2、完成日冕仪微弱光信号的提取的研究

由于大视场日冕及CME信号极其微弱，同时需要在较强的F冕背景中提取出较弱的CME信号。需要对弱信号提取技术进行研究。

为了获得所需的信噪比，日球层成像图像需要比其他日冕仪或日面观测仪器更长的曝光时间，对于扩展日冕仪，通常需要几十分钟。而为了避免CCD成像像素的过饱和和消除宇宙射线撞击（每个CCD受到宇宙射线撞击的几率通常约为每秒45像素），总曝光通常采用多幅图叠加曝光的方式。同时必须消除F冕背景，从而提取出弱得多的CME信号。由于F冕背景在CME演化的时间尺度上基本可以看做是恒定的，消除F冕背景通常有两种，一种为行进差异法，一种为通过一系列图像得到平均日冕背景的方法。

1. 采用像素组合和多次曝光叠加的方式，每次曝光的时间控制在使CCD达到饱和值的60%。一般情况，通过2×2组合并叠加50次曝光的图像可以将信噪比提高约14倍。

2. 进行F冕背景消除。其中行进差异法仅涉及逐个像素获取每个图像与前一个图像之间的差异。这种方式可以快速搜索CME传播的明亮区域，但它无法定量的测量CME的光度。多幅图获得平均日冕背景的方法为通过获取图像序列中每个像素中测得的最小强度来计算日冕背景信号。星星在视场中漂移通常近似于一个图像像素，因此星星通常不会出现在背景图像中。银河系等较大尺度的特征需要更长的图像序列。用于计算平均背景的适当时间范围从1天到几天不等，最多27天。为了使得减去的为有效背景，必须保证所涉及的时间范围内测得的日冕背景信号保持恒定。这意味着仪器指向姿态必须相对于大型日冕结构稳定。而通常航天器的侧倾角可能相对于黄道发生变化。导致F冕在视场内旋转，使得减去恒定背景的尝试无效。另外指向的不连续性也具有类似的效果。F冕沿黄道的梯度是如此大，以至于仅1/3像素的指向误差带来的残留背景信号与瞬态太阳风特征强度相当。解决这个问题的方法为通过背景中的20-80颗明亮的恒星来校正每幅图片的指向，并校正指向方向，旋转图片使得计算背景的图像均指向一个确定的大尺度F冕方向。再将所有图片取像素最小值作为背景。

3、完成日冕仪数据处理方法的研究

在大视场范围下，要探测的CME图像信号非常微弱，为获得高的信噪比就需要延长CCD积分时间长时间曝光。如此一来，较亮的恒星、银河系、行星、以及F冕都会产生相对强得多的噪声信号或背景信号。要从诸多干扰源中将CME的微弱信号提取出来，是后续数据处理的关键。由于大视场扩展日冕仪具有快门结构，所以不需要HI日球成像仪的无快门校正步骤。扩展日冕仪的数据处理环节如下：1. 星上图像预处理；2. 饱和列和缺失数据修正；3. 平常校准和光度校准；4. F冕静态背景消除；5. 白光日冕偏振态分析。

1） 星上图像预处理

去除单个曝光图像中的宇宙射线事件。所使用的算法将每个新图像与先前图像进行逐像素比较，如果给定像素中的信号超过前一个图像中信号超过定义的阈值，则该像素的值采用前一个像素的值进行替换。通常使用的阈值为5σ，其中σ是基于检测到的光电子数量的预测噪声标准偏差。读数的欠扫描区域的一列用于确定图像的直流偏移，然后从所有像素中减去该直流偏移。 使用过扫描的列确保在将下一行转移到串行读出寄存器之前完全清除电荷。将图像中的欠扫描和过扫描的列舍弃，并将剩余的2k×2k的数据进行2×2像素组合。将所得的1024×1024个16位图像进行多次曝光叠加。为了防止溢出，将求和后的图像存储为“低位字”和“高位字”图像，尽管高位图像中只有少数几个位有效，但这两幅图均为16位。为了进行诊断，包括监视宇宙射线的命中率，在每个单独的曝光中，消除宇宙射线替换像素的个数值覆盖求和后图像最后一行最后一格的值(在CCD读出方向上，多少幅图叠加就替换后面多少个组合后的像素)。进行数据压缩，并下传数据。在地面上将两部分图像重建为1024×1024的32位图像。

2） 饱和列和缺失数据块

当来自明亮物体（例如行星）的信号超过像素的全部阱容量时，多余的电荷会泄漏到同一列中的相邻像素中，从而导致饱和像素的垂直列饱和。CCD结构中的通道停止阻止了多余电荷在水平方向上的渗出，尽管在极端情况下，当饱和列到达输出寄存器时，电荷可能会流过寄存器并流到相邻的列中。本项目中对饱和列采用水平方向相邻的为饱和列的像素的平均值进行补充。另外对于数传过程中丢失的数据块采用同样的方法进行处理。

3） 平常校准和光度校准

由于光学系统各光学元件传光、CCD感光的不均一性以及可能的灰尘污染，都将造成各像素点的总感光效率不一致。日冕仪可采用设置在前罩上的面光源，经过毛玻璃片后在焦平面上形成均一成像的方法进行平场校正。光度校准一般由检测某固定恒星或行星目标的光强度响应得到平均校准函数。

4） F冕静态背景消除

对于CME所发出的光信号，一般比K+F冕背景亮度弱两个数量级，其中F冕在一个探测序列的积分时间内基本是准静态的，可以通过比较相邻两幅图像的差异快速搜索CME的发生。更有效的方法是根据一个探测序列的多幅图各个像素的最小值作为日冕背景信号。在一定观测时间内，该背景信号是常数，并且其他天体由于在成像视场中会平移而不会出现在最小值背景图像中。

5） 白光日冕偏振态分析

扩展日冕仪的焦平面前放置有偏振片转轮，包括可依次进入成像光路的三个成120°夹角的偏振片和一个空位置，用以探测白光日冕的偏振度和偏振方向。当工作在偏振成像模式，可以根据前后三次得到的不同偏振方向图像重构K冕、CME等结构的偏振态二维分布；当工作在直接成像模式，则不进行偏振态分析。根据偏振态分布可以区分K冕和F冕，有利于所需扰动信号的提取。