Metoden til vellykkede eksponeringer ( engelsk Lucky imaging eller Lucky exposures ) eller metoden til korte eksponeringer er en af de pletter-interferometrimetoder , der bruges i astrofotografering , som bruger højhastighedskameraermed en ret kort eksponeringstid (ikke mere end 100 ms ), hvilket gør det muligt at minimere virkningen af ændringer i jordens atmosfære under eksponering .
Når du tager billeder med denne metode, bruges rammer, der er mindst påvirket af atmosfærisk forvrængning (normalt omkring 10 % af totalen). Sådanne rammer vælges og kombineres til ét billede ved hjælp af shift-add-metoden.. Dette giver mulighed for meget større vinkelopløsning sammenlignet med et enkelt fotografi, der indeholder alle billeder.
Billeder taget med jordbaserede teleskoper er slørede på grund af påvirkningen af atmosfærisk turbulens (synligt for øjet som blinkende stjerner ). Mange astronomiske observationsprogrammer kræver en opløsning, der er bedre end den, der kan opnås uden billedkorrektion. Vellykkede eksponeringer er en af de teknikker, der bruges til at fjerne atmosfærisk sløring. Ved prøvetagningshastigheder på mindre end 1% kan denne metode nå diffraktionsgrænsen selv på 2,5-m teleskoper, hvilket forbedrer opløsningen med mindst fem gange i forhold til konventionelle systemer.
Boötes Zeta i et Northern Optical Telescope- fotografi taget den 13. maj 2000 ved hjælp af heldig eksponeringsmetoden. ( Luftige skiver omkring stjerner skyldes diffraktionen af et 2,56 meter teleskop)
Et typisk kort eksponeringsbillede af den samme binære stjerne, fra datasættet af det samme teleskop, men uden nogen speciel interferometrisk behandling. Påvirkningen af jordens atmosfære bryder billedet af hver stjerne i mange pletter.
Sekvensen af billeder nedenfor viser, hvordan den vellykkede eksponeringsmetode fungerer [1] . Ud fra 50.000 billeder taget med 40 fps blev der skabt fem forskellige billeder med lang eksponering. Udover dette præsenteres to billeder med kort eksponering, det ene i meget lav kvalitet, det andet i meget høj kvalitet. Det viste mål har 2MASS ID J03323578+2843554. Nord er på toppen, øst er til venstre.
| Et enkelt billede af lav kvalitet, ikke brugt i den vellykkede eksponeringsmetode. | ||
| Et enkelt billede af meget høj kvalitet valgt til metoden. | ||
| Gennemsnitligt billede opnået fra 50.000 korte eksponeringsbilleder, næsten identisk med en 21-minutters eksponering ( 50.000 billeder/40 sekunder) i lav astronomisk synlighed . Det ligner et lidt aflangt billede af en almindelig stjerne. Halvbredden af den synlige skive er omkring 0,9 buesekunder . | ||
| Et billede baseret på det samme antal billeder, hver med sit barycenter flyttet til det samme sted. Dette billede ligner et fotografi med lang eksponering korrigeret med adaptive optiske teknikker . Der er allerede mærkbart flere detaljer (to objekter) end på billedet taget under forhold med lav astronomisk sigtbarhed. | ||
| Et gennemsnitligt billede opnået fra 25.000 billeder af højeste kvalitet (50 % af hele prøven) med en kort lukkerhastighed, efter at de er blevet forskudt, så den lyseste pixel af hvert billede er på et fælles punkt for alle billeder. Der er allerede tre objekter synlige her. | ||
| Gennemsnitligt billede opnået på basis af 5000 billeder af højeste kvalitet (10 % af hele prøven) efter en operation svarende til den, der er beskrevet i det foregående afsnit. Der er et mærkbart fald i den omgivende glorie på grund af lav astronomisk sigtbarhed. Den luftige disk omkring den lyseste af genstandene bliver tydeligt synlig . | ||
| Det gennemsnitlige billede opnået på basis af de 500 billeder af højeste kvalitet (1 % af hele prøven) efter det allerede beskrevne skift. Haloen blev endnu mindre. Signal-til-støj-forholdet for det lyseste objekt i dette billede er maksimalt. |
Forskellen mellem billedet, der er begrænset af betingelserne for astronomisk synlighed (tredje fra toppen) og det, der opnås som et resultat af at behandle 1% af de bedste billeder, er faktisk meget stor: et tredobbelt system er blevet opdaget. Den klareste stjerne i den vestlige del af billedet (til højre) er en M4V-stjerne med en tilsyneladende størrelsesorden på 14,9 . Denne stjerne er referencekilden for metoden til vellykkede eksponeringer. Lysdæmpere objekter er stjerner af klasse M4.5 og M5.5. Afstanden til systemet er ca. 45 stk . De luftige skiver, der er synlige på fotografierne, indikerer, at det 2,2 meter lange teleskop i Calar Alto Observatory har nået diffraktionsgrænsen . Signal-til-støj-forholdet for punktkilder er direkte proportional med stringens ved billedvalg, mens halointensiteten er omvendt proportional. Vinkelafstanden mellem de to lyseste objekter på fotografiet er 0,53 buesekunder, og mellem de to svageste objekter 0,16 buesekunder (ved en afstand på 45 parsec svarer sidstnævnte værdi til cirka 7,2 AU eller 1 milliard kilometer).
Teknikkerne til den vellykkede eksponeringsmetode blev først anvendt i midten af det 20. århundrede, og blev populære i 1950'erne og 1960'erne (ved brug af filmkameraer, ofte med billedforstærkerrør ). Det tog 30 år for individuelle billeddannelsesteknologier at udvikle nok til at tillade denne ikke-oplagte metode at blive omsat i praksis. Den første numeriske beregning af muligheden for at opnå succesfulde eksponeringer blev beskrevet af David Fried.i 1978 [2] .
I begyndelsen af brugen af metoden til vellykkede eksponeringer blev det generelt antaget, at atmosfæren udtværede astrofotos [3] . I dette arbejde blev halvbredden af sløringen estimeret og derefter brugt til at evaluere frames. Yderligere undersøgelser [4] [5] udnyttede det faktum, at atmosfæren faktisk ikke slører astrofotos, men producerer mange falske kopier af billedet ( punktspredningsfunktionen har pletter). Med dette i tankerne blev nye teknikker til forbedring af billedkvaliteten anvendt, mere effektive end dem, der blev foreslået ud fra den antagelse, at billedet er sløret af atmosfæren.
I begyndelsen af det 21. århundrede blev det opdaget, at diskontinuiteten af turbulens (og de deraf følgende fluktuationer i astronomisk sigtbarhed) [6] markant kan forbedre chancen for at opnå en "succesfuld eksponering" under forhold med gennemsnitlig astronomisk sigtbarhed [7] [8] .
I 2007 annoncerede astronomer ved California Institute of Technology og University of Cambridge de første resultater af et hybridsystem, der inkorporerer et adaptivt optiksystem og bruger den heldige eksponeringsmetode. Det nye kamera gjorde det muligt at tage de første fotografier i det synlige område på teleskoper med en diameter på omkring 5 meter, hvis opløsning kun var begrænset af diffraktionsgrænsen. Forskningen blev udført på det 5,08 meter lange Hale-teleskop fra Palomar-observatoriet .
Dette teleskop, der er udstyret med et adaptivt optiksystem og et kamera, der er kompatibelt med heldig eksponeringsmetoden, har opnået en opløsning tæt på den teoretiske grænse på 25 mikrobuesekunder for nogle typer observationer [9] . Sammenlignet med rumteleskoper som Hubble -rumteleskopet lider systemet stadig af mangler, herunder et smalt synsfelt til skarpe billeder (typisk 10-20 buesekunder), indre luftglød og elektromagnetisk interferens , der blokerer af atmosfæren .
Når den kombineres med et adaptivt optiksystem, vælger den vellykkede eksponeringsmetode tidspunkter, hvor turbulensen reduceres, så det adaptive optiksystem kan korrigere. I disse tidsintervaller, der varer små brøkdele af et sekund, er korrektionerne foretaget af adaptive optiksystemer tilstrækkelige til at opnå fremragende opløsning i det synlige område. Et system, der anvender den gode eksponeringsmetode, kombinerer billeder taget i perioder med fremragende opløsning, hvilket resulterer i et endeligt billede med væsentligt højere opløsning, en som kun kan opnås ved brug af et adaptivt optisk systemkamera med lang eksponering.
Den kombinerede metode er kun anvendelig til billeddannelse med meget høj opløsning af relativt små astronomiske objekter op til 10 buesekunder i diameter, da den er begrænset af nøjagtigheden af at korrigere virkningerne forårsaget af atmosfærisk turbulens. For at bruge denne metode er det også nødvendigt at have en stjerne med en størrelsesorden på højst 14 i synsfeltet. Hubble-teleskopet, der er placeret uden for atmosfæren, er ikke begrænset af disse forhold og er derfor i stand til at opnå høje -opløsningsbilleder i en meget større del af himmelsfæren.
Metoden bruges af både amatører og professionelle astronomer . Moderne webcams og videokameraer har mulighed for at optage billeder ved lave lukkertider og ved høje hastigheder, og har samtidig tilstrækkelig følsomhed til astrofotografering. Disse enheder bruges sammen med teleskoper, hvor shift-add-metoden producerer billeder med tidligere uopnåelig opløsning. Hvis der samtidig ikke bruges nogle rammer, kaldes resultatet den opnåede metode til vellykkede eksponeringer.
Der er mange billedudvælgelsesmetoder, såsom Strehl - selection , først foreslået af John Baldwin [10] . fra University of Cambridge [11] , og billedkontrastvalg brugt i Ron Dantowitz' selektive billedrekonstruktionsmetode [12] .
Udviklingen og tilgængeligheden af lysfølsomme arrays med intern elektronmultiplikation gjorde det muligt at opnå de første højkvalitetsbilleder af svage objekter.
Der er andre metoder, hvormed opløsning kan opnås, der overskrider grænsen på grund af atmosfærisk forvrængning, såsom adaptiv optik , interferometri , andre typer speckle-interferometri og brugen af rumteleskoper såsom Hubble-teleskopet .