Skocz do zawartości

Co na to praktycy od astrofotografi?


DOER

Rekomendowane odpowiedzi

Jednak ma znaczenie, bo przy wyższej czułości dostajemy większe szumy detektora. Gdyby fotka z 600mm była naświetlana na tej samej czułości co 300mm ale 4x dłużej to myślę, że poprawa zasięgu byłaby łatwiej zauważalna. Bo nad tym co dostał Lemarc możnaby duskutować. Równie dobrze to, że pewnych gwiazd nie widać na fotce z 300mm może być spowodowane gorszym ustawieniem ostrości - gwiazdy wydają się tam bardziej rozmyte.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Hans,

 

Moim zdaniem najistotniejsza roznica pomiedzy klisza, a CCD (pomijajac roznice technologiczne, np. rozmiary pikseli i ziaren) tkwi w sprawnosci kwantowej.O ile dla kliszy mozna przyjac sprawnosc na poziomie 2%, o tyle dla amatorskich matryc CCD okolo 20-40% w zaleznosci od konkretnego modelu i zakresu widma.Co to oznacza? Ano to, ze w przypadku kliszy tylko 2 na 100 fotonow bierze udzial w powstawaniu zaczernienia, a w przypadku CCD 20-40 fotonow. Zatem w tym samym czasie ekspozycji matryca CCD zarejestruje 10-20x wiecej energii niz klisza dzieki czemu uzyskamy znaczacy wzrost zasiegu.

Dlatego nie powinno porownywac sie fotek robionych na kliszy z tymi z matryc CCD nawet jesli uzyty sprzet i czas ekspozycji byl jednakowy.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Trudno powiedziec...

W profesjonalnych kamerach CCD operuje sie wzmocnieniem (dla minimalizacji szumow na ogol wybiera sie minimalny poziom), a nie skala ASA. Przynajmniej takie sa moje doswiadczenia. Producenci cyfrowek ida na latwizne i aby ulatwic fotografujacym prace umozliwiaja wybor roznych poziomow wzmocnienia czyli wartosci ASA (trzeba jakos robic zdjecia w trudnych warunkach...). Ale jak podawana czulosc w cyfrowkach ma sie do czulosci dla filmow, gdzie jest punkt zerowy i jak ta skala jest skalibrowana, to juz odrebne pytania. Osobiscie watpie aby sprawnosc kwantowa byla tu uwzgledniana w nalezyty sposob. Roznice moga byc niewielkie ale moga tez byc spore...

Jest to kolejna rzecz, ktora nalezaloby doswiadczalnie sprawdzic.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Jednak ma znaczenie, bo przy wyższej czułości dostajemy większe szumy detektora. Gdyby fotka z 600mm była naświetlana na tej samej czułości co 300mm ale 4x dłużej to myślę, że poprawa zasięgu byłaby łatwiej zauważalna. Bo nad tym co dostał Lemarc możnaby duskutować. Równie dobrze to, że pewnych gwiazd nie widać na fotce z 300mm może być spowodowane gorszym ustawieniem ostrości - gwiazdy wydają się tam bardziej rozmyte.
Jeszcze raz podkreślam że to nie to co być powinno. Gwiazdy są tam rozmyte i to jest prawidłość, bo przy większej światłosile gwiazdy rozmywają się na większe plamki. Ostrości nie ruszałem, dokręciłem tylko telekonwerter wiedząc jak ważna to sprawa i mimo że ISO było na 100, gwiazdki są bardziej rozmyte.

Nie ma co dzielić włosa na czworo, trzeba czekać aż zaistnieją warunki na właściwy test. Poniżej widać w jakich warunkach fociłem.

_MG_9151b.JPG

Edytowane przez lemarc
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Myślę że warto przytoczyć jeszcze jeden ciekawy fragment z książki "Liubitielskaja Astorofotografia" , który łopatologicznie wyjaśnia kilka sparaw. Fragmenty rozdziału pt. Graniczny zasięg gwiazdowy: " Naturalne swiecenie nieba i jego sztuczne zaświetlenie ogranicza czas ekspozycji, tło nieba na negatywie staje się zbyt gęste i słabe obrazy gwiazd zaczynają w nim ginąć. Przypuśćmy że fotografujemy jeden i ten sam obiekt, np. M42, dwoma astrografami róznej średnicy, ale o jednakowej światłosile. Pierwszy to teleskop o średnicy 200 mm. i ogniskowej 1200 mm. drugi ma 100 mm. średnicy i 600 mm. ogniskowej. Ponieważ światłosila obydwu teleskopów jest jednakowa (1:6) to i oświetlenie od mgławicy na negatywie takie same, a więc czas ekspozycji w obu przypadkach będzie jednakowy. Takim sposobem, obydwa teleskopy o jednakowej światłosile okażą się podobnie efektywne przy fotografowaniu obiektów rozciągłych jak - mgławice, galaktyki, komety i nie rozdzielone na gwiazdy odległe gromady kuliste, z punktu widzenia czasu jakiego potrzeba dla otrzymania negatywu o optymalnej gęstości. Tak, aparat Smena 8 (1:4)i teleskop o średnicy 6 metrów z ogniskową 24 metry (1:4) potrzebują jednakowego czasu przy eksponowaniu tej samej mgławicy. Tyle że skala obrazu jest nieporównywalna. Niebo też mozna traktowac jak wielką mgławicę o małej jasności powierzchniowej i dla niej przy danej światłosile teleskopu istnieje czas, po którym gęstosć negatywu wzrośnie tak znacznie, że słabe gwiazdy zginą w tym zadymieniu. Jeśli znowu porównamy dwa obiektywy o jednakowej ogniskowej, lecz z różną światłosiłą, to okaże się że ich zdolnośc rejestrowania słabych gwiazd będzie jednakowa, bo jak bardziej światłosilnym teleskopem możemy wykonać stosunkowo krótką ekspozycję, to bez względu na jego większą srednicę, słabe gwiazdy nie zdążą się doświetlić w dostatecznym stopniu. Tym czasem mniej światłosilny teleskop pozwoli zrobić dłuższą ekspozycję i punktowe obrazy gwiazd naświetla sie podobnie dobrze, bez względu na mniejszy rozmiar obiektywu." (str.157-159)

Edytowane przez lemarc
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Zamiast główkować nad wzorami na zasięg, warto poprosić aktywnych praktyków astrofotografii, użytkowników lustrzanek cyfrowych i kamer CCD, żeby wykonywali niejako przy okazji pojedyńcze fotki na zasięg maksymalny, bez żadnej obróbki i podawali to do wiadomosci publicznej. Może tym sposobem zbierze sie baze danych, z których stworzy się jakąś tabele zasięgu gwiazdowego, w zależności od typu optyki, średnicy, światłosiły, ogniskowej, ISO, czasu ekspozycji, aparatu czy kamery, gdyż nie da się w prosty sposób interpolować danych z podobnych wskazań dla kliszy.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Jeśli znowu porównamy dwa obiektywy o jednakowej ogniskowej, lecz z różną światłosiłą, to okaże się że ich zdolnośc rejestrowania słabych gwiazd będzie jednakowa,

 

to jest prawda tylko wtedy gdy krążek gwiazdy jest dla kazdego przypadku mniejszy od pixela. jeżeli pixel jest znacznie mniejszy od krązka to po zwiekszeniu średnicy zasięg wzrośnie! dlatego, że jasność środka gwiazdy wzrośnie z kwadratem powierzchni zbierającej!

 

ps. 2x większa średnica przy tej samej ogniskowej powoduje 16x jaśniejszy środek gwiazdy.

 

ps2. wszystko o czym mówie działa tylko wtedy gdy krążek ma wyraźnie stozkowy kształt jasności jak w w rozkładzie gaussa. na środku jest najjasniej...

Edytowane przez McArti
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Czesc

 

Sorki ze sie tak pozno wlaczam, zadko bywam na forum a tu ciekawe dyskusje. Ja osobiscie uwazam ze racje *mial kiedys* McArti - wszystko zalezy od czasu ekspozycji. Nawet z zaswietlonego podmiejsckiego podworka i nawet malym teleskopem (60mm) siegalem do 19 - 20m (gwiazd, galaktyki 16-17m) przy kilku godzinach ekspozycji kamera CCD. Duzym teleskopem i przy kilkunastu godzinach mozna amatorsko siegnac nawet powyzej 23 i to nadal z przedmiescia.

 

Kluczowym pojeciem jest mozliwosc odroznienia gwiazdy od tla czyli S/N (stosunek sygnalu do szumu - a nie do poziomu tla).

 

Zasadnicza roznica miedzy filmem srebrowym a detektorami silikonowymi to liniowosc i zwiazany z nia brak bledu proporcjonalnosci.

 

Dla typowego filmu max efektywnej ekspozycji to rzad godziny (Leszek mnie poprawi), powyzej tego prawie dla wszystkich negatywow sygnal juz nie przyrasta. Poza tym filmy srebrowe wymagaja przekroczenia pewnego progu ekscytacji zeby sie cokolwiek zarejestrowalo (ilosc fotonow na ziarenko srebra w jednostcze czasu), ponizej tego bedzie ciemno :-) I tak wlasnie liczone byly tradycyjne (filmowe) zasiegi teleskopow.

 

Dla CCD, ta liniowosc pozwala na efektywne stosowanie skladanek dajacych sumarycznie dowolnie dlugie ekspozycje a tym samym "wyciagajacych" prawie dowolnie slabe obiekty. Niestety, przy danym sprzecie i warunkach (zaswietlenie), zasieg (liczony jako wzrost jasnosci) rosnie jak pierwiastek z czasu ekspozycji - a przeliczajac na system magnitudo odpowiednio mniej. Podsumowujac, 4 x dluzsza ekspozycja pokaze 2 x slabsze gwiazdki (zasieg wzrosnie o okolo 0,8m), 16 x dluzsza ekspozycja - 4 x (okolo 1,5m). Nie wiem jak wy, ja mam dosyc po spedzeniu 1 nocy nad jednym obiektem, chociaz mam juz za soba test - 5 nocy pod rzad (wyniki czekaja na opracowanie :-).

 

Gdyby ktos chcial napisac pelny wzorek (o ile sie da), trzeba uwzglednic:

- aperture i ogniskowa teleskopu

- efektywnosc kwantowa detektora (to najprostsza miara "czulosci")

- szumy detektora (termiczne matrycy i szumy ukladow odczytu)

- wzmocnienie ukladu odczytu, szumy kwantyzacji przetwornika A/C i jego liniowosc

- wielkosc pixela (raczej dopasowanie do ogniskowej i seeingu)

- seeing czyli wielkosc plamki rozproszenia

- ekstynkcje atmosferyczna dla danej barwy - zalezy od obecnosci pylow i pary w atmosferze oraz od wysokosci nad horyzontem

- refrakcje atmosferyczna (rozmywa dysk Airego dla roznych dlugosci fali)

- jasnosc nieba (poswiate zorzowa OIII, light pollution) - zmienia sie!

- dopasowanie widma danej gwiazdy do czulosci detektora

 

Moze nie jest to ulozone w kolejnosci waznosci, ale jakos tak idzie. Moze ktos wzorek napisze :-)

 

Pozdrawiam,

 

Pawel

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

... wszystko zalezy od czasu ekspozycji.

 

Kluczowym pojeciem jest mozliwosc odroznienia gwiazdy od tla (chyba miało być szumu) czyli S/N (stosunek sygnalu do szumu - a nie do poziomu tla).

rozumiem, że wpentałes w to stakowanie?

 

pozatym mam pytanie jeżeli nie do tła to jak zarejestrowac te słabe gwiazdki na jasnym tle? opisz jak mozesz zasade i dlaczego to miało by działać?

 

extremalnie: gwiazdy w dzień z małego teleskopu?

 

ps. albo inaczej! jeżeli tło jest 24mag/arcs^2 a gwiazdka jest 23mag to jest to w sumie "aż" 2,5x jasniej i da sie zarejestrować :)

Edytowane przez McArti
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Tak oczywiscie. To jest wlasnie ta zaleta CCD - mozna odjac tlo i stackowac nie nasycajac niczego, z filmem jest to mozliwe tylko w ograniczonym stopniu.

 

Mowilem juz, kluczem jest S/N. Niezaleznie od jasnosci tla, na pixel "patrzacy" na gwiazde pada wiecej swiatla niz na pixel obok. Jednak nie jestes tego w stanie powiedziec, jezeli wartosc odchylenia standardowego (miara szumu) jest znacznie wieksza od tej roznicy - po prostu sygnal gwiazdy ginie w szumie. Szum tla ma charakter statystyczny i jest wprost proporcjonalny do pierwiastka z poziomu sygnalu. W duzym uproszczeniu, jezeli wydluzamy ekspozycje X razy, sygnal wzrosnie X razy a wartosc szumu pierwiastek z X razy. Wobec tego S/N wzrosnie rowniez o pierwiastek z X. Musisz jednak doprowadzic do sytuacji gdy szum (czyli odchylenie standardowe sygnalu po pixelach) jest mniejsze od sygnalu gwiazdy - przyjmuje sie ze min S/N do rozroznienia obiektu to 2 do 3. Pytanie jak dlugo to zajmie dla danej magnitudo gwiazdki. Pisalem juz - dla zachowania liniowego wzrostu jasnosci musisz kwadratowo zwiekszac czas. Ograniczenie ma charakter praktyczny - ile czasu mozesz poswiecic. Profesjonalistom sie to nie oplaca (czas obserwacyjny teleskopu to pieniadz), wiec robia bardzo glebokie przeglady nieba tylko kiedy musza :-)

 

Oczywiscie, powyzsze rozwazania bazuja na zalozeniu ze nie przeszkadza nam kwantowy charakter procesu konwersji A/C - jak sam zauwazyles wczesniej, aparat DSLR ma przetwornik 12 bitowy i rozroznia 4096 poziomow, amatorskie kamery CCD maja przetworniki 16 bitowe. Zeby moc cokolwiek powiedziec na temat gwiazdy, sygnal musi byc przynajlniej o 1 poziom (w praktyce to za malo) wiekszy niz poziom tla nawet przy 0 szumow. Ale o tym juz mowilem - S/N musi byc tak duzy zeby skutkowal przekroczeniem pewnej ilosci progow kwantyzacji sygnalu. Nic jednak nie przeszkadza zeby zainstalowac przetwornik 32 bitowy :-)))

 

Gwiazdy w dzien - czemu nie. Planety i jasne gwiazdy mozna zobaczyc wizualnie golym okiem (studnia / komin - ale uczciwie powiem nie sprawdzalem) a napewno przez teleskop. Na temat wizualnych obserwacji planet w dzien golym okiem byl cykl bardzo ciekawych artykulow w S&T - podobno glowny problem to wiedza gdzie patrzec i umiejetnosc zogniskowania wzroku na nieskonczonosc przy braku punktow odniesienia. Problemy pratyczne:

1. Poziom tla jest bardzo wysoki a wiec wymagany jest extremalnie dlugi czas dla uzyskania S/N.

2. Poziom jest tak duzy ze nie mozesz stosowac dlugich ekspozycji lub czulych detektorow - a skladnaie krotkich ekspozycji niestety wydla ten czas jezcze bardziej (w ekstremalny przypadku wielokrotnie) poniewaz trzeba walczyc z wieloma innymi zrodlami szumow (kwantyzacja, odczyt itp), ktore sa malo istotne przy dlugich ekspozycjach.

Pociesz sie tym ze w dzien jest malo sztucznego "light pollution".

 

Jezeli ktos chce potestowac, to proponuje przypiac aparat do dobrego montazu, wyostrzyc i pojechac cala noc ekspozycju jednego obiektu lub kawalka nieba, a nastepnie zestakowac 2, 4, 8, 16 itp ekspozycji.

 

Reasumujac dlugie wywody - pomijajac kwestie wielkosci pixela i seeingu i skomplikowane wzory:

1. Dla zasiegu na gwiazdach kluczowe znaczenie ma apertura (zasieg z grubsza proporcjonalny do powierzchni obiektywu)

2. Dla zasiegu na obiektach rozciaglych kluczowe znaczenie ma swiatlosila i jasnosc tla

3. W obu wypadkach czas (ekspozycji) dziala na nasza korzysc - ORAZ redukcja wszystkich innych zrodel szumow.

 

Pozdrawiam i zycze milego wieczora

 

Pawel

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

ps. albo inaczej! jeżeli tło jest 24mag/arcs^2 a gwiazdka jest 23mag to jest to w sumie "aż" 2,5x jasniej i da sie zarejestrować :)

 

PS do ostatniego zdania - poczytaj co napisalem o pierwiastkach. Poza tymm, JEZELI obraz gwiazdy sie "rozleje" na wiecej - np 4x4 - 16 pixeli z powodu seeingu, prowadzenia lub kiepskiej optyki - S/N spadnie i juz jej nie zobaczysz.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Oczywiscie, powyzsze rozwazania bazuja na zalozeniu ze nie przeszkadza nam kwantowy charakter procesu konwersji A/C

no właśnie więc założenie, że sygnał/tło musi być większe od [2^(ilość bitów)/(2^(ilość bitów)-1)] jest fundamentalne i nadrzędne. dopiero po jego spełnieniu kolejna barierą jest S/N

 

właśnie w dzień bardzo małe S/T powoduje nie mozność focenia gwiazd. trzeba by albo 100bitów ;) żeby zmieściło sie tło,

albo wielki ciemny teleskop, wprowadzający olbrzymia moc do krążka gwiazdy przez srednicę i przez małą światłosiłę skutecznie ściemniajacy tło.

 

a jeśli chodzi o A/C 32bity? słyszałem o studniach ale nie słyszałem o basenach potencjału a sa takie? :lol:

 

ps. mam takie pytanko czy ktoś sie orientuje np takie 0mag to ile to jest fotonów na sekunde ? :)

Edytowane przez McArti
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

A jednak napierw S/N a potem sygnal/tlo. W dzien nie widac gwiazd bo w dzien maja bardzo slabe S/N :-)

 

Mylisz "pojemnosc" pixela liczona w elektronach z iloscia poziomow kwantyzacji determinowana iloscia bitow przetwornika A/C. Na przyklad, SBIG ST-10 ma pjemnosc "studni potencjalu" 77.000 elektronow, co przy sprawnosci okolo 80% dla fali 650nm oznacza mozliwosc zarejestrowania okolo 96.000 fotonow. Ta sama kamera ma "wzmocneinie" 1,3e/ADU i 16 bitowy przetwornik, zarejestruje wiec 65536 poziomow sygnalu (od 0 do 65534). Oczywiscie w przypadku akurat ST-10 nie ma sensu stosowanie innego przetwornika, ale juz np. ST-9 ma pojemnosc pixela 150.000 elektronow, inne kamery wiecej (przy danej technologii zalezy to od wielkosci pixela). Dla ST-9, zeby zarajestrowac sygnal do poziomu elektronu, mozna juz stosowac 18 bit przetwornik, jak w lepszych odtwarzaczach CD :-)

 

Nie potrafie niestety znalezc na szybko danych n/t strumienia (fotony/s*m2) dla magnitude 0, ale da sie to znalezc.

 

Pozdrawiam,

 

Pawel

Edytowane przez PTL
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

A jednak napierw S/N a potem sygnal/tlo. W dzien nie widac gwiazd bo w dzien maja bardzo slabe S/N :-)

 

Mylisz "pojemnosc" pixela liczona w elektronach z iloscia poziomow kwantyzacji determinowana iloscia bitow przetwornika A/C.

no to jest na 100% jedyna rzecz, której napewno nie myle :)

 

czyli jeszcze raz jeżeli na pixel pada 1 000 000 elektronów tła i 2 elektrony gwiazdki to mozesz ja zarejestrować pixelem z 16 bitowym przetwornikiem?

 

ps. zakładam, że dobrze rozumie, że N to noise ;)

Edytowane przez McArti
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Oczywiscie nie, bo przede wszystkim masz S/N = 0,001.

 

S/N ma charakter fundamentalny (prawo fizyki) a wartosc sygnal/tlo instrumentalny (to specyfika detektora).

 

Jezeli zawsze wiesz lepiej, to po co pytasz?

 

Na razie

 

Pawel

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Jezeli zawsze wiesz lepiej, to po co pytasz?

jezeli mi sie ZDAJE a Ty mówisz, że NIE, to pytam żeby to wyjaśnić :Boink:

 

Oczywiscie nie, bo przede wszystkim masz S/N = 0,001.

jak to policzyłeś?

Edytowane przez McArti
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Poprawka do poprzedniego postu - sygnal/tlo oczywiscie zalezy od obiektu ale mozliwosc rozroznienia zalezy od wielkosci elementarnego kroku digitalizacji odczytu.

 

Jezeli zarejestrowales sygnal o wartosci 1000000 to szum wynikajacy ze statystycznej natury swiatla (kwanty padaja losowo) wynosi pierwiastek z wielkosci szumu czylu 1000. Sygnal jest 1 czyli S/N mamy 1/1000.

 

Jezeli zlozysz 100 ekspozycji z takimi samymi parametrami, bedziesz mial S/N 1/100 - teoretycznie, bo zaniedbujemy to wszystkie inne zrodla szumow.

 

Pozdrawiam,

 

Pawel

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Jezeli zarejestrowales sygnal o wartosci 1000000 to szum wynikajacy ze statystycznej natury swiatla (kwanty padaja losowo) wynosi pierwiastek z wielkosci szumu czylu 1000. Sygnal jest 1 czyli S/N mamy 1/1000.

 

znaczy sie mozna powiedziec tak? max wartość szumu od sygnału jaką możemy zarejestrować bedzie pierwiastkiem objętości studni potencjału? a co za tym idzie minimum szumu jakie mozemy osiągnąć to n/(n^2) gdzie n to obietośc studni?

 

ps. ptl jaka jest twoja najaktualniesza strona astro, bo taką co mam to niedziała.

 

ps2.

pierwiastek z wielkosci szumu czylu 1000.

rozumiem ze to literówka chodzi o pierwiastek sygnału+tło a nie szumu...

Edytowane przez McArti
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Dołącz do dyskusji

Możesz dodać zawartość już teraz a zarejestrować się później. Jeśli posiadasz już konto, zaloguj się aby dodać zawartość za jego pomocą.

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Dozwolonych jest tylko 75 emoji.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.

×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy na Twoim urządzeniu pliki cookie, aby pomóc Ci usprawnić przeglądanie strony. Możesz dostosować ustawienia plików cookie, w przeciwnym wypadku zakładamy, że wyrażasz na to zgodę.