Behlur_Olderys

Szczerze proszę o pomoc, jakiś dłuższy wykład, bo nie rozumiem. Gdybym miał co skojarzyć to bym już skojarzył. Dlatego jeszcze raz proszę: podziel się wiedzą. Ja do tej pory nie rozpatrywałem tego inaczej, niż korpuskularnie, więc potrzebuję pomocy w kwestii podejścia falowego, pewnie nie tylko ja jeden. Dlatego jeszcze raz prosiłbym - opowiedz coś więcej

Proszę opowiedz o tym błędzie. Jak to rozumiesz? Podziel się wiedzą

50 pikseli to ja sobie wymyśliłem. Żeby było coś porównywać załóżmy, że w 11" f/2.2 mamy obiekt, którego obraz na matrycy zajmuje 50 pikseli. Skoro skala jest jakieś 4,5 razy większa to pikseli będzie 4,5 do kwadratu (20x) więcej czyli 1000

Moim zdaniem - wg tego, jak rozumiem wzór na SNR - bezwzględnie paliłbym klatki tak długo, jak tylko możliwe, przynajmniej w klasycznym astrofoto. Stackowanie przecież jest tylko protezą, pozwalającą ominąć przynajmniej pierwsze z dwóch ograniczeń: 1. Nie mamy nieskończonej studni potencjału na matrycy 2. Montaż nie jest w stanie prowadzić w punkt dowolnie długo. Jedyne co się liczy, to sygnał. Robimy długie fotki żeby zwiększyć sygnał. Robimy stacki, żeby zwiększyć sygnał.

Ten pattern powstanie tylko, gdy masz dużo fotonów do dyspozycji. Kiedy jednak skapują Ci z nieba (z jakiejś ciemnej mgławicy) jeden po drugim w odstępach kilkusekundowych to te obrazki będą tylko wyznaczały jakiś rozkład prawdopodobieństwa. Wiem że wchodzimy tu powoli w mechanikę kwantową, ale sam zacząłeś

Cóż, zakładam nie wprost, że interesuje nas tylko moc zawarta w obrębie zdefiniowanym przez rozdzielczość obiektywu, tj. 1.22 * lambda / D. Dla 11" to oczywiście znacznie poniżej 1", więc zamieniam dysk Airego na wygodniejszą i bardziej lubianą dystrybucję gaussowską, bo to bardzo dobre przybliżenie dla tego, co z takim sygnałem robi seeing przy czasach naświetlania powyżej kilku sekund. Co nie zmienia faktu, że wciąż nie wiem, jaki ważny parametr zdjęcia astrofoto można zdefiniować w tych kategoriach, poza rozdzielczością.

To szkoda, bo trudno teoretyzować w ten sposób - matryce zliczają elektrony, które powstały z elektronów. Potem robi się z tego ADU i obliczenia stają się praktycznie trywialne. A jaki 'framework' proponowałbyś używając podejścia falowego? Na zasadzie mocy promieniowania na milimetr kwadratowy? To dopiero będą żmudne obliczenia

Widzę, że dotknąłeś czułej struny - celowo pominąłem LP w obliczeniach. Teraz myślę, że jednak może być bardzo ważnym czynnikiem, skoro różnice są tak subtelne... Masz oczywiście rację Lubię oglądać astrofoto, nie tylko Twoje, i raczej nie patrzę na zdjęcia w kategoriach SNR Ale lubię też zadawać dziwne pytania, i szukać na nie odpowiedzi, choćby teoretycznie - każdy robi to, co lubi Chociaż po prawdzie - na astrofoto czasu *jeszcze* nie mam

Wyjąłeś mi to z ust :-) O, ja też wolałbym być praktykiem... Wiecie, żeby zamiast szybko sobie policzyć to pokupować sobie: X teleskopów, Y kamer, do Z różnych obiektów zrobić po N zdjęć naświetlanych T sekund i wszystko postackować na M różnych sposobów, oczywiście dysponując nieskończonym czasem i budżetem, i najlepiej w H różnych miejscówkach różniących się LP. Wtedy praktycznie, po około miliardzie lat testów i trzech miliardach lat czekania na dobrą pogodę, miałbym praktyczną odpowiedź na pytanie: apertura czy światłosiła.

Skala ma jednostki "/px. Jak pomnożysz skalę przez liczbę pikseli to ci wyjdzie wynik w sekundach łuku. Jeśli natomiast jakiś rozmiar kątowy (np 50") podzielisz przez skalę to wyjdzie Ci liczba pikseli. BTW: a tak na marginesie, na chłopski rozum: Jak masz 3m ogniskowej, to wiadomo, że obiekt będzie większy, niż przy ogniskowej 630, więc można bez liczenia zaryzykować, że większe wartości będą dla większej ogniskowej

Zbierzemy dokładnie tą samą ilość fotonów od obiektu (o ile mieści się na matrycy w całości w obu wypadkach), bo ta ilość zależy tylko od apertury (oczywiście, w tym rozważaniu zakładamy tą samą transmisję szkła/refleksyjność luster, QE matrycy etc). Przy czym na pojedyncze piksele dla f/2.2 będzie padać 20x więcej fotonów, niż w przypadku f/10. Warto zauważyć: również ilość światła od LP będzie 20x większa dla f/2.2, więc można wrzucić to w naszych rozważaniach do jednego worka z fotonami. Wszystko fajnie w idealnym świecie, gdzie nieskończoność infinitezymalnie małych pikseli jest chłodzona do zera bezwzględnego i bezstratnie zapisywana przez nadprzewodnikowy ADC z nieskończoną dokładnością... Niestety, dla całego obiektu - naiwnej sumy elektronów po wszystkich pikselach sczytanych z matrycy - dostaniemy również 20x szum odczytu i 20x szum prądu ciemnego. Jeśli robimy coś w miarę jasnego (M42? Laguna? Plejady?), to być może nie będzie tego jakoś bardzo widać....? Ale zgaduję, że przy robieniu jakichś ciemnawych pyłów, IFN-ów itp. w przypadku f/10 szum elektroniki zje naszą mgławicę na śniadanie... Eeee.... nie, po co zgadywać - policzmy! Przykładowe wartości (wszystko z katalogu 12b ASI 1600 chłodzonej do 0st C i unity gain): F/2.2: W 60s klatce \mgławica zapełnia nam 50 pikseli do 20% - złapaliśmy 800 elektronów na piksel. Mamy dodatkowo prąd ciemny o wartości ok. 1.85e oraz szum odczytu na poziomie ok. 1.7e. SNR jednego piksela wyniesie: 800 / sqrt(800 + 1.85 + (1.75)^2) =~ 28.2 SNR całego obiektu (50 pikseli!) wyniesie: 50*800 / sqrt(50*800 + 50*1.85 + 50*(1.75)^2) =~ 199.4 dla F/2.2 (200 w idealnym świecie bez szumów) F/10: W takiej samej 60s klatce mgławica zapełnia nam 1000 pikseli do 1% - ok. 40 elektronów na piksel. Prąd ciemny i szum odczytu bez zmian. SNR jednego piksela wynosi: 40 / sqrt(40+ 1.85 + (1.75)^2) =~ 5.97 SNR całego obiektu (1000 pikseli) wyniesie tym razem: 1000*40/ sqrt(1000*40+ 1000*1.85 + 1000*(1.75)^2) =~ 188.7 dla f/10 (oczywiście byłoby 200, gdyby nie liczyć szumów) Jak na razie, wygląda na to, że nasze f/2.2 jest tylko 11% "szybsze" licząc efektywny wpływ na SNR. Dobra dobra, ale nikt nie robi 60s klatek f/10! OK, bardziej realnie: stack 100*60s (f/2.2) vs 10*600s (f/10) - ten sam czas integracji: f/2.2 - sygnał dalej jest 800e. f/10 - sygnał to już 400e zamiast 40e, rośnie też prąd ciemny (x10), szum odczytu bez zmian. SNR dla f/2.2: ok.1993 SNR dla f/10: ok 1987. Różnica tylko 0.6%! ale ale ale... Obniżmy sygnał x100 - o 5mag, dla jakiejś ciemnej mgławicy? f/2.2 złapie 8 fotonów na jednej klatce 60s, a f/10 złapie 4 na 600s. Przy takich samych szumach, jak w poprzednim przykładzie robi to już większą różnicę... Teraz SNR dla f/2.2 to ok. 157, a dla f/10 - już tylko 134. W takim rozrachunku f/2.2 wypada aż (albo - tylko) 37% lepiej, tj. szybciej osiąga lepszy SNR. Ale 37% to nie 20x szybciej, tylko 1.37x szybciej Zatem... Jeśli naszym magicznym, teoretycznym, obiektywnym i mierzalnym parametrem będzie SNR dla całego obiektu, to w tych kategoriach rzeczywiście raczej światłosiła nie robi wielkiej różnicy, chyba że robimy coś ultra słabego, ale i wtedy będzie dosyć minimalna przewaga na rzecz "szybszego" teleskopu. No ale f/10 11" chyba jednak trudniej poprowadzić przez 600s w punkt (prawie 3m ogniskowej ;)) Skala też będzie dużo poniżej seeingu, więc realnie rozdzielczość nam dużo nie da, będziemy bardzo wyraźnie widzieli rozmazane placki

Jeśli obiekt jest tak samo jasny, ale tło jest ciemniejsze, to nie wiem, jaki chcesz jeszcze efekt uzyskać Dla szybkiego porównania: obejrzyj obrazki (przynajmniej, najlepiej poczytaj, ale to po angielsku) na tej stronie: https://jonrista.com/the-astrophotographers-guide/astrophotography-basics/snr/ W szczególności to: Jak widać, nie tyle liczby są jaśniejsze, co tło staje się bardziej jednolite i liczby lepiej się z niego wyróżniają. To esencja stackowania.

Przepraszam, za szybko przeczytałem pierwszy post tematu. Myślałem, że chodzi o połączenie gwintowe w którym elementy się przemieszczają względem siebie, jak w siłowniku liniowym, albo jak w napędzie ślimakowym. Ja teraz robię właśnie napęd śrubowy i akurat uznałem, że mowa o czymś takim ^^ Złączki, redukcje - nie, rzeczywiście to coś innego

Zgaduję, że to będzie coś w rodzaju: a = (Wysokość_bieguna - wysokość_montażu) * sin(Azymut_bieguna - Azymut_montażu)

Kąt a to bezwzględną różnica między ustawieniem na biegun a aktualnym. Dla lepszego zobrazowania: gdybyś montaż wycelował w równik niebieski (gdziekolwiek) to a=90°. Wartości G i W nie mają tutaj znaczenia, zawsze będą wynosić ok. 15°/h (albo 15"/s) Przy znanej skali możesz je sobie nawet narysować na zdjęciu

Jeszcze jeden pomysł: Robisz zdjęcie "orientowane" na północ, tj. oś pionowa zdjęcia pokrywa się z południkami sfery niebieskiej. 1. Bez montażu. Gwiazdy powinny iść równolegle do osi poziomej, praktycznie: z lewa na prawo (popraw, jeśli mam gdzieś jakiś gruby błąd). Widać czysty wektor prędkości kątowej gwiazd G. 2. Montaż ustawiony dobrze na polarną: nic się nie rusza na zdjęciu... Dodajemy do wektora G identyczny, przeciwnie skierowany wektor prędkości kątowej montażu M. Prędkość wypadkowa G + M = 0. 3. Montaż ustawiony dobrze na polarną, ale chodzi za wolno/za szybko: gwiazdy na zdjęciu to dalej kreski poziome, ale krótsze Wektory G i M mają ten sam kierunek, ale różnią się magnitudą, wynikiem dodawania G + M != 0, mamy tylko mały wektor w prawo/lewo. 4. Montaż ustawiony źle na polarną, ale chodzi z dobrą prędkością: Wektory prędkości kątowej G i M mają tą samą wielkość, ale różne kierunki. Ich suma będzie tworzyła mały wektor R = G + M. R, G i M tworzą trójkąt równoramienny, w którym G i M tworzą długie ramiona rozwarte o ten sam kąt, co błąd ustawienia na Polarną. Różnica prędkości R będzie wyznaczała kierunek, w którym poruszać się będą gwiazdy na Twoim zdjęciu. Na rysunku scenariusze 2 i 4 bardziej obrazowo: (w unikalnym stylu Painta ) Mam nadzieję, że to coś pomoże? Pozdrawiam PS mały update grafik

Wydaje mi się, że Twoje założenie, że ślad powinien być pionowy (a nie przechylony w jakąkolwiek stronę) jest błędne. Nie rozumiem, co orientacja zdjęcia na północ miałaby osiągnąć. Jeśli celowo ustawiłeś nie na polarną, tylko (zakładam) kilkanaście-/-dziesiąt stopni obok, to niebo będzie ciągnąć w swoją stronę, montaż w swoją a wypadkowa to będzie jakiś ukos :) Zresztą, przecież możesz łatwo to sprawdzić: nagraj film z prawidłowym ustawieniem na biegun, albo kilkadziesiąt zdjęć w odstępach kilkusekundowych, i zobacz, jak wyglądają ruchy gwiazd z klatki na klatkę. Myślę, że doskonale wiesz, jak powinno wyglądać "dobrze", a jak "źle" :)

Ja mam zamiar stosować smar do rowerów jakiś na początek. Przynajmniej takie sugestie czytałem na zaprzyjaźnionych forach

Powiem więcej: Moim zdaniem atmosfera Ziemi sięga do Plutona! Jednak zastrzegam - jest ona tam tak rzadka, że w żaden sposób nie można tego zmierzyć

Ok już nic nie mówię Ale różnica jest subtelna!

Dithering nie był przypadkiem (w astrofoto) wprowadzony przez gości od Hubble'a? Teoretycznie ma działać tak: gdy w każdej pojedynczej klatce światło pada dokładnie na te same piksele, to niewielkie przesuwanie kadru poprawi rozdzielczość obrazu na tej samej zasadzie, co dithering w ADC (inna domena, ale zasada taka sama). I stąd uważam, że nazwa jest dobra, bo to ten sam mechanizm. Tylko tutaj chodzi o uzyskanie rozdzielczości subpikselowej. Oczywiście ma to sens dla Hubble'a gdzie nie ma seeingu Uśrednianie szumu wydaje się efektem ubocznym z którego skwapliwie korzystają amatorzy

Ktoś pyta: po co stack, po co darki, po co flaty itp. a ludzie mówią: nie pytaj, tylko rób. Niestety, jak widać z niniejszej dyskusji, nie ma konsensusu w tych sprawach na naszym forum A jednak każdy ma swój sposób na machanie martwym kurczakiem https://en.wikipedia.org/wiki/Waving_a_dead_chicken_(over_it) W porównaniu do ścisłej nauki, jaką jest astronomia, astrofotografia wydaje się być bliżej astrologii ( przynajmniej można odnieśc takie wrażenie czytając ten wątek )

Dla mnie QE i cena to istotne parametry, których tutaj nie ma. Nie wierzę, żeby do każdej matrycy był sens dawać dowolny przetwornik, jakoś dziwnym trafem jest bardzo mało kamer CMOS z przetwornikami 16bit. Np. jest kamera z IMX174 i 16bitami? Z tego co widziałem to większość matryc ma dość sztywny wybór dostępnych przetworników, jeśli wiesz coś w tym temacie to powiedz. Nie potrafię wywróżyć QE z żadnych parametrów, jeśli Ty to potrafisz to proszę, podziel się wiedzą. PS Po co wprowadzasz nerwową atmosferę? Retoryczne pytania + wyniosły ton wypowiedzi = sprawiasz wrażenie strasznie wku*wionego, co Cię tak zezłościło? Tak normalnie rozmawiasz z ludźmi?

Trochę niewyraznie No bo nie rozumiem: 50x(trzydzieści) i 50x(trzysta) to chyba wiadomo, że totalnie coś innego? Nie zrozum mnie zle, po prostu chcę się upewnić, co chcesz ze sobą porównać? Albo 1x60min (razem: sześćdziesiąt) vs 6x1 min (razem: sześć) to też wiadomo, że jednak nie to samo Tylko o to mi chodzi, wyjaśnij proszę czy na pewno dobrze rozumiem? Peace out! @Pav1007 już wiem, o co chodziło! (stępiałem już od tych wykresów ) Na wykresie jest *delta* SNR, czyli przyrost wobec snr na jednym zdjęciu do stacka (procentowy!) Czyli jeśli palisz klatki 1sekundowe, to (w idealnym świecie który reprezentuje ten wykres) stack 50 klatek da Ci *procentowo* taki sam zysk w SNR, jak paląc 100s klatki. Przy czym w pierwszym wypadku początkowy SNR to będzie np. 1, a w drugim wypadku - 10, więc końcowy SRN (bezwzględny) wciąż będzie 10x lepszy na korzyść 100x dłuższych klatek.

@MateuszW Masz oczywiście rację... tak długo, dopóki mamy idealny sprzęt i idealne niebo, więc jedyne co łapiemy, to fotony z obiektu. Ale prawdziwy wzór zawiera przynajmniej: dwa sygnały: od obiektu i od LP cztery szumy: szum obiektu, szum od LP, szum ciemny i szum odczytu matrycy ( a może coś jeszcze? Tajemniczy szum wzorzysty z CMOSów? ) Ostatni z nich (szum odczytu) nie zależy od czasu naświetlania, więc jednak lepiej palić dłuższe klatki. Była kiedyś na ten temat taaaaaka dyskusja (W sensie: stack 5x100s jest lepszy niż 100x5s, bo szum odczytu ma większy wpływ...) @Pav1007 zdecyduj się, na te czasy, konkretnie? 60? 300? 30? 50?