Full frame denoising for pyramid wavefront sensors

रात का आकाश प्रकाश का एक विशाल, झिलमिलाता हुआ महासागर है, लेकिन जब खगोलशास्त्री किसी दूर स्थित तारे या एक धुंधले ग्रह की स्पष्ट छवि लेने की कोशिश करते हैं, तो दृश्य अक्सर वायुमंडल के कारण खराब हो जाता है। हमारे ऊपर की हवा स्थिर नहीं है; यह अलग-अलग तापमान और घनत्व वाली थैलियों का एक अशांत मिश्रण है। जैसे ही तारों का प्रकाश इन बदलती थैलियों से गुजरता है, प्रकाश तरंगें मुड़ और बिखर जाती हैं, जिससे छवि धुंधली और डगमगाती हुई दिखाई देती है। इसे ठीक करने के लिए, खगोलशास्त्री 'एडेप्टिव ऑप्टिक्स' (adaptive optics) नामक तकनीक का उपयोग करते हैं। यह प्रणाली एक उच्च-गति वाली, स्व-सुधारात्मक दर्पण की तरह कार्य करती है जो वायुमंडलीय विरूपण को रद्द करने के लिए प्रति सेकंड सैकड़ों या हजारों बार अपना आकार बदलती है, जिससे कैमरे तक पहुँचने से पहले प्रकाश तरंगों को प्रभावी रूप से सुचारू बनाया जा सके।

हालाँकि, यह सुधार प्रणाली एक महत्वपूर्ण पहले चरण पर निर्भर करती है: इसे पहले विरूपण को मापना होगा। इसके लिए, इसे एक 'गाइड स्टार' (guide star) की आवश्यकता होती है, जो संदर्भ के रूप में कार्य करने के लिए प्रकाश का एक चमकीला बिंदु हो। प्रणाली इस तारे के प्रकाश का विश्लेषण करती है ताकि यह पता लगाया जा सके कि वायुमंडल इसे कैसे मोड़ रहा है। लेकिन इसमें एक पेंच है। यदि गाइड स्टार बहुत धुंधला है, तो सेंसर तक पहुँचने वाला प्रकाश इतना कम होता है कि माप यादृच्छिक शोर (random noise) से भर जाता है, ठीक वैसे ही जैसे तूफान में फुसफुसाहट सुनने की कोशिश करना। यह तकनीक को केवल चमकीले तारों तक सीमित कर देता है, जिससे ब्रह्मांड का विशाल बहुमत पहुंच से बाहर रह जाता है। अगली पीढ़ी के विशाल दूरबीनों के लिए, जिनका लक्ष्य ब्रह्मांड की गहराई में झांकना है, धुंधले तारों के साथ काम करने की क्षमता आवश्यक है।

शोधकर्ताओं के एक दल ने एक नई विधि विकसित की है जो इन प्रणालियों को कम रोशनी में भी स्पष्ट देखने में मदद करती है। उन्होंने एक विशिष्ट प्रकार के सेंसर पर ध्यान केंद्रित किया जिसे 'पिरामिड वेवफ्रंट सेंसर' (pyramid wavefront sensor) कहा जाता है, जो विरूपण को मापने के लिए आने वाले प्रकाश को चार छवियों में विभाजित करता है। कम रोशनी की स्थिति में, ये छवियां दानेदार और पढ़ने में कठिन हो जाती हैं, जिससे सुधार खराब हो जाता है। टीम का समाधान सीधे कच्चे सेंसर डेटा पर एक परिष्कृत इमेज-क्लीनिंग तकनीक लागू करना था, इससे पहले कि कंप्यूटर विरूपण की गणना करने का प्रयास करे। छवि को पिक्सेल दर पिक्सेल देखने के बजाय, एल्गोरिदम पूरे फ्रेम में उन छोटे पैच (patches) की तलाश करता है जो एक-दूसरे के समान दिखते हैं। क्योंकि तारे की छवि की संरचना सेंसर में अनुमानित तरीकों से दोहराई जाती है, इसलिए कंप्यूटर इन समान पैच को एक साथ समूहित कर सकता है। उन्हें एक एकल, त्रि-आयामी स्टैक के रूप में विश्लेषण करके, एल्गोरिदम शोर के यादृच्छिक दानों से तारे के वास्तविक आकार को अलग कर सकता है। यह प्रभावी रूप से शोर को औसत निकाल देता है जबकि प्रकाश पैटर्न के नाजुक विवरणों को सुरक्षित रखता है।

शोधकर्ताओं ने इस दृष्टिकोण का परीक्षण एक बड़े टेलीस्कोप सिस्टम के विस्तृत कंप्यूटर सिमुलेशन का उपयोग करके किया, जो चिली में स्थित 'वेरी लार्ज टेलीस्कोप' के पैमाने के समान है। उन्होंने सिस्टम को विभिन्न स्थितियों के तहत संचालित होते हुए सिम्युलेट किया, जिसमें वायुमंडलीय विक्षोभ के विभिन्न स्तर और विभिन्न चमक के तारे शामिल थे। परिणामों ने दिखाया कि जब गाइड स्टार धुंधला था, तो नई विधि ने अंतिम छवि की गुणवत्ता में काफी सुधार किया। सिमुलेशन में, सुधारा गया तारा चित्र की तीक्ष्णता, जिसे 'स्ट्रेहल अनुपात' (Strehl ratio) नामक मान द्वारा मापा जाता है, मानक विधि की तुलना में बारह प्रतिशत तक सुधरी। इस लाभ ने सिस्टम को पहले की तुलना में लगभग आधा मैग्नीट्यूड (magnitude) धुंधले तारों के साथ प्रभावी ढंग से काम करने की अनुमति दी। खगोल विज्ञान की दुनिया में, जहाँ चमक का पैमाना लघुगणकीय (logarithmic) होता है, संवेदनशीलता में यह छोटी सी वृद्धि खगोलीय पिंडों की संख्या में बड़ी वृद्धि करती है।

अध्ययन ने यह भी प्रकट किया कि विभिन्न परिस्थितियों में यह विधि कैसे व्यवहार करती है। जब तारा बहुत चमकीला था, तो नई तकनीक ने बहुत कम लाभ दिया, क्योंकि सिग्नल पहले से ही शोर को पार करने के लिए पर्याप्त मजबूत था। हालाँकि, जैसे-जैसे तारा धुंधला होता गया और शोर प्रमुख समस्या बन गया, क्लीनिंग एल्गोरिदम अधिक प्रभावी होता गया। शोधकर्ताओं ने पाया कि यह विधि तब विशेष रूप से मजबूत थी जब डिटेक्टर स्वयं शोर युक्त था, जो कई वर्तमान उपकरणों में एक आम समस्या है। उन्होंने यह भी खोजा कि तकनीक ने सिस्टम को वायुमंडलीय विरूपण के अधिक जटिल पैटर्न, जिन्हें 'मोड्स' (modes) कहा जाता है, को बिना अस्थिर हुए नियंत्रित करने की अनुमति दी। इसका अर्थ है कि दूरबीन वायुमंडलीय विक्षोभ के सूक्ष्म विवरणों को ठीक कर सकती है, जिससे अंतिम छवि में तीक्ष्ण कोर और बेहतर कंट्रास्ट मिलता है, जो दूर के तारों की परिक्रमा कर रहे धुंधले ग्रहों को खोजने के लिए महत्वपूर्ण है।

इस कार्य का सबसे आशाजनक पहलू इसकी लचीलापन है। शोधकर्ताओं ने पाया कि एल्गोरिदम की सेटिंग्स को तारे की चमक के आधार पर सुचारू रूप से समायोजित किया जा सकता है, बिना प्रत्येक नए अवलोकन के लिए इसे पूरी तरह से पुन: प्रोग्राम किए। यह सुझाव देता है कि इस प्रणाली को वास्तविक दूरबीनों पर वास्तविक समय (real-time) में लागू किया जा सकता है। जबकि वर्तमान परिणाम सिमुलेशन पर आधारित हैं, इसमें शामिल कम्प्यूटेशनल चरण आधुनिक ग्राफिक्स प्रोसेसर के लिए उपयुक्त हैं, जो हजारों बार प्रति सेकंड छवियों को साफ करने के लिए आवश्यक भारी काम को संभाल सकते हैं। टीम ने उल्लेख किया कि भविष्य के कार्य का ध्यान सेंसर की विशिष्ट ज्यामिति और छवि में शोर की परिवर्तनशील प्रकृति को ध्यान में रखते हुए विधि को परिष्कृत करने पर होगा, लेकिन प्रारंभिक निष्कर्ष एक मजबूत 'प्रूफ ऑफ कॉन्सेप्ट' (proof of concept) हैं।

यह दृष्टिकोण ब्रह्मांड को अधिक स्पष्ट रूप से देखने की खोज में एक महत्वपूर्ण कदम है। सेंसर से कच्चे डेटा को केवल संख्याओं के एक सेट के रूप में संसाधित करने के बजाय, उसे एक पूर्ण छवि के रूप में मानकर, शोधकर्ताओं ने एडेप्टिव ऑप्टिक्स की पहुंच बढ़ाने का एक तरीका खोज लिया है। इस विधि के लिए नए हार्डवेयर या मौजूदा प्रणालियों के पूर्ण बदलाव की आवश्यकता नहीं है; यह एक सॉफ्टवेयर-आधारित संवर्धन है जो पहले से मौजूद प्रकाश का सर्वोत्तम उपयोग करता है। खगोलशास्त्रियों के लिए, इसका अर्थ है समान उपकरणों के साथ धुंधले, अधिक दूरस्थ पिंडों का अध्ययन करने की क्षमता, जो रात के आकाश में हम जो देख सकते हैं उसकी सीमाओं को आगे बढ़ाता है। जैसे-जैसे अगली पीढ़ी के विशाल टेलीस्कोप ऑनलाइन आ रहे हैं, इस तरह की तकनीकें उनके विशाल दर्पणों को ब्रह्मांड पर वास्तव में शक्तिशाली आँखों में बदलने के लिए आवश्यक होंगी।