Коррекция плоского поля - Flat-field correction

Изменение яркости из-за виньетирование, как показано здесь, можно исправить путем выборочного увеличения яркости по периметру изображения.

Коррекция плоского поля это метод, используемый для улучшения качества в цифровое изображение. Он устраняет эффекты артефактов изображения, вызванные различиями в чувствительности детектора от пикселя к пикселю и искажениями на оптическом пути. Это стандартная процедура калибровки во всем, начиная с личного цифровые фотоаппараты в большие телескопы.

Обзор

Плоское поле относится к процессу компенсации различных прибыль и темные токи в детекторе. Как только детектор имеет подходящее плоское поле, равномерный сигнал будет создавать однородный выходной сигнал (следовательно, плоское поле). Это означает, что любой дальнейший сигнал связан с обнаруженным явлением, а не с систематическая ошибка.

Изображение с плоским полем получается путем формирования изображения на экране с равномерной подсветкой, что позволяет получить изображение однородного цвета и яркости по всему кадру. Для портативных фотоаппаратов экран может быть листом бумаги на расстоянии вытянутой руки, но телескоп часто будет отображать чистый участок неба в сумерках, когда освещение равномерное и видно мало звезд, если они вообще есть.^[1] Как только изображения получены, можно начинать обработку.

Плоское поле состоит из двух чисел для каждого пикселя, коэффициента усиления пикселя и его темнового тока (или темная рамка ). Коэффициент усиления пикселя - это то, как количество сигнала, подаваемого детектором, изменяется в зависимости от количества света (или эквивалента). Коэффициент усиления почти всегда является линейной переменной, поэтому коэффициент усиления задается просто как отношение входного и выходного сигналов. Темновой ток - это величина сигнала, выдаваемого детектором при отсутствии падающего света (отсюда темная рамка). Во многих детекторах это также может быть функцией времени, например, в астрономических телескопах принято брать темный кадр того же времени, что и запланированная световая экспозиция. Усиление и темная рамка для оптических систем также могут быть установлены с помощью ряда фильтры нейтральной плотности для получения информации о входном / выходном сигнале и применения метода наименьших квадратов для получения значений темнового тока и усиления.

{ Displaystyle C = {{(R-D) * m} над {(F-D)}} = {(R-D) * G}}

куда:

C = исправленное изображение
R = необработанное изображение
F = изображение с плоским полем
D = темное поле или темная рамка
m = усредненное по изображению значение (F-D)
G = усиление = ${ Displaystyle м над (F-D)}$ ^[2]

В этом уравнении заглавные буквы - это двумерные матрицы, а строчные буквы - скаляры. Все матричные операции выполняются поэлементно.

Чтобы астрофотограф мог запечатлеть световой кадр, он или она должны разместить источник света над линзой объектива визуализирующего прибора так, чтобы источник света равномерно излучался через оптику пользователя. Затем фотограф должен отрегулировать экспозицию своего устройства формирования изображений (CCD или DSLR-камера) так, чтобы при просмотре гистограммы изображения пик достигал примерно 40–70% динамического диапазона (максимального диапазона значений пикселей) изображения. устройство видно. Фотограф обычно делает 15–20 световых кадров и выполняет срединное наложение. После получения желаемых светлых кадров линза объектива закрывается так, чтобы внутрь не попадал свет, затем делается 15–20 темных кадров, каждый с равным временем экспозиции, как и светлый кадр. Это так называемые Dark-Flat рамки.

В рентгеновской визуализации

При рентгеновской визуализации полученные проекционные изображения обычно страдают от шума фиксированной структуры, который является одним из ограничивающих факторов качества изображения. Это может происходить из-за неоднородности луча, вариаций усиления отклика детектора из-за неоднородности выхода преобразования фотонов, потерь при переносе заряда, улавливания заряда или вариаций в характеристиках считывания. Кроме того, сцинтилляционный экран может накапливать пыль и / или царапины на своей поверхности, что приводит к систематическим узорам на каждом полученном проекционном изображении рентгеновских лучей. Известно, что в рентгеновской компьютерной томографии (КТ) шум с фиксированной структурой значительно ухудшает достижимое пространственное разрешение и обычно приводит к кольцевым или полосовым артефактам на реконструированных изображениях. Фиксированный структурный шум можно легко удалить с помощью коррекции плоского поля. При традиционной коррекции плоского поля проекционные изображения без образца получаются с включенным рентгеновским лучом и без него, что называется плоскими полями (F) и темными полями (D). На основе полученных плоских и темных полей измеренные проекционные изображения (P) с образцом затем нормализуются к новым изображениям (N) в соответствии с ^[3]

${ Displaystyle N = {{(P-D)} над {(F-D)}}}$

Коррекция динамического плоского поля

Хотя обычная коррекция плоского поля - это элегантная и простая процедура, которая в значительной степени снижает уровень шума с фиксированной диаграммой направленности, она во многом зависит от стационарности рентгеновского луча, отклика сцинтиллятора и чувствительности ПЗС. Однако на практике это предположение выполняется лишь приблизительно. Действительно, элементы детектора характеризуются зависимыми от интенсивности нелинейными функциями отклика, а падающий луч часто демонстрирует зависящие от времени неоднородности, которые делают обычные FFC неадекватными. В синхротронной рентгеновской томографии многие факторы могут вызывать вариации плоского поля: нестабильность поворотных магнитов синхротрона, колебания температуры из-за водяного охлаждения в зеркалах и монохроматоре или колебания сцинтиллятора и других компонентов пучка. Последний отвечает за самые большие вариации плоских полей. Чтобы справиться с такими вариациями, динамичный коррекция плоского поля может быть использована процедура, которая оценивает плоское поле для каждой отдельной проекции. С помощью анализа главных компонент набора плоских полей, которые получены до и / или после фактического сканирования, могут быть вычислены собственные плоские поля. Затем линейную комбинацию наиболее важных собственных плоских полей можно использовать для индивидуальной нормализации каждой рентгеновской проекции:^[3]

${ displaystyle N_ {j} = {{P_ {j} - { bar {D}}} over {{ bar {F}} + sum _ {k} w_ {jk} u_ {k} - { bar {D}}}}}$

${ displaystyle N_ {j}}$ = нормализованная по интенсивности рентгеновская проекция
${ displaystyle P_ {j}}$ = исходная рентгеновская проекция
${ displaystyle { bar {F}}}$ = среднее изображение плоского поля (среднее значение плоского поля)
${ displaystyle u_ {k}}$ = k-е собственное плоское поле
${ displaystyle w_ {jk}}$ = вес собственного плоского поля ${ displaystyle u_ {k}}$
${ displaystyle { bar {D}}}$ = среднее значение темного поля (среднее значение темного поля)

Смотрите также

внешняя ссылка

Коррекция плоского поля

[1] Хессман и Модроу (21 ноября 2006 г.). «Создание калибровочного изображения плоского поля» (PDF). Получено 2019-10-14.

[2] ttp://www.princetoninstruments.com/cms/index.php/ccd-primer/152-flat-field-correction

[VanNieuwenhove-3] а ^б Ван Ньювенхове 2015.

[1]

[2]

[3]