Przemek Majewski
-
Postów
684 -
Dołączył
-
Ostatnia wizyta
-
Wygrane w rankingu
2
Typ zawartości
Profile
Forum
Blogi
Wydarzenia
Galeria
Pliki
Sklep
Articles
Market
Community Map
Odpowiedzi opublikowane przez Przemek Majewski
-
-
Godzinę temu, WielkiAtraktor napisał:
Brawo, świetnie wyjaśnione.
Tylko drobna uwaga:
Jest „zgodny” w sensie „jak jedno zniekształcone, to drugie też”, ale sam w sobie ten tzw. ray spot plot (diagram z punktami przecięcia promieni wiązki z płaszczyzną ogniskową) daje tylko orientacyjne pojęcie o jakości obrazu (link). Żeby wygenerować obraz dokładnie jak widziany przez sensor (lub oko) (dla wpadającej wiązki równoległej będzie to point spread function, PSF, która dla bezaberracyjnego układu optycznego jest krążkiem Airy'ego z pierścieniami), trzeba jeszcze wyznaczyć z tej wiązki promieni kształt czoła fali, nałożyć czoło na kształt apertury i zrobić 2-wymiarową transformację Fouriera (wiem, bo sam od jakiegoś czasu dziargam taki program ;)).
Ale jak piszesz, sam raytracing wystarcza do zaprojektowania struktury teleskopu, znalezienia płaszczyzny ogniskowej, ogniskowej efektywnej, krzywizny pola, wrażliwości na dekolimację itd. — fajna zabawa, polecam każdemu z zacięciem programistycznym.
Dzięki, nie napisałem tego exlpicite, ale naturalnie, jak widać mój prosty przykład pokazuje tylko geometryczny bieg promieni. Nie liczę dyfrakcji/interferencji. PSF to jeszcze inna para kaloszy, czyli splatanie z rzeczywistością, niedokładnością optyki, czy seeingiem. Samego patternu dyfrakcyjnego dla kołowej apertury nie nazwałbym PSF-em. To zwykły Bessel jest
Ale tak: nie symuluje niczego innego niż ugięcia wiązki, nie rozsmarowuje PSF-em ani nie pilnuje fazy. Tak serio, uznałem, że to i tak dużo jak na ten artykuł. Zresztą akurat wystarczy do zaprojektowania optyki. (nie wystarczy do analizy wad, dokładności wykonania itd).
-
- Ta odpowiedź cieszy się zainteresowaniem.
- Ta odpowiedź cieszy się zainteresowaniem.
Ponieważ ostatnio część z Was Forumowiczów była zadowolona z mojego akademickiego posta na temat weryfikowania szumu ręcznie i kalibracji "trudnych" sensorów postanowiłem napisać coś jeszcze.
Jak widać na obrazku powyżej, tym razem będzie to ogólny artykuł o testach, kolimacji i przeznaczeniu GSO CC10A (10" f/12 Classical Cassegrain, carbon fiber truss). Jak to ja, zamierzam przy tej okazji przypomnieć trochę o reflektorach tego typu ogólnie, o stożkowych, podstawowych prawach konstruowania takich układów itd. Pomówię też o "fabrycznej kolimacji" (częsta fraza w sieci) i o tym jak dbać o taką zabawkę samemu.
1) Reflektor typu Cassegraina
Większość wyjadaczy to wie, ale warto dla porządku napisać co rozumiem przez reflektor typu Cassegraina. Jest to teleskop od dwóch zwierciadłach, jednym wklęsłym (jak soczewka skupiająca), drugim wypukłym o pewnej krotności (jak Barlow). Główne jest perforowane i zwykle to tamtędy "wychodzi" skupiona wiązka. To oznacza, że nie ma przybliżenia promieni przyosiowych, bo nie ma promieni przyosiowych.
Konfiguracje zwierciadeł i stożkowych są różne, bardzo popularne są RC (Ritchey-Chretien) z dwiema hiperboloidami oraz rzeczony klasyczny Cassegrain z paraboloidą jako główne i hiperboloidą jako wtórne.
Newton jakby się uprzeć też może być taki, bo płaskie wtórne to dowolna stożkowa o nieskończenie dużym promieniu krzywizny. Oprócz tego znane są też układy Dall-Kirkham (znane Planewave CDK, od Corrected Dall-Kirkham). Teleskop DK ma eliptyczne zwierciadło pierwotne i sferyczne wtórne.
Dlaczego akurat tak? Sfera, hiperbola, elipsa, parabola. Spróbuję wyjaśnić chociaż podstawy.
2) O stożkowych
Ktokolwiek uważał na matmie w LO zna równanie okręgu, wie co to parabola (powie y= a iks kwadrat bla bla bla). Hiperbole i homografie też są w LO, ale strasznie rzadko pokazuje się równanie stożkowej w tej właściwej i najprostsze postaci, którą miłośnik teleskopów powinien docenić najbardziej.
(1+K)*x^2 - 2*R*x + y^2 = 0. ($)
Proste obserwacje na temat ($):
- punkt (0,0) spełnia równanie
- symetria y na -y mówi, że oś OX jest osią symetrii
- stąd (0,0) jest wierzchołkiem, drugim zaś jest (2a,0), zatem (1+K)*a = R (€)
- zależności (€) użyjemy jeszcze dziś
- dla K=-1 mamy x= y^2/(2R), co nawet przypomina szkolną parabolę, tylko położoną
- dla K = 0 mamy okrąg o środku w (R,0) i promieniu R; tak, R jest promieniem okręgu stycznego w wierzchołku, w skrócie "promieniem krzywizny"
- K < -1 to różne kształty hiperboliczne
- pozostałe K dają elipsy
Jak najlepiej scharakteryzować stożkowe za pomocą ich własności? Są różne sposoby: odległości, kierownice, równania, parametryzacje, etc. Nie chcę pisać podręcznika, więc żeby Was zaciekawić przytoczę spojrzenie wartościowe z punktu widzenia optyki. Ogniska. Coś tam się musi palić. Ano pali się, o czym wiedzieli starożytni.
Mówiąc ogólnie, dla stożkowej, wiązka promieni światła przechodzących przez jedno ognisko, po odbiciu od stożkowej przejdzie przez drugie ognisko. Dokładnie. Bez kompromisów i przybliżeń. Mało tego, wszystkie promienie przybędą w tej samej fazie!
Szczegółowo:
- promienie ze źródła punktowego w środku okręgu wrócą w to samo miejsce; tak ogniska pokrywają się w środku.
- promienie ze źródła punktowego w jednym ognisku elipsy poleca... do drugiego ogniska elipsy
- promienie z nieskończoności, czyli równoległe do osi paraboli przejdą przez ognisko oddalone o R/2 od wierzchołka; dokładnie; tak drugie ognisko paraboli jest w nieskończoności
- parabola to taka pęknięta elipsa, której jedno ognisko odjechało do nieskończoności
- K = -1, parabola, to unikatowy byt pośredni między elipsami a hiperbolami
- co z hiperbolą? wiązka zbieżna w drugim ognisku po odbiciu od hiperboli przejdzie przez pierwsze ognisko... o tak (paint-cy-dzieło):
spoiler: czyli tak jak w Cassegrainie, eRCekach etc.
To są super rzeczy. To uczy nas jak "przenosić ognisko". Np. eliptyczna czasza przerzuci ognisko naszego układu do jej drugiego ogniska pod warunkiem, że pierwsze się pokryją! Jak LEGO! Zapamiętajmy to, bo z tego będę korzystał!
Na koniec ciekawostka, hiperbola to także krzywa równo odległa od okręgu (kierownicy) oraz drugiego ogniska:
https://en.wikipedia.org/wiki/Hyperbola
3) Reflektory revisited
Kiedy już dowiedzieliśmy się trochę o stożkowych, spróbujmy skonstruować pierwszy teleskop. Załóżmy, że życzymy sobie, by ognisko było 30 cm za zwierciadłem głównym, a zwierciadła były od siebie o 54 cm. Zatem ognisko będzie 84 cm od wtórnego. Owe 84 cm to tak jakby rzeczywista długość układu. Ponadto, apertura ma wynosić 250 mm a ogniskowa 3000 mm.
Podsumowując, wprowadźmy oznaczenia:
- F = 3000 mm; ogniskowa efektywna
- D = 540 mm; dystans między zwierciadłami
- B = 840 mm; dystans od wtórnego do ogniska
Tyle wystarczy. Trzy możliwe do zmierzenia miarką albo plate-solvem wielkości. Możemy też posiadać je z rysunków. Co z nich wynika? WSZYSTKO. Spoiler: te wielkości kompletnie charakteryzują teleskop i chce to wyjaśnić. Rozumowanie podzielę na dwie części, pierwszą -- elementarną, drugą trochę bardziej techniczną.
a) Proste obserwacje
Co to znaczy, że B jest 840 mm, a F jest 3000 mm? 3 metry ogniskowej, ale przecież teleskop tyle nie ma. No dobra, promienie są "zawinięte". Ale ile? Faktyczna długość układu to 84 cm, z tych trzech metrów ogniskowej zostaje F - B = 216 cm. Ale promienie pokonały dystans D = 54 między zwierciadłami. Ale chwila, 216 cm = 4 * 54 cm. Czyli nasze zwierciadło wtórne jest jak Barlow x4.
Zdefiniujmy
M = (F-B)/D. (!!)
i nazwijmy M powiększeniem wtórnym. W wybranym przykładzie M = 4. To oznacza, że ogniskowa zwierciadła głównego wynosi f1 = F/M = 750 mm. Tak, główne zwierciadło to stożkowa o ogniskowej (dla nieskończoności) 750 mm i aperturze 250 mm. Czyli 250 mm f/3.
Powiększenie wtórnym x4 robi f/12. To takie proste!
Uwaga: Ogniskowa w optyce i ognisko stożkowej to inne pojęcia. Pokrywają się jedynie w przypadku paraboli. Dla stożkowej lepiej mówić o promieniu krzywizny R. Wtedy ogniskowa PRZYBLIŻONA dla promieni przyosiowych równoległych wynosi R/2. Ja często będę używał frywolnie tych faktów.
Zatem
R1 = 2*F/M = 1500 mm.
M = (F-B)/D = 4.
To wszystko mamy używając prostej metody miarki i dzielenia! Dla chętnych kolejny rozdział, w którym obliczymy krzywiznę wtórnego oraz obie stałe stożkowe. Uwaga, będzie trochę akcji, więc jak kogoś razi podstawowa algebra i arytmetyka to lepiej niech tylko przejrzy
b) Kompletna charakteryzacja i stożkowe K1 i K2 [trudniejsze]
Teraz chcielibyśmy znaleźć krzywiznę R2 zwierciadła wtórnego. W tym celu musimy przypomnieć (nie chce tu wyprowadzać, tekst już za długi) "dodawanie ogniskowych".
Mamy
1/F = 1/f1 + 1/f2 - d/(f1*f2).
To prosty wzór. Gdy odległość d = f1+f2 mamy układ Galileusza i F = nieskończoność. Gdy d=f1, czyli wkładamy drugi element w ognisko pierwszego, to F = f1 bo f2 nie ma znaczenia.
U nas f1 = F/M, d = D. Zatem mamy
1/F = M/F + 1/f2 - D*M/(F*f2),
(1-M)/F = (1 - M*D/F)/f2,
f2*(1-M) = (F - M*D) = B.
Wow.
f2 = - B/(M-1).
Minus wyciągnięty po to, by ukazać, że to rozpraszający element o ujemnej ogniskowej w naszym wypadku równej -B/3.
f2 = -840 mm /3 = -280 mm
Zatem jak wiemy,
R2 = 2*f2 = - 560 mm.
Jak duże to wtórne? Ognisko głównego to 750 mm a dystans między lustrami 540 mm. Zostaje S = 210 mm. Ponieważ główne to f/3, więc minimalna średnica to 70 mm. 85 mm będzie dawało sensowne pole, ale o tym później.
Opanowaliśmy krzywizny, ale jakie kształty? Się przekrzykują, tu hiperbola, tu parabola, tam sfera. No ale my się zastanówmy. Chcemy teleskop o wąskim, bardzo ostrym polu. Co by było gdybyśmy po prostu położyli K1= -1? Główne będzie parabolą f/3. Co nam to da? Jak wiemy, będzie idealne ognisko dla wiązki z nieskończoności równoległej do osi. Także parabole łatwiej wyprodukować niż konkretną elipsę lub hiperbolę. Trudniej niż sferę. No ale sfera, poza łatwością wyprodukowania, niewiele wnosi.
Ok. Super. K1 = -1. Parabola. Co z K2? Jak zachować idealne ognisko mimo powiększenia x4? Aaa prosto. Wiemy jak. Teleport punktu skupienia. Zróbmy tak, by wtórne było hiperbolą taką, że jej ognisko wypadnie dokładnie tam gdzie głównego. S = 210 mm za wtórnym. A drugie... B = 840 mm dalej tam gdzie chcemy.
Super, czyli jeśli przypomnimy sobie równanie ($) o stożkowych pierwszy wierzchołek jest (0,0) a drugi w (B-S, 0), czyli w (630,0). Zatem półoś wielka tej hiperboli to 315 mm. Wyprowadzenie (€) mówi, że
K2 = -1 + R/a = -1 - 560/315 = -1 - 16/9 = - 25/9 = 2.78
Koniec.
R1 = - 1500 mm
R2 = - 560 mm
K1 = -1
K2 = -25/9
Taki powinien być teoretyczny klasyczny Cassegrain o F = 3 m, B = 84 cm, D = 54 cm.
Ciekawostka 1: Po uproszczeniu, K1 jest dane bardzo prostym wyrażeniem, mianowicie
K1 = -((M+1)/(M-1))^2.
(czytaj: powiększenie + 1 przez powiększenie - 1, wszystko do kwadratu i na minusie)
Tego info nie było w Wikipedii o Cassegrainach a wzór na K2 był potwornie skomplikowany w nieuzasadniony sposób. Edytowałem w Wiki ten artykuł i artykuł o RC, i zachęcam do przejrzenia. Poniżej moje gryzmoły i poprzednia wersja artykułu
.png.78d7afd37308ee223dc450f40b85a31f.png)
Ciekawostka 2: Teleskopy RC mają podobną teorię (nota bene też przeze mnie zrewidowaną), ale zamiast kasować aberracje sferyczną parabolą, kasują tylko jej kawałek! A dokładniej dobierają K1 i K2 tak, by skasować pierwszy człon aberracji sferycznej i komy jednocześnie. Oba zwierciadła są hiperboloidami, choć pierwsze jest dość bliskie paraboloidzie. Pozostałe rachunki są identyczne bo zależą tylko od "miarki". W GSO RC10 np. M=8/3 (no brainer, z f/3 robi f/8)
4) Mój symulator
Fajne te przykładowe dane wymyśliłem prawda? wszystko się na palcach bez problemu obliczyło. Skąd je wziąłem? Ano stąd. Z rysunku technicznego GSO CC10A. Serio.
.png.0e730c840f756a09905cdae45c0929c1.png)
Okej, czyli to co mamy to DOKŁADNY teoretyczny model tego co powinno siedzieć w tym czarnym potworze!
Jak już wiemy, że te teleskopy to twory teoretycznie sztywne o jasnych zasadach, możemy samemu napisać prostą aplikację do ray-tracingu, z dwoma zwierciadłami, przysłona i guziczkami od śrubek kolimacyjnych, które które popychają płaszczyznę styczną w wierzchołku zwierciadła. Jeśli przy okazji, tak jak ja, napisaliście samemu prosty silniczek do ray-tracingu to ładnie możecie zobaczyć w przekroju poprzecznym jak latają promienie, albo w innym przekroju to co powinniście zobaczyć na kamerze.
Wbijam dane do struktury. Ponadto podaję dość radykalną przysłonę, która jest w odległości około 50 cm od ogniska i ma średnicę około 50 mm. Podaje rozmiar sensora (full frame) a mój program zajmuje się prosta arytmetyką, oblicza FOV i rozkłada 9 wirtualnych źródeł promieni równoległych padających z odpowiednich kątów na aperturę, tak by dostać kratkę z gwiazd na wirtualnym sensorze. I oto wynik w ognisku:
Nieciekawy? No pewnie, parę niepowiększonych kropek. Zaraz będzie lepiej! Zobaczmy najpierw jak przebiega światło ze źródła na osi w przekroju poprzecznym (tak, to też generuję sobie w MATLAB):
.thumb.png.96b64e69d2b248db3d5bc085f00d569a.png)
Fajnie. Widać bieg promieni. Widać, że te z głównego skupiłyby się w ognisku wtórnego. Widać rozmiar wtórnego, że w miarę ok, może duży. Widać ciasną przysłonę, która tam jest fizycznie (nie wymyśliłem tego). Ok, dodajmy więcej źródeł punktowych pod innymi kątami:
.thumb.png.1dbf6f5ddc22442db52d687b64069ce2.png)
Co teraz? Podejrzyjmy okolice powierzchni ogniskowania:
.thumb.png.19e57513bc3cd73833d3017fc9dff97e.png)
Promienie są rozrzucone w image circle 44 mm (diagonala full frame), i jest ich 9, więc między sąsiednimi jest 5.5 mm odstępu na diagonali matrycy. Zatem kolejne image circle to 11, 22, 33 i 44 mm. Widać wyraźnie, że mamy tu krzywiznę pola dość dużą! Tak tu niestety jest, to fakt, i to musimy sobie analizować w tych teleskopach. Jak duże pole, jak ustawić optymalnie ostrość bez korektora itd (w tym tekście tylko o tym wspominam, to dobry temat na cały długi artykuł, do którego mam żywe dane z wielu erceków i cassegrainów). W środku jednak ognisko jest perfekcyjne do granic precyzji numerycznej (patrz skala na osi)
.thumb.png.4c9b6d7daa1ceab4cf8c14d5d2d1123e.png)
Idealne ognisko w środku (zerowa aberracja sferyczna) powoduje, że środek możemy przybliżać aż do granic dokładności numerycznej i nic to nie da.
Pamiętajmy jego położenie, 300 mm na prawo od zera. Teraz zobaczmy jak całość wygląda w narożniku.
.thumb.png.645e31c6d8adef8dd7cc34fbb470a631.png)
Na granicy pola jest ostrość jest aż około 1.5 mm bliżej! Zatem to co widać w rogach to nie tylko "koma", którą użytkownicy-amatorzy widzą wszędzie, a zwyczajny brak ostrości. Oczywiście widać, że pole jest znacznie mniejsze. Może 22 milimetry? Przybliżmy zatem ten drugi od środka, "zielony promień":
.thumb.png.3d0bb90cc905157d192af37790862393.png)
Jest w miarę nieźle. Wzdłużna aberracja sferyczna rozrzuca ognisko między 299.5 a 299.9 mm. Tyle eksperckiego komentarza, bo będę to pisał rok, a i tak już z tydzień edytuję.
Wróćmy do oglądania osiągów "teoretycznego CC10A" na sensorze. Pokażę dwa filmiki z tego jak działają moje skrypty, tak ot, dla ciekawości Waszej. Możecie je pominać, w tym tekście to raczej tylko ciekawostka.
Nie chcę przynudzać, przygotowałem filmik z narożnika, w którym przesuwam ostrość tak by znaleźć możliwie najlepszą (szału nie będzie).
Dodatkowo zobaczmy jak ruch kolimacją o 1/10 obrotu psuje gwiazdę!
Dlatego tak bardzo warto robić to dynamicznie na sensorze! To jedyna droga, jeśli nie dysponujemy mikronową mechaniką precyzyjną, a trudno tak mówić o "dwucalowym klamperze".
Możemy teraz posymulować rozkolimowanie itd. Ponadto zaraz zobaczymy, że obraz na sensorze jest naprawdę zgodny z tym, co tu symuluję. To w końcu nie przepis na ciastka, czy jakieś artystyczne dumania, tylko twarda fizyka i dwie powierzchnie odbijające. Nie będę tu wchodził w meandry mojego symulatorka, ale to fajne, że można sobie w nim rozkolimować i skolimować teleskop. Także istotne jest zmierzenie krzywizny pola i jakie będzie użyteczne pole. Tu jest to teoretyczna wielkość! Zależy tylko od obliczonych parametrów. Jeśli teleskop jest wykonany poprawnie możemy przewidzieć jego performance.
Idźmy dalej... W końcu coś o teleskopie, a nie ta teoria.
5) Kolimacja fabryczna i niefabryczna
Otwieramy teleskop, jak zawsze zaczynam od kolimacji. Ja jestem leszczem, nie mam żadnego sprzętu. Kolimuję teleskop na oko. A później na podglądzie na żywo. Wróć. To mam dwa narzędzia. Albo i trzy. Moje oko (słabe). Mój mózg (sorry, bajerka). Oraz kamerę full frame CMOS. Przecież to też SUPER narzędzie. Po co te bajerki laserki jak Wy ich nawet nie rozumiecie? Jeszcze je przykręcacie i odkręcacie a same są krzywe. A później kamerę inaczej. Ja skolimuje teleskop do wizuala samym okiem, a resztę (do foto) zrobię na podglądzie live. Całość nie zajmie dwudziestu minut. Dziś nie będę o tym pisał, ale pokażę kilka rezultatów.
Więc zaglądam sobie do teleskopu... fabryczna kolimacja.
Tak wiem. Powiecie, że nie wiem co robię i krzywo trzymałem telefon. Debil ze mnie. No super. Gorzej, że szczelina przy holderze wtórnego też wykazuje milimetrową różnicę. No to klucze w rękę. Iteracyjna metoda. Najpierw wtórne. Później głowa w prawo lewo, góra dół i poprawki głównym aż będzie symetrycznie. I znowu wtórne. Jak to robię? Źrenica oka (albo obiektyw aparatu) na naklejkę wtórnego i ma być "równo". Cokolwiek to znaczy. Olać. Bredzę, nie mam lasera.
5 minut pracy (powiększenie M = 4 naprawdę powoduje, że jak się zagląda w bezdenny teleskop chce się wymiotować) i efekt:
Jest nieźle, można wieszać na monta. (na moją obronę, trudno to nagrać smartfonem, z ręki, na szybko...)
6) Na montażu
Dzięki temu, że już posiadam GSO RC10 (a teraz pewnie także CC10A, sorry, nie oddam raczej) mam swój własny fokuser z bajerami od Piotra Kułagi. Gwint M54 fajnie pozwala przykręcić kamerę. Przy okazji używając swojego fokusera nie łacham oryginalnego, choć umówmy się, fokuser GSO 3" cudem mechaniki nie jest. Ale f/12 da się wyostrzyć spokojnie.
Wrzucam gościa na moje EQ6-R. 4 ciężary... na samym końcu pręta LEDWO dają radę. Trochę groza. Mimo, że teleskop nie jest ciężki (16.5 kg), to przez dużą średnicę (+8 cm na truss) jest daleko od osi RA. Mam duży balkon (15 m^2)... ale jednak trochę stres.
Pierwsze spojrzenie na gwiazdy trochę przed ogniskiem i już widzę, że jak zwykle zrobiliśmy super na oko.
Kilka ruchów głównym (1/10 obrotu) oraz 3 mm przesunięcia centrum na sensorze wtórnym i mamy super rezultat.
Tu widać wiele więcej, niż tylko gwiazdę w środku, widać jak ogranicza przysłona. Widać jak deformują sie gwiazdy dookoła (poprawnie). Widać czy wzór flata jest symetryczny. Widać wiele. Ja widzę. Na dodatek mały snapshot 3 minuty z balkonu M13.
Według mnie może być
7) Zalety konstrukcji CC w porównaniu z innymi planetarnymi np. SCT i MAK.
W klasycznym Cassegrainie nie ma refrakcji. Tak? Jest. Tyle, że współczynnik załamania dla każdej długości fali wynosi... n = -1. Tak. Odbicie to też załamanie, choć bardzo specyficzne. To oznacza, że L to prawdziwe L. Jedyne z czym musimy walczyć to z atmosferycznym rozszczepieniem barw. Ultralekka trussowa konstrukcja chłodzi się natychmiast. Niby się brudzi... ale za to też sprząta... Puff puff gruchą tu i tam. I voila.
Smar w środku, mechanizm fokusera i latające lustro główne? To mają MAK-i i SCT, a tego nie ma tu! Normalny fokuser. Sztywne zwierciadła. Nieruchome. 3 miejsca do kolimacji! Wtórne, główne i tilter w fokuserze! SCT mają zwykle tylko kolimację wtórnym, która trzeba właściwie robić ciągle (jeśli główne dość lata)! Wiem, że to oczywiście rodzi w niektórych myśli: 3 miejsca? jak to skolimować. To po to kupiłem teleskop, żeby regulować? Niech fabryka zrobi w Chinach i wyśle? Jak tak myślisz to jesteś... a nieważne. No ale przecież lepiej automatycznie, albo ewentualnie w jednym miejscu... Nie myślcie tak! Albo zajmijcie czym innym. Każda dobra regulacja, na której można polegać to błogosławieństwo. Trzeba tylko zrozumieć. Inny przykład to regulowane flattenery od WO. Praca samemu, dłubanie, zabawa, możliwości to radość. Poza tym to wszystko tu jest PROSTE. Dla mnie na pewno, to i Wy sobie poradzicie!
8) Widoki rynkowe, kiedy co i jak, za ile?
Obawiam się, że jako amator dużych reflektorów poniesie mnie, i ten egzemplarz (mega klasa) zostanie u mnie. Mam już GSO RC10 i chciałbym w końcu nim zrobić zdjęcie!! (a nie jakieś testy APO albo chmurwy).
A cena? Bardzo gorąco reklamowałem CC8, gdyż jest mały i był dość tani. Były czasy, że i poniżej 3.5 kPLN. Lekki, siądzie nawet na EQ5 ostatecznie. Oczywiście pryncypia te same. To dużo taniej niż dobry SCT 8", a możliwości moim zdaniem lepsze. Mniej automatyczny i mniej "hermetyczny" na pewno... Ale świetny do powierzchni Księżyca. Nawet kilka zrobiłem tym CC8.
Jednak CC10A carbon fiber truss to inna bestia. Teleskopi mówią, że będzie kosztował około 12 kPLN, ale jeśli wzbudzi zainteresowanie i znajdzie amatorów to na jesieni pojawią się kolejne. Sądzę, że to świetna alternatywa do SCT i MAK. Być może to wszystko się wydaje trudne, i ktoś woli automatyczny teleskop... ale nie ja. Zdecydowanie wolę konstrukcje classical cassegrain od SCT. "Sprzątnąłem" i skolimowałem już wiele SCT i MAK-ów, w których np. smar z posuwu lustra wyparował bo się wygrzał na słońcu i główne się oblepiło kurzem i smarem. Widziałem jak przy próbach zmiany ostrości w startestach gwiazdy "łażą" mi po kadrze... I ja wolę to co umiem kontrolować. Otwarte, mocno ulokowane zwierciadła. Mechanizmy kolimacyjne wszędzie. Liniowy fokuser.
9) Podsumowanie
Udana kolimacja i pierwsze światło, 3 x 3 minuty M13 z balkonu w Wawie. Crop do APS-C (full frame nawet się tu oczywiście nie doświetla). Tło szczególnie wyciągnięte, by widać było wzór flata. Symetryczny. Dumnym.
-
27
-
4
-
4
-
11 minut temu, Tayson napisał:
Ja od zawsze uzywam ccd. w kazdej kamerze QHY mialem mozliwosc zmiany gain offset. zawsze mierzyłem wg tego tutka http://www.astro-foto.pl/index.php/astrofotografia-porady/14-gain-offset
nigdy po wyznaczeniu nie zmieniam tych wartosci.
dokładnie, też jakby o tym wspominam. wyznaczyć tak, by histogram biasa odkleil się od zera. do ds-ow także nigdy nie zmieniam. zmieniam czasem np. do Księżyca. Tam mam tyle światła, że z powodzeniem daje offset 0, a histogram zawsze odklejony. Szkoda tracić wtedy zakresu.
poza tym, pełna zgoda
-
5
-
-
4 minuty temu, Tayson napisał:
Hej Przemek.
Nie rozumiem tego
Ponadto, w wypadku wysokiego offsetu, jest bardzo ważne by go kalibrować, aby np. nie kalibrować naprawdę stałej stałej flatem!
ps.
mysle ze wzruszenie najlepiej opisac symbolem serduszka
1) Ale to "kocham", a aż tak Waszych odpowiedzi nie kocham. Zróbcie mi wzruszacza.
2) Tłumacze (jest troche o tym w kalibracji):
- wezmy do tego idealny sensor, zero amp glow, zero termala, tylko read noise i offset
- optyka za to nieidealna i brudna, flat wymagany bardzo bardzo
- co jest w pliku "light"
LIGHT = STAŁA + ŚWIATŁO_ZAPISANE (1)
(normalnie byłby tam jeszcze amp glow termal etc)
Ale równanie (1) trzeba udokładnic, swiatlo przeszlo przez optykę, więc
LIGHT = STAŁA + ŚWIATŁO_PRAWDZIWE*WAGI_FLATA. (2)
Idea mierzenia flata, polega na założeniu, że "swiatlo_prawdziwe" jest stałe! wtedy
FLAT = STAŁA + STRUMIEN * WAGI_FLATA (3)
bo robimy gą tą samą optyką. By odjąć tę stałą w (3) potrzebne darkflaty lub superbias.
Teraz jedyna poprawna kalibracja light'a to
(LIGHT - STAŁA)/WAGI_FLATA.
Gdybyśmy nie odjęli tej stałej, a podzielili przez flata dostaniemy z rownania (2)
LIGHT/WAGI_FLATA = STAŁA/WAGI_FLATA + ŚWIATŁO_PRAWDZIWE.
w ten sposób błednie zakodowaliśmy odwrotność flata w naszym tle, które pozniej bedziemy musieli kalibrować skillami w post processingu. A po co.
Niezrozumienie, że tam w plikach jest stała z powodu offsetu jest częsta bolączką początkujących, ktorzy piszą o różnych kombach kalibracyjnych.
Dzięki, że dopytałeś, może to nie najjaśniej napisałem. Wiem, że Ty to doskonale wiesz, bo bez tego nie robiłbyś tak świetnych zdjęć bardzo ciemnych obiektów
-
Teraz, Adam87 napisał:
Ja właśnie jestem ciekaw opinii kogoś mądrzejszego. Ja w DSLR przy ISO 100 widziałem bardzo podobne efekty co przy 1600. Większy stretch i tyle
Tutaj chyba i tak wszyscy maskują bądź w ogóle robią oddzielną warstwę z gwiazdami, więc jest to bardzo cenne mieć na początku obróbki jak najmniejsze gwiazdy
I jeszcze na koniec dopiszę że kompletnie nie rozumiem zupełnie innego traktowania CCD i CMOS tzn czas palenia klatek. Jako użytkownik lustrzanek z takim i takim typem sensora nie widziałem potrzeby palenia dłuższych klatek. Jak dla mnie jedyne co tłumaczy czemu użytkownicy CCD palą tak długie klatki jest to że to stara technologia. Gdyby rozwijano ją tak jak CMOS to dziś użytkownicy CCD palili by o wiele krótsze klatki. To samo odnosi się do CMOS , czemu ktoś ma nie palić 15 klatek jeśli tylko miałby sprzęt i niebo ku temu. Ja mogę z swojego doświadczenia powiedzieć że gdybym tylko mógł to przy moim niebie spokojnie zszedłbym do ISO 100 i 30 min klatek i nadal nie miał bym przepalonego zdjęcia.
1) Gwiazdy też są zawsze "takie same". Sam o tym mówisz.Tyle samo fotonów niezależnie od gainu. Tu problemem jest, jak pisałem "uciety profil" gwiazdy. Plaski wierzcholek gwiazdy nie jest problemem dla morfologii, może być dla dekonwolucji, ale tej lepiej nie uzywac do duzych gwiazd i tak
2) iso 100 i iso 1600 i tak samo dluga sesja. ale wiecej odczytów czy mniej? Tzn. mniej plików na ISO 100? Przy sensownym dodatku light pollution niczego nie zobaczysz "okiem". Ale "liczby" mógłbyś tak jak pokazuje zmierzyć. I na pewno beda inne, chyba, że aparat Cie oszukuje i np. robi Ci coś cyfrowego z danymi.
3) to co ja tu piszę, o czym z całą pokorą wspominam, jest troche akademickie, i dla koneserów. Róznice beda niewielkie i będą miały znaczenie, jesli np. będę prowadził badania naukowe w Chile, etc.
na Wawskich przedmieściach... to nie bardzo. Ja po prostu te rzeczy lubię -
1
-
-
1 minutę temu, wismat napisał:
Nie no bez przesady. Jeden kupi sportowy samochód i cieszy się że ma dobrego kopa, a inny będzie wnikał w jego podzespoły i będzie się zastanawiam co sprawia, że ten samochód ma takiego kopa
Ciekawe wyjaśnienie, duża wiedza płynie z tego, kto będzie chciał to coś wyciągnie dla siebie.wzruszony. nie smutny ^^
-
19 minut temu, Paether napisał:
Zupełnie nie moja bajka, a części tekstu nawet nie rozumiem, ale nie można nie docenić opracowania, tym bardziej że sypią się pochwały od zaznajomionych z tematyką. Dlatego klikam wszystkie przyciski, które mogą w jakikolwiek sposób wesprzeć wątek
dzięki. nie spodziewałem się nawet, że w ogóle ktoś to będzie czytał... taki jestem zepsuty >]:-)
spodziewałem się raczej komentarzy "i co z tego, wypad z baru" xD
-
14 minut temu, Adam87 napisał:
Tam napisałem zmienić gain a nie zwiększyć
W astro chodziło mi raczej o zostawienie takiego samego czasu naświetlania a zmienianie wartości gain ale w zakresie aby nie przepalić czyli raczej schodząc np w miarę ekspozycja jest dla 2 min i gain 100 to zobaczyć co wyjdzie dla 2 min i gain 10. W fotografii dzienniej przynajmniej u Nikona wychodzi zasadniczo to samo. Najważnisze parametry to Czas i F stop, a czy dam ISO 100 i w Lightroomie dam korektę +5 czy od razu ISO 3200 różnica jest minimalna.
Tutaj widzę jedynie jakąś praktyczną przewagę większego bądź mniejszego gainu, tylko do końca nie rozumiem. Czy chodzi o to że przy mniejszym gainie byłyby mniejsze gwiazdy ?
A jak wyglądałaby sytuacja gdyby palić 25 x 8 minut na gainie 0 bądź 20, tak czy siak małej wartości ?
Generalnie dla mnie jako amatora najbardziej logiczne jest używanie max czasów naświetlania (chyba że ktoś ma klasa sprzęt i może palić po 1h) i średnich gainów czy ISO.
Pozdrawiam
1) 0 i 25 to bylaby strata czasu i zawracanie glowy. nawet większe od mojego ględzenia o teorii
2) tak, gwiazdy byly mniejsze... ale co z tego, jak strecz trzeba by bylo dać wiekszy!
3) jak pisalem zachowanie zakresu dynamicznego jest tu kluczowe -- pytanie czy umiemy skorzystać z tego zakresu
4) przyklad:
- dajemy gain 4x taki i widzimy podopalane gwiazdy... dopalone piksele mają 1.000000. Nic sie juz nie da zrobić
- dajemy gain x1 i mniej gwiazd dopalonych. ale robimy duuużo mocniejszy strecz. nagle gwiazdy... takie same. ale tylko z pozoru. Bo to nie 1.0000 a 0.98887. Nie różni się to nic "na oko". Ale daje możliwości w obrobce.
Za to w dole histogramu moze być wiekszy szum, bo uzylismy nieco mniejszego gainu. Zwiekszanie szumu odczytu ma sens jesli wydluzamy ekspozycje (odczytujemy mniej razy). I wlasnie ilosciowa analiza jest wazna.
W ogole to takie troche miazdzace (mnie) podsumowanie:
te sensory maja teraz tak niskie szumy odczytu, ze naprawde prawie nie warto sie tym przejmowac. 0 lub 120 i nie dopalac za bardzo informacji o profilach gwiazd i heja!
-
2
-
-
2 minuty temu, Adam87 napisał:
Dla mnie czarna magia. Jak dla mnie mając ten sam setup jedyne co wpływa na ilość szumu na zdjęciu to czas naświetlania. Im dłuższy tym lepszy bądź ograniczony do tego co pociągnie montaż. A to jaki gain sobie do tego ustawimy jest drugorzędne aby tylko nie przepalić. Zawsze wydaje mi się że problem w takich porównaniach jest w tym że dla coraz większych gainow zmniejsza się czas naświetlania aby ekspozycja była taka sama. A co gdyby zostawić taki sam czas i zmieniać gain, oczywiście nie doprowadzając do przepalen. Ja mówię to wszystko z pozycji osoby robiącej głównie lustrzankami i mój setup pozwala na max 2 min ekspozycję i ze swojego doświadczenia a próbowałem ISO od 200 do 3200 przy tych samych czasach nie widzę znaczącej różnicy w poziomie szumu na stacku. Może wynika to też z tego że głównie to są matryce Nikona a on ma ISO inverient.
Teraz chciałbym wykorzystać 178mm do krotkoczasowej - 10-15 s astrofotografii galaktyk i mgławic. I po pierwszych testach też nie widzę znaczącej roznicy w zaszumienie materialu stosując ten sam czas i różne gainy.
Zazanaczam że to tylko moje obserwacje, Może ktoś wyprowadzi mnie z błędu.
nie jesteś w błędzie. na wszystko własciwie odpowiadam w tekscie, przykro mi, że niejasno. sprobuje odpowiedziec tu w skrocie, moze to pomoze.
1) "bez przepaleń zwiekszyc gain" -- w dziennym foto to niemozliwe, albo jest optymalnie doswietlone, albo nie. stad ten iso triangle.
2) w astro mamy strasznie niedoswietlone fotki. gain x4 oznacza wiekszy szum w danych... ale? no ale "4x mniejszy strecz" i to tu jest pies pogtzebany
ewentualnie gwiazdy podrosną
3) tak jak napisalem, szum luminancji zależy od calkowitego czasu integracji, i tak jak zawsze pisze w moich opracowaniach
NAJWAZNIEJSZE SA LIGHTY I WYJAZDY W TEREN.
To co tu pisze daje małe roznice, ale niektórych ciekawi, to takie akademickie dyskusje.
4) Przykładowo:
jak ktos zbierze
25 x 8 minut na gain 120 oraz
100 x 2 minuty na gainie 250 (cztery razy mocniejszy)
to dane w mglawicy beda bardzo bardzo pdobne. 120 bedzie lepsze, jesli byles w bortle 2, a w bortle 4 moze roznicy nie da sie nawet zmierzyc matematycznie.
tym niemniej jednak "teoretycznie" lepiej robić mniej odczytow.
ja lubię 178mm do ksiezyca i planet. próbuj i wrzucaj efekty
pozdrawiam
-
1
-
-
2 godziny temu, Tuvoc napisał:
Czyli ten aspekt tylko testem w terenie? Próbuję się właśnie wstrzelić w jakiś optymalny czas dla Newtona f/5. O ile trafiłem idealnie dla TS APO 65q czyli f/6.5 i ASI 294MC Pro to przy niutku albo mam kaszkę z obiektem albo spalone gwiazdy.
tak, raczej tak.
nawet gorzej! w danym terenie o danej porze. szczególnie latem w Polsce sky bgd jest bardzo zmienny, a noc dopiero powraca. Poziom tła będzie inny w Wawie, inny na Wsi, inny w Biesach.
dlatego sugeruję, by poznac wielokrotności gainow, wtedy mozna działac na "stopach" jak w typowej fotografii. i stracic mniej czasu a ekspozycje pozniej pomnozyc. dobrze moc w minutke oszacowac "jakie mamy dzis tlo, i jak mocne gwiazdy w kadrze"
-
1
-
-
Teraz, wessel napisał:
Wspaniałe opracowanie!
jestem wzruszony, nie smutny. ale nie ma tu takiej minki w reakcjach
-
Godzinę temu, rambro napisał:
Czy przy filtrach 1,25" i f5.6 masz od nich jakąś winietę z ASI294MM PRO ?.
tak. delikatną. widać to na flacie L. jest w moim poprzedniem tekscie o "kalibrowaniu brzydkiego tla" (ale to f/3.9). 31 mm bedzie pewnie idealne do 294, ale mozna przyoszczedzic i uzywac 1.25" i mała odrobinę stracic. w f/5.6 pewnie mniej. flat to wyprostuje, ale sygnał w rogach tak czy siak bedzie gorszy. nie bedzie to np. przeszkadzac, gdy w rogu nie bedzie mgławicy. chociazby.
-
Godzinę temu, rambro napisał:
Dzięki za ten tekst i poprzedni o kalibracji ASI294MM.
Jak ktoś chce szybko sprawdzić swoją kamerę, to można użyć darmowej wersji SharpCap. Przykład dla mojej poprzedniej kamery ASI294MC PRO.
tak wspominałem o tym, moją ideą było wlasnie zrozumiec, jak te "testery" testują sensory, tzn co jest pod spodem
-
1
-
-
- Ta odpowiedź cieszy się zainteresowaniem.
- Ta odpowiedź cieszy się zainteresowaniem.
0) Wstęp, czyli o czym będę pisał.
W ostatnio otworzonym przeze mnie wątku o kalibracji w asi294mm padło pytanie o gain. Ponadto często w internecie można spotkać mrożące krew w żyłach bzdury o "unity gain", powtarzane bezmyślnie nawet na znanych i cenionych forach. Czasem jeszcze ktoś powie, że "mu ziarno wyszło, bo gain za wysoki", albo np. że "odjął tło i się ziarno pojawiło". O co w tym wszystkim chodzi? Każdy kto lubi kamerki ASI zna nieśmiertelne wykresu gainu, szumu i studni z ich strony, kopiowane w niezliczonej ilości przez większość sklepów i internetów.I to ciekawostka, zdobyłem gdzieś z historii internetu dwa RÓŻNE takie zestawy wykresów dla TEJ SAMEJ matrycy:
W jednym unity gain był dla gainu 117, a w drugim... dla 120. Dlaczego? Co spowodowało taką nieścisłość? Poza tym, czy inaczej niż "odpalając Sharpcap" albo inne narzędzie mierzące własności sensora, możemy się sami "naocznie" przekonać, czy nie jesteśmy robieni w trąbę? Czy te liczby do czegoś się mają, o co w nich chodzi i czy możemy ich dotknąć? Tak, możemy, w 30 minut w dzień w dużym pokoju. I o tym będzie ten post. Jeśli jesteś tym zainteresowany, to czytaj dalej, jeśli nie... wiadomo.
1) Krótkie powtórzenie, źródła punktowe, rozciągłe, światłosiła, etc.Jeśli dobrze znasz te pojęcia, nie czytaj. Chcę tylko ustalić kilka prostych faktów, bez głębszego wyjaśniania/wyprowadzania.Zakładając, że patrzymy na to samo źródło (np. panel flat)- strumień fotonów na mikron kwadratowy (powierzchnia) zależy TYLKO od światłosiły, i jest proporcjonalny do jej kwadratu- f/5 daje 4x więcej fotonów na piksel niż f/10- tak, nie zależy od apertury, i ogniskowej, trochę nie, bo właśnie zależy od ich ilorazu - światłosiły- 2x większa apertura, 2x większa ogniskowa? cztery razy więcej światła, na cztery razy większej powierzchni, czyli tyle samo- typowo, 2 razy wiekszy piksel, o 4 razy większej powierzchni, ma też 4 razy większą studnię, więc "nic się szybciej nie dopala".Inaczej ma się sprawa z gwiazdami, gwiazdy są tak małe (< tysięczne sekundy łuku, poza Słońcem naturalnie), że właściwe zawsze wpadają w jeden (lub parę) pikseli, a każdy astrofotograf chce jak najmniejszej "plamki".- światło od gwiazd i ich saturacja zależy wyłącznie od apertury! kontrast jest nawet lepszy, im dłuższa ogniskowa, pod warunkiem, że bardzo nie powiększamy plamkiPo co o tym mówię? Ano po to, że mimo, że f/5 w 50 mm obiektywie i 12 calowym Newtonie daje taki sam strumień na piksel, to jednak gwiazdy w 12" będą dopalać się duuuużo szybciej. (12"/2")^2=36x większy strumień wpadnie może na 9 pikseli? a Tam 1x strumień upadnie na 1 piksel i trochę. Poza tym często fajnie jest dobrać długość ekspozycji tak, by nadal nie mieć problemu ze spalonymi gwiazdami, ale z drugiej strony, żeby nasza mgławica nie zajmowała tylko dna histogramu, albo byśmy nie mieli 500 ekspozycji co minutę. Wszystko to jest uciążliwe w postprodukcji, akwizycji, etc. Fajnie wyrobić sobie trochę wyczucia, nie opartego tylko na losowym doświadczeniu z nocnych fotografii. I aby umieć elastycznie zmienić założenia, np z powodu gorszych warunków (wietrznych), bez stresu, że coś się pozmieniamy w projekcie i zdjęcie nie wyjdzie. Cała reszta postu będzie poświęcona temu, jak zrozumieć te "magiczne" wykresy producenta samemu.2) OffsetOffset to praktycznie najbardziej omijana w dyskusjach sprawa elektroniki naszego ulubionego CMOS-a. W sumie banalnie prosta -- jednak skutkująca piedestałem/stałą/offsetem (nazwy wymienne) w pliku FITS z kamery, i w wypadku zmiany tego parametru nasze biblioteki kalibracyjne nie będą dobre! Ponadto, w wypadku wysokiego offsetu, jest bardzo ważne by go kalibrować, aby np. nie kalibrować naprawdę stałej stałej flatem!Na przykładzie kamery ASI294MM ustawmy offset na maxa (brightness 80), i podbijmy gain też do maksa. Zróbmy jakiegoś krótkiego darka (kamera zakryta), np 50 ms, 100 ms, chłodzenie nie ma dużego znaczenia. Zobaczmy co będzie na histogramie takiego właściwie "biasa"?
Niestety podgląd histogramu mówi nam, że dla 570 mamy dużo zer, a jego lewa część jest bardzo mocno ścięta, widać, że cały histogram nie daje się zarejestrować, ani poprawnie badać. Obniżenie gainu do 400 powoduje, że minimum histogramu odkleja się od zera, a histogram jest zarejestrowany pełni. Średnio 5200 poziomów na 65536 (2^16) to dość dużo. 1/13 zakresu jest już jakby skasowana. Ale oczywiście ten offset (80) jest ogromny, i nigdy takiego nie będziemy używać.UWAGA: ustawienia które tu testuje są ekstremalne i służą dydaktycznemu celowi, by nie wprowadzać w błąd powiem zaraz jakie są wg mnie optymalne. Wyprzedzając nieco fakty, bardzo mile widziany gain to 120, a dla niego wystarczający offset to 4. Offset ten jest dobry w związku z tym też dla gainu 0, który ma ciut niższy read noise (w DN, nie w e-, czytaj dalej). Więc dobre opcje to "gain 0, offset 4", "gain 120, offset 4". Dlaczego? O tym jest ten tutorialek, zaraz zobaczymy.Podsumowanie: po co jest offset? Ano po to, żeby histogram się nie obcinał z powodu szumu odczytu. No właśnie, "szumu odczytu", jak to?3) Szum odczytuTo co widzimy na histogramie takiego biasa (pomijając fakt, że coś naprawdę może na nim być) to właśnie owa stała, stałe napięcie podbite przez offset, połączone (dodane) z szumiącym odczytem z sensora. Tak naprawdę ten liniowy histogram to właśnie MODEL naszego szumu odczytu. Dlatego fajnie go widzieć w całości.W celach tego doświadczenia, zrobiłem biasy dla offsetu 80 i gainów: 0, 50, 117, 120, 200, 300, 400, a także ekstremalnego 570. Tak, zaprogramowałem jedną sekwencję i poszedłem sobie. Upewniając się, że gain jest też w nazwie pliku. Nie zajęło to więcej niż kilka minut.Jak je analizować? Wielu ludzi pokazuje w internecie strecze masterów kalibracyjnych, ale to dość mylne. Nie wiadomo jaki ten strecz i właściwie zawsze wygląda tak samo. Nas będą interesować proste statystyki. Średnia, mediana, średnie odchylenie kwadratowe. Tych nie trzeba przedstawiać, Pixinsight pokazuje jeszcze dwa:- avgDev -- to jest średnia wartości bezwzględnej odchylenia od mediany, (a nie pierwiastek ze średniego kwadratu odchylenia od średniej)- MAD - to jest mediana bezwzględnej wartości odchyleń od medianyO czym mówią te dwa? Choć nie będziemy z nich dziś korzystać, można wyczuć, że kwadrat odchylenia jest bardzo czuły na "dalekie" wartości, jak np. hot pixele, niż "avgDev", ponadto mediana odchyleń (MAD) jest jeszcze mniej czuła na outliery, i właściwie dla wielu algorytmów jest najważniejszym statystycznym dyskryminatorem zdjęcia.Zatem my spójrzmy na statystyki! By nie zalać tego tutka skrinami, spójrzmy na dwa ciekawe:Gain 120, offset 80, histogram wypikowany, z pozoru wyglądający jak samotna pionowa kreska:
Gain 400, offset 80, histogram już wyraźnie szerszy, da się coś dostrzec bez powiększania:
W zestawieniu wszystkie odchylenia (każdy z plików bias, 50 ms, dla offsetu 80):gain 0, stdDev = 7.6 DNgain 50, stdDev = 11.9 DNgain 117, stdDev = 27.8 DN (!!!!!) DRAMAT, ten gain to byłby unity, wzmocnieniem prawie identyczny do 120gain 120, stdDev = 8.2 DN (!!!) prawie 4 razy niższy szum! od 117gain 200, stdDev = 17.5 DNgain 300, stdDev = 49 DNgain 400, stdDev = 150 DNgain 570, stdDev = 1024 DNOdchylenie 8.2 DN dla gainu 120, a 150 DN dla 400? Co mówią nam te odchylenia standardowe? No nic więcej, nic mniej jak "szum odczytu" w jednostkach DN (data number), które w wypadku popularnych szesnastobitowych plików FITS oznaczają liczbę całkowitą z przedziału [0..65535].Czy to dużo czy mało? Dla gain 120 ledwo 10 DN odchylenia na ok 65.5 tysiąca? To słynne "3 sigma", czyli trzy takie odchylenia to "ze 30 DN". Na 65 tysięcy? Czy to dużo? Wydaje się, że nie, ale zobaczmy gdzie są nasze dane!Zbinaryzujmy liniowe dane z którejś mojej astro-sesji przy pomocy "Threshold" np. w PS. Czarno, czarno, czarno, od poziomu 5 na 256 mamy coś!
później 4...
i jeszcze 3:
już biało!Uwaga: popularne programy jak np. Photoshop pokazują histogramy w formie ośmiobitowej. Czyli nasze 16 bitów -- 65536 poziomów = 256*256. 8 bitów do kwadratu. Zatem na 1 poziom histogramu w PS przypada 256 DN.Jak widać na skrinach powyżej, "całe" zdjęcie siedzi właściwie w poziomach 3-4-5. Czyli 750 z tych 65 tysięcy DN właściwie nas interesują. To strecz (co prawda nieliniowy) z tej znikomej części wyprodukuje nasze zdjęcie! Widać więc, że dążenia by szum spadł do pojedynczych DN nie jest takie "chore". "Stakowanie" też zmniejsza szum, jednak nie szum odczytu, ten się zwielokrotni. Gdyby można było zrobić tylko jeden odczyt na całą noc... tak byłoby najlepiej! Sumaryczna liczba fotonów w zdjęciu -- ta sama, a odczytów więcej. Bez głębokiego studium widać, że gorzej. Jednak odczyt większej liczby elektronów może być okupiony większym błędem niż mniejszej? To jak? Właśnie po to mierzymy dokładnie, jaki ten szum jest. Idźmy dalej.Mierzymy odchylenie bezpośrednio w Pixie w jednostkach 16 bit DN. Jednak ADC (analog-to-digital converter) w kamerze asi294mm ma 14 bitów (tak naprawdę 12 w bin 1, a unikatowy hardware'owy bin podnosi liczbę bitów przez agregację mniejszych pikseli, ale o tym nie tu, korzystam z dawnego bin2 dostępnego w obu wersjach 294mm/mc). Oznacza to, że 1 poziom ADC, tzw 1 ADU odpowiada czterem DN. Zapiszmy, że 1 ADU = 4 DN. Pozwala nam to przeliczyć ile poziomów ADU "szumimy". Ale nadal nie wiemy ile to "elektronów" [e-], a właśnie to serwują nam wykresiki. Jak przeliczyć zatem ADU na [e-]? W przypadku unity gain nie byłoby problemu, mamy 1 e-/ADU. A jak w przypadku innych gainów? Od tego mamy wykresy... ale musimy? Nie. Nie musimy. Nie musimy brać unity gain na wiarę, nie musimy brać wykresu gainu na wiarę! Zróbmy wszystko sami.4) Gain, prosty pomiar w domuZanim spróbujemy odtworzyć wykresy od ASI294MM samemu, potrzebujemy znać wzajemne relacje między gainami kamery. W tym celu wykonałem banalnie prosty eksperyment, przy użyciu flat panelu LED, takiego pod tynk i filtra S_II (aby było ciemniej). Eksperyment polegał na ustawieniu 50% histogramu czasem ekspozycji na gainie 0 a następnie ustawieniu czasu ekspozycji dla kolejnych gainów: 50, 117, 120, 200, 300, 400, 570.Ważne: offset/brightness trzeba ustawić na 0 do takiego testu. Dlaczego? A właśnie się nauczyliśmy, że +5000 poziomów popsuje skalowanie. Offset 0 zapewni nam praktycznie "0" dodanych poziomów, a fotonów jest dość, bo panel ładnie świeci i żadnych zer nie będzie. No, może będą? Spójrzmy na kilka skrinów.Nasz startowy poziom, gain 0, i zarazem najdłuższy czas napełnienia do połowy
Tu gain 120, nasz ulubiony "lowest HCG", i nieco ponad 4 razy krócej:
Tu ekstremalny gain 570, mniej niż 0.5 ms i szum tak duży, a fotonów tak mało, że dobiliśmy do 0 i maksa (jakby co taki flat na pewno ma mały sens).
A teraz spójrzmy na wyniki w zestawieniu:gain 0: 286 msgain 50: 162 msgain 117: 71 msgain 120: 63 msgain 200: 25 msgain 300: 8.1 msgain 400: 2.6 msgain 570: 0.4 msUwaga: Jeśli ktoś chciałby badać takie sensory na poważnie, to dobrze byłoby zrobić "master flata", zmierzyć mu średni poziom, uprzednio skalibrowawszy go biasem/darkflatem, i dopiero z tych średnich poziomów korzystać. Dla tej dydaktycznej prezentacji ja ograniczyłem się do ustawienia mniej więcej patrząc na histogram w ASICAP-ie.Z tego już można banalnie odtworzyć skalę wzmocnienia, a skoro umiemy oglądać szumy, to chyba już wszystko?5) DO DZIEŁA! Odtwarzamy tabelkę SAMEMU!Zacznijmy od pierwszej obserwacji. Kamera ASI294MM ma PEŁNĄ studnię (studnia ma sens tylko dla gainu 0, wyższe używają tylko jej części) wynoszącą 66387 e-, to właściwie prawie 2^16 e-! Wiemy też, że ADC ma 14 bitów. To znaczy, że na 1 poziom ADC przypadać muszą 4 elektrony! Dokładniej(66387 e-)/(16384 ADU) = 4.05 e-/ADU.Teraz już wiemy, jaki gain to unity gain! (nie wiem po co, ale wiemy). To taki gain, dla którego czas ekspozycji jest 4.05 razy mniejszy od czasu dla gainu 0 (zakładając zerowy offset). Ponieważ na gainie 0 nasz 50% flat ładował się 286 ms, szukamy takiego gainu, by 50% flata wchodziło w 286 ms/4.05 = 70.6 ms. Gain 117 bardzo dobrze spełnia ten warunek. JEST TO NAJGORSZY GAIN W TEJ KAMERZE. Jest o krok przez gainem 120, który jest najniższym HCG (high conversion gain), i już zobaczyliśmy, że ma dramatycznie niższy szum odczytu (niż 117), a praktycznie to samo wzmocnienie. Brzmi jak magia, ale to właśnie jest wzmacniacz dedykowany do niższych ułamków studni.Wniosek: w tej kamerze unity gain wypadł tak niefortunnie, że producent ASI ukrył fakt o unity gain, i zmienił 117 na 120, gdyż zbyt wielu zagubionych bzdurami o unity gain, korzystało ze 117 (hue hue, facepalm, te rzeczy SOM TRUDNE, ale unity, unity najlepiej...). W niektórych kamerach nie ma unity gain, gdyż ADC ma więcej bitów niż studnia! I co wtedy zrobić, płakać? Moja rada -- zapomnijcie o unity gain, pomyślcie o tym co tu pokazuje pod kątem statystyk, które można momentalnie zobaczyć np w Pixie.Ej, no to super?a) wiemy, że dla gainu 0 mamy 4.05 e-/ADUb) znamy względne "moce" gainów, bośmy zmierzyli czasy ekspozycji na flaciec) znamy szumy odczytu w DN lub ADU bośmy zmierzyli stdDev w plikach bias na różnych gainach, akurat dla offset 80d) to mamy wszystko, prawda? no tak, wystarczy pomnożyć szum w ADU przez gain w e-/ADU i dostaniemy szum w [e-], jak z kursem walutyZatem TADAM, tabelka z zebranych SAMEMU danych, korzystając jedynie z podanego przez producenta ładunku "full well"
I dla przypomnienia wykresy od ZWO ASI:Ach, a co to DR? DR (dynamic range) to logarytm dwójkowy (ile bitów) z MAX_ADU/READ_NOISE_w_ADU. Gdybyśmy mieli... 100 poziomów, ale rozróżniali tylko co 5, to w sumie mielibyśmy 20 sensownych poziomów i nikt by z tą oceną nie dyskutował. To własnie jest DR! Mamy 14 bitów ADC, szum wynosi 2 ADU, to znaczy, że dwa sąsiednie poziomy są w sumie nierozróżnialne.Tabelka mówi, że read noise dla gainu 0 i 120 wynosi... magia, 2 ADU. Jak ktoś pamięta logarytmy, to dzielenie przez te 2 ADU robi z 14 bit -- DR = 13 bitów, dla gainów 0 i 120.Licząc: 14-LOG_2(READ_NOISE[ADU]) odtworzymy też ostatni wykres. Tą metodą wspaniały gain 117 traci prawie 3 bity (log_2(5.8)), spadając do nieco powyżej 11 bitów DR.Nieźle nie?6) SuperbiasMoże już teraz rozumiemy, że nasze mastery mają swój szum. Wprowadzają go więc do każdej klatki podczas kalibracji. Kalibrowanie dłuższych ekspozycji zatem wprowadza ten szum mniej razy. Ponadto, jak najlepiej uwolnić się od tego zabiegu, by nie utrudniać sobie później odszumiania i wydobycia detalu?Prosto. Masterów musi być dużo. Ale ile? I co można z nimi robić? Weźmy na ten przykład "bias", bo ma on najwięcej wspólnego z tym opracowaniem. Czy trzeba tysiąc? No pewnie nie. Pewnie od 100 nie będzie widać znacznego przyrostu. Ja zrobiłem kilka masterów, dla gainu 120, dydaktyczny offset 80, kolejno z 1, 9, 36, 64, 100 oraz 256 klatek.Szumy to kolejno:x1, stdDev = 8.2 DNx9, stdDev = 3.1 DNx36, stdDev = 2.1 DNx64, stdDev = 1.9 DN..... zaczyna się robić smutnox100, stdDev = 1.8 DN... ehhhx256, stdDev = 1.7 DN...Widać, że od stu zysk mizerny a pracy sporo. Może nawet wcześniej. Poza tym ponieważ bias to i tak jest stała, to można go zastąpić stała, albo superbiasem. Ten wygodny proces w pixie brutalnie odszumia tego prawie już stałego master biasa. Jeśli wiemy (albo widzimy) w jakiej orientacji działa shutter naszej kamery możemy wybrać wiersze lub kolumny. Efektem jest bardzo gładki plik, którego poziomy mieszczą się w obrębie dwóch DN. Wygląda to tak:
Kalibrowanie offsetu, np w krótkich flatach, lub jeśli akurat tego potrzebujemy, takim superbiasem wprowadzi minimum szumu, a da nam pewność, że zdjęcie jest skalowalne (znany punkt "zero").7) PodsumowanieCo z tego wynika?Po pierwsze, że możemy sobie zawsze zmierzyć, ile poziomów na 16 bitów (0..65535) szumi nasz sensor. Gdy nie zmieniamy czasu ekspozycji, a zwiększamy gain, ZMNIEJSZA się szum odczytu. Fotonów w zdjęciu tyle samo! Co tracimy? Tracimy zakres dynamiczny, niektóre gwiazdy zaczynają się przepalać i "rosną".Po drugie: zysk ponad gain 120 jest tak strasznie niewielki, nawet na nasze astrofotograficzne standardy, że mimo iż czasem "jeszcze bardziej optymalnie" (hue hue) byłoby podbić trochę gain, nie warto sobie zaprzątać głowy tym, dodatkowe mastery, pamiętanie, zmienianie etc. Ponadto możemy coś niechcący "przepalić". Jeśli coś "przepalamy" na 120 to znaczy, że albo powinniśmy robić krótsze suby... albo jeśli chcemy -> prawie 4 razy dłuższe na gainie 0!Gain 0 jest kolejnym gainem, który ma duży sens, jeśli nie odpowiada nam 120 HCG, bo suby są zbyt krótkie i mamy ich za wiele (za wiele odczytów też agreguje read noise wielu subów), możemy zrobić 4 razy dłuższego suba, z ok 2 razy lepszym SNR na gainie 0. Gain 50 np. nie będzie miał dużego sensu, read noise urósł, wzmocnienie jest już bliskie 120, lepiej zrobić nieco krótszego na 120, albo przepalić trochę i później zerodować gwiazdy.Kolejnym ciekawym wnioskiem jest to, że jeśli "zapamiętamy", zrozumiemy, relację między gainami, np. że 120 jest 4 razy silniejszy niż 0, albo który gain (może 250), jest 4 razy silniejszy od 120, możemy na 4 razy krótszym czasie testować poziom ekspozycji!Po co patrzeć, czy przepala nam się ośmiominutowy sub na gainie 0 pasmo L, kiedy możemy sprawdzić, czy pali się dwuminutowy sub na gainie 120? Albo lepiej! trzydziestosekundowy sub na gainie 250?Reasumując: gain 0 -> 480 s, gain 120 -> 120 s, gain 250 -> 30 s, będą miały tę samą saturację (jasność w wynikowym pliku)! Oczywiście, może 30 s będzie miało bardzo słaby SNR, ale przecież NIGDY NAM SIĘ NIE PALI MGŁAWICA, tylko gwiazdy, a te już będzie widać doskonale. I zamiast tracić 30 minut na dopracowanie czasu ekspozycji, zużyjemy 30 sekund, pomnożymy w głowie coś przez jakieś mnożniki i od razu na żywca możemy lecieć 8 minut na gainie 0, jeśli 30 sekund na gainie 250 jest dobre!Te i wiele innych dobrych wniosków o których zapomniałem wynikną z tego, że dobrze rozumiecie co w Waszych sensorach szumi i gdzie. A dotrzeć do tego można łatwo. W salonie Trzymajcie się, może jeszcze coś napiszę.
Na zakończenie, za karę dla wytrwałych, inny Amelikan,
-
34
-
12
-
6
-
2 minuty temu, beny napisał:
No chyba że to ten dzisiejszy pył znad Sahary zasłonił Ci skutecznie niebo
dokładnie to samo myśle xD, ja łapałem trochę większą aperturą, no ale gdyby @wismat zassał 10 minut na jedną klatkę, to efekt powinien ciut lepszy niż mój na pięciominutowej....
-
-
7 minut temu, beny napisał:
Tak z ciekawości jakim bin'em jedziesz? Napewno to jest 1x1?
biorac pod uwagę rozdzielczość kamer i skriny jakie nam pokazuje to mógłby to być nawet bin 4
i nic się nie zmienia, a tylko mniej szumu przez splatanie sąsiednich pikseli
EDIT: np moja klatka na skrinie, którą wrzuciłem jest 1:4
naturalnie mogę dać skrina 1:1 jeśli trzeba
-
1
-
-
o tak wygląda 5 minut Ha, obszar podobny, 108 mm ( jakieś prawie 2 razy tyle sygnału, czyli jak zassiesz 10 minut to powinieneś mieć tak samo!!!)
-
7 minut temu, wismat napisał:
A może przy okazji mam takie ziarno bo sobie coś ubzdurałem żeby jechać QHY163M na Gain 200 i Offset 100 zamiast (jak sugeruje producent) Gain 174 i Offset 153 ?
to nie ma żadnego znaczenia xD Panie, read noise mniejszy nawet ciut z tym wyższym gainem akurat
Co to w ogóle jest ziarno!? Jedyne co się tu liczy to 5 minut ekspozycji
Tego akurat nie robisz źle, ale te klatki są straszne... zaraz wyciągnę jakąś pięciominutową moją, bo robiłem dokłądnie taki sam czas, wlasnie aperturą 108 i zwykłym filterkiem 1.25" od ZWO, 7 nm
I na pewno rozbierz kolo, może nie zdjąłeś klapek z filtrów xD coś jest bardzo nie tak! Jakie masz ustawienia STF? Polecam dla porównania ustawienia standardowe -> tło 0.25, shadow clipping -2.8, to chociaż porównania mają sens. Momento... -
Ha
======
O_III
=========
S_II
to są żywe stacki (bez żadnego cropu) prosto po całkowaniu i usunięciu gradientów (których raczej nie było, nie pamietam, zwykle nie mam w NB w bortle 3/4).
EDIT: słabe gwiazdy w narożnikach, przez to że jestem biedakiem i miałem tylko filtry 1.25" a sensor spory juz całkiem
EDIT2: wrzuciłem zły Ha, przepraszam, poprawiłem plik
-
1 minutę temu, Tayson napisał:
w kole siedzi lrgbsHo, a moze LRGBHso???
ja mam u siebie prosta kombinacje HST = hydrogen, sulfur, tlen.
to ciekawa uwaga, moze to autosugestia, ale też mi zaczyna siarkę przypominac
idę sprawdzić jak wygladały u mnie mastery
-
aha, @wismat jakiej kamery użyłeś? jeśli masz lajty (i ewentualnie flaty) to bez problemu możemy zrobić wszystko jeszcze raz.
darki do chlodzonej mozna dorobic w dzien w lazience. Ja robię to ciągle przy roznych testach
flaty zwykle krótkie wystarczy skalibrowac biasem, jesli w ogole masz. I mozemy sprobować uzyskać stack optymalnie, ale SNR-u to nie doda wiele... tak czy siak.
-
32 minuty temu, wismat napisał:
Dzięki za sugestię o darkach. Wezmę ją pod uwagę.
@Przemek Majewski Jeżeli chodzi o sprzęty to ja mam aperturę 81mm na ogniskowej 382,4 z f4,8, natomiast lepsze zdjęcie było z aperturą 105mm, na ogniskowej 512mm z f4,9.to stosunek apertur do kwadratu wynosi ok 1.7. Zatem zakladajac, ze rozwazasx ten sam "kawałek kosmosu" to w tym drugim siedzi 1.7 x wiecej fotonów. Czyli nie 4.5 godziny, a około 7.5 h materiału Twoim zestawem. Zakładając oczywiscie tę samą przejrzystość i sprawność etc. Uzbieraj i dobrze skalibruj i scałkuj (chętnie przekażę moje uwagi) 8 godzin materiału a powinieneś zauważyc podobieństwo.
tak myślę.
-
1
-
-
50 minut temu, OnlyAfc napisał:
2. Coś mogło z darkiem nie wejść, bo to wygląda na jednostajny szum, który powinien się odjąć przy kalibracji, przynajmniej tak mi się wydaje.
Ewentualnie ta "ciapa" w prawym górnym rogu, z która @wismat mówi że "nic nie zrobi" zalezy od darków. Pewnie kalibracja była niepoprawna. Jak często.
Darki NIE ODEJMĄ żadnego szumu. Co najwyzej same go dodadzą, jeśli master nie jest porządnie przygotowany i ma własny szum bardzo niski.
Co widać na tym fotku to po prostu nic innego jak niższy SNR (i tu sie zgadzam z uwagą @OnlyAfc "za mało materiału"). Zaraz wytlumaczę jak ja to widzę.
1) dalszy workflow (oczywiscie ciekawy sam w sobie) ma niewiele związku z tym jak się zdjęcia porównują na starcie.
2) rozmiary piksela podajesz, ale apertur chyba nie (może przegapilem)? ten sam kadr na wiekszym pikselu sugeruje albo mniejszą rozdzielczość, albo co bardziej prawdopodobne... większy sensor i wiekszą aperturę.
3) dlaczego tak czesto zapomina się tu o aperturze? jesli piksel jest praiwe 3 razy wiekszy a focal ratio teleskopu bylo podobne, to znaczy ze by dostac ten sam kadr apertura tez byla 3 razy wiekszej średnicy, zatem moze nawet 9 razy wieksza!
4) piksel nie ma żadnego znaczenia, życie byłoby latwiejsze gdybyscie pomyśleli tak:
- kadr ten sam, czyli wszystko co bylo w optyce sprawilo ze KADR TEN SAM. ie. crop, rozmiar sensora, inny focal ratio NIE WAŻNE.
- jedyne co ważne to "przez jaką aperturę biegło światlo"
- jeśli magicznie dwa teleskopy zrobią "to samo zdjecie" (bo np. ktos użyje mikropiksela w malym obiektywku)
to strumień swiatła bedzie wiekszy tyle razy ile większa powierzchnia zbierajaca.
5) wiec najpierw weź te 4.5 h zdjecia marzeń pomnoż przez apertura_ideału/apertura_Twoja(wismat) (mowa o stosunku powierzchni!)
6) jesli tamten teleskop był np o 4 razy wiekszej aperturze, i 2 razy wiekszej ogniskowej, ale za to z dwa razy wiekszym sensorem to bedziesz miał nie 4.5 h a 4.5 h *4 = 20 h materiału do porownania.
Tak ja to widzę
Więc dorzuć troche info o aperturach, i od razu sie wyjasni kto ma lepszy snr. Jeśli kalibracja jest poprawna (u Ciebie ewidentnie nie) oraz normalizacja przed odrzucaniem zrobiona dobrze, to stack należy ocenic od razu przed obróbką. Albo jest już dobry materiał albo nie. Obróbka już tego nie poprawia.
Dziwi mnie tak silna koncentracja na tym aspekcie (obrobki), szczegolnie, gdy problemy z akwizycja w Polsce, osobiste ze statystyką, metrologią, kalibracją i integracją powodują od razu sporą ucinkę na starcie. Stack z integracji po ewentualnym usunieciu gradientu musi wyjść w miarę dobry -- wtedy można na nim czarować.
PS1.
Też robiłem ten obrazek (podobny kadr, zalączam jakąś surową wersję Ha) aperturą 108 mm przez jakieś niecałe 3.5 h i też nie było szalenie super jeśli chodzi o detal. No w 20+ stopni w okolicach przesilenia letniego.
PS2.
Oprócz apertury powietrze tez ma znaczenie. Ma ktoś info jak zmienia się przejrzystość naszego mokrego gorącego nizinnego czerwca, w porównaniu np z suchymi pagórkami na pustyni? Strzelam, że moze nawet o czynnik 2. To będzie jeszcze dodatkowy czynnik do przemnożenia czasu "stosunek przyjrzystosci".
-
4
-
1
-
.png.c47507fc3979a9b8fbc46e54d4f23921.png)
.png.b0eb753c79c7770bba83036b9f403e28.png)
.png.5ec1e6a232a5d619dd71d3f660bdf2d0.png)
.png.ce988ca0c337571a3724cc812356259f.png)
.png.e499dcd7d9116c6c5fb8bd9e93e6c996.png)
.png.6343aa938aa09b3fbff57129ac0c6d70.png)
O reflektorach typu Cassegraina, czyli GSO CC10A w natarciu
w Testy i Recenzje
Opublikowano · Edytowane przez Przemek Majewski
no pełna zgoda. a dla atmosfery+niedokladnosci optyki jakiś Gaussian blur albo inny Lorenc czy Moffat xD
Trochę żartuję tylko
i myślę, że te proste psf-y są po prostu mniej psf-owe 
A dla obstrukcji ze spiderem
(edytowane dla przejrzystosci)
duzeKoło - małe koło - (duzaSzczelinaPozioma - malaSzczelinaPozioma) - (duzaSzczelinaPionowa - małaSzczelinaPionowa)
czyli w sumie suma dwoch Bessli i czterech iloczynow sinhów, nietrudne, może o tym też coś napiszemy?
ktokolwiek zrozumie co ja chrzanię
ubawilem się pozytywnie, że ktoś o to zagadnął, bo to oczywiście jeden z naturalnych kroków w zrozumieniu rzeczywistego obrazu i fajnie, że to nie zostało bez echa