【儀表網(wǎng) 儀表研發(fā)】目前，天文觀測中望遠(yuǎn)鏡的最高分辨率和感光元件的采樣率仍是獲得高質(zhì)量圖像的瓶頸。近期，中國科學(xué)院紫金山天文臺科研團(tuán)隊提出新的圖像疊加方法——欠采樣的“多次曝光圖像反混疊與PSF反卷積技術(shù)”，獲得了超過望遠(yuǎn)鏡衍射極限的超分辨率圖像。該項技術(shù)已應(yīng)用在中國空間站工程巡天望遠(yuǎn)鏡多通道成像儀(CSST-MCI)的科學(xué)仿真數(shù)據(jù)處理管線中，屆時CSST-MCI超深場的極限星等將達(dá)到30等，光學(xué)分辨率至少提高一倍。相關(guān)研究成果發(fā)表在《皇家天文學(xué)會月報》(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)上。
 

　　19世紀(jì)照相術(shù)的應(yīng)用為天文觀測領(lǐng)域帶來質(zhì)的飛躍，而20世紀(jì)基于CCD、CMOS的數(shù)字照相技術(shù)引領(lǐng)天文學(xué)進(jìn)入數(shù)字化時代，產(chǎn)生了斯隆數(shù)字巡天、哈勃太空望遠(yuǎn)鏡、XMM-Newton、凱克等望遠(yuǎn)鏡，本年度世界最強(qiáng)大的太空望遠(yuǎn)鏡“韋布”(JWST)也投入運行。但受限于建造技術(shù)和加工工藝，望遠(yuǎn)鏡口徑無法無限制加大，感光元件的最小感光單元(pixel)尺寸也無法無限小。在硬件提供有限支持的條件下，科研人員通過軟件技術(shù)來提升圖像質(zhì)量。天文觀測不同于普通的攝影拍照，被拍攝對象一般是恒久不變的(如系外恒星、星系等)。因此，對于欠采樣的感光元件，研究通過對同一天區(qū)多次曝光再疊加的方法，提高采樣率和信噪比。另一方面，將望遠(yuǎn)鏡口徑支架的衍射模型與拍攝到的恒星(點源)圖像相結(jié)合，能構(gòu)建決定望遠(yuǎn)鏡最高分辨率的點擴(kuò)散函數(shù)(PSF)，再結(jié)合適當(dāng)?shù)腜SF反卷積方法可獲得超過望遠(yuǎn)鏡衍射極限的超分辨率圖像。
 

　　在綜合分析其他多次曝光圖像疊加技術(shù)的基礎(chǔ)上，科研人員提出帶有比值改正項的迭代新技術(shù)——欠采樣的“多次曝光圖像反混疊與PSF反卷積技術(shù)”。該技術(shù)根植于貝葉斯統(tǒng)計理論，并引入了正則化手段，加快了迭代收斂速度，減少反復(fù)使用快速傅立葉變換而導(dǎo)致的振鈴效應(yīng)(ringing)，從而得到具更高保真度的超分辨率圖像。與其他技術(shù)相比較，新技術(shù)用最少的迭代步數(shù)實現(xiàn)了在多種場景下(噪音不同、源形態(tài)不同、背景不同等)最高峰值信噪比(PSNR)、最高光學(xué)分辨率、幾乎最高的結(jié)構(gòu)相似性(SSIM)和最小的流量改變量等關(guān)鍵技術(shù)指標(biāo)，有利于分辨天體的空間結(jié)構(gòu)、天體測光和引力透鏡信號測量。
 

　　研究工作得到國家自然科學(xué)基金委、中國載人航天計劃、中科院前沿科學(xué)重點研究計劃和國家基礎(chǔ)學(xué)科公共科學(xué)數(shù)據(jù)中心等的支持。
 

　　圖1.新技術(shù)(黑線)與其他工作在PSNR，SSIM和流量改變量(越小越好)的對比，橫軸為迭代次數(shù)。

 

　　圖2.超分辨本領(lǐng)對比，三組雙星系統(tǒng)分別在單次曝光的欠采樣觀測圖像(左一)、Drizzle(疊加110副觀測圖像，左二)、Richardson-Lucy(其他研究工作中最好的圖像，左三)以及重建技術(shù)(右一)中的表現(xiàn)，可看到新技術(shù)能完全分辨出三組雙星系統(tǒng)的圖像重建。

 

　　圖3.新技術(shù)在JWST-NIRcam三波段F090W(blue)、F150W(green)、F200W(red)的RGB合成圖中的表現(xiàn)。動圖顯示的是SMACS-0723-clusterfield中的一角，一幀是Drizzle疊加的原圖(星系上的星芒明顯)，另一幀是利用新技術(shù)進(jìn)行欠采樣反混疊和PSF反卷積后的圖像，可看到被卷積在星系上的星芒已被消除，該圖比NASA官方發(fā)布的圖像像素解析度提高一倍(9384X9384pixel)，光學(xué)分辨率提高至少一倍。