AST3图像相减测光模板系统设计*

康文东，于 策，张旭明，孙济洲，商朝晖，陈锦言，曹 玮

(1.天津大学计算机科学与技术学院，天津 300072;2.天津师范大学天体物理中心，天津 300387)

AST3(Three Antarctic Schmidt Telescopes)是3个50 cm口径的施密特望远镜，将安装于昆仑站。AST3的每个望远镜配备了10 K×10 K的CCD相机，可以覆盖约3°×3°的天空，空间采样1″/pixel。

AST3基于图像相减的变源测光软件主要目的是通过图像相减的方式，实现对部署在南极Dome A地区的天文望远镜获得的天文数据的处理，从而获得变源数据。

AST3项目每半年连续观测能够产生至少43 T的数据，而且地处南极地区，无人职守的环境要求软件高度的自动化、智能化。因此AST3处理软件将为未来其他天文软件的发展提供很好的借鉴，特别是将来还要在南极Dome A部署的4 m口径望远镜。

1 图像相减测光

图像相减测光是将已知的模板图像与要检测的图像进行相减，从而找到其中的差异，并利用已知的领域知识判断差异代表的实际物理意义或者差异根源的方法［1］。

在进行图像相减前，必须完成必要的准备工作，包括模板制作、新来图像质量判断、图像配准、亮度归一化处理、卷积处理。本文重点论述模板制作的过程，针对漂移扫描和定点追踪观测这两种不同的观测模式，提出并实现了相应的模板制作流程。

一幅新来图像进入图像相减模块后，首先要判断该图像质量，只有质量足够好，才能继续相减流程，否则将该图像抛弃。

望远镜不同时间对同一天区拍摄的图像可能会出现图像平移、旋转，为此需要图像配准，图像配准是指将新拍摄到的图像与模板图像按照赤经赤纬对齐。模板是质量最好的图像，其亮度与新来图像是有差异的，不能直接进行图像相减，要经过亮度归一化处理，使二者亮度相同。

模板是经过若干幅质量足够好的图像叠加而成的，模板图像的视宁度最小，PSF(Point Spread Function，点扩散函数)最锐。质量足够好的新图像的视宁度、PSF与模板图像是有差异的，不能直接进行图像相减，要将模板图像进行卷积处理，使得模板图像的视宁度、PSF与新图像相同。

图1 图像相减原理图［1］Fig.1 The principle of image subtraction［1］

2 AST3模板制作流程设计

2.1 功能介绍

2.1.1 两种观测模式

AST3望远镜观测模式分为两种，第1种是漂移扫描，第2种是定点追踪观测，其中定点追踪观测是主要的观测模式，可以通过远程发送信号来改变观测模式。

漂移扫描是指望远镜相对地面静止不动，镜片本身不转动，随地球的自转望远镜的镜头扫过的天空，形成一个环形，CCD每个通道每2.4 min读出一次图像，CCD的10个通道读出图像的动作是同时进行的，将每个通道读出的图称为“小图”，同一时刻读出的10幅小图是连续的，将其按照CCD的左右顺序依次简单拼接，得到的是一幅记录着连续天区的大图。

定点追踪观测方式是指望远镜自身可以调节一定的角度，在特定时刻对某一特定的天区进行观测，默认的方式为，确定1250个固定的天区，每天对部分天区进行追踪观测，将观测到的图像记录下来，进入到图像相减流程与对应模板相减。

2.2 模板制作流程设计

2.2.1 整体流程

漂移扫描和定点追踪观测两种模式下，图像的获得机制不同，所得图像的尺寸和天区位置也不同，需要分开处理，为方便地区分所得图像的方式，还需要将所得的原图像分开存储。两种模式在输入图像和模板的对应方式上有所不同，而一旦找出了输入图像和对应的模板，不论是继续进行相减流程还是进行模板叠加流程，两种观测方式下的过程都是相同的。即整个的系统流程主要分为图像与模板的对应、模板叠加、图像相减3大部分。系统的整体流程如图2。

预处理过程(图3)，在整个系统开始运转之前，首先要读入模板位置信息到数据库，模板名称及位置信息在配置文件中设置，其中漂移扫描方式给出计算模板范围的参数，定点追踪扫描方式给出模板的具体名称和位置［2－3］。

判定当前模式，每次运行前用指令getmode读取配置文件mode_config来判定观测模式，配置文件mode_config的值为1，表示当前观测方式为漂移扫描，为0表示定点观测。确定完当前观测模式后，根据返回值进入相应观测流程。

2.2.2 漂移扫描模板制作流程。

漂移扫描模板制作过程可以用图4图简要表述。

对于给定赤经范围需要制作模板的区间(例如给定5.4°～12°)，用10个CCD通道［4－5］中的一个来连续获得该区域的小图像，然后将这些小图像条拼接在一起形成一张覆盖该区域的大图，再按照赤经剪掉多余部分，得到范围精确的新图像，用其与已有的该区间的模板 (如果有)进行叠加，否则将该图像直接作为模板。漂移扫描流程如图5。

图2 图像处理流程Fig.2 Flowchart of image processing

图3 预处理Fig.3 Flowchart of preprocessing

图4 漂移扫描模板制作过程示意图Fig.4 Production of a reference image for drift scan

其中第3步，ra与某模板的最小经度相邻，意为该小图的左经度小于(或者说覆盖)该模板的左经度且只小于一个小图像跨度范围之内，只有这样，才能认为经拼接后的图像可以剪切出符合要求的模板;而当检验小图像后面是否还有ns幅小图像是指同一CCD通道下来的ns幅小图，这样可以保证将因CCD通道不同而引起的差异排除掉;当模板一旦质量足够好之后，程序大部分都在执行图像相减过程，后续会加以讨论。

图5 漂移扫描模板制作流程图Fig.5 Flowchart of producing a reference image for drift scan

2.2.3 定点观测模板制作流程

定点观测流程(图6)相对于漂移扫描方式而言，不涉及到图像的拼接问题，经判定后，图像可直接用于叠加或相减，定点观测是望远镜的主要工作方式。

图6 定点观测模板制作流程Fig.6 Flowchart of producing a reference image for fixedpointing follow-up observation

图7 图像叠加流程图Fig.7 Flowchart of coadding images

2.2.4 图像叠加流程

无论是那种观测方式，在模板存在但质量不足够好的情况下，一经判定新获得的图像质量足够好，则进入图像叠加流程(图7)，以便叠加出质量足够好的模板，若模板不存在，则直接把该图像作为模板。

2.2.5 图像相减流程

该流程(图8)的目的是与模板相比较，探测图像上的变源，并对其进行测光。由于主要过程是通过与模板相减来探测变源，这样就要求图像和模板的亮度、星象轮廓(PSF)［6］要尽可能的一致。模板是最好的图像(亮度最亮，seeing最小，PSF最锐)，需要通过亮度归一化使得模板与新来图像亮度相同，再通过卷积模板使得二者PSF相匹配。亮度归一化处理后，需要利用观测图像上的亮星，确定其PSF。根据坐标，找到模板上相对应的天区，卷积模板以与观测图像的星象轮廓一致，同时，将观测图像和模板对齐相减。两幅图像相减后，只剩下变源，便于探测。之后，可以对变源测光，结合模板的测光结果对变源进行星等定标，生成星表(RA，Dec，x，y，mag，…)。图像相减后，信息量降低，图像压缩率提高。只需要保存一个模板和相减后的图像，就可以恢复到原始图像。

2.2.6 模式转变与特殊天区处理

在望远镜观测过程中，可以远程向望远镜发送一个改变观测模式的信号，通过修改配置文件中的参数，达到改变其观测模式的目的。

在定点追踪观测的过程中，存在更改观测天区的情况，当天空中的某一区域具有特殊天文现象时，可以远程向望远镜发送一个信号，让望远镜改变观测的区域。

2.2.7 流程的测试及结果

流程整体采用脚本语言编写，能够达到便捷有效地组织和协调各功能模块的作用。测试过程包括［7］对一般输入、测试输出的正确性;对于边界输入、输出的正确性。经测试，本流程能够正确调度各功能模块，可以正确地完成图像拼接、图像叠加、图像相减，可以正确做出模板图像。

图8 图像相减流程图Fig.8 Flowchart of image subtraction

3 展望

对南极天文科考，南极天文中心与美国、澳大利亚等国家合作，制定了XIAN计划。XIAN计划共分为3部分，AST3是其中的第2步，它的最终目标为在Dome A地区建立4 m级望远镜。随着XIAN计划的逐步进行，同为在南极恶劣无人值守环境下的天文望远镜，AST3的软件可以部分或全部移植到以后其他更大型天文望远镜上，同时，设计经验也为完善以后望远镜软件打下了坚实基础。

［1］吕立强.AST3 RPS系统架构和关键算法研究 ［D］.天津:天津大学计算机学院，2009:1－45.

［2］胡悦，艾力·玉苏甫，赵融冰.Linux操作系统下射电望远镜控制软件的开发 ［J］.天文研究与技术——国家天文台台刊，2008，5(2):199－205.Hu Yue，Ai Li·Yusupu，Zhao Rongbing.The Design and Realization of Radio Telescope Control Software in Linux Operating System ［J］.Astronomical Research ＆ Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China，2008，5(2):199 －205.

［3］赵融冰，艾力·玉苏甫，张晋，等.采用VC++的射电望远镜控制软件在Windows XP下的设计和实现 ［J］.天文研究与技术——国家天文台台刊，2007，4(1):64－71.Zhao Rongbing，Ai Li·Yusupu，Zhang Jin，et al.The Design and Realization of Radio Telescope Contrao Software In Windows XP System with VC++［J］.Astronomical Research ＆ Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China，2007，4(1):64 －71.

［4］王庆有，孙学珠.CCD应用技术 ［M］.天津:天津大学出版社，2000:30－125.

［5］毛银盾，唐正宏，郑义劲，等.CCD漂移扫描的基本原理及在天文学上的应用 ［J］.天文学进展，2005，23(4):304－317.Mao Yindun，Tang Zhenghong，Zheng Yijin，et al.The Basic Principle and the Application in Astronomy of CCD Drift-Scan ［J］.Progress in Astronomy，2005，23(4):304－317.

［6］张亚新，耿则勋，陈波，等.基于NSWT模极大值的PSF估计 ［J］.测绘科学技术学报，2008，25(1):64－67.Zhang Yaxin，Geng Zexun，Chen Bo，et al.Image Restoration Based on NSWT and Point Spread Function Estimation ［J］.Journal of Zhengzhou Institute of Surveying and Mapping，2008，25(1):64－67.

［7］彭青松，李有兵.在Windows/VC++环境下编程实现FITS图像的显示 ［J］.天文研究与技术——国家天文台台刊，2008，5(4):392－398.Peng Qingsong，Li Youbing.Displaying FITS Images by Programs in Windows/VC++ ［J］.Astronomical Research ＆ Technology——Publications of National Astronomical Observatories of China，2008，5(4):392－398.