恒星旁边那个会转动的暗点

挡住星心以后，周围仍有光

夜里给车灯旁的小灯拍照，先遮住车灯最亮的部分，小灯会容易看见一些。可镜头里的散光不会随之消失。望远镜也会遇到类似困难：恒星的光大多集中在中心，衍射和细小光学误差又把一部分送到周围，形成明亮光晕。

日冕仪先在光学系统里削弱星光。Lyot 日冕仪用小遮挡片盖住最亮的焦点，再在重新成像的瞳孔处挡掉边缘附近的一部分光。伴星从稍偏的方向照来，仍有不少光能绕过中心遮挡，到达科学相机。

光晕里有些小亮结，叫散斑。镜面各处让光多走或少走了一点路，光波在某些位置加强，就留下亮点。这种亮点会很像伴星。提高分辨率时，伴星和散斑都会变得更清楚。

观测时，可以让仪器里的瞳孔图案尽量保持方向。地球照常自转，天空就在探测器上缓缓转过；伴星绕着恒星位置走一小段弧线，仪器光晕则大体留在原处。

把多帧图像放在一起，就能估计恒星背景。逐帧扣去背景，再把残差转回相同天空方向，伴星光便叠到一起，许多仪器结构被摊开。这种做法叫角差成像，英文简称 ADI。

这里转的是观测坐标。半小时里的小弧线主要来自视场旋转，不是在展示半小时的行星公转。认清这一点，才能把相机里的运动和天体轨道分开。

对应阅读：Marois et al.

如果相邻图像之间几乎没转，伴星就总落在差不多的位置。拿这些图像估计背景时，那个小亮点也会被算进去。背景一扣，伴星光跟着少了。转得多一些，伴星才更容易从背景估计中分离出来。

这叫自减除。处理后的伴星有时带着一对负瓣：正亮核旁边出现偏暗结构，标记参考图曾经含有伴星光的位置。要量亮度，就得算清所用孔径怎样截到这整套正负形状。

可以往原图里添一颗亮度已知的微弱光源，再从头处理。最后收回多少光，就测出了这种处理在该处的响应。有些算法会从图像学习参考；添进去的光源也会改变学习结果，标定时要把这一步一起重算。

对应阅读：Pueyo

二〇一三年十二月十日，双子座行星成像仪在近红外 J 波段观测了年轻巨行星 β Pic b。Bonnefoy 等人在二〇一四年的分析里使用十九次曝光。每次曝光本身又是一叠不同波长的图像，既能追踪位置，也能比较颜色。

无关背景恒星也随天空转动，还要靠多时刻测位置判断是否属于这个系统。β Pic b 有其他仪器、其他日期的图像可供比较。配套教程选取公开材料中的三次曝光，转角跨度约二十度。读者可以先检查原始头、用于标定的卫星斑和天空方向，再亲手提取光谱。

教学相机使用自己生成的采样数据，光源、光学误差和噪声都有明确输入。真实数据教程则回到望远镜文件。两条路都要回答同一件事：让暗点显出来的处理，究竟保留了它多少光？

光谱描述不同波长处有多亮。冷大气能让某些宽波段变暗，图像处理也会改动各波段亮度。有些方法先缩放图像，让恒星散斑在不同波长重合；伴星的位置随缩放而移动，一个通道的光就可能影响好几个提取通道。

最后值得拿来讨论的，是带着处理响应和误差的光谱。漂亮暗点把人吸引过来，运动和亮度的测量则让问题继续向前。