像再構成」.応用光学. 24 (10): 1403–5 . Bibcode : 1985ApOpt..24.1403B . doi : 10.1364/AO.24.001403 . PMID 20440355 . 
  8. ^ Labeyrie , Antoine (1970年5月). 「星像におけるスペックルパターンのフーリエ解析による大型望遠鏡の回折限界解像度の達成」.天文学と天体物理学. 6 : 85L. Bibcode : 1970A&A.....6...85L .
  9. ^「スペックル干渉法：200インチ望遠鏡による9つの星の回折限界測定」ダニエル・Y・ゲザリ、アントワーヌ・ラベイリー、ロバート・V・スタチニク、1972年、天体物理学ジャーナル、第173巻、L1
  10. ^ Weigelt, Gerd (1977年4月). 「改良天文スペックル干渉法『スペックルマスキング』」「光学通信. 21 (1): 55– 59.書誌コード: 1977OptCo..21...55W . doi : 10.1016/0030-4018(77)90077-3 .
  11. ^ Baldwin, John; Haniff, CA; MacKay, CD; Warner, PJ (1986年4月). 「高解像度光学イメージングにおける閉位相」. Nature . 320 (6063): 595. Bibcode : 1986Natur.320..595B . doi : 10.1038/320595a0 . S2CID 4338037 . 
  12. ^ Baldwin, John; MacKay, C.D.; Titterington, D.J.; Sivia, D.; Baldwin, J.E.; Warner, P.J. (1987年8月). 「光学開口合成による最初の画像」. Nature . 328 (6132): 694. Bibcode : 1987Natur.328..694B . doi : 10.1038/328694a0 . S2CID 4281897 . 
  • Hugin - シフト＆追加による「画像スタッキング」機能を備えたオープンソースの画像ソフトウェア
  • Iris - フリーウェアの天文画像処理ソフトウェア
  • Autostakkert - 大気の歪みの影響を最小限に抑えながら、画像シーケンスの位置合わせとスタッキングを行います。
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