哈勃太空望远镜拍下全是黑白照片，为何公开的却是彩图？

天文学家都是PS高手

我们常常为浩瀚壮美的宇宙而赞叹倾倒。透过哈勃太空望远镜传回的图像，那一个个遥远的星系、一簇簇奇幻的星云，无不散发出迷人的色彩。

比如，在距离我们4000光年外，有一个大小约4光年的泻湖星云，由于其中正在孕育着众多新恒星而被称为恒星的摇篮。我们看到科学家公布的照片是这样的：

泻湖星云可见光照片

但是你知道吗？科学家们用哈勃望远镜拍不出这样的美丽图片，哈勃空间望远镜上的图像传感器是黑白的，并且它上面只有黑白传感器，压根儿没有彩色图像传感器！上面这张照片实际上是由一组黑白照片组合、叠加、PS而成的：

泻湖星云的黑白原片，左上角是滤镜编号

把黑白照片PS成彩色照片，原来天文学家“骗”了我们几十年！不可思议吧？

其实除了这些照片外，哈勃还拍下了这个星云中一些特别的东西，天文学家们没有将它们公开，所以我们也无法一窥究竟，比如下面这张泻湖星云的红外图片（注意，这张也是PS过的，加上了彩色）：

泻湖星云红外图片

将这张图片与可见光照片放在一起对比，是不是有很大的差异？不说这就是泻湖星云，或许你会以为这是两个不同的地方：

泻湖星云与红外照片

重新认识哈勃太空望远镜

为了搞清楚天文学家们到底是不是一群骗子，我们需要重新认识哈勃——这台史上最昂贵的空间望远镜。

最早的天文学家们拿一支细小的单筒望远镜来看星星，随着科技的进步，望远镜越造越大，架设得越来越高，但始终跳不出厚重的大气层，天文观测数百年来大多处于雾里观花的状态。

望远镜的发展

为了避免不良天气、光污染、空气对光波的吸收，以及大气湍流对太空观测带来的不利影响，美国航天局NASA与欧洲航天局ESA合作研制了哈勃空间望远镜HST（Hubble Space Telescope）。在1990年发射升空以来的29年里，它从一个全新的视角为我们揭开了宇宙的面纱。

哈勃空间望远镜

从主镜面直径来看，哈勃并不是地球上最大的望远镜，它的镜面直径只有2.4米，但却是有史以来“站”的最高、最精密的太空观测设备。

制造完成的哈勃主镜，中间的孔被封住了

哈勃搭载了先进的测量相机（ACS）、宇宙起源光谱仪（COS）、太空望远镜成像光谱仪（STIS）、广角相机3（WFC3）、精细引导传感器（FGS）、近红外照相机和多目标光谱仪（NICMOS）、广角/行星摄像机（WF / PC1）、微弱物体光谱仪（FOS）、戈达德高分辨率光谱仪（GHRS）等等一系列复杂的光谱分析测量设备。这些设备与地面设备一起，足以组成一个功能完善的天文台。

哈勃结构和设备简图

但哈勃所有收集到的光线统统汇聚到一个巴掌大小的图像感应器上，这个传感器是黑白组件：

哈勃ACS WFC CCD图像传感器

对光谱的分析

你肯定感到好奇，为什么如此先进的空间望远镜不用彩色相机而用黑白图像传感器，难道是当时造不出好的彩色传感器吗？

并非如此。事实上，对于天文观测来说，黑白图像比彩色更好用。我们接下来为你分析哈勃的工作原理。

与我们普罗大众不同，天文学家、天体物理学家和天体化学家们希望揭示遥远天体的运行规律、它们的元素组成以及化学成分、寻找氧气、水、有机化合物甚至外星生命存在的依据。科学家们掌握的一个有力工具就是光谱。

原子中的电子只能以一定的能级存在。当电子从原子能级的一个梯级下降到另一梯级时，会发射出一个光子，其能量与电子能量的变化相匹配。不同的元素在其能量阶梯上的不同位置具有横档，它反映出来的就是这种元素的光谱。

光谱反应元素的能量阶梯

由于每一层电子在不同的能级上会发出不同波长的光，因此不同元素会有各自特定的光谱，我们通过对光谱线的分析就可以知道发光的是哪一种元素。比如太空中最常见的碳、氧、氮和铁元素，它们所发出的光谱就各不相同。

碳氧氮铁的发射光谱各不相同

与之相对应，每一种元素也有它的吸收光谱，比如当恒星的光从一团富含氢元素的云团中穿过时，其中一部分光会被氢吸收，科学家通过分析接收到的光谱信号，就可以判断某个位置有大量的氢。

发射谱线与吸收谱线

哈勃为什么用黑白相机？

鉴于哈勃望远镜主要是通过接收光谱线来分析遥远天体的组成，而光谱的本射就反映出色彩，因此彩色传感器对于哈勃来说就显得多余。另外，哈勃上搭载的光谱分析设备远远超出了我们人眼所能看到的色域范围，它涵盖了从极紫外线到远红外线波段在内的广阔频谱。有许多光肉眼看不见，但设备可以精确地分辨出来。

哈勃覆盖的所有光谱范围

为了将复杂的光谱从图像上区分开来，科学家在图像传感器前面加上了许多复杂的滤镜，这些滤镜可以分别过滤掉不需要的光线，只让某一个波段频率的光投射到CCD传感器上形成图像。

绿色滤镜只让绿色波长光线通过

然后再换另一个滤镜拍摄一张，如此循环，这样就能得到不同光谱在同一个区域所形成的图像光谱。

光谱仪原理

外行看热闹内行看门道。与公众不同，当天文学家拿到一组哈勃望远镜拍摄的黑白图片，他只需要知道这是用了哪一种滤镜和光栅，就可以分析出遥远天体发出光线中包含的具体信息，从而知道这些天体中有些什么元素、天体的变化趋势以及天体的运动方向。

发射光谱与吸收光谱

下面这张图说明了科学家如何使用哈勃太空望远镜的光谱观测来研究南部蟹状星云的化学组成：一对衰老恒星强烈爆发产生了沙漏状的星云，其中包含了中央恒星内部锻造的元素，这些元素被强烈的爆炸抛洒到太空并被明亮恒星发出的辐射激发，发出特定颜色（或波长）的光。哈勃太空望远镜成像光谱仪（STIS）将来自星云的光分开，记录到氧、氢、氮和硫的发射光谱和它们在星云中的分布方式。这不仅有助于我们更好地了解星云中心的两颗恒星的性质，还可以据此分析星云中后代的恒星、行星元素组成，以及是否有可能产生生命。

从南蟹状星云发射光谱中找到四种元素

同样地，当系外行星穿过其母恒星光线时，恒星的一部分光会被行星的大气层吸收。通过分析被吸收的光谱，我们可以得到行星大气层中可能含有的化学物质及其所占的比例，这为判断行星上是否存在可能支持生命的元素提供了可靠依据。

通过吸收光谱判断行星大气成份

例如，科学家通过利用哈勃太空望远镜对系外行星WASP-39b的大气吸收光谱进行分析后发现，这颗被称为“热土星”的行星含有的水是土星的三倍。它说明WASP-39b不仅远离恒星形成，还有可能受到大量含水物质的轰炸。

对WASP-39b的综合吸收光谱分析发现大量水

为什么公开的都是彩色照片？

通过上面的分析，我们可以知道，黑白照片对于天文学家来说更有价值。事实上，天文学、天体物理学远不如我们想象的那么浪漫。科学家们看星星与公众的视角显然有巨大的差异，为了探索宇宙的奥秘，他们需要长年与单调的图像和枯燥的图表打交道，星空对于他们来说就是黑白的本色。

天文学家可以从中得到有价值的信息

彩色的星空照片对于公众更有吸引力，哪怕它展现出来的颜色并不完全真实，也总比单调的黑白图像带来更多震撼与向往。为了让更多的人关注太空探索事业、让孩子们热爱科学迷上科学，也为项目争取到更多的投资支持，科学家们会将这些黑白照片加以处理，叠加上相应波长的颜色，再将不同颜色的图片用计算机进行合并，于是生成了我们常见的绚丽的宇宙图像。

气泡星云的光谱图像叠加结果

蟹状星云是这样PS出来的

写在最后：

哈勃太空望远镜拍摄到的全是黑白图像，因为它的图像传感器ACS WFC CCD就是黑白的。这并不表示ACS WFC CCD很落后，恰恰相反，这是一台极为先进的光学传感器，它接收的频谱范围覆盖了从远红外线到极紫外线在内的所有波段，这为天文分析打下了坚实基础。

科学家通过滤镜和光栅将望远镜接收到的星光区分开来，分别对不同波长的光进行成像，从而得出遥远天体的化学组成信息，同时对天体的运动状态进行分析。对于科学家而言，代表不同波长的黑白图像更加有用。

公众看不懂黑白图像和大量数据背后蕴含的信息，他们更喜欢彩色图片，因此科学家利用PS技术为不同波长的光加上颜色，更将图片进行叠加，从而生成彩色图像，这就是你看到的灿烂星空。

灿烂星空

IMX455与KAI-11002对比：全幅黑白传感器的时代更替

IMX455与KAI-11002对比：全幅黑白传感器的时代更替

为什么单色（黑白）全幅传感器在天文摄影圈中如此受欢迎？

在电子成像技术普及之前的日子里，天文爱好者拍摄天文照片的标配是35mm胶片相机。一个标准35mm胶片的尺寸为24mm x 36mm（对角线约为43mm）。早期的SCT望远镜有效成像面积比35mm规格略小，因此图像质量有所折扣。但35mm规格胶片凭借其繁多的种类和高度的泛用性，仍使成为天文爱好者的"标配"。

电子成像技术刚刚兴起之时，业余爱好者买得起的CCD传感器要比35mm胶片小得多，这一度引发了到底应该选择灵敏度更高的电子传感器还是分辨率和视场更胜一筹的胶片的争论。随着时间的流逝，CCD传感器的价格下降了，业余爱好者可以买得起的传感器尺寸变得越来越大，分辨率越来越高，直到最后市面上的CCD尺寸与35mm胶卷相机相同——同时像素更小且灵敏度更高。 多数天文爱好者倾向于使用单色传感器和RGB滤镜来合成彩色图像，但是如今应市场需求已经有了相当于内置RGB滤镜的彩色CCD。

早期CMOS传感器最初因其较高的噪声和图像伪影而被认为不适合天文摄影。因此，在15年前柯达推出的35mm制式，1100万像素的单色CCD发布时，引起了业余天文学界的极大轰动。 KAI11000和其后继产品KAI11002已被广泛用于天文摄影。使用这些芯片的相机包括SBIG的STL-11000，QHYCCD的QHY11相机等等。

在过去的15年中，由于CMOS成本较低在消费级市场中得到了广泛的应用，CMOS传感器也因此得以稳步而持续的改进。最终，所有主流的消费类数码相机品牌都已从CCD传感器过渡到CMOS传感器。芯片尺寸规格包括1英寸，4/3英寸，APS-C格式和全画幅格式。此外，还有旨在替代645和6x7胶片的较大的中画幅传感器等。

通常，望远镜直径越大，它能覆盖的传感器区域就越大。许多业余级望远镜可以支持的最大传感器尺寸通常约为APS-C画幅，但是某些望远镜可以支持全画幅，例如FSQ106、70SA以及新型Celestron RASA和Edge HD镜。更昂贵的望远镜可以产生大于35mm的可用成像区域，但由于支持这种系统的传感器需要大于35mm规格，总成本通常会出现指数级的上升。不仅摄像机和望远镜更贵，而且相机还需要大于2英寸（50毫米）的滤镜，这意味着更大，更昂贵的滤镜轮、更大的总重量以及更大的安装座。因此，全画幅传感器由于可使用50mm滤镜系统，并可以最大化利用（普通用户能够买得起的）望远镜系统可用成像范围，仍然是许多业余天文爱好者的"最佳选择"。

最近，索尼发布了几种新的CMOS传感器，其中包括6000万像素全画幅的IMX455。 QHYCCD在其产品QHY600中使用此传感器。那么该传感器与应用极广的KAI11002相比如何？我们知道KAI-11000 / 11002是CCD传感器，而IMX455是CMOS传感器。但是，新的IMX455与KAI11002相比有什么优势？

如前所述，当首次引入CMOS传感器时，由于其较高的暗电流，图像伪影等因素，与CCD相比，它们被认为不适合天文学。随着主要的消费相机制造商（如索尼，尼康，佳能等）开发出了越来越好的CMOS传感器，CMOS逐渐取代CCD成为消费市场的首选传感器。随着的CMOS技术的显著改进， 如今的CMOS在成像的几乎各方面的性能都已超过CCD——读取噪声，暗电流，满阱容量，动态范围，量子效率，分辨率等，都要比同尺寸或同价格的CCD优秀一些。

让我们来看一下IMX455与KAI11002在一些主要方面的对比：

IMX的像素数是KAI11002的5倍以上，分别是6000万和1100万。 此外，由于采用了3.76um像素，因此455可以进行2x2bin，以产生7.5um像素，但即使这样总分辨率仍为1500万像素，比11002高30％。

455的峰值QE是11002的1.74倍，> 87％比50％，但在大多数可见光谱中，总体比率甚至更高，几乎是11002的2倍。

QE曲线对比（结合索尼提供的归一化相对量子效率和QHYCCD的绝对量子效率对比测试实验）。 根据对已知QE的传感器的对比测试，我们估计IMX455的峰值QE大于87％。测试结果详见

暗电流在长时间曝光时会累积，是噪声的重要来源。 455的暗电流大概是11002的1/35，零摄氏度时为0.014 e /像素/秒，而0.5 e /像素/秒。

即使455的像素要小得多（3.76um对9um），它在标准模式下的满阱容量为51,000个电子，在扩展模式下为85,000个电子。 11002的满阱容量大约有60,000个电子。

较大的像素会产生更大的满阱。 为了比较传感器的设计性能，我们可以将整个阱除以一个像素的面积，得到满阱/平方微米，并观察两个传感器的性能差异。

在标准模式下，455的满阱/ um2几乎是11002的5倍。在扩展模式下，相差8倍。

在最低增益下，455的读出噪声低至3.7个电子，几乎是11002的3倍。在高增益下，455可以将读出噪声降低到1电子，是11002的1/10。高增益模式下的超低读出噪声使得可以进行多次较短持续时间的曝光并将它们堆叠起来，从而获得与单次长时间曝光相当的结果。 这种操作需要无需大量的跟踪工作，并可以选择最佳帧以合成最终图像。

读出噪声和满阱容量通常会决定图像动态范围的上下限。 455传感器的动态范围是11002的2倍以上，1：14000和1：6000。

传感器的读出速率有助于高效率作业——特别是在进行多次短时间曝光时。 455传感器的读取速度约为1/3秒，而11002传感器的读取速度为10秒以上。快30倍以上。

总结

综上所述，IMX455不仅在几乎所有参数上都优于11002，而且鉴于QHY600能够调节增益、读取噪声和满阱，以满足各种成像情况的要求，这使该相机成为一种更加灵活的设备。

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