本發明屬于自適應光學成像技術領域，是針對弱信號時信噪比低導致波前探測誤差大的問題提出的濾波方法。其基本思想是：哈特曼波前探測器上每個光斑強度分布都應該與圖1所示的類高斯強度分布函數相似；如果用3×3像素區域上的類高斯強度分布函數與6×6像素子區域強度分布函數進行相關計算的話，會突出光斑中心強度信號的權重、壓低子區域邊緣光子噪聲的權重，形成子區域權重濾波窗W；W的值域也在6×6像素的子區域上；利用有效子區域權重濾波窗W再次與該子區域的強度分布I做權重計算，即可獲得抑制了噪聲干擾的子區域光斑的強度分布；然后用通常的質心算法計算該子區域光斑的質心。本發明可使5.5星等的波前探測誤差減少20％。

技術領域

本發明屬于自適應光學技術領域，是一種基于哈特曼波前探測器的波前探測方法。涉及哈特曼波前探測器的信噪比較低時的光斑質心計算方法，使得哈特曼波前探測器的探測極限星等提高。

背景技術

利用望遠鏡對天體目標進行觀測時，由于大氣湍流的隨機干擾，成像光波前發生動態畸變，導致望遠鏡成像分辨率下降。自適應光學系統可實時探測和校正大氣湍流造成的畸變波前，以恢復望遠鏡理想的高分辨率成像。哈特曼波前探測器是當前自適應系統中廣泛應用的波前探測器。該探測器如圖1所示，由前置的微透鏡陣列1與位于微透鏡陣列焦平面上的背部相機2組成，單個微透鏡的口徑為d、焦距為f，微透鏡陣列將望遠鏡輸出的畸變波前分割為只含有傾斜畸變的平面子波前陣列，特別要指出每個子波前中不含有任何高階畸變，只是空間傾斜角度不同，子波前的直徑與代表大氣湍流強度的大氣相干長度r₀相等，這些子波前對應的子光束通過微透鏡陣列1后在背部相機2上會聚成光斑陣列，在相機像素構成的平面坐標系中計算每個光斑的質心位置，可獲得各個子波前的二維傾斜數據。利用子波前陣列的所有二維傾斜數據，即可重構出望遠鏡輸出的整體畸變波前。

考慮微透鏡陣列1是方格陣排列的微透鏡集合，背部相機2的面板上具有方格陣排列的像素。波前探測光束是正入射的平行光束，在背部相機2的面板上近似形成內切圓，圓內分布著微透鏡陣列聚焦出的光斑。圖2所示的是一幅畸變波前的光斑陣列，每個光斑都限制在一個n×n像素的子區域內，光斑強度離散地分布在各個像素上。有光斑的子區域為有效子區域。

光斑質心坐標(c_x，c_y)的求算方法依據【Francois Roddier,Adaptive optics inastronomy,Cambridge University Press,1999,Part two,pp99】：

在有效子區域上建立直角坐標系x-y，以子區域的中心為原點、像素為單位，設從左到右的橫軸為x軸，從上到下的縱軸為y軸，子區域中光斑的質心坐標為：

其中求和區域為子區域上的所有像素，i,j分別是像素在橫向和縱向的序號，i,j＝1,2,3,…n，x_i,j與y_i,j分別為(i,j)像素中心點的兩個坐標分量，I_i,j為(i,j)像素的光強。

哈特曼波前探測器的光斑質心計算精度決定波前重構的精度。而即使單純考慮信號中光子噪聲影響的話，接近或超過5視星等的暗弱目標在哈特曼波前探測器子區域中的平均信噪比都不會高于13，因為光子噪聲的強度是信號強度的平方根，故此時通常的質心算法很難保證光斑質心的計算精度。在我國望遠鏡的自適應光學成像領域，一般認為5視星等是目前哈特曼波前探測器的極限探測星等，即使是4.5視星等的目標，亮度可以相對提高1.6倍，但信噪比也只能相對提高√1.6＝1.3倍，即信噪比不高于16，此時質心算法得到的光斑質心誤差也較大。

如果能將子區域的光子噪聲加以抑制，不僅可以保證波前重構精度，還能相應提高哈特曼波前探測器的探測靈敏度，即可探測的極限星等。

目標視星等和哈特曼波前探測器子區域中的光子數的計算方法如下：