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CCD数位影像净化原理(一)

发布:2020-06-06 热度:726℃



数位式的可见光感应器(CCD、CMOS等)已取代传统底片,为大部份天文观测所使用。数位感光晶片有其优点,包括光线造射后产生的信号强度,与入射光线强弱呈现线性反应(在绝大部份状况下)、微弱光线下的量子效应较高等特性。

注:量子效应:在特定波段下,每100个光子进入感应器后会被侦测到的比例,最高为100%。CCD不管光线强弱,皆有稳定的量子效应,最高可达80%以上。微弱光线下的底片,其量子效应则是小于10%。

也因为侦测到的天体信号直接转为数位信号,使用者可以用电脑方便的进行事后的影像处理。利用天文影像处理软体,将隐藏在影像中的杂讯、光线不均匀等影响后续分析结果的因素,以客观的方式修正,也可以提高影像的讯噪比。这一系列的影像处理程序可以让影像看起来更乾净,所以在此也称为CCD影像「净化」。

CCD数位影像净化原理(一)

尚未净化前的CCD天体影像

CCD数位影像净化原理(一)

净化后的CCD天体影像

用CCD拍摄的天体影像中,除了我们所要的讯号之外,还暗藏了哪些不该出现的讯号?是否能以其他方式客观的重现并加以校正,是本文章的重点。虽然本文以天文专用CCD作为说明的主轴,但其净化原理也可以用在一般数位相机所拍摄的影像上,前提是数位相机的观测档案必须以无破坏、无压缩的方式存档(通常是使用相机的RAW档形式储存),再以线性方式转换处理。

天体影像中的热杂讯校正:暗电流(Dark Current)校正

使用CCD拍摄影像时,为了让感应到光线后所产生的电子信号能持续留在原像素(pixel)之中并予以累积,CCD需要对每个像素持续通电。通电即会产生 温度, 拍摄的时间越久,CCD的温度也就越高,而温度越高,CCD本身会产生的杂讯也就越高。为了让CCD的杂讯降低,最好的方法就是降低温度,所以天文专用的 CCD多为可以控制温度的冷却CCD,其目的就在于降低杂讯,并在拍摄的过程中保持CCD温度的稳定,以便于其他时间重现出与当时相同条件下的杂讯,以用 来精确校正。

如果我们可以在无光的环境下以相同的温度与曝光时间再次拍摄CCD影像,所得到的就是纯粹由CCD温度所产生的杂讯,所以这样的校正影像也称 为暗电流影像(dark current frame),顾名思义,就是CCD本身在无光的环境下所产生的讯号。

天体影像从CCD读取出来的过程中所产生的杂讯校正:偏压杂讯(BIAS)校正

一般天文CCD晶片上有数百万个像素,每个像素的特性皆不同,有些在未拍摄的状态下也会有少许的电子信号产生,有些则是曝光结束后,在从CCD晶片读出影 像的过程中,每个像素的影像信号依序传输时所产生的杂讯,这些杂讯同样会加入拍摄的天体影像中,需要加以排除。这种校正影像称为BIAS(偏压杂讯)。因 为BIAS是像素本身以及信号传递过程所产生的不必要讯号,与拍摄时间无关,所以其实偏压杂讯影像就是拍摄0秒钟的暗电流影像。

天体影像中的光线不均匀校正:平场校正(Flat Field)

光线从望远镜前方进入一直到被CCD的像素感应之前,至少会经过望远镜的镜片或玻璃、滤镜、CCD前方的保护玻璃等等,每个光线经过的地方如果有灰尘或污 渍,或是透光率不同,就会造成到达像素的光线不均匀。

此外,望远镜虽然可以将光线集中聚焦,但是光线出口处的中央最亮,越旁边光线越弱,称为周边减光效 应。如果不做校正,将会出现星星在CCD的位置不同,其亮度就不同的错误。解决方式就是将整个光学系统对向均匀的光线来源拍摄影像,即可知道光量不均的状 况。这样的校正影像称为平场影像(Flat Field image)。


参考资料
1. http://www.bisque.com/sc/shops/store/CCDSoftWin2.aspx
2. http://www.willbell.com/aip/index.htm


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