Metoda úspěšných expozic ( anglicky Lucky imaging nebo Lucky exposures ) nebo metoda krátkých expozic je jednou z metod spektrální interferometrie využívané v astrofotografii , která využívá vysokorychlostní kamery.s poměrně krátkou dobou expozice (ne více než 100 ms ), což umožňuje minimalizovat vliv změn v zemské atmosféře během expozice .
Při fotografování touto metodou se používají rámečky, které jsou nejméně ovlivněny atmosférickým zkreslením (obvykle asi 10 % z celkového počtu). Takové snímky se vyberou a spojí do jednoho obrazu pomocí metody shift-add.. To umožňuje mnohem větší úhlové rozlišení ve srovnání s jedinou fotografií obsahující všechny snímky.
Snímky získané pozemními dalekohledy jsou rozmazané vlivem atmosférické turbulence (viditelné okem jako mrkající hvězdy ). Mnoho astronomických pozorovacích programů vyžaduje rozlišení, které je lepší než rozlišení, které lze získat bez jakékoli korekce obrazu. Úspěšné expozice jsou jednou z technik používaných k odstranění atmosférického rozmazání. Při vzorkovacích frekvencích nižších než 1 % může tato metoda dosáhnout difrakčního limitu i na 2,5 m dalekohledech, což zlepšuje rozlišení nejméně pětkrát oproti konvenčním systémům.
Boötes Zeta na fotografii Northern Optical Telescope pořízené 13. května 2000 metodou šťastné expozice. ( Vzdušné disky kolem hvězd jsou způsobeny difrakcí 2,56metrového dalekohledu)
Typický snímek s krátkou expozicí téže dvojhvězdy ze souboru dat stejného dalekohledu, ale bez tečkovaného interferometrického zpracování. Vliv zemské atmosféry rozbíjí obraz každé hvězdy do mnoha skvrn.
Sekvence obrázků níže ukazuje, jak funguje úspěšná metoda expozice [1] . Z 50 000 snímků pořízených při 40 fps bylo vytvořeno pět různých snímků s dlouhou expozicí. Kromě toho jsou prezentovány dva snímky s krátkou expozicí, jeden velmi nízké kvality, druhý velmi kvalitní. Zobrazený cíl má 2MASS ID J03323578+2843554. Sever je nahoře, východ je vlevo.
| Jediný snímek nízké kvality, který není použit v úspěšné metodě expozice. | ||
| Pro metodu byl vybrán jeden velmi kvalitní snímek. | ||
| Průměrný snímek získaný z 50 000 snímků s krátkou expozicí, téměř identický s 21minutovou expozicí ( 50 000 snímků/40 sekund) za nízké astronomické viditelnosti . Vypadá jako mírně protáhlý obraz obyčejné hvězdy. Poloviční šířka viditelného disku je asi 0,9 úhlové sekundy . | ||
| Obrázek založený na stejném počtu obrázků, každý s barycentrem posunutým na stejné místo. Tento obrázek je podobný fotografii s dlouhou expozicí korigovanou technikami adaptivní optiky . Je zde již znatelně více detailů (dva objekty) než na fotografii pořízené v podmínkách nízké astronomické viditelnosti. | ||
| Průměrný snímek získaný z 25 000 snímků nejvyšší kvality (50 % z celého vzorku) s krátkou rychlostí závěrky poté, co byly posunuty tak, aby nejjasnější pixel každého snímku byl ve společném bodě pro všechny snímky. Jsou zde vidět již tři objekty. | ||
| Průměrný snímek získaný na základě 5000 snímků nejvyšší kvality (10 % z celého vzorku) po operaci podobné té, která je popsána v předchozím odstavci. V okolí objektů je patrný pokles halo kvůli nízké astronomické viditelnosti. Vzduchový disk kolem nejjasnějších objektů se stává jasně viditelným . | ||
| Zprůměrovaný snímek získaný na základě 500 snímků nejvyšší kvality (1 % z celého vzorku) po již popsaném posunu. Svatozář se ještě zmenšila. Poměr signálu k šumu pro nejjasnější objekt na tomto snímku je maximální. |
Rozdíl mezi snímkem omezeným podmínkami astronomické viditelnosti (třetí shora) a snímkem získaným jako výsledek zpracování 1 % nejlepších snímků je skutečně velmi velký: byl detekován trojitý systém. Nejjasnější hvězdou v západní části snímku (vpravo) je hvězda M4V se zdánlivou magnitudou 14,9 . Tato hvězda je referenčním zdrojem pro metodu úspěšných expozic. Stmívací objekty jsou hvězdy tříd M4.5 a M5.5. Vzdálenost k systému je cca 45 ks . Airyho disky viditelné na fotografiích ukazují, že 2,2metrový dalekohled observatoře Calar Alto dosáhl difrakčního limitu . Poměr signálu k šumu pro bodové zdroje je přímo úměrný přesnosti výběru snímků, zatímco intenzita halo je nepřímo úměrná. Úhlová vzdálenost mezi dvěma nejjasnějšími objekty na fotografii je 0,53 obloukových sekund a mezi dvěma nejslabšími objekty 0,16 obloukových sekund (při vzdálenosti 45 parseků odpovídá druhá hodnota přibližně 7,2 AU nebo 1 miliardě kilometrů).
Techniky úspěšné expoziční metody byly poprvé aplikovány v polovině 20. století a staly se populárními v 50. a 60. letech 20. století (pomocí filmových kamer, často s trubicemi zesilovače obrazu ). Trvalo 30 let, než se jednotlivé zobrazovací technologie vyvinuly natolik, aby umožnily tuto nesrozumitelnou metodu uvést do praxe. První numerický výpočet možnosti získání úspěšných expozic popsal David Fried.v roce 1978 [2] .
Na začátku používání metody úspěšných expozic se obecně předpokládalo, že atmosféra rozmazává astrofota [3] . V této práci byla odhadnuta poloviční šířka rozostření a následně použita k vyhodnocení snímků. Další studie [4] [5] využily faktu, že atmosféra ve skutečnosti nerozmazává astrofoto, ale vytváří mnoho falešných kopií snímku ( funkce bodového šíření má skvrny). S ohledem na tuto skutečnost byly použity nové techniky pro zlepšení kvality obrazu, účinnější než ty navržené za předpokladu, že obraz je rozmazaný atmosférou.
Na počátku 21. století bylo zjištěno, že diskontinuita turbulence (a z toho vyplývající kolísání astronomické viditelnosti) [6] může výrazně zlepšit šanci na získání „úspěšné expozice“ za podmínek průměrné astronomické viditelnosti [7] [8] .
V roce 2007 astronomové z California Institute of Technology a University of Cambridge oznámili první výsledky hybridního systému, který zahrnuje adaptivní optický systém a používá metodu šťastné expozice. Nový fotoaparát umožnil získat první fotografie ve viditelném rozsahu na dalekohledech o průměru asi 5 metrů, jejichž rozlišení bylo omezeno pouze difrakčním limitem. Výzkum byl proveden na 5,08metrovém Haleově dalekohledu observatoře Palomar .
Tento dalekohled vybavený adaptivním optickým systémem a kamerou kompatibilní s metodou šťastné expozice dosáhl pro některé typy pozorování rozlišení blízkého teoretickému limitu 25 mikroobloukových sekund [9] . Ve srovnání s vesmírnými dalekohledy, jako je Hubbleův vesmírný dalekohled, systém stále trpí nedostatky, včetně úzkého zorného pole pro ostré snímky (typicky 10–20 úhlových sekund), vnitřní záře vzduchu a blokování elektromagnetického rušení atmosférou.
V kombinaci se systémem adaptivní optiky vybírá úspěšná expoziční metoda časy, kdy jsou turbulence redukovány, aby je systém adaptivní optiky korigoval. Během těchto časových intervalů, trvajících malé zlomky sekundy, jsou korekce provedené adaptivními optickými systémy dostatečné k získání vynikajícího rozlišení ve viditelné oblasti. Systém využívající metodu dobré expozice kombinuje snímky pořízené v obdobích s vynikajícím rozlišením, což má za následek výsledný snímek s výrazně vyšším rozlišením, který lze získat pouze pomocí kamery systému adaptivní optiky s dlouhou expozicí.
Kombinovaná metoda je použitelná pouze pro zobrazování relativně malých astronomických objektů o průměru do 10 úhlových sekund s velmi vysokým rozlišením, protože je omezena přesností korekce účinků způsobených atmosférickou turbulencí. Také pro použití této metody je nutné mít v zorném poli hvězdu s magnitudou maximálně 14. Hubbleův dalekohled umístěný mimo atmosféru není těmito podmínkami omezen, a proto je schopen získat vysoké -obrazy s rozlišením v mnohem větší části nebeské sféry.
Metodu využívají amatérští i profesionální astronomové . Moderní webové kamery a videokamery mají schopnost snímat snímky při nízkých rychlostech závěrky i při vysokých rychlostech a zároveň mají dostatečnou citlivost pro astrofotografii. Tato zařízení se používají s dalekohledy, kde metoda shift-add vytváří snímky s dříve nedosažitelným rozlišením. Pokud se zároveň nepoužijí některé snímky, pak se výsledek nazývá získaná metoda úspěšných expozic.
Existuje mnoho metod výběru obrazu, jako je Strehlův výběr , který poprvé navrhl John Baldwin [10] . z University of Cambridge [11] a výběr kontrastu obrazu použitý v metodě selektivní rekonstrukce obrazu Rona Dantowitze [12] .
Vývoj a dostupnost fotosenzitivních polí s vnitřním násobením elektronů umožnily získat první vysoce kvalitní snímky matných objektů.
Existují další metody, kterými lze dosáhnout rozlišení, které překračuje limit kvůli atmosférickému zkreslení, jako je adaptivní optika , interferometrie , jiné typy tečkované interferometrie a použití vesmírných dalekohledů , jako je Hubbleův dalekohled .