星明天文台操作理论和实践

第四章 ACP解读及星明远程天文台的使用方法

第一节 ACP

1、ACP

随着科学技术的进步，目前天文台已经从一个望而生畏的科研专用名词演变成一个随手可及的大众化观测平台。而无论是专业的天文台还是业余的天文台，都不可能24小时有人值守，也不可能每个晚上都有人去操作，因此一套远程控制系统的研发在几年前便是迫在眉睫的事。然而，DC3公司推出的ACP软件却很好地解决了远程天文台的控制问题。

ACP通过其专门的指令来控制远程天文台，我曾通过ACP软件控制过新疆星明公众远程天文台拍摄图像，拍得不少精美的作品。

对于ACP的版本、价格、获取方式等，我们在这里并不会做说明，有兴趣的同学可以去ACP软件的官方网站http://acp3.dc3.com查看。

这一章的本意并不在于宣传ACP程序，而是希望大家在了解ACP的相关基础命令以后可以在网络上操作一些远程天文台来获得经验。

2、解读和书写#autofocus和#afinterval命令

Autofocus这一个词语其实大家并不难理解，就是自动对焦的意思。ACP命令都是在前面加一个#来表示这是一条ACP命令，以区别在所有命令中意外出现的文字或者符号。 #autofocus后面不需要加入任何东西。在填入#autofocus命令以后，程序在执行到这一项时会进行一次自动对焦。

而#afinterval命令后面首先需要加入空格，再填写一个时间，afinterval的全称是 Autofocus Interval，也就是两次自动对焦时间的间隔，后面填写的时间以分钟为单位计，例如“#afinterval 90”的意思就是每90分钟进行一次自动对焦。 需要注意的是，当上面说到的两个命令写在整个命令序列的开头的时候，对整个拍摄过程均有效，若是写在每一个子项的开头，则只对这个子项起作用，例如以下两个命令：

（1）#autofocus #afinterval 60 #count 10 #interval 180 #binning 1

#filter Luminance NGC 7000 #count 10 #interval 240 #binning 1

#filter Luminance NGC 6960

（2）#count 10 #interval 180 #binning 1

#filter Luminance NGC 7000 #autofocus #afinterval 60 #count 10 #interval 240 #binning 1

#filter Luminance NGC 6960

我们先不管其他的命令代表什么意思，只看我们已经提到的autofocus和afinterval两个命令的位置。（1）中的这两个指令对于拍摄NGC 7000和NGC 6960两个目标均有用，而（2）中的这两个指令仅对于拍摄NGC 6960有用。

3、解读和书写#count,#interval,#binning,#filter命令。

标题中所提到的四个命令都是对于单个天体的拍摄发出的命令。

#count命令指的是所需要拍摄的张数，同样的，在后面加一个空格，再填写你所需要拍摄的张数就可以让ACP看懂你写的命令。

#interval命令指的是单张曝光时间，单张曝光时间的单位是秒，因此在后面的数字必须是以秒为单位的，而不能是以分钟为单位的，这点必须要注意。 #binning命令是指像素合并，像素合并的概念就是将多个像素通过读出方式的不同被合并为一个像素，这里先举个简单的例子来说明像素合并的结果是什么。比如某个CCD拍摄的图像尺寸为4000x3000像素，那么当你设置像素合并为1时所得的图像尺寸就是4000x3000像素，当你设置像素合并为2时所得的图像尺寸为2000x1500像素，当你设置像素合并为4时所得的图像尺寸为1000x750，依此类推。#binning命令后面只需要写上一个数字就可以，目前ACP还不支持设置X轴和Y轴（就是相机的长和宽）不相同的像素合并。关于像素合并的作用，我们可以这样来理解，我们把像素合并设置为2时，相当于把4个像素中包含的内容合并到了1个像素来显示，显然这个像素的亮度是4个像素的总和，因此通过像素合并我们可以减少曝光时间，像素合并一般被使用在拍摄时间不充裕的情

况下的RGB通道上。

#filter命令是用来调节滤镜的。滤镜在摄影中非常重要，单色CCD需要通过彩色滤光片、窄带滤光片来获取彩色图像，而彩色CCD有时候也需要一些滤镜来提高对比度。首先你需要在ACP软件当中设置一些滤镜名称和它所对应的滤镜位，例如L滤镜，你设置它为L也可以，设置它为Luminance也可以，甚至你要是记得住，设置它为YangFan也可以，只要在输入#filter命令的时候把名字对上就可以了。例如，如果你把L滤镜设置为Luminance，那么你要使用这个滤镜拍摄的时候，命令就应该是#filter Luminance；若是你把名称设置为YangFan，那么需要使用此滤镜的时候命令就应该是#filter YangFan。

4、解读和书写Name(Tab)R.A.(Tab)Dec.命令。 距离一个基础命令的编写结束已经不远了！

虽然距离编写完成只差一行字，但是没有这一行字的话ACP也会发蒙，因为上面所有的命令并不包含你所需要拍摄的天体到底是什么，这样赤道仪该往哪里转呢？

对，所以在命令的最后一行，我们需要加入一项命令，来告诉赤道仪往哪个方向转。首先写上你希望照片以什么标题命名，可以使用天体编号，如NGC 7000等（注意，如果你的ACP关联了星图的话，只要写上天体编号就可以进行识别和拍摄），当然也可以使用任意一个你喜欢的名字，比如YangFan作为标题。不过，这样的话需要在后面加上天体YangFan的坐标来告诉赤道仪它应该往那里转才能找到YangFan并拍摄。

在这里有一个最重要的要点，我们另起一段说明。在写完标题以后要按下电脑上的Tab键以获取一个Tab空格输入后再写天体的赤经坐标，之后再按一次Tab键后输入赤纬坐标。注意这之间若是填写了空格就将前功尽弃。 OK！至此，一个基础的ACP命令就编写完毕了。

5、解读和书写基础ACP命令的例子 #autofocus #afinterval 60 #count 9

#interval 600 #binning 1 #filter HA Melotte 15 02:33:51.89 61:30:50.1 #count 2,2,2

#interval 600,600,600 #binning 1,1,1 #filter R,G,B M 106

这是我2014年12月3日使用新疆星明远程天文台拍摄的时候写的计划。我们对着一个完整的基础计划进行解读。这个命令的第二个目标还包含了一个多滤镜拍摄的过程。通过解读的过程，也希望大家能够学习如何自己去编写这样一个命令。

首先请看下面的解读：

计划开始时执行一次自动对焦 每60分钟执行一次自动对焦 第一目标拍摄张数：9张

第一目标单张曝光时间：600秒（10分钟） 第一目标像素合并：1

第一目标使用的滤镜是：HA（对应该设备的H-α滤镜）

第一目标标题是：Melotte 15；赤经坐标：2时33分51.89秒；赤纬坐标：+60度30分50.1秒

（以上是第一目标的拍摄参数，最开头的自动对焦的两项命令对第二目标依然有效）

第二目标拍摄张数：2张，2张，2张

第二目标单张曝光时间：600秒，600秒，600秒 第二目标像素合并：1，1，1 第二目标使用的滤镜为：R、G、B

第二目标的名称是：M 106，使用星图自动搜索天体坐标

我们对第二目标再做一个解释，这里所谓的“2,2,2”以及下面各对应的三个参数，表示对同一个天体进行多滤镜拍摄，也就是说，第二目标的拍摄结果将会是：红色通道、绿色通道和蓝色通道各2张像素合并为1的600秒单张曝光图像。

第二节 星明远程天文台的使用方法

13、星明远程天文台各设备详细使用指南

注：本部分由我自己编写。关于星明的群规则和申请XP1、3、5所需要的条件请自行参考星明天文台论坛中的置顶帖。具体的操作方法请参考上面由星明天文台提供的详细操作步骤，下面我将向大家介绍每一套设备的特性和适合拍摄的天体等，以帮助你正确地选择设备，拍出好照片。

入门设备XP2：XP2是一套非常简便的设备，使用的相机是佳能的350D，赤道仪是威信的GPD，单反相机连接着佳能135 F2L红圈镜头，而这个镜头实际上被认为是中焦镜头里面最锐利的一只，因此这个设备所能够得到的效果实际上非常好，值得一试，而且这种广域的拍摄所能得到的星空图像也是非常美丽，甚至我们可以用这个设备去拼接银河的马赛克，细节很多，宏观看来也十分壮观。XP2这套设备本身就使用了彩色相机，因此不需要任何相机滤镜来合成彩色。这台设备适合超广域摄影和马赛克拼接，它的视场超过9x6度，下面我来推荐一些常见的使用XP2可以拍摄的天体。通过XP2设备，你可以同时把马头星云和猎户座大星云放入同一个视场中，也可以在视场中装入整个北美洲星云和鹈鹕星云，当然例如整体的面纱星云系统（从NGC 6960到NGC 6992）都可以被装入视场。从拼接马赛克的角度看来，最好的拼接目标就是猎户座、金牛座和银河，当然马赛克拼接的中心坐标还是需要提前准备好的。需要注意的是，我并不建议你使用XP2设备拍摄在银河中的目标如NGC 7000，因为银河里面的星点数目非常多，会导致云气被星点盖住，因此XP2最令人头疼的就是星点的问题。在使用XP2拍摄的时候，由于这套设备没有导星系统，一般来说我建议你单张曝光不要超过240秒，180秒亦可，最长不要超过300秒，这个时候亮度已经足够了，因为这套设备的光圈是2，非常快速和高效。使用XP2时，我建议尽量延长总曝光时间，最

好能超过90分钟。

入门设备XP4：XP4设备所使用的赤道仪是信达的NEQ6 Pro，望远镜是威信的114ED F4.4消色差折射式望远镜，相机是老款的QHY 8彩色制冷深空相机。这套设备也使用了彩色相机，因此也不需要使用滤镜。对于望远镜来说，消色差望远镜的色差会比复消色差大一些，因此拍摄时存在一些色差。而且因为使用了F4.4减焦，这套系统虽然非常高效，但系统拍摄到的星点也会稍微肥大一些，要想处理出很好的XP4片子，还需要很好的星点处理技术，或许可以使用星点分离处理，这个技术我们在后面提到图像处理的时候会再讲到。XP4这套设备的视场挺大的，适合拍摄的深空天体有很多，大多数的梅西耶天体和大面积的天体都可以使用XP4拍摄。XP4是能让你在最短的时间获得最大的收获和成就感的设备，值得一试！对于曝光的问题，由于配置了自动导星系统，可以相应延长单张曝光时间，我建议XP4的单张图像控制在1200秒（20分钟）以下，当然对于周围星点比较少的天体，也可以延长曝光时间到1800秒（30分钟），不过最好不要再长了。虽然对于提升细节来说，曝光时间长了有很大的好处，不过考虑到保护感光器的问题，我还是不建议单张曝光时间超过30分钟的做法，不仅对于XP4，对于所有的CCD都应该这么做。从我个人使用经验看来，使用XP4拍摄天体的总曝光不应该少于120分钟，不然得到的结果会不尽如人意。

进阶设备XP3：XP3系统的赤道仪是信达的NEQ6，主镜是威信的R200SS F4牛顿反射式望远镜，相机采用了QHY 9M单色冷冻照相机，并且搭配了2英寸的LRGB和7纳米H-α滤镜。这个设备的视场比较小，同样的视场也出现在我们自己社团的由AZEQ6 GT赤道仪、信达CFP 200F4牛反主镜、Atik 383L+和LRGB 7纳米H-α组成的DSA-1系统上，为1.3度x0.9度。这个视场适合拍摄星云的细节，同时也可以拍摄面积较大的星系，比如M33、M101等。这套设备要求掌握多通道彩色合成技术，这和后期处理有关，在这里我们先不展开介绍。一般来讲，我们建议RGB三个通道的总曝光时间是相同的，L的时间越长越好，而H-α的时间（如果需要的话）适当即可，自由控制，但一般不建议低于120分钟。这套设备也搭配了自动导星系统，因此可以实现长时间单张曝光，我建议的单张曝光，无论什么通道，都在600秒（10分钟），由于望远镜口径较大且视场较小，机械、大气导致的不稳定因素在图像当中就会体现地比较明显，所以不建议把曝光时间放到太长。考虑到新疆的大气情况，可以把单张曝光时间扩展到900秒或者1200秒，但不建议像我这样天天冒险拍1800秒的单张。因为根据我的实际经验，1800秒单张的有效片比例大约只有40%，有些得不偿失。

进阶设备XP1：这是星明天文台目前最昂贵的一套设备，总价超过10万元。这套设备以信达NEQ6 Pro为赤道仪，以Takahashi（高桥）FSQ 106ED原生F5平场的复消色差折射式望远镜为主镜，搭配SBIG STL-11000M全画幅单色制冷相机和LRGB以及7纳米的H-α滤镜，可谓星明出片率最高的一套设备！XP1设备的视场比较大，达到3.9x2.7度，因此可以拍摄广域深空图像。这台主镜的质量是全世界公认的顶级，相机也是高端货，因此得到的图像真的非常棒。设备搭配了自动导星系统，建议的LRGB的单张曝光时间都控制在600秒到900秒这样一个区间内，而H-α的单张则完全可以延长到1800秒的时间。1800秒的H-α，待你获得XP1权限后试拍一次，你就会知道它的厉害。

由于星明原有的NSP设备已经退役，CSP设备近一年暂不开放，XP5设备因为派拉蒙赤道仪故障而返修，我在这里暂时不做介绍，留待新设备恢复使用的时候，我在本教程的下一版当中继续介绍。

星明天文台的操作完全是通过ACP进行的，因此学好上面讲到的ACP计划的编写和解读，也是成功使用星明天文台最重要的前提之一。

第五章 天球坐标系和仪器的使用、影像处理技术

第五节 赤道仪运行原理、场旋及其消除

6、场旋

我们熟知的地平装置（经纬仪）有一个致命的缺点，那就是场旋。严重的场旋导致这样的设备完全无法进行摄影。 场旋是地球自转的结果。场旋的形成我们可以用一个例子来描述。通过本章，我们已经知道了在第二赤道坐标系中天体的坐标在短时间内（50年）可以认为是不变的，且随着地球的自转，我们可以看到整个第二赤道坐标系围绕北天极旋转。假设一个天体的跨度非常大，其一端A距离北天极15度，另一端B距离北天极20度，也就是说A点的赤纬坐标是75度，而B点的赤纬坐标是70度。地球自转到某一个点时，这个天体AB在我们看来恰好是横向的，而当地球转过90度以后（6小时），这个天体在我们看来就呈现纵向了。也就是说，如果使用地平装置（经纬仪），我们在这六个小时之内会看到这个天体在我们的视野中旋转了90度，这就是因为地球自转而产生的场旋的影响。

7、赤道装置和场旋的消除

为了消除地平装置对观星的影响，人类设计出了赤道仪。

赤道仪不再是以方位角和高度角为两个轴进行旋转了，而是以赤经和赤纬两个轴进行旋转。当我们把赤道仪的极轴对准北天极时，赤道仪的两个轴就分别对应赤经和赤纬了。与地平装置相比较，经纬仪在转动时不会改变镜筒的方向，而赤道仪在转动的同时也带动了镜筒跟随天球旋转，因此场旋也可以被消除。不过，赤道仪精确工作的前提就是极轴必须尽可能精确地对准北天极，否则场旋不可能完全消除，这些不精确不仅会使之后观测时跟踪的精确度降低，更会在长曝光图像中显现出明显的场旋现象，拍摄的几个小时可能都会前功尽弃。 赤道仪大致有如下几个常见的分类：

（1）德式赤道仪：我们最常见的赤道仪类型，学军天文社目前所有的赤道仪都是德式赤道仪。德式赤道仪一般用于安装镜筒较长的折射镜，且在赤纬轴的另一端安装有重锤用来平衡系统。德式赤道仪非常便携，但有一个致命的缺点就是会受到中天限制。过中天，通俗的说就是天体运行到了正南面，而德式赤道仪的设计却不允许在过中天时继续跟踪，否则造成的后果是严重的，很可能损坏赤道仪本身。

（2）英式赤道仪：赤纬轴在极轴之中，镜筒和重锤分别位于两侧。英式赤道仪只适用于较低的地理纬度。

（3）叉式赤道仪：常用于镜筒短的望远镜，我个人有一台德式赤道仪和一台叉式赤道仪，如果想比较可以向我要图看看。叉式赤道仪不需要考虑中天的问题，就不会错失高度角最高的那个良机，但是叉式赤道仪在跟踪时，其跟踪对象的赤纬变化最好不要太大，否则会影响跟踪精度。

第六节 各类望远镜的结构和性质

8、折射式望远镜（Refractors，不含带有消色差功能的折射式望远镜）

不论是天文望远镜还是显微镜，都会有自己的物镜端和目镜端。我们知道，目镜端可以根据自己的需要选择不同的目镜，而天文望远镜的物镜端一般都是固定的，并不像显微镜那么轻松就可以更换一个物镜。因此，这一节主要也是为了介绍各种望远镜的物镜端的结构和性质，首先从最早被发明的折射式望远镜开始。 早在1608年，人类便用两片凸透镜制成了世界上第一台天文望远镜，伽利略从1609年开始使用这台望远镜进行观测，获得了大量曾经我们不知道的宇宙奥秘，由此可见天文望远镜的重要性，它可以大大增强人类的观测极限，后来，19世纪末，照相术被哈佛大学天文台应用到天文学观测以后，又是一次观测极限的质的飞跃。

伽利略使用的这种两片透镜制成的望远镜就是最早期的折射式望远镜。由此可见，折射式望远镜就是用透镜作为物镜，利用屈光成像的望远镜。这样的望远镜在我个人使用经验上看来主要有如下两个优点：

（1）视野宽广：相对于焦比一般都在8以上的折反射式望远镜来说，焦比大多在5-7之间的折射式望远镜提供了一个比较宽广的视野，也就是说在使用同样的目镜端时我们可以看到更宽广、更明亮的视野；

（2）成像清晰、锐利：从目视的角度看来，在主焦点上，折射式望远镜的成像显然比反射式和折反射式望远镜要清晰不少；如果把照相术应用过来，你会发现折射式望远镜的星点没有那么大，其成像是十分锐利的，并且这是它的本性，并不是反射式或折反射式望远镜经过改良就可以达到的那种锐利的水平。

物镜端把光线折射到镜子的后端，折射的过程恰好将射入第一片透镜的平行光线汇聚到焦点上，然后再向目镜端射去，就会产生一个放大、明亮的虚像。 然而折射式望远镜有两个致命的缺点。第一，纵使人类使用的消色差技术如何先进，它也不是“除色差”技术，即色差不可能被完全消除；第二，一旦折射式望远镜的主光轴因为颠簸等原因发生偏移，它就必须返回厂家拆开所有镜片重新调整。因此，对于主光轴的保护显得尤为重要，而一旦主光轴发生偏移，维修的过程也是十分麻烦的。

9、反射式望远镜（Reflector Telescope）

反射式望远镜的结构会比折射式简单不少，它只是用一个凹的曲面反射镜将光线汇聚后反射到镜筒前端的副镜（平面镜）上，然后再通过这个平面镜反射光线到目镜端。

1668年，牛顿发明了这种望远镜，它在天文望远镜中应用十分广泛，由于光线不进入或透过镜片材料本身，因此反射式望远镜对材料本身的要求就不是非常高了；而且两片镜子组成的主镜系统本身重量很轻，再加上它最大的优点就是没有色差，注意不是色差很小，而是完全没有色差，因此大口径望远镜基本上都采用反射式。

第一段中我们提到的曲面，可以是球面，可以是抛物面。球面望远镜会存在球差（球差即一个光束经过光学系统后，与光轴夹角不同的光线交光轴于不同的位置，造成了成像面上出现了一个弥散的光斑，这就是球差），现在都不太使用了，如今大多数反射式望远镜都采用了抛物面主镜。

考虑到反射式望远镜的光程（光程可以理解为相同时间内光线在真空中传播

的距离，它是一个折合量）是折射式的两倍（折射式只要走一遍主镜筒长度就可以了，而反射式要走两遍），这个成像表面的精确度就要比折射式望远镜高出四倍，可见其实反射式望远镜的磨制、组装都是一个高要求的过程。

最后来讲一讲牛顿反射式望远镜的彗差问题。现在生产的牛顿反射式望远镜焦比（Focus Ratio，即焦距和口径的比值）较小，以4-5为常见，而且口径大，是深空天体摄影、行星摄影的全能手，不过彗差问题是必须要解决的。彗差，就是在成像圈边缘的星点呈现彗星的形状散开去，因此我们需要通过彗差改正镜（Coma Corrector）来修正这个致命的问题。不过选择彗差改正镜的时候必须要挑选质量好的，否则很可能引入严重的色差，使反射式望远镜失去它最大的优点。

第七节 照相设备理论

12、互补型金属氧化物半导体（CMOS）

互补型金属氧化物半导体的英文全称是Complementary Metal-Oxide Semiconductor，简写就是我们经常看到的CMOS。这是一种由电压控制的放大器件，在摄影中，我们可以理解为它放大了从外面接受的光学信号。 在日常的摄影中，我们手中拿的数码相机和手机中的相机大多都采用了CMOS作为光线的传感器，因为CMOS都可以实时查看影像，且影像更新速度可以非常快，因此有方便构图的优点。试想你的照相机屏幕上不能实时显示图像，那拍照将会是多么痛苦的一件事！虽然Interline类型的CCD也可以实现这个功能（例如尼康有一款单反相机所使用的就是索尼的CCD），但图像更新速度明显不如CMOS那么快。

另外，很多CMOS的像素密度非常大，这可是获得比较高分辨率的图像，因为每一个像素所代表的视场小了，同样的画面放大以后就可以展现出更多的细节，虽然这个细节的多少还取决于镜头，但小像素毕竟可以让大镜头发挥出更大的优势。不过如此高的像素密度也会带来噪点的增加，因此好的单反相机都会配备很好的降噪处理功能。

在这里我解释一下什么叫做像素密度。我们知道一块感光器上其实有很多的单位，这一个一个小格子各代表一个像素。每个像素都有深度，形成一个阱，来积累电子。一个像素的尺寸一般都是微米级的，像素尺寸越小，则像素密度就越高，也就是说单位面积内的像素数越多。小的例如很多的CMOS和索尼的ICX 814 CCD都能达到3.x微米，而大的如柯达的16803 CCD则能达到9微米。

然而，像素密度的增大意味着接收光线的面积减小，这样一来，曝光效率就会降低。例如，同样的设备，像素尺寸是9微米的设备曝光就比像素尺寸是4微米的要快许多。那么为什么相机中的CMOS还把像素尺寸做的这么小呢？因为相机主要用于日常摄影，以白天为主，白天光线很亮，像素尺寸大点或小点也就是无关紧要的事，所以至少单反相机的CMOS并不适用于天文摄影，这么做的曝光效率实际上是比较低的。

13、电荷耦合元件（CCD）

电荷耦合元件的全称是Charge-Coupled Device，它是一种半导体器件，主要的功能是可以把光学信号转化为数字信号。同样的，CCD上面也嵌入了很多的微小的光敏物质，同样称为像素（pixel）。

CCD的原理较CMOS有所不同。CCD上面有很多光电二极管，这些光电二极管

能够感应光线并将光学信号转化为电信号输出，然后进入照相机的图像处理装置，最后由处理器处理图像后输出。

这里我们不再解释像素的问题，上面已经讲过了。要提醒的是CCD最普遍的一种读出方式——逐行扫描。我们举一个简单的例子来理解逐行扫描的过程：假设有一个像素数为10x10的CCD，横行编为1-10行，纵行编为A-J列，那么首先需要读出的是第一横行的数据，也就是从（1，A）到（1，J）这一横行的数据。这一横向的数据（阱中电子的数目）会被移动到一个传送带上，这个传送带上就像是放着10个小桶，把阱中的电子倒进桶中后，这列传送带就会开走，把数据输送到处理器，然后回来紧接着运送（2，A）到（2，J）的信号……当所有的格子中的信号全部输出后，整个图片的读出即完成。 CCD有一些CMOS无法比拟的优点，我们一一列出： （1）体积小且重量轻，便于携带；

（2）功率比较小，寿命也相对长，而且工作时性能比较稳定； （3）有较强的抗冲击能力； （4）图像畸变小；

（5）灵敏度高，噪声相对CMOS非常低而且动态范围高。

对于上面这五条，我们要来了解一下什么叫做动态范围。在了解动态范围之前，我需要简单描述一下电平的概念：电平是电路中的若干点在相同阻力下电量的相对比值。而动态范围的定义就是最大不失真（失真可以从字面上去理解，就是开始变得不真实）电平和噪声电平的差值（现在常用比值来定义）。常用的图像的动态范围表示法是位数，记作bit。我们看到的很多单反相机的动态范围是8bit，也就是说，从全黑到全白这么一个过程，亮度被分为28=256个等级，用数字表示就是0-255（注意不是1-256），0表示全黑，255表示全白，而CCD广泛使用16bit，也就是说被分成了65536个亮度等级，这样一来，CCD能够显示出的亮度层次比CMOS要好很多，细节也会丰富许多。

第十节 影像处理技术

25、叠加图像

一般来说，天文图的原图像由于只有几分钟到几十分钟的曝光，信噪比（可以理解为信号与噪点的比例）并不高，也就意味着图像的质量并不高，因为此时噪点占得比例很大，直接影响了图像的视觉质量。信噪比的大小只会取决于一个因素，那就是总的曝光时间，而天体的细节能够体现出多少则是决定于单张曝光时间的长短。这就是为什么我们需要延长单张曝光时间，同时也要延长总的曝光时间。那么比如单张曝光时间是10分钟，拍摄了15张，也就是说总曝光时间是150分钟。好吧，你总不能把这150分钟分成15张照片吧？一定要把它们合在一起才可以。因此，这里就要用到图像叠加技术了。

图像叠加的方式一般有平均值叠加、加权平均叠加、中位数叠加、Kappa-Sigma减去法叠加和总和法叠加。一般我们用的最多的是平均值叠加、中位数叠加和Kappa-Sigma减去法叠加。平均值叠加最容易理解，我们会把所有的图像取平均值，然后再进行叠合；中位数叠加并不是按照中间两张图像的平均值叠加，而是对每一个像素在15张图像中的中位数进行叠加；Kappa-Sigma减去法叠加用的相对少一些，但是有些爱好者，比如我，就经常用这个叠加方式，使用Kappa-Sigma叠加方式可以很大程度上减去图像中出现的小的流星、轻度的飞

机痕迹等等。

在这里我介绍两个最常见的叠加软件——Deep Sky Stacker和Maxim DL 5——的使用方法。Deep Sky Stacker是完全免费的，而且提供了中文版，叠加效果也不错，它被亲切地简称为DSS。DSS这个软件界面非常简单，操作框都在左侧。导入照片时可以直接把照片拖入，也可以点击左上角的“开启影像档”来选择需要叠加的照片。不过注意，在这里我要强调校准文件的类型和作用。 首先是暗场（Dark）。暗场是用于修正热噪点的。虽然我们可以把相机进行制冷，但几十分钟的曝光还是会带来不少的噪点。在拍摄时，我们可以通过Dither技术来控制噪点，Dither技术就是在两张照片之间人为地加入微小的位移，也就是说每张图片中星点都有微小的位置不同，这样在叠加的时候可以有效地控制噪点。但在后期处理的时候，我们还是需要暗场来修正。暗场的拍摄方法现在应该很好理解了，在这里我用简练的语言叙述，或许会更明确一些：同样的温度，同样的曝光时间，多张暗场平均叠加。 第二个是偏置场（Bias）。我们的电线都不是超导的，因此在拍摄的过程中，任何一个涉及电子的环节都会产生一些微弱的我们不想要的白点，这就是偏置。要去除这些偏置，我们需要拍摄偏置场：同样的温度，0秒的曝光时间，多张偏置场平均叠加。其实有不少人对此有疑惑：暗场当中应该已经含有偏置场了，为什么还要单独拍摄偏置场呢？的确，有暗场的情况下偏置场可以不拍摄，但软件在进行叠加的时候会在暗场中首先除去偏置场，这样扣除的时候会更精确，因此建议分开拍摄，而且拍摄偏置场也不会占用太多的时间。 第三个，也许可以叫做最后一个，叫做平场（Flat）。平场文件的拍摄最好能在白天拍摄，当然也要满足以下几个条件：相机接在望远镜上并以相同的焦距拍摄，必须要能体现出四角的亮暗。由于我们的感光器是方形的，而望远镜的接出口是圆形的，在感光器的四角感受到的光线就会相对少一些。因此，我们可以通过平场来修正这个亮暗之差。平场的另一个很重要的作用就是去除拍摄系统中灰尘的影响，也正是因为这是拍摄系统中的灰尘，所以我们要求拍摄平场的时候要接在望远镜上拍摄，而且要用相同的焦距，这样才能保证灰尘在同样的位置，在图像中的大小也会一样。

最后，我们简单了解一个可有可无的校准文件类型：平场的暗场。这个是用于修正平场当中所含的热噪点的文件，不过我们很少使用它，因为平场曝光时间都很短，不会受到严重的影响。

在进行图像校准的时候，我们有一个专门的计算公式：

最终图像=

原始图像?暗场?偏置场平场（?平场的暗场） 好，现在我们回到对于DSS的介绍。导入相片之后，我们可以通过拖动或者点击左侧“暗电流档”等来导入校准文件。之后点击左上方从上到下第三个框中的第一个标签“侦测勾选影像中的星点”，然后即会出现一个选项框。DSS的默认设置已经不错了，但是侦测星点的临界值还是需要根据不同的望远镜进行设置。星点多的这个值可以调的大一些，星点少的可以少一些。接下去，就叠加就好啦！然而，如果你想尝试中位数叠加或者Kappa-Sigma减去法叠加，则可以点击高级选项，来调节各种类型文件中的参数，或许可以取得更好的效果哦！

使用Maxim DL进行叠加可能会稍微复杂一些。原理性的只是我们在这里不再做介绍，只对使用Maxim DL（以下简称MDL）进行叠加的步骤进行说明。

首先点开上方工具栏中的Process，选择下拉选项中的Stack，点击对话框右侧的Add Files，即可选择你想要叠加的图片。在Align选项当中可以选择Auto – star matching选项，这可以自动侦测星点位置。然后直接跳到Combine选项卡，上面的下拉框可以选择叠加方式，下面的请务必选择16 bit Int(Integer)。然后点击Go即可叠加。

当然这样叠加完的图像是没有经过校准的。想要在MDL当中完成校准工作，我们需要在Process中选择Set Calibration，注意Calibration就是所有校准文件和校准过程的统称。在对话框中中间的大框下方可以选择DARK/BIAS/FLAT/AUTO，这时候你要选择此次要导入的文件类型，建议不要选择AUTO选项。如你要导入暗场，就应该选择DARK，然后点击右侧的Add Group，在下面的大框中的右下方点击Add就可以选择你需要的校准文件。这样看来，你需要添加三组校准文件，暗场、偏置场、平场各一组。然后点击对话框右上角的OK即可完成对校准的设置。

最后，在Process中选择Calibrate（注意不是Calibrate All，这个选项基本没什么用），之后就会校准你之前的图片。这样一来，整张图片的叠加和校准就完成了。

如果你能熟练掌握MDL的操作方式，我建议你使用MDL进行叠加和校准，因为DSS的校准计算方法有些不妥当，可能导致效果的偏差。不过，DSS也不失为一个很好的叠加软件，只是对高要求的爱好者来说，最好能掌握MDL的叠加和校准方法。

26、色阶的拉伸

天文摄影的原图像或是叠加后的图像的所有信息几乎都被压缩到了黑色色阶部分，也就是说图像亮度非常低。这个时候我们就需要通过色阶的拉伸来使这些细节体现出来。在这里我只介绍两种色阶拉伸的方式，即Photoshop和Pix Insight，虽然MDL色阶拉伸的算法十分不错，但是由于较低的普遍性，而且PS和PI的效果也非常好，因此我就介绍这两种简便的色阶拉伸方法。

首先是Photoshop的色阶拉伸。注意，第一步一定是点开图像 - 调整 - 色阶。暂时先不要移动黑色色阶（最左侧的三角形）或白色色阶（最右侧的三角形），只把中间三角形向左拉，直到中间方框中的数字位于1.2到1.3之间，点击确定，重复此项操作直到接近色阶图中的黑色峰最右侧的起始点，然后缓慢拉动黑色色阶，每次都不要把黑色色阶下面的数据改为大于15的数，点击确定，重复此操作，直到最左侧的三角形的位置接近黑色峰的最左侧。一般情况下不需要挪动右侧的白色色阶三角形，除非右侧有空白，也就是连一条黑线也没有。这时候需要每次最多把最右侧的三角形向左拉至数值变为225，重复操作直到白色色阶的三角形进入连续的黑线。这样，色阶的拉伸就完成了。

对于PI，道理是类似的。首先点击Image – Histogram，即可进入色阶拉伸对话框。相同的，把中间的方框向左拉，最多拉到下方的Midtone数值变为0.45000，重复操作；对于黑色色阶的拉伸，每次不要使Shadows的数值超过0.05000，白色色阶不需要拉伸。

以上两种色阶的拉伸方式原理和操作方法都是类似的，但是良好的色阶拉伸是图片处理最基础的内容。因此希望大家能好好学习色阶拉伸，这样才能在后续的步骤中处理出细节更丰富、色彩更鲜艳、外观更壮观的图像。

27、合成彩色图像

对于高要求的摄影，我们一般都使用单色相机分别拍摄红、绿、蓝、亮场或其他窄带通道，之后来合成。这里我要讲的有两类，一是用MDL软件合成LRGB图像，二是用Photoshop合成哈勃色图像。你也可以用Photoshop合成哈勃色的方法练习用Photoshop合成LRGB图像。

首先我们先来看如何用MDL软件合成LRGB图像。这个流程，我个人建议先合成RGB图像，对其进行人工降噪后再合成LRGB图像。首先，我们把叠加并拉伸过色阶的RGB三色图像打开到MDL软件当中，然后再Color选项卡中选择Combine Color，选择RGB模式，在R、G、B三个选项框中分别选择对应的图像，然后点击Align，这里可以使用上面提到过的Auto – star marching，如果这样不行的话，你可以选择使用Manual – two star align，在这个合成过程中，你需要手动选取两颗星，并在每张图像当中确定它们的位置，才能让软件识别并合成彩色图像。Align步骤结束以后，点击OK即可完成彩色合成。

之后我们要通过其他软件对彩色图像进行降噪，因此你需要先保存为tiff文件，保存的时候要注意，在保存的对话框中，你需要先选择保存档案格式为tiff，然后下方必须选择16 bit，之后点击右侧的Manual Settings，选择Linear Only，Max Pixel和16bit三个选项后点击OK，然后保存即可。

降噪的过程我们需要借助Pix Insight（后面简称PI）来完成。打开PI软件后首先复制一个副本作为蒙版，点击上方的Image-Duplicate即可完成复制。然后点击Process-Wavelets，里面只有一个选项，之后在Scaling Function中选择5x5 B3-Spline，不需要修改任何数据，回到Wavelet Layers，把Count的数据改成6，然后分别双击上面6个数字之前的勾，让它们都变成叉，注意R之前的勾不要更改。然后拖动左下角的箭头到你复制的那张图像就可以了。这个过程完成以后你会看到一幅挺糊的图像，选择Image-Invert进行反色处理，然后我们的蒙版就做好了，蒙版可以在最大程度上帮助你保护细节不被抹去。 接下来回到原图像。选择上面的Mask，选择刚才处理的图像作为蒙版后，把上方含有S的对勾去掉，然后选择Process-General-SGBNR，StdDev选项数据改为2.5，Amount一般建议为0.4-0.5，数据越大图像会被磨地更光滑，不过细节也会损失很多，下面的Iteration选择2或者3，然后Dark sides下方的Threshold数据改为0.05，Bright sides下方的Threshold数据改为0.02，然后应用到图像即可完成降噪，不过这个过程比较缓慢，需要耐心等到。

好，现在RGB图像降噪已经完成了，注意，除了降噪不要对RGB图像做任何处理，然后拉回MDL中，选择Color-Split Color，图像会再次分开为RGB三张图像，使用Color-Combine Color中的LRGB模式合成LRGB图像，然后保存出来处理即可。

哈勃色的合成方法相对于LRGB会复杂一些，当然，如果你是使用Photoshop合成RGB的，步骤也是类似的。但是哈勃色的合成需要使用业余天文摄影爱好者J.P.的Tone Mapping技术，会更复杂一些。用Photoshop合成有一个很大的好处就是你可以对单通道进行任意调节。

首先我们启动Photoshop，导入已经拉伸并且对齐星点的H-α、SII和OIII图像。基础的合成方法会造成星点偏色，不过我们还是先了解一下。打开的HSO三个文件的模式都是灰度，因此在S图像下点击图像-模式-RGB模式，然后点击图像-调整-色相/饱和度，选择着色，把S图像调成红色，即色相0或360，饱和度设置为100，明度为-50。然后将灰度的H覆盖到S上，右侧的覆盖模式中

选择滤色，同样进行着色，色相120，即绿色，明度、饱和度设置同上；最后用O覆盖，着色，色相240，即蓝色，明度、饱和度设置同上，选择滤色模式。这样，最基础的哈勃色图像就叠加完成了。你可以通过色阶、曲线来进一步修改这幅图像。不过这样完成的图像有两个缺点：星点变色（这是由于各通道过窄、光强度不同引起的）、颜色不佳。

因此，我们在这里需要介绍Tone Mapping技术（以下简称TM）。TM的第一步是除去所有的星点，这样有两个好处，第一个是可以修正星点偏色，缩小星点大小；第二个是可以提升星云的细节和对比度。第一步的执行并不复杂，但需要足够的耐心的细心，对于每一张单色图像我们都要复制一遍，拉进PS后选择滤镜-杂色-蒙尘与划痕，把半径设为12，阈值这里要注意，我们选择一定的阈值以后要确定星云细节丢失很少，并且亮星的中心也已经不见，常见的阈值范围是40-50。此时星云还在，星点周围还存在些许亮光，但星点中心已经不存在了。之后我们要重新打开蒙尘与划痕对话框，略微缩小半径，调整阈值，要求和上面一样。重复此步骤，直到半径被调整为1，阈值在3-10之间为止。这时候，图像中的星云细节基本都还在，但星点已经完全看不见，这就是去星点的结果。去星点技术不仅应用在TM技术中，对于任何图像处理都是可以使用的。

对HSO三个通道全部去除星点以后，你再打开它们的色阶会发现：诶！最右侧竟然空出那么一大截来！对，这就是我们想要的效果，原先这里应该有的黑线就是星点的存在引起的，所以当星点被出去以后，这条黑线就不存在了。现在，每一次把白色色阶拉到220，重复至空白色阶完全被去除，注意这里两边不要空出任何黑线，把它们全部去掉！只需要留下凸起来的那块黑的就可以了！现在你看到的图像非常奇怪：很亮，噪点很多！不过没有关系，我们只是在做Tone Map，这并不是最终图像。下一步，我们又要用到蒙尘与划痕工具，这里的数值设定是固定的：半径为24，阈值为16。下一步需要注意，我们要引入一个新的工具——高斯模糊。点击滤镜-模糊-高斯模糊，设置半径为3，点击确定即可。好，现在你就得到了HSO三幅通道的Tone Map图像。

接下来，按照上面合成哈勃色基础方法的步骤叠合这三幅图像称为一张彩色的图像。现在，你得到了一幅没有星点的哈勃色图像。这幅图像需要两个补充：亮场和星点。这两个补充都可以用一幅图像来完成，我们称之为Master Luminance（ML），ML图像由HSO三幅图像以H为底（100%）加上S和O两幅图像都以15%正常叠加在H上获得的。之后合并图层，进行一些必要的拉伸。然后把ML图像拉到刚才合成的哈勃色图片上，方式选择“明度”，然后调节一下填充百分比就可以了。合并通道，自由调节就可以了！好，现在你的哈勃色图像就已经完成了！Congratulations！

通过上面的介绍，图像从黑白向彩色跨出了一大步，是不是瞬间感觉高大上了很多？

28、其他类型处理简介

除了上面说到的三个基本的处理方式，高阶的处理包括了人工降噪（其实这个已经在上面讲过）、人工平场（DBE）等，这些处理类型大家如果有兴趣的话可以去天文论坛中寻找各种经验贴来学习，鉴于本教程为基础教程，对于这些内容不予详细展开。

杭州学军中学分享

来自《杭州学军中学天文社团基础教程和社员手册》

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