散斑成像

光学术语

散斑成像（Speckle imaging）是指基于位移叠加法（图像堆叠）或散斑干涉（Speckle interferometry）法的一系列高分辨率天文成像技术。这些技术可以大幅度提升地面望远镜的光学分辨率。

简介

概要

所有散斑成像的技术原理都是以极短的曝光时间对目标天体进行拍摄，并进行影像处理以去除视宁度的效应。天文学家以这些技术获得了一些新发现，包含了数千个不使用相关技术就无法分辨的联星，以及其他恒星表面类似太阳黑子的现象。而许多技术至今仍在使用，尤其是成像对象相对较明亮时。

理论上，望远镜的分辨率极限是基于夫琅禾费衍射的望远镜主镜口径的函数。这会导致远处的物体成像会分散为一个小区域的斑点，即艾里斑。一群分布在小于分辨率极限距离内的物体成像看起来是单一物体。口径较大的望远镜因为可接收较多光线，所以能观测到光度较微弱物体，并且也可看到体积较小物体。

实际上因为地球大气层的扰动，望远镜的分辨率极限会大于艾里斑，并且会使原为单一斑点的艾里斑因为大气层随机扰动而形成一系列直径接近的斑点，并且覆盖了比艾里斑更大的面积（参见右方联星影像）。在一般的视宁度下，望远镜口径相当于视宁度参数 r0（约20厘米），并且观测条件良好时，实际的分辨率极限是主镜口径和机械性能限制。多年来因为前述限制，望远镜的性能提升程度有限，直到散斑干涉法和自适应光学的发展才得以消除前述性能限制。

散斑成像是透过图像处理技术以重建原始影像。散斑成像的关键技术是由美国天文学家大卫·弗里德在1966年开发完成。该技术是以极短曝光时间拍摄到大气层“扰动停止”时的天体影像。在红外线波段的曝光时间约100毫秒量级，而可见光部分则是更短的10毫秒。影像在如此短暂的曝光时间下，大气层的扰动相较之下更慢而无法对影像产生影响，即快速曝光的影像中斑点是短时间内大气视宁度状态下的影像。

而散斑成像也有一个缺点：如果目标天体太过暗淡，将难以拍摄该天体的短时间曝光影像，并且没有足够的光量进行分析。在1970年代早期该技术的早期应用是在受限状况下以底片摄影进行。但是摄影底片只能接受7%的入射光，因此只有最亮的天体能使用散斑成像。CCD在天文学上应用后，超过70%的入射光可以成像，大幅降低了散斑成像法的使用限制条件，因此今日被广泛应用在恒星和恒星系等较明亮天体。

散斑成像法的名称相当多，这是因为许多业余天文学家根据已存在的技术发展并另外提出新的名称。

近年来另一种技术已经应用在工业上。将一束激光光（激光光因为波前排列整齐，极为适合模拟遥远恒星光芒）照在物体的表面上时，成像中的斑点可以让工程师得知材料中的缺陷细节。

散斑成像法的技术

基于位移叠加法的技术

在被称为“位移叠加”（图像堆叠）的方式中，短时间曝光的所有影像依照最明亮的斑点依序排列，并且进行强度平均以取得单一输出影像。在幸运成像法中，只有最优秀的数幅短时间曝光影像会被选用。较早期的位移叠加技术是基于影像几何中心，因此获得的斯特列尔比较低。

基于散斑干涉法的技术

法国天文学家安托万·埃米尔·亨利·拉贝里耶于1970年提出物体高分辨率结构影像等信息可经由对物体的散斑图像进行傅里叶转换（散斑干涉法）而得到。1980年代相关技术的发展让研究人员得以将散斑图像进行干涉的影像重建而得到高分辨率影像。

另一种较新式的散斑干涉法称为“斑点掩模”，这涉及每个短时间曝光影像的双光谱或闭合相位。接着可计算平均双光谱并进行反转以取得影像。在进行孔径遮罩干涉时效果特别良好。在进行孔径遮罩干涉时，天文学家会将望远镜的口镜遮蔽一部分，除了数个让光线可穿透的孔，这时的望远镜如同一个小型的光学干涉仪，让望远镜的分辨率高于一般的状况。孔径遮罩干涉是由卡文迪许实验室天文物理学组首先研发成功。

散斑干涉法曾有的限制是相关影像必须以电脑进行大多数的处理，在技术刚提出时的电脑运算速度难以满足天文学家的要求。虽然当时有通用数据开发的几乎在科学界通用的迷你电脑Nova可使用，但它的运算速度让天文学家只能在“重要的目标天体”使用散斑干涉法。今日因为电脑的运算速度逐年快速增加，使现代的台式电脑也能简易地进行相关影像处理，这项限制已经不存在。

生物学应用

在生物学中散斑成像被用来观察周期性的细胞组成（例如丝状和纤维结构），而非连续性和一致性结构，并且影像显示为一组离散斑点。这是因为对标记的组成部分进行统计分布时也把未标记部分算入。这项被称为动态散斑的技术可以实时监测动态系统并进行录影分析以了解生物学过程。

参见

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