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最後編輯時間: 西曆2023年05月22日 oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的感光元件 (2) : 拍攝彩色影像      在接收到望遠鏡或鏡頭成像而來的光時， 感光元件 上 的像素，其半導體結構中的電子，可以因吸收光子而激發， 這些激發的電子接着被蒐集起來，蒐集了越多電子，便表示該像素所記錄的區域，其成像越亮。   § 拍攝彩色影像       人類的視覺屬於三色視覺，意即有藍、綠、紅三色，人眼透過感測三色的多寡，判斷出顏色。因此 一般我們所認知的照片，也得能反映多種顏色，而這顏色，便是由藍、綠、 紅三色以不同比例組成。      不同顏色的光，實際上是不同波長的光，意即其光子有着不同的能量，比如紅光的單個光子能量較低，藍光則較高。只要光子能夠進入像素，並且激發電子，就能產生信號，但像素本身無法分辨產生電子的光子，到底是來自紅光，還是藍光，抑或是其他顏色的光，因此像素本身只能記錄亮暗，無法記錄顏色。      要得到彩色影像， 有兩大類做法，如下方 (圖一) 上部所示，第一類做法是在感光元件前方加上濾鏡，見 (圖二) ，比如以藍、綠、紅三色濾鏡分別拍攝，得到三張影像，接着再把三張影像合成在一起。由於大多數遙遠的天體，在短時間內沒有明顯可見的變化，因此這種拍攝方式，在天文攝影中尚能應用。但 在日常生活中，這種方式難以應用，因爲 該做法必須得拍攝三次， 不光操作繁瑣，且拍攝物很可能在拍攝過程中變化 ，手持相機也無法穩定到三次都對到同樣的方位 。 圖一，兩種拍攝紅藍綠三色影像的方法 圖二，過濾不同顏色的濾鏡        因此，在 (圖一) 下部所展示的第二種做法，是在每一個微小的像素上都覆蓋濾色層 (濾鏡)，使單一一次拍攝，就可以得到 包含 三種顏色資料的影像，只不過，一個像素只包含一種顏色，所以最後必須從旁邊的像素，以 插值 ， 大概地「估算」 出某像素的其他兩種顏色，再合成得到彩色影像。這種做法也就是日常生活中，手機、數位相機、視訊攝像頭等等消費產品，所採用的做法，但由於該做法使用插值估計，而不是真正地拍攝下某像素位置的三種顏色，所以無法滿足諸如天文觀測等，需要準確測定像素亮度的應用。      (圖一) 下部展示的拜爾濾鏡 (Bayer filter) ，是柯達公司的工程師布萊斯·愛德華·拜爾 (Bryce Edward Bayer) ，在

*2023/06/07說明 多篇文章更新改寫中，本文大致內容正確，但可能會在近期重新編寫，以更利於理解 點擊查看其他文章 ---------- >>> 暗場、平場、偏置場的涵義與拍攝 <<< 影像校正流程 校正成果與進一步提升 ---------- oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列   天文攝影的預處理 (1) :  暗場、平場、 偏置場 的涵義與拍攝        由於拍攝天體的影像 (天體亮場) 中包含眾多感光元件以及光路上的瑕疵，因此不論是 好的科研數據 ，還是 好的天文攝影作品 ，都需要額外拍攝亮場以外的影像，以進行影像校正 ，把亮場影像中各式各樣的干擾去除。      影像校正的操作稱為預處理，為了預處理需要拍攝三 "類" 校準場影像，或稱為校準幀影像。 1. 偏壓場 (偏置電壓場，Bias frame, offset frame) 2. 暗場 (Dark frame) 3. 平場 (Flat frame)      接下來，本篇文章將說明需要校準場的原因，並提供拍攝校準場的範例，接著進一步說明各校準場的涵義與拍攝細節。   §影像上的瑕疵      天體亮場，通常簡稱為亮場(Light frame) ，指 實際曝光天體的影像 ，下方 (圖一) 上半部分的影像便是。      由於光線從光學端 (望遠鏡或鏡頭) 匯聚，到最後成像在像素上，產生信號電子的整個過程，都可能受到各式瑕疵及干擾影響 ，產生照度不均，因此需要拍攝 平場 來校正 。這類問題中常見的有 1. 光學端設計產生 影像 上 中間亮而周圍暗的漸暈 (或稱暈影、暗角，Vignetting)   2. 光路中鏡片上和濾鏡上由於製作工藝的問題，使不同區域透光率不同，產生影像上不均勻的減光 3. 濾鏡、感光元件表面上灰塵產生的 陰影   4. 感光元件 每一個像素之間的 感光性能差異   (圖一)，上方是拉伸後的未校正天體亮場局部， 下方是拉伸後的總平場局部， 上下兩張局部圖皆位於其原始影像的左下角， 左側偏暗是鏡頭的漸暈所致，而箭頭所指 是感光元件前方灰塵所產生的陰影， *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出        除了上方所述曝光相關的干擾、瑕疵外，感光元件本身也會 隨時間 ，產生一些信號添加在影像上， 如 暗電流 (da

點擊查看其他文章 ---------- 偏壓場、 暗場及平場的涵義與拍攝 >>> 影像校正流程<<< 校正成果與進一步改良  ---------- oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列   天文攝影的預處理 (2) : 影像校正流程        天文攝影的預處理 (1) : 偏壓場、暗場及平場的涵義與拍攝 說明了校準場的涵義與拍攝，本篇文章將接續著上文，說明怎麼運用校準場來校正影像。校正操作牽涉到影像的運算與疊合，關於影像、像素之間的運算及數字範例，可交叉參考 天文攝影的數位影像 (2) : 影像的疊合與運算 。   § 影像校正流程      根據 深入了解天文攝影預處理 (1) : 偏壓場、 暗場及平場的涵義與拍攝 ，拍攝完整的影像包含 天體目標的影像 (天體亮場) L ， 以及滿足條件的偏壓場、暗場、平場、平場的偏壓場、平場的暗場，影像校正流程如下 1. 將一批 偏壓場 B 疊合為 總偏壓場 master-B ， 平場的偏壓場 Bf 也如法炮製為 平場的總偏壓場 master-Bf 2. 將一批 暗場 D 每一張影像都扣掉 總偏壓場 master-B ，形成一批校正後的暗場 (純暗場) ，再把這批校正後的暗場 (純暗場) ，疊合為 總暗場 master-D 。 平場的暗場 Df 也如法炮製，扣掉 平場的總偏壓場 master-Bf 後 ，疊合為 平場的總暗場 master-Df 3. 將一批 平場影像 F 每一張影像都扣掉 平場的總偏壓場 master-Bf 以及 平場的總暗場 master-Df ，形成一批校正後的平場 (純平場)，接著再把這批校正後的平場 (純平場) ，疊合為 總平場 master-F 4. 將需要校正的 天體亮場 L 每一張都扣掉 總偏壓場 master-B 以及 總暗場 master-D ，接著再除以 總平場 master-F ，就完成了天體亮場的校正，最後把校正過的天體亮場疊合便可以用圖像處理軟體處理影像了      須注意下文中若提到總校準場 (比如總暗場、總平場等等) 的拍攝，指的是拍攝單張校準場的情況，比如總暗場的拍攝時長，指的是拍攝單張暗場的時長，而不是疊合影像總共的累積時長 (Integration time)。      以下提供幾個式子，將上面提到