丁媛媛 李可新 慎露潤 王超燕

(中國科學院上海天文臺 上海 200030)

上海天文臺斑點相機及觀測實驗?

丁媛媛?李可新 慎露潤 王超燕

(中國科學院上海天文臺 上海 200030)

斑點干涉成像技術已有幾十年的歷史,該技術在雙星天文觀測上得到了廣泛的應用,取得了一系列的研究成果.上海天文臺研制的一臺斑點相機安裝在1.56 m望遠鏡上,主要用于雙星、三星以及延展目標的斑點干涉成像觀測.重點介紹斑點相機的設計、調(diào)試以及圖像重建工作,并結合雙星和三星目標的觀測情況,給出高分辨率重建圖像及角距離測量結果.實驗結果表明:在1.56 m望遠鏡上開展斑點干涉觀測實驗,能夠接近望遠鏡衍射極限分辨率水平.

儀器:高角分辨率,方法:觀測,技術:圖像處理

1 引言

斑點干涉技術通過拍攝天體目標的短曝光像,并進行專門處理后獲得目標的高分辨率復原像.該技術無需增加波前傳感器和波前矯正設備,實施費用低,處理軟件可靈活升級.因此,斑點干涉技術已成為雙星高分辨率觀測的重要手段之一[1?6].該技術具有很高的效率,每個觀測夜可實現(xiàn)一百多個目標的觀測.目前,國內(nèi)外研究學者通過該技術獲取了數(shù)以千計的雙星的角距離和位置信息.同時,相關研究表明:斑點干涉成像技術也可以應用在延展目標成像上[7?8].

2006年,上海天文臺開展了雙星斑點干涉成像技術的研究,成功研制了一臺基于Luca-S EMCCD(Electron-Multip lying CCD)的斑點相機.2010?2012年,斑點干涉成像課題組在1.56m望遠鏡上開展了大量的雙星目標的觀測,目標的角距離為0.2′′–2′′[9].利用斑點干涉術和迭代位移疊加法獲得了雙星目標的高分辨率重建像.然而,隨著城市的發(fā)展,佘山地區(qū)的夜天光背景越來越亮.Luca相機的探測能力已經(jīng)無法滿足斑點干涉觀測的需求.2013?2014年,該課題組研制了一臺新的斑點相機,該相機以Ultra 897 EMCCD作為主芯片,記錄一系列的短曝光像.目前,課題組已完成相機的設計、裝配、調(diào)試以及觀測實驗,并且獲得了一些有效的觀測數(shù)據(jù).

本文第1部分介紹斑點干涉技術的背景及研究基礎;第2部分詳細敘述斑點相機的系統(tǒng)設計,包括光學設計和機械設計;第3部分列舉了斑點干涉觀測的情況以及圖像重建方法和結果.

2 系統(tǒng)設計

斑點相機(包括光學系統(tǒng)、光學傳感器件以及控制軟件)是斑點干涉觀測中最重要的設備,安裝在上海天文臺1.56 m望遠鏡上,通過拍攝一系列的短曝光像作為重建衍射受限像的原始數(shù)據(jù),每幅圖像的曝光時間為大氣相干時間(約10 m s,根據(jù)不同觀測地點、季節(jié)而異),對大量斑點圖進行專門處理后可望得到天體目標的高分辨率復原像.斑點干涉觀測系統(tǒng)框圖如圖1所示.

圖1 斑點干涉觀測系統(tǒng)框圖Fig.1 A sketch for the system of the speck le in terferom etric observations

結合人造衛(wèi)星的快速運動特性,我們需要一個具有高量子效率、低噪聲和高幀頻的EMCCD.Andor公司的iXon U ltra 897 EMCCD是一款512 pixel×512 pixel的背照式幀轉(zhuǎn)移型傳感器,讀出速率高達17 MHz,最高幀頻可達56 fps,同時具有單光子靈敏度和穩(wěn)定的量子效率,滿足斑點干涉觀測需求.U ltra 897 EMCCD的相關參數(shù)如表1所示.其中,EM是Electron-Multiplying的縮寫形式,BV是Back illum inated Standard AR coated的縮寫形式.

表1 Andor iXon U ltra 897 EMCCD參數(shù)表Tab le 1 T he p aram eters of A n dor iX on U ltra 897 EM CCD

為了獲得接近望遠鏡衍射極限的高分辨率重建像,斑點干涉觀測系統(tǒng)應滿足一定的要求.理論上,1.56 m望遠鏡的極限分辨率為0.09′′,U ltra 897 EMCCD的像素尺寸為16μm,其實際分辨率只有0.21′′.因此,為了滿足采樣定理的要求,我們設計了一套實現(xiàn)5×放大率的光學系統(tǒng).

實現(xiàn)光學放大功能主要有兩種方式:一種是有限共軛物鏡系統(tǒng),另一種是準直成像系統(tǒng).后者由準直鏡和成像鏡構成,在1.56m望遠鏡的焦面后加入準直鏡生成平行光,在平行光路中配置滿足設計需要的成像透鏡組,使得1.56m望遠鏡在焦面上的像再次成像到新匹配的CCD上.該放大系統(tǒng)具有以下兩個優(yōu)點:一是可以在平行光路中加入濾光器或分光元件而焦面不會移動.二是準直鏡和成像鏡的間距要求較低,裝調(diào)比較方便,調(diào)焦可以由準直鏡的移動來解決.因此,本文采用準直成像系統(tǒng)實現(xiàn)放大功能.Zemax是一套綜合的光學設計仿真軟件,能夠在光學系統(tǒng)中實現(xiàn)建模、分析等功能.本文的光學設計工作就是在Zemax平臺上完成的,實現(xiàn)了5×放大率的光學系統(tǒng)設計,如圖2所示,光線經(jīng)過準直鏡變?yōu)槠叫泄?再次通過成像鏡后在像平面上成像.點列圖如圖3所示.

圖2 光學系統(tǒng)及放大器Fig.2 T he op tica l layou t of the system with the 1.56-m telescop e and detailed v iew of the m agn ifier

綜合考慮成本和生產(chǎn)周期問題,本系統(tǒng)選擇尼康公司的成品元件作為光學放大系統(tǒng)的元件.其中，選擇焦距為200 mm的管鏡作為成像鏡,5×Nikon CFI 60作為準直鏡,相關參數(shù)如表2所示.在未來的一段時間,還將考慮在平行光路中增加濾光片和用于矯正大氣色散的分光器件.

表2 5×Nikon CFI 60參數(shù)Tab le 2 The param eters of 5×N ikon CFI 60

圖3 系統(tǒng)點列圖Fig.3 The spot d iagram of the system

斑點相機的機械設計如圖4所示.準直鏡和成像鏡由一個機械套桶連接,二者之間的同軸度由機械加工精度保證.該放大系統(tǒng)還配備了調(diào)焦機構,可實現(xiàn)±6 mm的調(diào)整.斑點相機系統(tǒng)通過法蘭與1.56m望遠鏡連接,如圖5所示.

圖4 斑點相機機械圖Fig.4 The m echan ical d raw ing of the sp eck le im ager

3 斑點干涉觀測及圖像高分辨率重建

3.1 斑點干涉觀測

本文涉及的觀測實驗是在上海天文臺佘山基地的1.56m望遠鏡上進行的,該望遠鏡的極限分辨率約為0.09′′.新的斑點相機中配備了5×的光學放大系統(tǒng),望遠鏡–斑點相機綜合系統(tǒng)的焦距為78 m,1 pixel對應約0.042′′,滿足采樣定理的要求.2014?2015年,課題組開展了大量的雙星和三星觀測實驗.觀測相關參數(shù)如下:曝光時間為8 ms,啟用電子倍增功能,未使用濾光片,觀測波段為整個可見光波段.表3列出了部分觀測目標(序號1?8是雙星目標,選自WDS(Washington Double Star Catalog)星表;序號9?11是三星目標,選自依巴谷星表),其中,第6列是星表給出的雙星/三星目標的角距離.

圖5 斑點相機調(diào)試照片F(xiàn)ig.5 A photo of the sp eck le im ager

表3 雙星和三星觀測信息表Tab le 3 T he in form ation of b inary and trip le stars

3.2 基于GPU(G raph ics P rocessing U n it)的圖像高分辨率重建

斑點干涉技術是通過對大量的斑點圖進行專門的處理后獲得高分辨率重建像的,其方法主要有兩大類:頻域重建法和空域重建法.頻域重建法包括斑點干涉術和斑點掩模法,這類方法都是在傅里葉頻域進行處理的,計算復雜,對噪聲比較敏感.空域重建法主要有簡單位移疊加法(SAA,Shift And Add)、迭代位移疊加法(ISA,Iterative Shift and Add)、退卷積位移疊加法(DSA,Deconvoluted Shift and Add)等,這些方法都是間接得到目標星象的相位信息,需要通過對目標斑點圖進行某種統(tǒng)計,從中獲得點擴展函數(shù),然后退卷積獲得,其優(yōu)點是回避了復雜的傅里葉相位復原,數(shù)據(jù)處理大為簡單.本文主要采用了斑點干涉術、ISA和DSA對雙星和三星目標進行重建.

斑點干涉圖像重建工作需要對幾千幅參考星和目標星進行計算,并且涉及大量的迭代運算,計算復雜度高.單純基于CPU(Central Processing Unit)端的串行計算耗時較長(幾個小時甚至幾天),嚴重影響了算法的調(diào)試和應用.GPU具有單指令多數(shù)據(jù)流(SIMD,Single Instruction Multiple Data)的并行處理特性,價格低廉,具有良好的可編程性.它的計算架構是為計算密集型處理、高強度并行計算而設計的,特別適合處理那些具有較高算法強度的問題.斑點干涉成像課題組開發(fā)了一款基于GPU并行計算的斑點干涉圖像復原軟件.GPU的并行計算基本流程如圖6所示.

圖6 GPU并行處理流程Fig.6 T he GPU para llel p rocessing d iagram

將斑點干涉成像算法的計算步驟合理映射到CPU和GPU的運算單元中,能夠有效地提高計算速度.受到GPU和CPU的帶寬限制,導致主機(CPU)和設備(GPU)之間的數(shù)據(jù)傳輸非常耗時.因此,在兩次主機-設備通信之間進行盡量多的運算,避免大量的數(shù)據(jù)交互.斑點干涉圖像重建算法中,涉及大量的矩陣加法、減法、乘法等運算,這些點對點的運算很容易映射到GPU上完成并行計算.復雜的FFT(Fast Fourier Transformation)/IFFT(Inverse Fourier Transformation)以及相關運算,本文采用CUFFT(CUDA Fast Fourier Transformation)庫函數(shù)來完成.實驗的硬件平臺是聯(lián)想Think Center M 8200,Intel酷睿2雙核CPU,主頻2.83 GHz;顯卡是NVIDIA Quadro2000D.實驗的軟件平臺是W in7操作系統(tǒng),程序開發(fā)環(huán)境為Visual Studio 2005, CUDA(Com pute Unified Device A rchitecture)4.2.本文分別采用斑點干涉術、迭代位移疊加法和退卷積位移疊加法對表3所列數(shù)據(jù)進行了處理,每個目標參與運算的斑點圖數(shù)量是1000幅,算法中采用了暗場校正、圖像濾波等多種預處理手段,克服噪聲的影響.部分高分辨率重建圖像如圖7–8所示,實測角距離在表3最后1列列出.

基于以上結果,我們得到如下結論:

(1)觀測過程中,使用了binning 2×2的觀測模式,所以大氣-望遠鏡-相機綜合系統(tǒng)的極限分辨率為0.2′′.表3列出的測量結果表明:在1.56m望遠鏡上進行斑點干涉觀測,能夠接近望遠鏡衍射極限的分辨率水平.

(2)利用Luca相機進行斑點干涉觀測,極限星等約為7mag.同Luca相機相比,新的斑點相機的探測能力有很大提高,極限星等可達10mag左右.

(3)HIP 4121是一個三星系統(tǒng),星等分別為8.62mag、9.20mag和9.82mag,角距離分別為3.9′′和8.9′′.基于ISA和DSA算法處理后獲得了高分辨重建像,實際測量獲得的角距離與星表給定的值基本一致.

圖7 STF 73圖像重建結果.左:斑點圖;中:斑點干涉術,角距離為1.1′′;右:迭代位移疊加法,角距離為1.1′′Fig.7 T he reconstructed resu lts of STF 73.Left:sp eck le im age;M idd le:sp eck le in terferom etry,the angu lar separation betw een A and B is 1.1′′;R ight:ISA,the angu lar separation betw een A and B is 1.1′′

圖8 H IP 4121圖像重建結果.左:斑點圖;中:迭代位移疊加法,A和B之間的角距離為3.9′′,A和C之間的角距離為8.9′′;右:退卷積迭代位移疊加法,A和B之間的角距離為3.9′′,A和C之間的角距離為8.9′′Fig.8 The reconstructed resu lts of H IP 4121.Left:speck le im age;M idd le:ISA,the angu lar separation betw een A and B is 3.9′′,and the angu lar separation betw een A and C is 8.9′′;R ight:DSA,the angu lar separation betw een A and B is 3.9′′,and the angu lar separation betw een A and C is 8.9′′

4 總結與展望

本文詳細介紹了斑點相機的設計,在2014?2015年期間在1.56m望遠鏡上開展了大量的觀測實驗,并且成功獲得了圖像重建結果.結果表明:在1.56m望遠鏡上開展斑點干涉成像實驗,能夠接近望遠鏡衍射極限分辨率水平.課題組將繼續(xù)開展大行星以及人造衛(wèi)星等延展目標的斑點干涉觀測實驗,進一步驗證算法的有效性.

致謝感謝上海天文臺唐正宏研究員對該項目的支持和幫助,感謝云南天文臺金振宇研究員在斑點相機設計上給予的幫助,感謝上海天文臺1.56m望遠鏡觀測助手.

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A N ew Speck le Im ager and Observations at SHAO

DING Yuan-yuan LIKe-xin SHEN Lu-run WANG Chao-yan

(Shanghai A stronom ical O bservatory,Chinese Academ y of Scien ces,Shanghai 200030)

The speck le interferom etry technique has been evolving since the fundamental idea was presented almost forty years ago.This technique continues to provide themajority of astrometric data for binary system s.We have constructed a new speckle imager that collects a large number of speckle images in the detector area of Electron-Multiplying CCD.Itwas initially used with the 1.56-m telescopeat the ShanghaiAstronom ical Observatory(SHAO).In this paper,we demonstrate the design of the speckle imager.Some observation images and the reconstructed results are presented,which indicate that the high-precision results for binary and trip le stars can be expected to be provided by this instrument.We prove that the new speckle imager can reach the diffraction lim it resolution of the 1.56-m telescope.

instrumentation:high angular resolution,methods:observational,techniques:image processing

P111;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2016.04.010

2015-07-16收到原稿,2016-03-02收到修改稿

?國家自然科學基金項目(11203061)資助

?yuanyuand@shao.ac.cn