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1、(10)申请公布号 CN 103175543 A (43)申请公布日 2013.06.26 CN 103175543 A *CN103175543A* (21)申请号 201310028971.2 (22)申请日 2013.01.25 G01C 25/00(2006.01) (71)申请人 中国科学院国家天文台 地址 100012 北京市朝阳区大屯路甲 20 号 (72)发明人 吴潮 裘予雷 魏建彦 邓劲松 (74)专利代理机构 中国航天科技专利中心 11009 代理人 庞静 (54) 发明名称 一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法 (57) 摘要 一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法。
2、， 利 用观测星的测量流量 ( 因 CCD 像元内部响应差异 所带来的 ) 误差与观测星的归一化后的中心坐标 存在着较强的相关性来实现矫正。通过实际的时 序测光观测构建 CCD 靶面分组的二维矫正图， 然 后， 实测数据可根据观测得到的星像中心坐标和 归一化后的坐标找到相应二维矫正图， 并从图上 得出相应的流量矫正量。最后实现因 CCD 像元内 部响应差异所带来的测光误差的矫正， 达到测光 精度的提高。 (51)Int.Cl. 权利要求书 1 页 说明书 6 页 附图 4 页 (19)中华人民共和国国家知识产权局 (12)发明专利申请 权利要求书1页 说明书6页 附图4页 (10)申请公布号 。
3、CN 103175543 A CN 103175543 A *CN103175543A* 1/1 页 2 1. 一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法， 其特征在于步骤如下 ： (1) 根据观测星的测量流量误差与观测星归一化后的中心坐标的相关性， 构建像元内 部响应差异二维矫正图 ； (2) 测量观测目标星的流量和中心位置， 归一化观测目标星的中心位置 ； (3) 根据观测目标星归一化后的中心位置通过内插像元内部响应差异二维矫正图， 计 算出流量矫正量 ； (4) 根据流量矫正量对观测目标星测量流量进行误差矫正。 2. 根据权利要求 1 所述的一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法， 其特。
4、征在于 ： 所述 构建像元内部响应差异二维矫正图步骤如下 ： (1.1) 对选择的固定天区进行连续的时序测光观测， 得到一组时间序列的图像 ； (1.2)对步骤(1.1)中观测得到的所有图像进行CCD本底去除、 平场矫正和暗电流去除 处理 ； (1.3) 对步骤 (1.2) 处理后的每幅图像 j 中的所有星进行孔径测光， 获取每颗观测星 k 的流量 fluxkj和信噪比 (S/N)kj； 同时测出每颗观测星的中心位置 (xckj， yckj)， 筛选出信噪 比大于 50 的所有观测星 ； (1.4) 根据步骤 (1.3) 筛选后的观测星的流量 fluxkj和中心位置 xckj， yckj， 得。
5、到每颗 观测星在整个测光时间序列上的归一化后的流量 fluxnormkj， 进而得到这一组测光时间序 列的流量中值 fluxMediank， 根据二者的比值计算出流量比率 RatioFluxkj； 另外， 还需要完 成归一化中心位置坐标 (xcPixInkj， ycPixInkj) 的处理， 计算公式为 (1.5) 将实际 CCD 靶面进行分组， 根据观测星的中心位置 (xckj， yckj)， 获得每颗观测星 在实际 CCD 靶面上的相应分组 ； (1.6) 对步骤 (1.5) 中的每个组分别进行下述处理 ： 首先， 将 1 个像元至少划分为一个 1010 的网格， 根据步骤 (1.4) 得。
6、到的归一化中心 位置坐标值 (xcPixInkj， ycPixInkj)， 得出归一化中心位置坐标值落入每个子网格中相应图 像的观测星 ； 然后， 根据上述确定的每个子网格中相应图像的观测星， 确定落入该子网格中所有观 测星的流量比率 ； 并计算出其中值 median(RatioFlux)， 用该中值代表所在子网格的值， 即 得到上述划分网格的像元内响应差异二维矫正图。 3. 根据权利要求 1 所述的一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法， 其特征在于 ： 所述 步骤 (3) 中的内插采用三次样条函数内插以提高计算的流量矫正量的精度。 权 利 要 求 书 CN 103175543 A 2 1。
7、/6 页 3 一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法 技术领域 0001 本发明涉及一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法， 适用于天文观测中需要进行 因 CCD 像元内部响应差异而带来的测光流量误差改正的天文数据处理。特别适用于宽视 场、 低采样率和前照型CCD的观测设备， 能够显著地减少因CCD像元内部响应差异所带来的 测光误差。 背景技术 0002 电荷藕合器件图像传感器 (Charge Coupled Device， 简称 CCD)， 它使用一种高感 光度的半导体材料制成， 能把光信号转变成电荷信号， 通过模数转换器芯片转换成数字信 号， 数字信号经过压缩以后由相机内部的闪速存储器。
8、或内置硬盘卡保存， 因而可以轻而易 举地把数据传输给计算机， 并借助于计算机的处理手段， 根据需要来处理图像。 0003 在现代天文观测上 CCD 作为应用非常广泛的图像采集终端。其主要构造和原理 为 ： CCD 是由许多个光敏像元按一定规律排列组成的一个面阵。面阵中的每个像元就是一 个 MOS 电容器 ( 大多为光敏二极管 )， 当有 1 束光线投射到 MOS 电容器上时， 光子穿过透明 电极及氧化层， 进入 MOS 电容器衬底， 最后光子转换为电子， 以电信号输出。光子转换为电 子的效率称为 QE， 由于制造工艺的限制， 对于不同像元的光电转换效率 QE 会有微小的差异 这种差异被称为像元。
9、之间的响应差异， 在现代天文的数据处理过程中采用 “平场” 的方法进 行矫正， 即利用光度均的光打在 CCD 阵面上， 从最后的每个像元的输出电荷差异就可得出 矫正量。同时， 由于 MOS 电容的结构特点， CCD 还存在着像元内部的响应差异， 即， 如果将一 束尺度小于 CCD 像元的光打在一个像元的不同位置， 由于光电转换效率的差异得到的电子 数是不同的。由于 CCD 像元尺度很少， 而一般的天文观测星像的 PSF( 点扩散函数 ) 均会覆 盖较多数量的像元， 即采样良好。这样因为 CCD 内部响应差异带来的测光误差一般会远小 于其它误差而不予考虑处理。但对于如哈勃望远镜这样的观测设备， 。
10、由于 PSF 很小， 采样会 显得相对不足， 因而会考虑内部响应差异的矫正， 采用的方法为 “抖动” 法。 “抖动” 法要求 有很高的指向精度， 并且需要每次都对同一视场进行多次 “抖动” 观测。 0004 现代天文学的发展出现了一些小口径大视场的天文巡天项目， 其视场可达到 14 度 14 度， 这样 CCD 的采样率会大大降低， CCD 内部响应差异带来的测光误差会变得十分 显著， 必须要进行数据处理上的改正。 “抖动” 法对望远镜指精度要求高， 小口径望远镜难以 达到， 同时由于观测模式的限定，“抖动” 法不适合于这种类型望远镜的CCD内部响应差异矫 正。 发明内容 0005 本发明的技。
11、术解决问题是 ： CCD 像元内部的响应差异会带来天文观测中观测星光 度流量的测量误差， 这种误差对于前照型 CCD 和低采样率的观测条件下更为显著。本发明 解决的主要问题即为矫正这种因 CCD 内部响应差异所带来的光度测量误差。 0006 本发明的技术解决方案是 ： 一种 CCD 像元内部响应差异的矫正方法， 步骤如下 ： 说 明 书 CN 103175543 A 3 2/6 页 4 0007 (1) 根据观测星的测量流量误差与观测星归一化后的中心坐标的相关性， 构建像 元内部响应差异二维矫正图 ； 0008 (2) 测量观测目标星的流量和中心位置， 归一化观测目标星的中心位置 ； 0009。
12、 (3) 根据观测目标星归一化后的中心位置通过内插像元内部响应差异二维矫正 图， 计算出流量矫正量 ； 0010 (4) 根据流量矫正量对观测目标星测量流量进行误差矫正。 0011 所述构建像元内部响应差异二维矫正图步骤如下 ： 0012 (1.1) 对选择的固定天区进行连续的时序测光观测， 得到一组时间序列的图像 ； 0013 (1.2)对步骤(1.1)中观测得到的所有图像进行CCD本底去除、 平场矫正和暗电流 去除处理 ； 0014 (1.3)对步骤(1.2)处理后的每幅图像j中的所有星进行孔径测光， 获取每颗观测 星 k 的流量 fluxkj和信噪比 (S/N)kj； 同时测出每颗观测星。
13、的中心位置 (xckj， yckj)， 筛选出 信噪比大于 50 的所有观测星 ； 0015 (1.4) 根据步骤 (1.3) 筛选后的观测星的流量 fluxkj和中心位置 xckj， yckj， 得到 每颗观测星在整个测光时间序列上的归一化后的流量 fluxnormkj， 进而得到这一组测光时 间序列的流量中值 fluxMediank， 根据二者的比值计算出流量比率 RatioFluxkj； 另外， 还需 要完成归一化中心位置坐标 (xcPixInkj， ycPixInkj) 的处理， 计算公式为 0016 0017 (1.5) 将实际 CCD 靶面进行分组， 根据观测星的中心位置 (xck。
14、j， yckj)， 获得每颗观 测星在实际 CCD 靶面上的相应分组 ； 0018 (1.6) 对步骤 (1.5) 中的每个组分别进行下述处理 ： 0019 首先， 将 1 个像元至少划分为一个 1010 的网格， 根据步骤 (1.4) 得到的归一化 中心位置坐标值 (xcPixInkj， ycPixInkj)， 得出归一化中心位置坐标值落入每个子网格中相 应图像的观测星 ； 0020 然后， 根据上述确定的每个子网格中相应图像的观测星， 确定落入该子网格中所 有观测星的流量比率 ； 并计算出其中值 median(RatioFlux)， 用该中值代表所在子网格的 值， 即得到上述划分网格的像元。
15、内响应差异二维矫正图。 0021 所述步骤 (3) 中的内插采用三次样条函数内插以提高计算的流量矫正量的精度。 0022 本发明与现有技术相比的优点在于 ： 0023 ( 一 ) 本发明的处理流程操作与实现更为直接和方便， 容易实现。 0024 本发明回避了实室测量 CCD 像元部响应差异的复杂性和对测量设备要求高的难 度。同时， 对于指向精度也没有具体较高的要求。从观测模式上， 只要通过选择良好天气进 行时序测光， 建构 CCD 像元内部响应差异的二维矫正图即可实现。 0025 ( 二 ) 本发明的通过 CCD 靶面分组的二维矫正图实现矫正， 效果良好。 0026 本发明研究发现观测星的测量。
16、流量 ( 因 CCD 像元内部响应差异所带来的 ) 误差与 观测星的归一化后的中心坐标存在着较强的相关性， 通过构建 CCD 像元内部响应差异的二 维矫正图， 来实现矫正。同时， 通 CCD 靶面的分组来消除因为 PSF 在 CCD 靶面上的分布的不 一致性。通过实施例子表明， 本发明实施效果良好。 说 明 书 CN 103175543 A 4 3/6 页 5 0027 总之， 本发明的这种通过 CCD 靶面分块的二维矫正图实现天文观测中观测星的测 量流量(因像元内部响应差异带来)的误差矫正， 能够方便、 有效地实现天文观测中的测光 精度的提高。 附图说明 0028 图 1 为本发明的像元内部。
17、响应差异矫正方法实施流程图 ； 0029 图 2 为本发明的时序测光光变曲线测量实施流程图 ； 0030 图 3 为本发明的观测图像与参考图像的星进行匹配的流程图 ； 0031 图 4 为本发明的实施例子的像元内响应差异矫正图 ； 0032 图 5 为本发明的实施例子的典型矫正光变曲线图 ； 0033 图 6 为本发明的实施例子的矫正前后方差对比图。 具体实施方式 0034 本发明通过研究发现 ： 观测星的测量流量 ( 因 CCD 像元内部响应差异所带来的 ) 误差与观测星的归一化后的中心坐标存在着较强的相关性。本发明的 CCD 像元内部响应差 异的矫正方法正是利用这种相关性来进行矫正处理。首。
18、先， 通过研究这种相关性构建像元 内部响应差异二维矫正图 ； 然后， 测量观测目标星的流量和中心位置， 归一化目标星中心位 置， 并根据观测目标星归一化后的中心位置通过三次样条函数内插像元内部响应差异二维 矫正图， 计算出流量矫正量 ； 最后， 实现观测目标星测量流量 ( 因像元内部响应差异带来 ) 的误差矫正。如图 1 所示， 具体的实施步骤如下 ： 0035 (1)CCD 像元内部响应差异二维矫正图的构建 ； 0036 构建 CCD 内部响应差异二维矫正图的主要观测和处理过程为 ： 0037 需要选择天气条件良好和大气透明度高的测光夜来观测一个星场密集程序适 中的天区来进行时序测光观测， 。
19、得到一组时间序列的图像 ； 一般要求连续观测的时序测光 采样点为 500 左右或者以上， 天气条件良好。 0038 观测得到的原始数据需要完成 CCD 图像的基本处理， 处理过程包括 ： CCD 本底的 去除 (BIAS)、 平场的矫正、 和暗电流去除处理。这些处理过程使用天文上常用的软件 IRAF 或一般常用的天文图像数据处理软件包即可实现。 0039 对上述每幅图像 j 中的所有星进行孔径测光， 获取每颗观测星 k 的流量 fluxkj 和信噪比 (S/N)kj( 例如可以通过 IRAF 软件获取 )。同时利用重心法测出每颗观测星的中 心位置 (xckj， yckj)， 其计算公式为 ： 。
20、0040 0041 其中， xi和 yi为观测星第 i 个像元的 x 和 y 坐标值。si为第 i 个像元星光的响应 值。从图像的文件头 (Fits 格式 ) 中读出观测时间计为 obstimej。注 ： 下标 k 表示视场中 第 k 颗观测星， 下标 j 表示第 j 幅图像。为表述方便而取 k 和 j 来表示， 泛指某星和某图。 最后， 根据测量的信噪比， 筛选出信噪比大于 50 的所有观测星进行以下步骤的计算。 说 明 书 CN 103175543 A 5 4/6 页 6 0042 根据以上步骤筛选出的每颗观测星的流量 (fluxkj)、 信噪比 (S/N)kj、 中心位 置 (xckj，。
21、 yckj) 和观测时间 obstimej， 完成每颗观测星的光变曲线测量需要完成如图 2 所示 的具体过程。通过测得的光变曲线， 即可得出每颗观测星在测光时间序列上的归一化后的 流量fluxnormkj， 计算其中值记为 ： fluxMediank。 则对于第j幅图中第k颗观测星的流量比 率为记为 ： RatioFluxkj， 计算式为 ：另外， 还需要完成中心位置 的归一化处理， 即将所有中心位置归一化到一个像元内部坐标(注 ： 这里利用了CCD各像元 内部响应差异基本相同的特性 )。具体计算公式为， 0043 0044 最后， 根据中心坐标位置将每颗观测星进行分组， 分组主要根据PSF在。
22、CCD靶面上 的分布情况， 即对于 CCD 靶面上同一分组内亮星 ( 信噪比大于 50) 的点扩散函数 (PSF) 的 半高全宽的差异性小于 10， 一般采 44 共 16 组。 0045 完成像元内响应差异的二维矫正图 ( 每一组完成处理步骤相同 )， 其中一组处 理过程为 ： 将 1 个像元划分为一个 1010 的网格， 每个子网格代表 0.1 个像元单位。根据 以上的测量结果， 对于所有测光时间序列图像上所有的观测星会有测量的 RatioFluxkj和 对应的归一化后的中心坐标 (xcPixInkj， ycPixInkj)， 根据归一化后的中心坐标按各单元 子网格坐标值进行分组， 会得到。
23、落入每个子网格的一组流量比率。对这一组流量比率取中 值， 即 median(RatioFlux)， 来表示子格的值， 则通过以上的计算会获得一个 1010 子格的 median(RatioFlux) 值 ( 注 ： 如果相应子格没有对应的星， 则取所有邻格的值取平均后来表 示该子格的值 )。这样就获取了一张 1 个像元内以 0.1 个像元为子格的 1010 个格子的流 量比率图， 即像元内响应差异的二维矫正图。 0046 (2) 测量观测目标星的流量 flux 和中心位置 (xc， yc)， 归一化观测目标星的中心 位置 (xcPixIn， ycPixIn) ； 具体计算方式同上述观测星。 0。
24、047 (3) 根据观测目标星归一化后的中心位置通过内插 ( 为了提高计算流量矫正量 的精度， 可以采用三次样条函数内插 ) 像元内部响应差异二维矫正图， 获取流量矫正量 Ratioflux。 0048 (4) 根据流量矫正量对观测目标星测量流量进行误差矫正， 得到矫正后的流量 (fluxcorrected) 即为 ： 0049 如图 2 所示， 为本发明的光变曲线测量过程。具体步骤为 ： 首先找出图像质量 较好的一幅记为参考图像。图像的大气质量为主要判断依据。将观测图像的星与参考 图像的星根据位置进行匹配， 即找出相应的同一颗对应星。测得流量 fluxk， ref、 中心位置 (xck， r。
25、ef， yck， ref) 和观测时间 obstimek， ref。注 ： 下标 k 为第 k 颗星， 下表 ref 表示参考图像。 具体匹配过程参见图 3 所示的步骤。完成匹配的对应星之间的流量比率计算， 公式为 ： (fluxk， ref： 第 k 颗星在参考图像上的流量 ； fluxk， j为第 k 颗星在第 j 幅图像上的流量 )。然后可算出观测图像与参考图像之间的所有对应星之间的流量比率中 说 明 书 CN 103175543 A 6 5/6 页 7 值， 即(k1.N颗匹配星)， 最后可得出归一化观测星的 流量到参考星场， 如第 k 颗星， 计算为 ：通过以上步骤的处 理， 即可得。
26、到关于每颗观测星的测光流量归一化到参考星场后的测光序列。 0050 如图 3 所示， 为本发明的观测图像与参考图像的星进行匹配的流程图。以第 j 幅图为例， 匹配过程为 ： 分别从第j幅图和参考图像中各选出最亮的500颗星进行星表的匹 配。 匹配的算法采用天文中应用广泛的三角形匹配算法， 即利用两星场中的星构的三角形， 然后再进行相似三角形的匹配， 最后找出相对应的匹配星。星表匹配完成后的输出为一个 两两匹配上星的列表 ： 第 1， 2 列为 (xckj， yckj) 第 3， 4 列为 (xck， ref， yck， ref)。利用 4 阶二 维多项式来拟合 (xck， ref， yck， 。
27、ref) 与 (xckj， yckj) 之间关系。拟合公式可写为 ： 0051 0052 其中， ai(i 1， 16) 和 bi(i 1， .16) 为拟合参数， 这 32 个拟合参数 可由对以上 500 颗最亮星中的两两匹配上的星的拟合得出。然后利用 (3) 式 ( 这一拟 合得到的关系式 ) 将第 j 幅图中的所有观测星的坐标 (xckj， yckj) 转化为参考图像坐 标系下的坐标 (xc kj， yckj)。在参考图像坐标系下计算观测星和所有参考图像 中星的两两星之间的距离， 距离 (d) 计算公式即为直角坐标系下距离计算公式， 即距离 (其中(xcref， ycref)表示参考图像。
28、中所有星的坐标)。 根据 以上距离 (d) 的计算即可选取出与观测星距离最短的一颗参考星， 并且它们之间的距离还 符合条件， 即小于误差半径 ( 误差半径一般取 1.5 个像元， 根据设备和观测条件， 这一参数 可做适当调整 )， 则认为这颗参考星与观测星是两两匹配星， 可记该参考星的坐标为 (xck， ref， yck， ref)。注 ： 对每幅图像都完成以上第 j 幅图的处理过程， 即可实现所有观测图像中的 星与参考图像中星的匹配。 0053 实施例 0054 (1) 观测设备 ： 望远镜镜头的口径为 7 厘米， CCD 型号为 ： ALTA U9000 前照型 30563056 个像元，。
29、 每个像元对应于 12.6 角秒。星像的点扩散函数 (PSF) 的半高全宽 (FWHM) 为 1.2 个像元 ( 对应 1.5 角秒 )。 0055 (2) 选取一个天气良好的观测夜进行构建像元内部响应差异二维矫正图的观测， 具体数据采集和处理要求及过程按本发明的 “具体实施方式” 中所述的要求进行。最后得 到的 44 共 16 组像元内部响应差异二维矫正图如图 4 所示 ： 0056 (3) 选取其它时刻的测光观测， 按照本发明所述的处理步骤， 利用以上的矫正图进 说 明 书 CN 103175543 A 7 6/6 页 8 行矫正， 获得典型的矫正效果如图 5 所示， 光变曲线为矫正后的数。
30、据 ； 为矫正量 ； 为 原始数据。该图表示本发明能较好地消除因 CCD 像元内部响应差异所带来的测光花样 ( 误 差 )。对一批的观测星进行改进处理的前后测量方差 ( 误差 ) 统计对比， 如图 6 所示。图 6 中的上图 a 中虚线表示矫正处理前的方差与星等关系， 实线表示矫正处理后的方差与星等 的关系。 b表示方差的改正量与星等的关系图。 该图表明对于高信噪比的星， 测量误差能减 少 50左右。 0057 本发明未详细说明部分属于本领域技术人员公知常识。 说 明 书 CN 103175543 A 8 1/4 页 9 图 1 说 明 书 附 图 CN 103175543 A 9 2/4 页 10 图 2 图 3 说 明 书 附 图 CN 103175543 A 10 3/4 页 11 图 4 图 5 说 明 书 附 图 CN 103175543 A 11 4/4 页 12 图 6 说 明 书 附 图 CN 103175543 A 12 。