CCD數位影像淨化原理（一）

CCD數位影像淨化原理（一）
臺北市立中崙高中地球科學科吳昌任教師/國立臺灣師範大學地球科學系傅學海副教授責任編輯

數位式的可見光感應器（CCD、CMOS等）已取代傳統底片，為大部份天文觀測所使用。數位感光晶片有其優點，包括光線造射後產生的信號強度，與入射光線強弱呈現線性反應（在絕大部份狀況下）、微弱光線下的量子效應較高等特性。

註：量子效應：在特定波段下，每100個光子進入感應器後會被偵測到的比例，最高為100％。CCD不管光線強弱，皆有穩定的量子效應，最高可達80％以上。微弱光線下的底片，其量子效應則是小於10％。

也因為偵測到的天體信號直接轉為數位信號，使用者可以用電腦方便的進行事後的影像處理。利用天文影像處理軟體，將隱藏在影像中的雜訊、光線不均勻等影響後續分析結果的因素，以客觀的方式修正，也可以提高影像的訊噪比。這一系列的影像處理程序可以讓影像看起來更乾淨，所以在此也稱為CCD影像「淨化」。

尚未淨化前的CCD天體影像

淨化後的CCD天體影像

用CCD拍攝的天體影像中，除了我們所要的訊號之外，還暗藏了哪些不該出現的訊號？是否能以其他方式客觀的重現並加以校正，是本文章的重點。雖然本文以天文專用CCD作為說明的主軸，但其淨化原理也可以用在一般數位相機所拍攝的影像上，前提是數位相機的觀測檔案必須以無破壞、無壓縮的方式存檔（通常是使用相機的RAW檔形式儲存），再以線性方式轉換處理。

天體影像中的熱雜訊校正：暗電流（Dark Current）校正

使用CCD拍攝影像時，為了讓感應到光線後所產生的電子信號能持續留在原像素（pixel）之中並予以累積，CCD需要對每個像素持續通電。通電即會產生 溫度， 拍攝的時間越久，CCD的溫度也就越高，而溫度越高，CCD本身會產生的雜訊也就越高。為了讓CCD的雜訊降低，最好的方法就是降低溫度，所以天文專用的 CCD多為可以控制溫度的冷卻CCD，其目的就在於降低雜訊，並在拍攝的過程中保持CCD溫度的穩定，以便於其他時間重現出與當時相同條件下的雜訊，以用 來精確校正。

如果我們可以在無光的環境下以相同的溫度與曝光時間再次拍攝CCD影像，所得到的就是純粹由CCD溫度所產生的雜訊，所以這樣的校正影像也稱 為暗電流影像（dark current frame），顧名思義，就是CCD本身在無光的環境下所產生的訊號。

天體影像從CCD讀取出來的過程中所產生的雜訊校正：偏壓雜訊（BIAS）校正

一般天文CCD晶片上有數百萬個像素，每個像素的特性皆不同，有些在未拍攝的狀態下也會有少許的電子信號產生，有些則是曝光結束後，在從CCD晶片讀出影 像的過程中，每個像素的影像信號依序傳輸時所產生的雜訊，這些雜訊同樣會加入拍攝的天體影像中，需要加以排除。這種校正影像稱為BIAS（偏壓雜訊）。因 為BIAS是像素本身以及信號傳遞過程所產生的不必要訊號，與拍攝時間無關，所以其實偏壓雜訊影像就是拍攝0秒鐘的暗電流影像。

天體影像中的光線不均勻校正：平場校正（Flat Field）

光線從望遠鏡前方進入一直到被CCD的像素感應之前，至少會經過望遠鏡的鏡片或玻璃、濾鏡、CCD前方的保護玻璃等等，每個光線經過的地方如果有灰塵或污 漬，或是透光率不同，就會造成到達像素的光線不均勻。

此外，望遠鏡雖然可以將光線集中聚焦，但是光線出口處的中央最亮，越旁邊光線越弱，稱為周邊減光效 應。如果不做校正，將會出現星星在CCD的位置不同，其亮度就不同的錯誤。解決方式就是將整個光學系統對向均勻的光線來源拍攝影像，即可知道光量不均的狀 況。這樣的校正影像稱為平場影像（Flat Field image）。

參考資料
1. http://www.bisque.com/sc/shops/store/CCDSoftWin2.aspx
2. http://www.willbell.com/aip/index.htm