JP2005347880A - 平面画像における傾斜被り補正方法 - Google Patents

Abstract

【課題】 本発明が解決しようとする課題は、ＣＣＤ撮像画像に於いて画像全体にかかる斑を除去する手法を提示することにあり、天体画像に於いては月や明るい恒星のそばでは生じる明るさの傾斜や薄雲が通過した際などの時々刻々変化する斑をも除去する手法を提示することにある。
【解決手段】 撮像した画像全体を碁盤目状に複数の小領域に分け、各小領域での画素値の中央値及び標準偏差を調べ、高い標準偏差を示す領域の値を０とし、それ以外の通常の値を示す領域の値をその領域の中央値とする。つぎに０を示す領域の値を、周囲の０以外の値を平均して補完する。このようにしてできた画像をガウスぼかし処理でスムージングしたあとに全画素の中央値が１となるように規格化する。この画像でもと画像を割る。
【選択図】 図１

Description

本発明はＣＣＤカメラで撮影したときに、設置されたレンズ系やＣＣＤ素子の各画素の感度差から生じてしまう画像全体の斑を除去する画像処理技術に関し、特に天体画像における斑（傾斜被り）を除去するのに適した画像処理技術に関する。

天体画像をＣＣＤカメラで撮影した場合、設置された光学系(望遠鏡やレンズ等)やＣＣＤ素子の各画素の感度差から画像全体に傾斜被りと呼ばれる斑が生じてしまう。この斑をなくして天体の存在しないところを全く平坦にするには、通常フラットフィールド補正という手法が用いられている。(非特許文献１，非特許文献２参照) このフラットフィールド補正は模様のないスクリーンや薄明時、曇天時などの空を撮影した画像(フラット画像)を作り、その画像で天体画像を割ることにより、ＣＣＤ画像のバラツキを補償しようという手法の画像処理である。すなわち、ＣＣＤ素子が写す視野内で一定の光量が均一に入ればどの画素にも同数の光子が入ったはずであるから、その際の各画素が示す値は同一光量に対する感度とみなすことができる。したがって、各画素の感度を示すフラット画像で撮影した画像を割れば、この感度差を補正したことになる。

フラットフィールド補正はＣＣＤ素子で撮影する範囲は全く一定の明るさということを前提として行われる。天体望遠鏡による天体画像におけるフラットフィールド補正は均一明度のスクリーンや薄明時の空を撮像してなされるが、実際のところスクリーン上に分布のない均一明度を作りだすのは不可能に近いことであるし、薄明時の空にしても明るさの斑がないとはいいきれない。そのため、一般に完壁なフラット画像をつくるのは難しいといわれている。また、仮にフラット補正がうまくいったとしても月や明るい恒星のそばでは明るさの傾斜が生じるし薄雲が通過した際などは時々刻々変化する斑が生じる。ガウスぼかしのように全体をスムージングしてフラット画像をつくろうとすると明るい星の影響がかならず残ってしまう。天体画像を全く斑のない平坦なものにすることは非常に困難である。
Kenichi TORII, Mitsuhiro KOHAMA, Toshifumi YANAGISAWA and Kouji OHNISHI, The Radiant Structure of the Leonid Meteor Stormin 2001 "Observation with a Telephoto Lens System", Publications of the Astronomical Society of Japan, 社団法人日本天文学会、2003年6月25日、55巻、3号、L23-26 Toshifumi YANAGISAWA, Kouji OHNISHI, Kenichi TORII, Mitsuhiro KOHAMA, Atsushi NAKAJIMA, David ASHER, High-Precision Analysis of the 2001 "Leonids Using Telescopic Optics", Publications of the Astronomical Society of Japan, 社団法人日本天文学会、2003年6月25日、55巻、3号、P553-557

本発明が解決しようとする課題は、ＣＣＤ撮像画像に於いて画像全体にかかる斑を除去する手法を提示することにあり、天体画像に於いては月や明るい恒星のそばでは生じる明るさの傾斜や薄雲が通過した際などの時々刻々変化する斑をも除去する手法を提示することにある。

本発明は、従来のようなフラットフィールド補正は行なわず、個々の撮像画像から個々の画像に対応するフラット画像を作るようにする。撮像した画像全体を碁盤目状に複数の小領域に分け、各小領域での画素値の中央値及び標準偏差を調べる。標準偏差が非常に高い値を示す領域には明るい天体があるということになる。まず、高い標準偏差を示す領域の値を０とし、それ以外の通常の値を示す領域の値をその領域の中央値とする。つぎに０を示す領域の値を、周囲の０以外の値を平均して補完する。このようにしてできた画像をガウスぼかし処理でスムージングしたあとに全画素の中央値が１となるように規格化する。この画像をフラット画像としてもと画像を割ることにより、星のない領域が完全に平坦な画像を製作する。

本発明の画像斑修正方法は、撮像画像全体を小領域に分割し、小領域ごとに各画素輝度値の中央値、標準偏差を計算するステップと、標準偏差の値の高い小領域は０、それ以外の小領域は中央値をその領域の代表値と決めるステップと、代表値０とされた領域は周りの領域の０ではない代表値で補完するステップと、この段階の代表値の画像をガウスぼかしでスムージングするステップと、全画素値の中央値が１になるように規格化するステップと、撮像画像を規格化された代表値画像で割る処理をおこなうステップを踏むものであるから、天体画像の星のない領域を完全に平坦にすることができる。これにより画像中の雑音レベル程度の非常に暗い天体を、閾値を与えることにより画像全体から一様に検出することが可能となる。更に、天体画像にかぎらず、一般画像に於いて大きな斑のなかの微小な値を自動で検出する際に非常に有効である。

本発明の画像斑修正方法の手順を図１に示すフローチャートを参照しながら説明する。ステップ１でＣＣＤカメラが設置された天体望遠鏡で天体画像を撮像する。ステップ２で得られた画像における星像の大きさを把握する。ステップ３で星像のサイズ(ＦＷＨＭ)を求め、星像の３〜４倍サイズで撮像画像を例えば図２に示すように碁盤の目に小領域分割する。星像の３〜４倍サイズというのは星像の大きさが３画素程度なら１０×１０画素程度の領域となるということである。この場合、小領域に区分して端数となる画素は画像の右端(もしくは左端)と上端(もしくは下端)の部分を使わないで切り捨ててしまえばよい。小領域分割は碁盤の目に限らず正六角形のハニカム形態であっても良い。ステップ４で該小領域内の各画素輝度値の中央値、標準偏差を計算する。このとき小領域に明るい大きな星が入っていれば中央値、標準偏差とも大きな値になる。特に標準偏差は非常に大きくなる。そこで大きい標準偏差を示す小領域(例えば全標準偏差の中央値の５倍以上)の代表値は無し(０)にしてそれ以外の普通の標準偏差を示す小領域(例えば全標準偏差の中央値の５倍以下)の代表値はその小領域の中央値とする。ステップ５で標準偏差の値の高い小領域は０、それ以外の小領域は中央値をその領域の代表値と決める。ステップ６で仮に代表値０とされた領域の代表値は周りの領域の０ではない代表値で補完する。一般には周囲（上下左右）の領域の値の平均で補完する。但し、０の領域が画像の端である場合や０の領域が続いていたような場合には、今注目している０の領域の周囲、４つのうちのいくつかもしくは全てが０だったらその方向のさらに奥(上ならもうひとつ上)の０でない値を利用する。もしこの作業で端にぶつかったら端の部分は抜かした数の平均(一番左下なら２つ)にするという風にして処理する。ここで、注意事項は補完済みの領域を他の領域の補完につかわないようにすることである。ステップ７で、この段階の代表値の画像をガウスぼかししてスムージングする。ステップ８で全画素値の中央値が１になるように規格化する。そして、ステップ９で撮像画像を規格化された代表値画像で割る処理をおこなって傾斜かぶり補正した画像を得る。

本発明の画像傾斜かぶり補正方法によって得られる画像を図に示し、従来のフラットフィールド補正を施したものと比較して示す。ＣＣＤカメラによって撮像される生の天体画像は設置された光学系やＣＣＤ素子の各画素の感度斑から、図３に示すような緩やかな凹凸が存在する。このような凹凸を補正する従来の手法フラットフィールド補正では、スクリーンや薄明時の空を撮影してフラット画像を作りその画像で天体画像を割る。図８はスクリーンを撮像することによって作成されたフラット画像である。そして、図９は図３の天体画像を図８のフラット画像で割ったものである。このフラット補正はスクリーンや薄明時の空がＣＣＤ素子で撮影する範囲で全く一定の明るさという仮定での下で行われるが、スクリーンで一定の明るさを作りだすのは不可能であるし、薄明時の空も明るさの斑がないとはいいきれない。図９を見るとフラットフィールド補正したにもかかわらず、画像右下の暗部が残っており、完全に補正されていないことがわかる。一般に完壁なフラット画像をつくるのは難しいといわれている。また、仮にフラット補正がうまくいったとしても月や明るい恒星のそばでは傾斜が生じるし薄雲が通過した際などは時々刻々変化する斑が生じる。ガウスぼかしのように全体をスムージングしてフラット画像をつくろうとすると図９に示すように明るい星の影響がかならず残ってしまう。この図１０は図３の撮像画像をガウスぼかし処理したものである。この図から明らかなように明るい天体や値のない画素の影響が顕著に出ておりこれをフラット画像として利用することは無理である。このように従来法によって天体画像を全く斑のない平坦なものにすることは非常に困難である。

本手法の手順に従いまず、ステップ５において標準偏差の大きな値を示す小領域は０、それ以外の小領域は中央値を代表値とした代表値画像を図４に示す。明るい星やブルーミング等で大きな標準偏差を示す部分は０、その他はだいたいその領域のスカイを示す値になっていることが確認できる。図５にステップ６の作業によって０の領域が補完された画像を示す。図６に示した図は図５の画像をガウスぼかし処理によってなめらかにし全画素の中央値が１になるように規格化したものである。最後に図７にこの画像でもとの撮像画像を割るステップ９までの本発明の処理を施した画像を示す。図３にあった斑がほぼ完壁に除去されていることがわかる。この処理画像は図９に示した通常のフラットフィールド補正した画像と比較して、その優位性はあきらかである。

本発明の傾斜被り補正方法は従来のようなフラット画像を用いず、個々の画像から個々の画像に対応するフラット画像を作るようにするため、どのような条件で撮影された画像もほぼ完壁に天体画像を平坦にすることができる。画像を完壁に平坦にすることにより雑音レベルぎりぎりの非常に暗い天体を、閾値を与えることにより画像全体から検出できるようになる。

本発明は天体画像に於いて、月や明るい恒星のそばでは生じる明るさの傾斜や薄雲が通過した際などの時々刻々変化する斑が生じることに鑑み、その画像補正用の手法として開発されたものであるが、本発明はこれに限られず、大きなムラの中にある微小領域の画像情報を自動的に補正する手法として広く応用できるものである。

本発明の傾斜かぶり補正の手順を示すフローチャートである。 本発明の小領域区分の例を示す図である。 望遠鏡で撮像した天体生画像である。 標準偏差の大きな値を示す小領域は０，それ以外の小領域は中央値を代表値とした代表値画像である。 ０の領域が周辺領域の代表値で補完された画像である。 図５の画像をガウスぼかし処理によってなめらかにし全画素の中央値が１になるように規格化したものである。 撮像画像を図６の画像で割る本発明の処理を施した画像である。 スクリーンを撮像することによって作成されたフラット画像である。 図３の撮像画像を図８のフラット画像で割ったものである。 図３の撮像画像をガウスぼかし処理したものである。

Claims (4)

1. 撮像画像全体を小領域に分割し、小領域ごとに各画素輝度値の中央値、標準偏差を計算するステップと、標準偏差の値の高い小領域は０、それ以外の小領域は中央値をその領域の代表値と決めるステップと、代表値０とされた領域は周りの領域の０ではない代表値で補完するステップと、この段階の代表値の画像をガウスぼかしでスムージングするステップと、全画素値の中央値が１になるように規格化するステップと、撮像画像を規格化された代表値画像で割る処理をおこなうステップを踏む画像における傾斜被り補正方法。
2. 分割する小領域は、画像中の星像の３から４倍のサイズとする請求項１に記載の画像における傾斜被り補正方法。
3. 小領域は、縦横に碁盤目状に分割するものである請求項１または２に記載の画像における傾斜被り補正方法。
4. 代表値０とされた領域を周りの領域の０ではない代表値で補完する手法は、０ではない代表値を持った小領域の算術平均値を採るものである請求項１乃至３のいずれかに記載の画像における傾斜被り補正方法。