1) image reconstruction
像复原
1.
The observation of high resolution image reconstruction with speckle holography for two astronomical double stars ADS11344 and ADS16648 was reported.
简要地介绍了斑纹全息术的原理，报道了用斑纹全息术对两天文双星ＡＤＳ１１３４４和ＡＤＳ１６６４８进行的高分辨率像复原观测结果。
2.
On the principle of "iterative shift-and-add technique" for astronomical image reconstruction,a proper datum point for shifting and adding the speckle images of an observed object can be determined by an iterative process in some methods.
给出了天文像复原"迭代位移叠加法"的第一步中确定位移基准点的方法—将目标像结构的初始信息与目标斑点图间的互相关运算的极大值点作为基准点。
3.
Because there are many kinds of noise, the noise bias terms are introduced in the iterative shift and add method for astronomical image reconstruction when working in real data.
当工作于实际数据时 ,由于存在着多种噪声 ,导致了天文像复原迭代位移叠加法中的噪声偏差项。
2) image restoration
图像复原
1.
Research on Multi-temporal Remote Sensing Image Restoration;
多时相遥感图像复原方法的研究
2.
3-D microscopical image restoration based on anisotropic Markov random field in wavelet domain;
基于各向异性Markov随机场的三维显微图像复原
3.
Adaptive super-resolution image restoration based on regularization in spatial domain;
空域中基于正则化的自适应超分辨率图像复原
4) image reconstruction
图像复原
1.
Method of image reconstruction microscopically measure the surface flaw of LiNbO_3;
图像复原处理方法在显微测量LiNbO_3表面缺陷中的应用
2.
This paper based on the traditional technology that combination image processing with microscopic measurement, in view of the deblurring image, applied image reconstruction in microscopic measurement technology, intensified the precision .
本文基于传统的图像处理与显微测量相结合的应用技术,针对于不是很清晰的图像,把图像复原引入显微测量技术,提高了测量精度。
5) Recovered Image
复原图像
6) blind image restoration
盲图像复原
1.
Regularization algorithm for blind image restoration based on wavelet transform;
基于小波变换的正则化盲图像复原算法
2.
Based on NAS-RIF algorithm for blind image restoration proposed by Deepa Kundur, an improved method is proposed in this paper.
在DeepaKundur等人提出的NAS-RIF(Nonnegativityandsupportconstraintsrecursiveinversefiltering)盲图像复原算法的基础上,提出改进方法。
3.
Based on original Nonnegativity and Support constraint Recursive Inverse Filtering(NAS-RIF) algorithm,an improved blind image restoration algorithm was proposed.
在原非负支撑域递归逆滤波(NAS-RIF)算法基础上,提出了一种基于空间自适应和正则化技术的改进的盲图像复原算法。
补充资料：天文像的复原
为消除大气引起的望远镜中天体图像畸变而发展起来的一种新技术。在一般天文观测中，由于快速变化的大气湍动的平均效应,所得到的星像是一个角径0奬5～2″甚至更大的模糊圆，大望远镜的分辨率因而受到严重限制（见天文宁静度）。天文像复原的目的，是使观测结果的分辨率接近或达到望远镜的衍射极限，从而再现消除了大气影响的星像。
1970年，法国拉贝里提出，如果曝光时间短（小于0.02秒），那么在曝光瞬间大气是相对稳定的，拍到的星像不会是模糊一团，而是由许多斑点细节所构成的复杂图像。所谓"斑点"就是入射波前上同位相区域的光线干涉的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干涉图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干涉图进行数学上称为"傅里叶变换"的处理，便可将这些信息提取出来，在某些情况下可以再现天体的像。这个过程被称为斑点干涉测量。这种技术之所以能够实现，主要是由于多级像增强器技术的发展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。图为美国基特峰天文台 4米望远镜的斑点照相机：显微物镜3将星像放大，在照相机8的底片上显示出斑点细节。干涉滤光片5带宽约200埃，限制入射光的波宽范围，以保证成像光束的瞬时相干性。棱镜 4用来补偿大气色散。照相机 8的快门是联动的，能在短时间内拍摄大量（几十到几百张）斑点干涉图，以便进行统计平均，并提高测量结果的信噪比。对斑点干涉图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干涉图，投射到照相底片上，底片上记录的衍射花样便是傅里叶变换的干涉图。在观测双星时，衍射花样是平行的条纹，其间隔反比于双星角距。条纹方向决定双星连线的方位角。这套装置已用于双星的常规观测，可测出 0奬035的双星角距,方位角误差0°2。比模拟方法更精确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干涉图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进行傅里叶变换。斑点干涉测量是一种被动方法，其应用颇受原理上的限制。此外，快速拍摄暗弱星像,尽管采用了多级像增强器,也只能应用到亮于15等星（见星等）的天体。
另一种称为主动光学系统的像复原技术正处于试验阶段。这种技术是在光线进入探测器之前，主动改正入射光束的波前畸变。为此，需在光路中引入一种装置，能够快速检测出波前畸变。主镜的表面形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性结构，或由许多可控制的小镜块拼成。在上述检测装置控制下，镜面不同部分可独立运动。在光路中引进相反的波前畸变，则在最后焦平面上可获得消除湍流大气和光学像差影响的天体像。利用这种技术可以研究亮星邻近区域的细节。
不论是主动或被动的天文像复原技术，一般都要求在被测天体的等晕区内有一颗足够亮的星（其角直径必须小于望远镜的衍射极限）作为基准，用来确定瞬时间大气导致的波前畸变。所谓等晕区就是诸点源的波前畸变相同的区域,其大小约在10″之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在发展之中，这种技术突破了大气限制，是地面天文光学的一项重大发展，对解决许多天文学前沿课题具有很大的推动力。
参考书目
F. Pacini, W. Richter and R. N. Wilson, ESO Conference Optical Telescope of the Future,ESO/CERN, Geneva, 1978.
1970年，法国拉贝里提出，如果曝光时间短（小于0.02秒），那么在曝光瞬间大气是相对稳定的，拍到的星像不会是模糊一团，而是由许多斑点细节所构成的复杂图像。所谓"斑点"就是入射波前上同位相区域的光线干涉的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干涉图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干涉图进行数学上称为"傅里叶变换"的处理，便可将这些信息提取出来，在某些情况下可以再现天体的像。这个过程被称为斑点干涉测量。这种技术之所以能够实现，主要是由于多级像增强器技术的发展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。图为美国基特峰天文台 4米望远镜的斑点照相机：显微物镜3将星像放大，在照相机8的底片上显示出斑点细节。干涉滤光片5带宽约200埃，限制入射光的波宽范围，以保证成像光束的瞬时相干性。棱镜 4用来补偿大气色散。照相机 8的快门是联动的，能在短时间内拍摄大量（几十到几百张）斑点干涉图，以便进行统计平均，并提高测量结果的信噪比。对斑点干涉图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干涉图，投射到照相底片上，底片上记录的衍射花样便是傅里叶变换的干涉图。在观测双星时，衍射花样是平行的条纹，其间隔反比于双星角距。条纹方向决定双星连线的方位角。这套装置已用于双星的常规观测，可测出 0奬035的双星角距,方位角误差0°2。比模拟方法更精确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干涉图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进行傅里叶变换。斑点干涉测量是一种被动方法，其应用颇受原理上的限制。此外，快速拍摄暗弱星像,尽管采用了多级像增强器,也只能应用到亮于15等星（见星等）的天体。
另一种称为主动光学系统的像复原技术正处于试验阶段。这种技术是在光线进入探测器之前，主动改正入射光束的波前畸变。为此，需在光路中引入一种装置，能够快速检测出波前畸变。主镜的表面形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性结构，或由许多可控制的小镜块拼成。在上述检测装置控制下，镜面不同部分可独立运动。在光路中引进相反的波前畸变，则在最后焦平面上可获得消除湍流大气和光学像差影响的天体像。利用这种技术可以研究亮星邻近区域的细节。
不论是主动或被动的天文像复原技术，一般都要求在被测天体的等晕区内有一颗足够亮的星（其角直径必须小于望远镜的衍射极限）作为基准，用来确定瞬时间大气导致的波前畸变。所谓等晕区就是诸点源的波前畸变相同的区域,其大小约在10″之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在发展之中，这种技术突破了大气限制，是地面天文光学的一项重大发展，对解决许多天文学前沿课题具有很大的推动力。
参考书目
F. Pacini, W. Richter and R. N. Wilson, ESO Conference Optical Telescope of the Future,ESO/CERN, Geneva, 1978.
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