ラッキーイメージング
M15コアの幸運な画像

ラッキーイメージング（ラッキー露出とも呼ばれる）は、天体写真に用いられるスペックルイメージングの一種です。スペックルイメージング技術では、高速カメラを使用し、露出時間を十分に短く（100ミリ秒以下）、露出中 の地球の大気の変化を最小限に抑えます。

ラッキーイメージングでは、大気の影響が最も少ない最適な露出（通常は約 10%）が選択され、短い露出をシフトして追加することで 1 枚の画像に結合され、すべてのフレームを含む単一の長い露出で可能な角度解像度よりもはるかに高い角度解像度が得られます。

説明

地上望遠鏡で撮影された画像は、大気の乱流によるぼやけ（目には星の瞬きのように見えます）の影響を受けます。多くの天体画像撮影プログラムでは、画像に何らかの補正を加えなければ実現できないほどの高解像度が求められます。ラッキーイメージングは​​、大気によるぼやけを除去するために用いられる複数の手法の一つです。1%以下の選択範囲で使用すると、ラッキーイメージングは​​口径2.5mの望遠鏡の回折限界に達することができ、標準的な画像撮影システムと比較して少なくとも5倍の解像度向上を実現します。

原理の実証

以下の画像シーケンスは、ラッキーイメージングの仕組みを示しています。[ 1 ]毎秒約40枚の速度で撮影された5万枚の画像から、5つの異なる長時間露光画像が作成されました。さらに、デモシーケンスの冒頭には、非常に低画質の単発露光画像と非常に高画質の単発露光画像が表示されています。表示されている天体のIDは2MASS J03323578+2843554です。上が北、左が東です。

ラッキーシングル露出ストレール 3.5パーセント画質の低い単一露出。ラッキーイメージングには選択されませんでした。 ラッキーシングルエクスポージャーストレール16パーセント幸運な撮影のために選ばれた、非常に高画質の単一露出。
この画像は50,000枚の画像の平均であり、21分間（50,000枚/40秒）の長時間露光によるシーイング制限画像とほぼ同じです。典型的な星像ですが、わずかに引き伸ばされたように見えます。シーイングディスクの半値全幅（FWHM）は約0.9秒角です。 この画像は50,000枚の単一画像の平均ですが、各画像の重心（セントロイド）を同じ基準位置にシフトしています。これは、傾き補正、つまり手ぶれ補正された長時間露光画像です。視力制限画像よりも、既に2つの物体が写っており、より詳細な情報を示しています。
この画像は、各画像で最も明るいピクセルを同じ基準位置に移動した後、25,000枚（50%選択）のベストショット画像を平均化したものです。この画像では、ほぼ3つの物体が確認できます。 この画像は、各画像で最も明るいピクセルを同じ基準位置に移動した後、5,000枚（10%選択）のベストショット画像を平均化したものです。周囲のシーイングハローはさらに減少し、最も明るい天体の周囲にエアリーリングがはっきりと見えるようになります。
この画像は、各画像で最も明るいピクセルを同じ基準位置に移動させた後、500枚（1%選択）の最良の画像を平均化したものです。シーイングハローはさらに低減されています。この画像では、最も明るい物体のS/N比が最も高くなっています。

シーイング制限画像（上から3番目の画像）と選択された最良の1％の画像の結果の違いは非常に顕著で、三重星系が検出されました。西側の最も明るい要素は、V=14.9等級のM4V星です。この要素は、幸運な画像参照源です。弱い要素は、スペクトルクラスM4.5とM5.5の2つの星で構成されています。[ 2 ]システムの距離は約45パーセク（pc）です。エアリーリングが見られ、カラルアルト天文台の2.2m望遠鏡の回折限界に達したことを示しています。点源の信号対雑音比は、選択が強くなるほど増加します。反対側のシーイングハローは、より抑制されています。2つの最も明るいオブジェクト間の分離は約0.53秒角で、2つの最も暗いオブジェクト間の分離は0.16秒角未満です。45パーセクの距離では、これは地球と太陽間の距離の7.2倍、約10億キロメートル（10 9 km）に相当します。

歴史

ジェミニ天文台の309ミリ秒という比較的長い露出時間で撮影した個々のフレームを積み重ねて、5μmで木星を撮影した幸運な画像

ラッキー撮影法は20世紀半ばに初めて使用され、1950年代から1960年代にかけて惑星の撮影に広く普及しました（シネカメラを使用し、多くの場合イメージインテンシファイアを使用）。この直感に反する撮影技術が実用化されるまでには、それぞれ独立した撮影技術が完成するまでに30年かかりました。ラッキーな露出を得る確率を数値的に計算した最初の論文は、1978年にデイビッド・L・フリードによって発表されました[ 3 ]。

ラッキーイメージングの初期の応用では、大気が天体画像をぼかしたり、不鮮明にしたりすると一般的に想定されていました。 [ 4 ]この研究では、ぼかしの半値幅（FWHM）が推定され、露出画像の選択に使用されました。その後の研究[ 5 ] [ 6 ]では、大気は天体画像をぼかすのではなく、通常は画像の鮮明なコピーを複数生成する（点像分布関数にスペックルが現れる）という事実が利用されました。これを利用した新しい手法が使用され、画像がぼやけていると仮定した場合よりもはるかに高品質の画像が生成されました。

21世紀初頭には、乱流間欠性（およびそれが引き起こす天文観測条件の変動）[ 7 ]により、平均的な天文観測条件のもとで「幸運な露出」を得る確率が大幅に高まる可能性があることが判明しました。[ 8 ] [ 9 ]

ラッキーイメージングと補償光学のハイブリッドシステム

2007年、カリフォルニア工科大学とケンブリッジ大学の天文学者たちは、新しいハイブリッドラッキーイメージングと補償光学（AO）システムによる初の成果を発表しました。この新しいカメラは、5メートル級の望遠鏡で可視光における回折限界解像度を初めて実現しました。この研究は、口径200インチのパロマー・ヘール山望遠鏡で実施されました。ラッキーカムと補償光学を備えたこの望遠鏡は、角度解像度を理論値に迫り、特定の種類の観察で最大0.025秒角を達成しました。[ 10 ] 2.4メートルのハッブル宇宙望遠鏡などの宇宙望遠鏡と比較すると、このシステムには、鮮明な画像を撮影するための視野が 狭い（通常10～20インチ）、大気光、大気によって遮られる電磁周波数など、まだいくつかの欠点があります。

AOシステムと組み合わせることで、ラッキーイメージングは​​、補償光学システムが補正しなければならない乱流が減少する期間を選択します。このわずかな時間（1秒未満の短い期間）では、AOシステムによる補正は可視光で優れた解像度を得るのに十分です。ラッキーイメージングシステムは、この優れた期間に撮影された画像を平均化することで、従来の長時間露光AOカメラよりもはるかに高い解像度の最終画像を生成します。

この技術は、大気の乱流補正の精度によって制限されるため、直径10秒角までの比較的小さな天体の超高解像度画像を取得することにしか適用できません。また、ガイドとなる視野内に比較的明るい14等星が必要です。ハッブル宇宙望遠鏡は大気圏上にあるため、これらの問題に悩まされることがなく、はるかに広い視野で高解像度の画像を取得できます。

技術の人気

アマチュア天文学者もプロの天文学者も、この技術を使い始めています。現代のウェブカメラやビデオカメラは、天体写真撮影に十分な感度で短時間の露出で撮影する能力を備えており、これらの機器を望遠鏡と組み合わせ、スペックルイメージング（画像スタッキングとも呼ばれる）によるシフト＆アッド法を用いることで、これまで達成できなかった解像度を実現しています。一部の画像が破棄される場合、この種のビデオ天文学はラッキーイメージングと呼ばれます。

画像選択には多くの方法があり、その中にはケンブリッジグループのジョン・E・ボールドウィン[ 12 ]によって最初に提案されたストレール選択法[ 11 ]やロン・ダントウィッツの選択画像再構成法で使用されている画像コントラスト選択法[ 13 ]などがあります。

電子増倍型 CCD (EMCCD、LLLCCD、L3CCD、低光量 CCD とも呼ばれる) の開発と普及により、初めて微弱な天体の高品質な幸運な画像撮影が可能になりました。

2014年10月27日、GoogleはHDR+と呼ばれる同様の技術を発表しました。HDR+は、短時間露光で連続撮影を行い、最も鮮明なショットを厳選し、コンピュテーショナルフォトグラフィー技術を用いて平均化します。短時間露光により、画像のぼやけや白飛びを防ぎ、複数のショットを平均化することでノイズを低減します。[ 14 ] HDR+は、 Qualcomm Hexagon DSPやPixel Visual Coreなどのハードウェアアクセラレータで処理されます。[ 15 ]

代替方法

大気のシーイングの限界を超える分解能を実現できる他のアプローチとしては、補償光学、干渉法、その他のスペックルイメージング形式、NASA のハッブル宇宙望遠鏡などの宇宙ベースの望遠鏡などがあります。

参考文献

  1. ^ Hippler, Stefan; et al. (2009). 「NTTのAstraLux Sur Luckyイメージング装置」(PDF) . The Messenger . 137 : 14–17 . Bibcode : 2009Msngr.137...14H .
  2. ^ヤンソン、マルクス;ホルムス、フェリックス。カロライナ州バーグフォース。ブランドナー、ヴォルフガング。ヒップラー、ステファン。デームゲン、セバスチャン。クドリャフツェワ、ナタリア。シュマルツル、エヴァ。シュナップ、キャロリン。ヘニング、トーマス (2012)。 「アストララックス大規模M-ドワーフ多重度調査」。天体物理学ジャーナル。754 (1): 44.arXiv : 1205.4718。Bibcode : 2012ApJ...754...44J。土井：10.1088/0004-637X/754/1/44。S2CID 118475425。 
  3. ^ Fried, David L. (1978). 「乱流を介した幸運な短時間露出画像取得の確率」アメリカ光学会誌. 68 (12): 1651. doi : 10.1364/JOSA.68.001651 .
  4. ^ Nieto, J. -L; Thouvenot, E. (1991). 「光子計数検出器による短時間露出画像の中心合わせと選択」.天文学と天体物理学. 241 : 663.書誌コード: 1991A&A...241..663N .
  5. ^ Law, NM; MacKay, CD; Baldwin, JE (2006). 「ラッキーイメージング：地上からの可視光における高角度分解能イメージング」.天文学と天体物理学. 446 (2): 739– 745. arXiv : astro-ph/0507299 . Bibcode : 2006A&A...446..739L . doi : 10.1051/0004-6361:20053695 . S2CID 17844734 . 
  6. ^タブス、ロバート・ナイジェル (2003).ラッキーな露出：大気圏を通した回折限界天文画像（博士論文）. ケンブリッジ大学. doi : 10.17863/CAM.15991 . hdl : 1810/224517 .
  7. ^ Batchelor, GK; Townsend, AA (1949). 「高波数における乱流運動の性質」. Proceedings of the Royal Society of London. Series A. Mathematical and Physical Sciences . 199 (1057): 238– 255. Bibcode : 1949RSPSA.199..238B . doi : 10.1098/rspa.1949.0136 . S2CID 122967707 . 
  8. ^ Baldwin, JE; Warner, PJ; MacKay, CD (2008). 「ラッキーイメージングにおける点像分布関数と短時間スケールにおけるシーイングの変動」 .天文学と天体物理学. 480 (2): 589– 597. Bibcode : 2008A&A...480..589B . doi : 10.1051/0004-6361:20079214 .
  9. ^ Tubbs, Robert N. (2006). 「r 0の時間的変動が高解像度観測に与える影響」. Adaptive Optics II の進歩. SPIE紀要. Vol. 6272. pp. 62722Y. doi : 10.1117/12.671170 . S2CID 119391503 . 
  10. ^ Fienberg, Richard Tresch (2007年9月14日). 「200インチの鮮明化」 . Sky and Telescope .
  11. ^ Baldwin, JE; Tubbs, RN; Cox, GC; MacKay, CD; Wilson, RW; Andersen, MI (2001). 「2.56 m Nordic Optical Telescope による回折限界800 nm画像化」. Astronomy & Astrophysics . 368 : L1– L4. arXiv : astro-ph/0101408 . Bibcode : 2001A&A...368L...1B . doi : 10.1051/0004-6361:20010118 . S2CID 18152452 . 
  12. ^ 「Lucky Imaging」ケンブリッジ大学天文学研究所 2020年1月27日オリジナルより2010年12月29日時点のアーカイブ。 2021年2月11日閲覧。
  13. ^ Dantowitz, Ronald F.; Teare, Scott W.; Kozubal, Marek J. (2000). 「地上観測による水星の高解像度画像」 .天文学ジャーナル. 119 (5): 2455– 2457. Bibcode : 2000AJ....119.2455D . doi : 10.1086/301328 .
  14. ^ 「HDR+: Google カメラアプリでの低照度およびハイダイナミックレンジ撮影」。Google AI ブログ。 2019年8月2日閲覧。
  15. ^ 「HDR+バースト写真データセットの紹介」。Google AIブログ。 2019年8月2日閲覧。

さらに読む

  • CL Stong 1956 が、アマチュア サイエンティスト誌「Scientific American」第 194 巻、1956 年 6 月、p. 157 で科学者 Robert B. Leighton にインタビューしています。機械的なチップ ティルト補正による露出選択の初期の例 (映画フィルムを使用し、露出時間を 2 秒以上に設定)。
  • William A. Baum 1956、「星の電子写真術」、Scientific American、第 194 巻、1956 年 3 月。望遠鏡を通した画像が最も鮮明になる瞬間に短時間露出を選択することについて説明します (イメージ インテンシファイアと短時間露出を使用)。
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