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Articulo de referencia

Imágenes de moteado

Imagen típica de corta exposición de una estrella binaria ( ζ Boötis ) vista a través de la turbulencia atmosférica. Cada estrella debería aparecer como un punto único, pero la ...

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Imagen típica de corta exposición de una estrella binaria ( ζ Boötis ) vista a través de la turbulencia atmosférica. Cada estrella debería aparecer como un punto único, pero la atmósfera provoca que las imágenes de ambas estrellas se fragmenten en dos patrones de motas . Estas motas se mueven rápidamente, de modo que cada estrella aparece como una mancha borrosa en las imágenes de larga exposición.
Vídeo de imágenes de moteado a cámara lenta, que muestra cómo una imagen de alta magnificación (negativa) de una estrella se descompone en múltiples manchas (moteados), un efecto puramente atmosférico.

La imagen de moteado comprende una serie de técnicas astronómicas de alta resolución basadas en el análisis de un gran número de exposiciones cortas que congelan la variación de la turbulencia atmosférica . Se pueden dividir en el método de desplazamiento y suma ( apilamiento de imágenes ) y los métodos de interferometría de moteado . Estas técnicas pueden aumentar drásticamente la resolución de los telescopios terrestres , pero están limitadas a objetos brillantes.

Explicación

El principio de todas estas técnicas consiste en tomar imágenes de objetos astronómicos con exposiciones muy cortas y procesarlas para eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica . El uso de estas técnicas condujo a numerosos descubrimientos, entre ellos miles de estrellas binarias que, de otro modo, aparecerían como una sola estrella para un observador visual con un telescopio de tamaño similar, y las primeras imágenes de fenómenos similares a las manchas solares en otras estrellas. Muchas de estas técnicas siguen utilizándose ampliamente hoy en día, sobre todo para fotografiar objetos relativamente brillantes.

La resolución de un telescopio está limitada por el tamaño del espejo principal, debido a los efectos de la difracción de Fraunhofer . Esto provoca que las imágenes de objetos distantes se dispersen en un pequeño punto conocido como disco de Airy . Un grupo de objetos cuyas imágenes están más cerca entre sí que este límite aparecen como un solo objeto. Por lo tanto, los telescopios más grandes pueden captar imágenes no solo de objetos menos brillantes (porque recogen más luz), sino también de objetos que están más cerca entre sí.

Esta mejora en la resolución se ve limitada por las restricciones prácticas impuestas por la atmósfera , cuya naturaleza aleatoria fragmenta el punto único del disco de Airy en un patrón de puntos de tamaño similar dispersos en un área mucho mayor (véase la imagen adyacente de un sistema binario). Para condiciones de visión típicas, los límites prácticos de resolución se dan con espejos de diámetro mucho menor que los límites mecánicos, concretamente con un diámetro igual al parámetro de visión astronómica r₀ , aproximadamente 20  cm de diámetro para observaciones con luz visible en buenas condiciones. Durante muchos años, el rendimiento de los telescopios se vio limitado por este efecto, hasta que la introducción de la interferometría de moteado y la óptica adaptativa permitió eliminar esta limitación.

La técnica de imagen de moteado recrea la imagen original mediante técnicas de procesamiento de imágenes . La clave de esta técnica, descubierta por el astrónomo estadounidense David L. Fried en 1966, consistía en tomar imágenes muy rápidas, en cuyo caso la atmósfera queda efectivamente "congelada" en su lugar. [ 1 ] En longitudes de onda infrarrojas , los tiempos de coherencia τ 0 son del orden de 100 ms, pero para la región visible se reducen a tan solo 10 ms. Cuando los tiempos de exposición son más cortos que τ 0 , el movimiento de la atmósfera es demasiado lento para tener efecto; los moteados registrados en la imagen son una instantánea de la visión atmosférica en ese instante. El tiempo de coherencia τ 0 = r 0 / v es una función de la longitud de onda, porque r 0 es una función de la longitud de onda.

La desventaja de esta técnica es que tomar imágenes con un tiempo de exposición tan corto resulta difícil, y si el objeto es demasiado tenue, no se capturará suficiente luz para realizar un análisis. Los primeros usos de la técnica a principios de la década de 1970 se realizaron a pequeña escala utilizando técnicas fotográficas, pero dado que la película fotográfica solo captura alrededor del 7 % de la luz incidente, solo los objetos más brillantes podían observarse de esta manera. La introducción del CCD en la astronomía, que captura más del 70 % de la luz, redujo drásticamente las exigencias de las aplicaciones prácticas, y hoy en día la técnica se utiliza ampliamente en objetos astronómicos brillantes (por ejemplo, estrellas y sistemas estelares).

Muchos de los métodos más sencillos de obtención de imágenes de moteado tienen varios nombres, en gran parte debido a que los astrónomos aficionados reinventan las técnicas de obtención de imágenes de moteado existentes y les dan nombres nuevos.

Otro uso de la técnica se encuentra en la industria. Al proyectar un láser (cuyo frente de onda suave simula a la perfección la luz de una estrella distante) sobre una superficie, el patrón de moteado resultante puede procesarse para obtener imágenes detalladas de los defectos del material. [ 2 ]

Tipos

Método de desplazamiento y suma

Las imágenes de Lucky Imaging de Júpiter a 5 μm, utilizando pilas de fotogramas individuales del Observatorio Gemini, cada uno con un tiempo de exposición relativamente largo de 309 ms, ilustran el principio de que el tiempo de coherencia τ 0 aumenta con la longitud de onda. [ 3 ] [ 4 ]

El método de desplazamiento y suma (más recientemente, método de apilamiento de imágenes ) es una forma de imagen de moteado comúnmente utilizada para obtener imágenes de alta calidad a partir de varias exposiciones cortas con desplazamientos de imagen variables. [ 5 ] [ 6 ] Se ha utilizado en astronomía durante varias décadas y es la base de la función de estabilización de imagen en algunas cámaras. Las imágenes de exposición corta se alinean utilizando el moteado más brillante y se promedian para obtener una única imagen de salida. [ 7 ]

El método implica el cálculo de los desplazamientos diferenciales de las imágenes. Esto se logra fácilmente con imágenes astronómicas, ya que se pueden alinear con las estrellas. Una vez alineadas, se promedian las imágenes. Un principio básico de la estadística es que la variación en una muestra se puede reducir promediando los valores individuales. De hecho, al usar un promedio, la relación señal-ruido debería aumentar en un factor igual a la raíz cuadrada del número de imágenes. Existen varios paquetes de software para realizar esto, como IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin e Iris .

En el método de imágenes de suerte , solo se seleccionan las mejores exposiciones cortas para el promedio. Las primeras técnicas de desplazamiento y adición alineaban las imágenes según el centroide de la imagen , lo que daba como resultado una relación de Strehl general más baja .

interferometría de moteado

En 1970, el astrónomo francés Antoine Labeyrie demostró que el análisis de Fourier ( interferometría de moteado ) puede obtener información sobre la estructura de alta resolución del objeto a partir de las propiedades estadísticas de los patrones de moteado. [ 8 ] Esta técnica fue implementada por primera vez en 1971 en el Observatorio Palomar (telescopio de 200 pulgadas) por Daniel Y. Gezari, Antoine Labeyrie y Robert V. Stachnick. [ 9 ] Los métodos desarrollados en la década de 1980 permitieron reconstruir imágenes simples a partir de esta información del espectro de potencia.

Un tipo más reciente de interferometría de moteado, denominada enmascaramiento de moteado, implica el cálculo del biespectro o fases de cierre a partir de cada una de las exposiciones cortas. [ 10 ] El "biespectro promedio" se puede calcular y luego invertir para obtener una imagen. Esto funciona particularmente bien utilizando máscaras de apertura . En esta configuración, la apertura del telescopio se bloquea excepto por algunos orificios que permiten el paso de la luz, creando un pequeño interferómetro óptico con un poder de resolución mayor que el que tendría el telescopio de otro modo. Esta técnica de enmascaramiento de apertura fue desarrollada por el Grupo de Astrofísica Cavendish . [ 11 ] [ 12 ]

Una limitación de esta técnica es que requiere un procesamiento informático extenso de la imagen, algo difícil de conseguir cuando se desarrolló por primera vez. Esta limitación ha desaparecido con el paso de los años gracias al aumento de la capacidad de procesamiento, y hoy en día los ordenadores de sobremesa tienen potencia más que suficiente para que dicho procesamiento sea una tarea trivial.

Biología

En biología, la técnica de imagen por moteado (speckle imaging) consiste en el marcaje parcial de componentes celulares periódicos (como filamentos y fibras), de modo que, en lugar de aparecer como una estructura continua y uniforme, se observa como un conjunto discreto de puntos. Esto se debe a la distribución estadística del componente marcado dentro de los componentes no marcados. Esta técnica, también conocida como moteado dinámico, permite la monitorización en tiempo real de sistemas dinámicos y el análisis de imágenes de vídeo para comprender los procesos biológicos.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Fried, David L. (1966). "Resolución óptica a través de un medio aleatoriamente inhomogéneo para exposiciones muy largas y muy cortas". Journal of the Optical Society of America . 56 (10): 1372. Bibcode : 1966JOSA...56.1372F . doi : 10.1364/JOSA.56.001372 .
  2. ↑ Jacquot, P.: Interferometría de moteado: una revisión de los principales métodos utilizados en aplicaciones de mecánica experimental. Strain 44, 57–69 (2008)
  3. ↑ Géminis tiene suerte y se sumerge profundamente en las nubes de Júpiter , comunicado de prensa de NOIRLab, 8 de mayo de 2020.
  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 y LN Fletcher (2020) Imágenes UV/Ópticas/IR de alta resolución de Júpiter en 2016–2019 . Astrophysical Journal Supplement Series . 247 : 58 (25 págs.).
  5. ^ Baba, N.; Isobe, S.; Norimoto, Y.; Noguchi, M. Reconstrucción de imágenes moteadas estelares mediante el método de desplazamiento y suma , Óptica Aplicada (ISSN 0003-6935), vol. 24, 15 de mayo de 1985, pág. 1403-1405
  6. ↑ Christou, JC, Calidad de imagen, corrección de inclinación y basculación, e imágenes infrarrojas de desplazamiento y adición , Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, vol. 103, septiembre de 1991, págs. 1040-1048
  7. ↑ Baba, N; Isobe, Syuzo; Norimoto, Youji; Noguchi, Motokazu (mayo de 1985). "Reconstrucción de imágenes de moteado estelar mediante el método de desplazamiento y adición". Applied Optics . 24 (10): 1403– 5. Bibcode : 1985ApOpt..24.1403B . doi : 10.1364/AO.24.001403 . PMID 20440355 . 
  8. ↑ Labeyrie , Antoine (mayo de 1970). "Logro de resolución limitada por difracción en grandes telescopios mediante el análisis de Fourier de patrones de moteado en imágenes estelares". Astronomía y astrofísica . 6 : 85L. Bibcode : 1970A & A.....6...85L .
  9. ↑ "Interferometría de moteado : mediciones limitadas por difracción de nueve estrellas con el telescopio de 200 pulgadas", Daniel Y. Gezari, Antoine Labeyrie y Robert V. Stachnik, 1972, The Astrophysical Journal , vol. 173, L1
  10. ↑ Weigelt, Gerd (abril de 1977). "Interferometría de moteado astronómico modificado 'enmascaramiento de moteado'"". Comunicaciones Ópticas . 21 (1): 55– 59. Bibcode : 1977OptCo..21...55W . doi : 10.1016/0030-4018(77)90077-3 .
  11. ↑ Baldwin, John; Haniff, CA; MacKay, CD; Warner, PJ (abril de 1986). "Fase de cierre en imágenes ópticas de alta resolución". Nature . 320 (6063): 595. Bibcode : 1986Natur.320..595B . doi : 10.1038/320595a0 . S2CID 4338037 . 
  12. ↑ Baldwin, John; MacKay, CD; Titterington, DJ; Sivia, D.; Baldwin, JE; Warner, PJ (agosto de 1987). "Las primeras imágenes de la síntesis de apertura óptica". Nature . 328 (6132): 694. Bibcode : 1987Natur.328..694B . doi : 10.1038/328694a0 . S2CID 4281897 . 
  • Hugin : software de imágenes de código abierto con "apilamiento de imágenes" mediante la función de desplazamiento y suma.
  • Iris : software gratuito para el procesamiento de imágenes astronómicas.
  • Autostakkert : alineación y apilamiento de secuencias de imágenes, minimizando la influencia de las distorsiones atmosféricas.