スペックルイメージング

スペックルイメージングは​​、大気の乱流の変化を凍結する多数の短時間露出画像の分析に基づく、一連の高解像度天体画像化技術で構成されています。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。これらの技術により、地上望遠鏡の解像度が大幅に向上しますが、明るい対象物に限定されます。

これらの技術の原理は、天体ターゲットの非常に短い露出画像を撮影し、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、同様のサイズの望遠鏡で観測すると単一の星として見える数千の連星や、他の星の黒点のような現象の最初の画像など、多くの発見が生まれました。これらの技術の多くは今日でも広く使用されており、特に比較的明るいターゲットを撮影するときに使用されています。

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。このため、遠くの物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。この制限よりも像が近い物体のグループは、1 つの物体として表示されます。したがって、大型の望遠鏡は、より暗い物体を撮影できるだけでなく (より多くの光を集めるため)、より近い物体も解像できます。

この解像度の向上は、大気によって課せられる実際的な制限により無効になります。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が、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の場合、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、つまり天文学的な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の場合の直径約 20 cm 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​​、画像処理技術によって元の画像を再現します。1966年にアメリカの天文学者David L. Friedによって発見されたこの技術の鍵は、大気が事実上その場に「凍結」される非常に高速な画像を撮影することでした。 ^[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、可視領域では10 ミリ秒まで低下します。露出時間が τ ₀より短い場合、大気の動きは効果を発揮するには遅すぎます。画像に記録されたスペックルは、その瞬間の大気の見え方のスナップショットです。コヒーレンス時間 τ0 = r0/v は波長の関数です。これは、r _{0 が}波長の関数であるためです。

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難しいこと、また対象物が暗すぎると分析に十分な光が捕捉されないことです。1970 年代初頭にこの技術が写真技術を使用し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% しか捕捉できないため、この方法では最も明るい対象物しか観察できませんでした。天文学にCCDが導入され、光の 70% 以上を捕捉できるようになったことで、実用化のハードルが 1 桁下がり、今日ではこの技術は明るい天体 (星や星系など) に広く使用されています。

より単純なスペックル画像化方法の多くには複数の名前が付けられていますが、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ものです）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が処理され、材料の欠陥の詳細な画像が得られます。^[2]

シフトアンドアド法（最近では「画像スタッキング」法）は、さまざまな画像シフトを伴う多数の短い露出から高品質の画像を取得するために一般的に使用されるスペックルイメージングの一形式です。^{[5] [6]これは数十年にわたって天文学で使用されており、一部のカメラの}画像安定化機能の基礎となっています。短い露出画像は、最も明るいスペックルを使用して整列され、平均化されて単一の出力画像が生成されます。^[7]

この方法では、画像の差分シフトを計算します。天文画像では、星の位置を合わせることができるため、この計算は簡単に行えます。画像が位置合わせされると、それらの平均が算出されます。個々の値を平均化することでサンプル内の変動を減らすことができるというのは、統計学の基本原則です。実際、平均を使用する場合、信号対雑音比は画像数の平方根の係数で増加する必要があります。これを実行するためのソフトウェア パッケージは多数あり、IRAF、RegiStax、Autostakkert、Keiths Image Stacker、Hugin、Irisなどがあります。

ラッキーイメージングアプローチでは、最良の短時間露光のみが選択されて平均化されます。初期のシフトアンド追加技術では、画像の中心に合わせて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。

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）によって、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年代に開発された方法により、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。

スペックル干渉法の最近のタイプである「スペックル マスキング」では、各短時間露光からのバイスペクトルまたは閉位相を計算します。 ^[10]次に「平均バイスペクトル」を計算し、反転して画像を取得します。これは、特に開口マスクを使用すると効果的です。この配置では、望遠鏡の開口部は、光を通すいくつかの穴を除いてブロックされ、望遠鏡の通常の解像度よりも優れた小型の光学干渉計が作成されます。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発されました。^{[11] [12]}

この技術の限界の 1 つは、画像に対して大規模なコンピューター処理が必要になることです。この技術が最初に開発された当時は、そのような処理は困難でした。この限界は、コンピューターの処理能力の向上とともに年月とともに解消され、現在ではデスクトップ コンピューターには、そのような処理を簡単に行うのに十分な処理能力が備わっています。

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成分をアンダーラベリング^{[明確化が必要]}して、連続した均一な構造としてではなく、個別のスペックルの集合として見せることを指します。これは、ラベル付けされた成分がラベル付けされていない成分内に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により、動的システムをリアルタイムで監視し、ビデオ画像分析を行って生物学的プロセスを理解することができます。

• 開口マスキング干渉法
• 絞り合成
• 天文干渉計
• バイスペクトル分析
• 回折限界システム
• 電子スペックルパターン干渉法
• フォーカススタッキング
• ホログラフィック干渉法
• ラッキーイメージング
• 光干渉法
• 超解像度

これらはすべて、赤外線 AO または IR 干渉法 (スペックル画像法ではない) を使用して取得され、たとえばハッブル宇宙望遠鏡で取得できるものよりも高い解像度を持っています。スペックル画像法では、これらよりも 4 倍優れた解像度の画像を作成できます。

• WR104
• WR98a
• LKHa 101
• MW349A
• ベテルギウス

• Hugin - シフトと追加による「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
• オートスタッカート - 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。