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天文專業 CCD影像的基本處理：原理和實踐
饒兆聰 （助理教授）國立中央大學
警告 I
● 這演講不是關于星野攝影，天體攝影，或拍美美的天文照片。
● 而是關于專業的 CCD 影像處理和在天文學上的應用
警告 II
● 這演講的投影片將會使用到英文
“English is the language for astronomy” – Paul Ho (ASIAA former Director)
如何測量星光 先從人眼說起
● 最“古老” / 自然的偵測器
● 古希腊人（ Hipparcus) 把星星的亮度依人眼可看到的範圍分為 6 等：– 最暗： 6 等
– 最亮： 1 等
（但有 -1 等的星，如
天狼星是 -1.5 等）
如何測量星光 攝影底片 / 玻片
● 利用塗在底片或玻璃片上的感光乳劑来記錄星光– 好處：可以同時紀錄大量的星星
– 坏處：測量到的星光準確性較低
如何測量星光 光電培增管
● 利光電效應来記錄星光的亮度– 好處：測量到的星光準確性較高
– 坏處：一次只能觀測一顆星星
進入 CCD 的時代
● CCD = Charge-Coupled Device （感光耦合元件 / 電荷耦合元件）
● 在 1969 年由在貝爾實驗室的 W. Boyle 和 G. Smith 共同發明
● 70 到 80 年代 CCD 已
在天文觀測中普遍使用– 結合了高準確性，高效率
和大視场的特性
CCD ：一些實際的產品
CCD 的構造
● CCD 最主要的元件是 pixel ( 像素 )
CCD 的構造
Size of CCD – Historical Evolution
Size of CCD – Some Examples
Multiple CCDs on Wide Field Camera
可以把多個 CCD 組合在一起以增大視场
CCD Read Out – Raindrop Analog
CCD Readout – Another Example
CCD 的量子效率：Quantum Efficiency (Q.E.)
● QE 是 CCD 其中一個中要的指標：
（如同一個桶子能接多少百分比的雨水）
● CCD 的一大特性 / 優點： QE 相當高 （可達～ 95% ）
– CCD 的 QE 越高 → 靈敏度也越高
● 但 CCD 的 QE 會随着波長的不同而有所變化
QE = 入射的幅射量
測量或紀錄的幅射量X 100%
CCD 的 QE
● 人眼 : QE ~ 1-2%
● 攝影玻片 : QE ~1-2%
● 光電培增管 : QE ~ 20-30%
● CCD: QE ~70 - 90%
CCD 和滤鏡
● 在天文觀測上， CCD 通常都會和滤鏡一起使用– 滤鏡：只讓特定波長的光進入
– 天文上常用的滤鏡： UBVRI, ugriz
● 在不同滤鏡測量到的星等是會不一样– 除了 Vega 或 A0 星
● 两個滤鏡測量到星等的差别 =“ 顏色”或色指数
CCD 記錄天體影像的基本原理
● 天體的光流量 → 打到各自的像素 → 激化像素内的自由電子 → 電子轉化為訊號（ ADU ）
● 自由電子的数量和天體的亮度成正比：– 天體越亮 → 自由電子越多 → ADU 值越高
– 天體越暗 → 自由電子越少 → ADU 值越低
● 除了来自天體的訊號， CCD 也會輸出一些“儀器訊號” （也称為雜訊）– 必需把這些儀器訊號去除掉 → 正确地測量天體的訊號
CCD 記錄天體影像的基本原理
CCD 内的儀器訊號
● CCD 最主要的儀器訊號包括了以下 3 大类：– Bias ： 偏壓
– Dark ：暗電流
– Flat ：平場
Bias signal
Dark signal
Flat signal
Signal from starsCCD 所接收到的訊號
Bias 偏壓
● 如在没曝光時讀出 CCD 的 ADU 值 → ADU 的值會在正負值間“跳動” （但平均值是 0 ）
● 為了避免有負值的 ADU, CCD 在讀出時會加上一個固定的正電壓 → 偏壓
● 偏壓的值大約是 200-500ADU （因 CCD 而異）
● 因為偏壓是“加”上去的，所以在影像處理時要把偏壓“减”掉
● 拍攝偏壓影像：把曝光時間或秒数設為 0既可
Bias Frame 偏壓影像
● 觀測前拍 ～ 10張偏壓影像 → 取平均得到master bias
Master Bias: Individual Bias:
Dark Current 暗電流
● 激發 CCD 像素内自由電子的機制：– 从天體来的光子 → 光電效應
– 因熱能而被激發 → 熱運動
● CCD 的温度越高 → 熱能越高 → 越多自由電子被激發：這些自由電子称為暗電流– CCD 的觀測需在低温下進行 ; 最好低于 -20oC
– 如低于 -100oC → 不太需要擔心暗電流
● 暗電流的数量（或大小）正比于曝光時間– 曝光時間越長 → 暗電流越多
Dark Current 暗電流
Dark Current 暗電流
Dark Current 暗電流
没冷卻的 CCD 影像 冷卻到 -20oC 的 CCD 影像没冷卻的 CCD 影像
暗電流訊號也是“加”上去的，所以在影像處理時要“减”掉
Dark Frame 暗電流影像
● 觀測前拍 ～ 10張不同曝光時間（或最長曝光）的影像 → 取平均得到 master darks
Master Dark: Individual Darks:
Flats 平場
● CCD 上的每個像素都會有各自的“靈敏度”：– 像素本身量子效率 (quantum efficiency) 的變化
● 在不同的波段像素的量子效率也會不一样– 均匀分佈的光源經過光學系統（望遠鏡 + 滤鏡 + CCD ）到焦
平面的不均匀分佈
● 滤鏡上的灰塵，暈影等現像
● 需要用到均匀分佈的光源来測量各自像素靈敏度的變化：– 暮光平場 (twilight flat) ：早晨或黄昏時往天空拍攝
– 圓頂平場 (dome flat) ：在圓頂装個銀幕来拍攝
平場的原理
● 理想的 CCD ：
1000 ADU 1000 ADU
1000 ADU 1000 ADU
平場的原理
● 實際上的 CCD ：
990 ADU 1000 ADU
980 ADU 1100 ADU
平場的原理
● 測量和 normalize後的平場：
0.99 1.00
0.98 1.10
平場的原理
● 平場處理後的影像：
990 ADU/0.99= 1000 ADU
1000 ADU/1.00 = 1000 ADU
980 ADU/0.98= 1000 ADU
1100 ADU/1.10= 1000 ADU
平場利用的例子
=
平場的影像(flat image)
需要歸一(normalize)
拍攝的影像(raw image)
處理後的影像(reduced image)
灰塵
Flat Frame 平場影像
● 觀測前拍 ～ 10張在不同滤鏡下的影像 → 取平均得到 master flats
Master Flat: Individual Flats:
Putting Together
Example of Reduction Steps
Example: Raw to Reduced Image
Raw image: Reduced image:
Flatfield feature
天文專業 CCD 影像處理軟體： IRAF
IRAF操作界面例子
Example: Images of NGC4258
V
I
FalseColor Composite Image
Compared to Picture from Amateur
測量天體的星等：Aperture Photometry
● 處理後的 CCD 影像可用来測量天體的儀器星等
● 最簡單直覺的方法是孔徑測光 (aperture photometry)
– 畫一圓圈把要測的天體“圍起来”
– 把這圓圈内每個像素的 ADU加起来
– 再測量相對應的背景值
– 把背景值减掉，然後换算成星等
Minstrument
= -2.5 log [ (sum of pixels's ADU) – (background ADU in same area) ]
測量天體的星等：Aperture Photometry
測量天體的星等：Aperture Photometry
測量天體的星等：Aperture Photometry
測量天體的星等：Aperture Photometry
測量天體的星等：Aperture Photometry
～到此結束 ～
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