2.4米望遠(yuǎn)鏡干涉條紋的去除及對測光的影響*

鄭中杰，彭青玉

(1. 暨南大學(xué) 計算機(jī)科學(xué)系，廣東 廣州 510632；2. 廣東石油化工學(xué)院 實(shí)驗(yàn)教學(xué)部，廣東 茂名 525000；3. 暨南大學(xué)天體測量、動力學(xué)與空間科學(xué)中法聯(lián)合實(shí)驗(yàn)室，廣東 廣州 510632)

2.4米望遠(yuǎn)鏡干涉條紋的去除及對測光的影響*

鄭中杰1,2,3，彭青玉1,3

(1. 暨南大學(xué) 計算機(jī)科學(xué)系，廣東 廣州 510632；2. 廣東石油化工學(xué)院 實(shí)驗(yàn)教學(xué)部，廣東 茂名 525000；3. 暨南大學(xué)天體測量、動力學(xué)與空間科學(xué)中法聯(lián)合實(shí)驗(yàn)室，廣東 廣州 510632)

使用云南天文臺麗江觀測站2.4 m望遠(yuǎn)鏡云南暗弱天體光譜及成像儀(Yunnan Faint-Object Spectrograph and Camera, YFOSC)終端觀測時，有時會產(chǎn)生明顯的干涉條紋。采用空域棧中值濾波方法對I濾光片的觀測圖像進(jìn)行干涉條紋的提取和剔除。進(jìn)一步采用生長曲線的方法對比剔除干涉條紋前后的測光發(fā)現(xiàn)，剔除干涉條紋后暗星的測光精度有明顯的改善。

干涉條紋；測光；精度

天體測光是天體物理研究中的一種重要手段。通過精確測光，常常能得到令人振奮的結(jié)果：發(fā)現(xiàn)變星，研究雙星物理性質(zhì)，研究宇宙演化等等。

但是在實(shí)際觀測時，得到的觀測圖像有時會受到干涉條紋的影響，這顯然不利于精確測光。例如，2011年1月3日在云南天文臺麗江觀測站使用2.4 m望遠(yuǎn)鏡YFOSC終端的I濾光片觀測時，就存在明顯的干涉條紋(圖1)。干涉條紋屬于系統(tǒng)誤差，尤其影響暗目標(biāo)的精確測光，不能采用普通的平場校正進(jìn)行處理。

本文第1部分解釋干涉條紋的成因。第2部分詳細(xì)描述空域棧中值法[1]求解CCD圖像中的干涉條紋。第3部分是資料分析和歸算及結(jié)果。第4部分是總結(jié)和結(jié)論。

1 干涉條紋的成因

當(dāng)光波波長較短的時候(例如λ小于700 nm)，CCD硅片有很高的光子吸收率。但是，對于I或Z型濾光片，CCD硅片的吸收率會隨著波長的增加(主要是夜天光)而迅速下降。結(jié)果導(dǎo)致相當(dāng)部分的低能光子在CCD硅片的薄層間來回反射[2]。

當(dāng)光線在薄層間來回反射時，光波會相互影響，即在強(qiáng)度上增強(qiáng)或者抵消[2]。如果CCD硅片層的厚度并不均勻，將會形成干涉條紋。干涉條紋的形狀實(shí)際上是CCD硅片層上相同厚度分布的一種反映。詳細(xì)地，光波發(fā)生折射時有如下關(guān)系：

mλ=2ndcosθ

(1)

其中m是一個整數(shù)；n是濾光片兩個表面間的折射率；d是兩個表面間的距離；θ是入射角的大小。

2 干涉條紋提取方法

2.1 中值濾波

文[1]作者認(rèn)為干涉條紋屬于一種加法性質(zhì)的系統(tǒng)偏差。如果遇到十分明顯的條紋或者望遠(yuǎn)鏡背景發(fā)射線，必須剔除這種加性噪聲的影響。使用頻域或者空域?yàn)V波的方法都不能很好地去除這種系統(tǒng)加性影響，唯一合適的辦法是從觀測圖像本身形成一幅超級天空圖像。下面詳述Gullixson等人最先提出的中值濾波方法。

設(shè)重疊觀測多幅圖像(10幅以上)，將所有圖像簡單堆積后，在每一像素位置(x,y)處就構(gòu)成了像素棧，然后取其中值為輸出圖像在該位置處的灰度值。依此類推求出所有像素點(diǎn)處的中值，最后得到一幅輸出圖像，該圖像稱之為超級天空(Supersky)。在亮星不多的情況下(不超過圖像大小10%～20%的區(qū)域)，該圖像能很好地反映干涉圖像的分布特征。將實(shí)際圖像減去超級天空，將得到無加性偏差的圖像，即去除了干涉條紋。

2.2 干涉條紋的去除

用空域棧中值濾波的方法，在Windows/Visual C++6.0環(huán)境下編程處理圖像。具體地，對2011年1月3日在麗江觀測站2.4 m望遠(yuǎn)鏡觀測的20幅CCD圖像先進(jìn)行平場校正，再進(jìn)行干涉條紋的求解和濾除。典型的處理結(jié)果見圖1～3。

圖1 原始圖像上存在明顯的干涉條紋
Fig.1 Interference fringes in a raw CCD image

圖2 提取的干涉條紋
Fig.2 Extracted pattern of interference fringes in Fig.1

圖3 剔除干涉條紋后的圖像
Fig.3 The image in Fig.1 after the removal of the interference fringes in Fig.2

3 干涉條紋對星等的影響

3.1 數(shù)據(jù)測量與歸算

使用自己開發(fā)的程序?qū)θコ龡l紋前后共40幅圖像中的星像進(jìn)行位置與光度的測量：對量度坐標(biāo)的測量使用二維高斯函數(shù)擬合的方法，而對光度的測量則使用生長曲線測光的方法[3-7]。部分測量結(jié)果如表1。其中第1列是星的序號，第2、第3列是星像量度坐標(biāo)，第4列是儀器星等值，星等零點(diǎn)值(zpt)取為25。

使用自己開發(fā)的技術(shù)[3]將測量得到的星像的量度坐標(biāo)與PPMXL星表[8]中已知星像進(jìn)行匹配。實(shí)驗(yàn)發(fā)現(xiàn)，每一視場中能匹配約600顆PPMXL星表星。部分匹配結(jié)果如表2。其中第1列為PPMXL星表中的星號。

表1 部分測量結(jié)果Table 1 Some measurement results

表2 部分匹配結(jié)果Table 2 Standard IDs matched to the stars listed in Table 1

歸算中找出依觀測時間相鄰的兩幅圖像的共同星，然后求出共同星在兩幅圖像的平均星等差，令扣除了平均星等差的每個共同星的星等差作為測量的隨機(jī)誤差。這一做法消除了相鄰兩幅圖像由于曝光時間、天光背景差異所造成測光上的不同。最后根據(jù)PPMXL的星號計算出同一顆星在不同圖像的這種測光隨機(jī)誤差相對應(yīng)的標(biāo)準(zhǔn)差作為測光精度。

采用的圖像是用來求解圖像幾何扭曲的資料[9]，其中相鄰兩圖像之間的望遠(yuǎn)鏡指向相差約為1′，處理了20幅相鄰圖像，此時相鄰圖像中的共同星約占90%。為了比較去除干涉條紋對測光影響的大小，分別對濾除條紋前后的資料做了相同的處理。此外，所記錄的星等偏差數(shù)據(jù)做如下處理，找出共同星(大于3顆)并求出它們星等隨機(jī)偏差對應(yīng)的標(biāo)準(zhǔn)差。

圖4中橫坐標(biāo)表示被測星的儀器星等，縱坐標(biāo)表示與星等偏差相應(yīng)的標(biāo)準(zhǔn)差，總共有1 654顆星。從圖4可以明顯看出，濾除干涉條紋后對暗星的測光精度有明顯的改善。

4 結(jié) 論

圖4 濾除干涉條紋后測光精度的改善

Fig.4 Improvement of the photometric precisions after the removal of the interference fringes

介紹了干涉條紋形成的原因及其濾除方法，用云南天文臺麗江觀測站2.4 m望遠(yuǎn)鏡觀測NGC2324星團(tuán)的觀測資料進(jìn)行實(shí)際測光和歸算。數(shù)據(jù)處理結(jié)果表明，干涉條紋的濾除能夠明顯改善暗星光度的測量精度。

本文只做了I濾光片的干涉條紋的濾除，對于V、R、Z′濾光片，可以采用相同的方法進(jìn)行處理。

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RemovalofInterferenceFringesinImagesfromtheYNAO2.4mTelescopeandtheImpactsonPhotometry

Zheng Zhongjie1,2,3, Peng Qingyu1,3

(1. Department of Computer Science, Jinan University, Guangzhou 510632, China, Email: 864846155@qq.com; 2. Department of Experimental Teaching, Guangdong University of Petrochemical Technology, Maoming 525000, China; 3. Sino-France Joint Laboratory for Astrometry, Dynamics, and Space Science, Jinan University, Guangzhou 510632, China)

Interference fringes are obviously present in some CCD images obtained by the YFOSC camera on the 2.4m telescope at the Lijiang station of the Yunnan Observatory. This is especially the case for images taken with long-wavelength bandpasses, such as the Johnson I bandpass. As an experiment to remove interference fringes we created a “supersky” image by stacking a series of CCD images of the open cluster NGC 2324 observed by the telescope in the I bandpass. After subtracted by the “supersky,” which contains the pattern of the interference fringes, the observed CCD images of the cluster become greatly improved in quality, and the photometric precisions of faint stars in the images are about twice better than without the “supersky” subtraction.

Interference fringes; Photometry; Precision

CN53-1189/PISSN1672-7673

P122

A

1672-7673(2013)04-0416-04

國家自然科學(xué)基金 (10973007, 11273014) 資助.

2012-10-12；修定日期：2012-11-08

鄭中杰，男，碩士. 研究方向：圖像處理. Email: 864846155@qq.com