Wstępna redukcja danych CCD

ZLOKA · 23 Stycznia 2009

Skrót CCD oznacza Charge-Coupled Device. To urządzenie powstało na początku lat 70-tych podczas badań nad nowymi nośnikami pamięci w laboratoriach Bella. Podobno przypadkowo odkryto, że kilka komórek pamięci CCD zarejestrowało światło. Już w roku 1974 wykonano pierwsze astronomiczne zdjęcie za pomocą kamery CCD i w ten sposób zaczęła się cała historia użycia przetwornika (wymiennie używane są również pojęcia: kamery/sensora/matrycy) CCD jako urządzenia zbierającego dla nas informacje o otaczającym nas Wszechświecie. Więcej informacji dotyczących budowy i działania kamery CCD znajdziecie w artykule dr Wojciecha Pycha, który niebawem ukaże się na łamach czasopisma Delta. Ja skupię się tutaj na omawiania sposobu redukcji danych z obserwacji fotometrycznych (czyli obrazowania nieba) za pomocą matrycy CCD (prostokątnego zespołu komórek CCD).

Małe przypomnienie działania przetwornika CCD

Dla przypomnienia pokazuję animację, która poglądowo przedstawia sposób jej działania.

Copyright: Michael Richmond, Introduction to CCDs

Na obrazku padają fotony (deszcz) do studni potencjału (do kubełków), w których generują elektrony (woda; dokładnie mówiąc elektrony są przenoszone przez efekt fotoelektryczny ze stanu związanego do stanu przewodnictwa w półprzewodniku... czyli po prostu zyskują energię). Gdy już zamkniemy migawkę kamery (podstawimy parasol) przestaną docierać fotony (przestanie padać) i możemy się zająć czytaniem informacji z CCD. Przykładając umiejętnie ładunki elektryczne, możemy elektrony (wodę w kubełkach) przesyłać do czytnika (rejestru), który zamieni nam informację (z przelicznikiem o nazwie wzmocnienie ang. gain) o ilości elektronów (wody) na liczby. Te liczby zobaczymy na ekranie komputera.

Obrazki kalibracyjne

W porządku, już wiemy jak mniej więcej działa kamera CCD i odczyt danych. Teraz przejdźmy do redukcji danych fotometrycznych. Taki obraz można dostać z kamery CCD:

Tutaj fotografowano gromadę King 16. Obraz jest bez filtra. Jak widać są różne plamy spowodowane przez pyłki i inny brud na kamerze. Poza tym na dole obrazka widoczna jest biała poświata. Z lewej strony jest ciemny obszar, który przyda nam się do kalibracji.

W skrócie wzór na wstępną redukcję obrazu wygląda tak:

gdzie:

T_EXP to czas ekspozycji, FRAME_RAW (raw z ang. surowy, frame z ang. ramka) to dane wprost z obserwacji obiektu a FRAME_RED (reduction z ang. redukcja) to obrazek po całej redukcji. Obrazy zbierane podczas obserwacji obrazki będę nazywał BIAS, DARK, FLATFIELD. Te rodzaje obrazów kalibracyjnych posłużą nam do policzenia obrazów DARK_NORM, BIAS_MEAN i FLATFIELD_NORM, które zostały użyte w powyższym wzorze.

Przejdźmy do pierwszego obrazu. BIAS_MEAN (mean z ang. średnia, bias z ang. odchylenie) mówi nam jaki jest szum sczytywania informacji z kamery CCD do przetwornika analogowo-cyfrowego.

BIAS wykonuje się najczęściej przy każdej ekspozycji lub dodatkowo:

1. Przypatrzmy się uważniej ciemnemu obszarowi z obrazu FRAME_RAW. Przy odpowiednim doborze kontrastu można zobaczyć, że wygląda on tak:

Jest to pasek sztucznie "rozszerzający" Twoją kamerę, na którymś z boków każdego obrazka (i jest tam szum sczytywania), to to jest właśnie Twój BIAS. Aby go poprawnie użyć, trzeba policzyć w każdym z tych wierszy (kolumnie) średnią (lub medianę) i odjąć od całego wiersza (bądź kolumny) obrazka. Wtedy nie trzeba już odejmować BIAS'a we wzorze powyżej.

2. Jeśli nie masz paska BIAS to trzeba wykonać kilka ekspozycji sczytywania kamery, bierzesz ich średnią (lub medianę) i masz obrazek BIAS_MEAN dla każdego piksela.

Tak wygląda pojedynczy obraz BIAS:

DARK_NORM (normalization z ang. normalizacja) jest to obraz szumu termicznego pikseli na kamerze. Mimo tego, że astronomiczne kamery CCD są chłodzone chłodziarką Peltiera do minimum -30 stopni Celsjusza to temperatura ta jest wystarczająca do wzbudzenia elektronów termicznych i pozostawienia śladu. Najlepiej zrobić ekspozycję o czasie takim jak czas z jakim zamierzamy naświetlać obiekt (RAW_FRAME) przy zamkniętej kopule i teleskopie. Im ciemniej tym lepiej, w końcu to co ma rejestrować kamera to swój szum termiczny. Wystarczy kilka takich ekspozycji (nazwijmy je DARK). Aby uzyskać DARK_NORM należy najpierw odjąć od każdego DARK uśrednione BIAS'y czyli BIAS_MEAN (bądź BIAS z paska) a następnie, pododawać je do siebie i podzielić przez całkowity czas ekspozycji.

Tak wygląda pojedynczy obraz DARK (na dole widać dobrze szum elektronów termicznych):

FLATFIELD_NORM (flat field z ang. gładkie pole) ma pokazywać jak czułe są piksele naszej kamery CCD. Mogą one zmieniać swoją czułość wraz z wiekiem kamery oraz nieuchronnymi zabrudzeniami, które pojawiają się na kamerze i na filtrach. Dlatego też należy wykonywać obrazki FLATFIELD_NORM dla każdego filtru w jakim zamierzamy obserwować. W tym przypadku odejmujemy od każdej ekspozycji FLAT ekspozycję BIAS_MEAN i DARK_NORM * T_EXP (FLATa oczywiście!). W ten sposób obrabiamy FLATy i dodajemy je wszystkie do jednego obrazu. Tak zsumowany FLAT normalizujemy do liczby 1. Normalizacja to nic innego jak znalezienie pikseli co najmocniej reagują na światło (niech na zsumowanym obrazku FLAT najjaśniejszy piksel - przy czym omijamy martwe piksele - ma 124545 zliczeń) i podzielenie przez ich wartość (tzn. przez 124545) wszystkich pikseli na obrazku. Ten najmocniej świecący będzie miał wtedy wartość dokładnie równą 1.000 a pozostałe 0.998, 0.992, 0.962 itp. ale w zawsze trochę mniej niż równe 1.000.

Tak wyglądają obrazki FLATFIELD_NORM wykonany bez filtra i z filtrem I:

Tak wygląda przykładowy obrazek FRAME_RAW i FRAME_RED.

Podsumowując, każdy obrazek FRAME_RAW ma w sobie obraz obiektu (FRAME_RED), szum zczytywania z matrycy (wyliczony przez nas jako BIAS_MEAN lub pasek BIAS) oraz szum termiczny T_EXP czasu zczytywania (T_EXP * DARK_NORM). Każdy robiony obrazek kalibracyjny DARK ma w sobie szum zczytywania. Każdy obrazek kalibracyjny FLATFIELD ma w sobie szum zczytywania (BIAS_MEAN lub pasek BIAS) oraz szum termiczny T_EXP czasu zczytywania (T_EXP * DARK_NORM). W końcu obrazek BIAS to tylko zczytywanie z kamery, więc nic poprawić się nie da.

Dobra praktyka wykonywania obrazów kalibracyjnych

Teraz napiszę jak uzbierać dobre obrazki kalibracyjne:

1. Kalibracje jest dobrze wykonywać już na sprzęcie ustabilizowanym. W polskich szerokościach geograficznych ostatni moment na otwarcie teleskopu i włączenie sprzętu to kilka minut po zachodzie Słońca. Do czasu robienia kalibracji Peltier zacznie chodzić na właściwych obrotach a CCD będzię już miało odpowiednią temperaturę.

2. Po 15-20 minutach robimy do 10-15 obrazków BIAS. Dla pewności, że nie dostanie się nieproszone światło można pozostawić dekiel na teleskopie.

3. Teleskop na FLATy powinien być ustawiony na część nieba, na której jest mała zmiana jego jasności (mały gradient). Chodzi przecież o to aby każdy piksel CCD miał szansę dostać tyle samo fotonów. Wieczorem jest to strona wschodnia nieba ~40-60 stopni nad horyzontem, a rano zachodnia część nieba na podobnych wysokościach. FLATy powinny mieć 10-20 tysięcy zliczeń, tak aby: statystyka była odpowiednia, nie były zbyt jasne (mogą pojawić się nieliniowości kamery) i zbyt długie ponieważ nie zdążymy ze wszystkimi filtrami. FLATy robimy w następującej kolejności:

a. wieczorem od filtrów niebieskich do filtrów czerwonych

b. rano od filtrów czerwonych do niebieskich

Powody są dwa: niebo jest niebieskie a kamera CCD najlepiej widzi na czerwono (a w zasadzie na podczerwono).

Ponadto warto unikać okolic Księżyca a także pól w okolicach Drogi Mlecznej oraz gromad gwiazd.

Dobrze jest mieć 3 lub 5 lub 7 lub 9 itd. FLATów w jednym filtrze, ponieważ z nieparzystej liczby obrazków łatwiej jest liczyć medianę (wartość środkową). FLATy warto robić każdej nocy, ale przy lepszych kamerach są na tyle się nie zmieniają, że wystarczą na kilka kolejnych. Ostatnia uwaga dotyczy gwiazd, które mogą się już zacząć pojawiać na obrazach FLAT. Aby nie mieć ich widocznych na obrazie FLATFIELD_NORM, po każdej ekspozycji należy przesunąć w jednym z kątów o kilkadziesiąt pikseli.

4. Ostatnimi obrazkami są DARKi. Te ekspozycje dobrze robić po (lub przed rano) FLATach gdyż już jest na tyle ciemno, że nie powinny nam przeszkadzać światło wieczorne (lub poranne). Dla przetestowania szczelności CCD na fotony można wykonać testowe DARKi z włączonym światłem w kopule i porównać z tymi wykonanymi w najlepszej ciemności jaką możemy zrobić teleskopowi. Oczywiście dobrą praktyką jest zakrycie tubusu teleskopu (zamykamy zwierciadło) aby nie dostało się jakieś światło.

Całość procedury wygląda niby skomplikowanie, ale jak to zwykle bywa w życiu wszystko staje się łatwiejsze w praktyce. Procedura ta jest na tyle powtarzalna, że już od wielu lat istnieją profesjonalne teleskopy, które wykonują obrazki kalibracyjne i całą wstępną redukcję automatycznie.

Powodzenia!

Wszystkie obrazy kalibracyjne zostały wykonane prze autora podczas obserwacji w dniu 10 lipca 2005 roku w Stacji Obserwacyjnej Obserwatorium Astronomicznego, Uniwesytetu Warszawskiego w Ostrowiku.

Artykuł ukazał się na blogu: http://planetadlakazdego.blogspot.com

sumas · 24 Stycznia 2009

dzięki wielkie za świetny wykład, ale czy mógłbyś coś bliżej napisać o nieliniowości CCD?

chodzi mi konkretnie o:

...
FLATy powinny mieć 10-20 tysięcy zliczeń, tak aby: statystyka była odpowiednia, nie były zbyt jasne (mogą pojawić się nieliniowości kamery)..

bo rozumiem, że piszesz o kamerach 16-bitowych, w których "statystyka" powinna być raczej chyba gdzieś w środku skali, czyli ok 30-35 tys. (1/2*2^16)

p.s.

aa no i tego wzoru na redukcję wogóle nie widać

Piotrek Sadowski · 24 Stycznia 2009

dzięki wielkie za świetny wykład, ale czy mógłbyś coś bliżej napisać o nieliniowości CCD?
chodzi mi konkretnie o:

bo rozumiem, że piszesz o kamerach 16-bitowych, w których "statystyka" powinna być raczej chyba gdzieś w środku skali, czyli ok 30-35 tys. (1/2*2^16)

p.s.

aa no i tego wzoru na redukcję wogóle nie widać

Jacku, o jakiej skali piszesz, 35000 adu to dla wiekszosci kamer za dużo.Mnie sie zawsze wydawało że nasycenie klatki dla flata zależne jest od glebokosci studni elektronowej przede wszystkim. Jak można zrobić flata na poziomie 35000 adu dla czipu kaf8300 który ma plytka studnie na poziomie 25000.Żeby dobrze naswietlic klatke flat trzeba naswietlać do ok 1/3 wartości adu kamerki,przynajmniej jak tak zawsze robię.

Edytowane 24 Stycznia 2009 przez piotr_s

sumas · 24 Stycznia 2009

no właśnie nigdy mi się nie udało zrobić porządnego flata, chyba właśnie z tego powodu, bo jakoś zawsze myślałem że w okolicach połowy

Piotrek Sadowski · 24 Stycznia 2009

Jak tylko wrócę do domu to wrzucę link do kalkulatora który oblicza wartość dla poszczególnych kamer, wystarczy podać max adu kamery i gain kamery.

ZLOKA · 24 Stycznia 2009

dzięki wielkie za świetny wykład, ale czy mógłbyś coś bliżej napisać o nieliniowości CCD?
chodzi mi konkretnie o:

bo rozumiem, że piszesz o kamerach 16-bitowych, w których "statystyka" powinna być raczej chyba gdzieś w środku skali, czyli ok 30-35 tys. (1/2*2^16)

Tak jak pisal Piotrek wszystko zalezy jak gleboka jest studnia. TEK512 w Ostrowiku miesci w pikselu 500 000 elektronow, amatorskie kamery maja duzo mniej (taki Atik314L ma podobno 27500 e - wiec tak po prawdzie powinno mu starczyc 15 bitow!!! ;D, Hans przeczytaj koniecznie kawalek o readout noise!!!).

TEK512 ma 16bit.

To jakie robic flaty?

Estetycznie to mozna tak oceniac tak: http://www.darkhorseobservatory.org/index.php?CategoryID=62

Dla TEK512 trzeba miec kilka tysiecy ADU, zeby sie miec zliczen duzo wiecej niz pozostaly szum (BIAS i DARK) i mniej niz ~60 000 ADU aby nie wejsc w zakres nieliniowosci. Poza tym trzeba zrobic FLATow kilka-kilkanascie, czasem w 2-3 filtrach wiec nie zostaje czasu aby miec FLATy ~35000 ADU, optimum to ~12-18 tysiecy.

Gdzie kamera przestaje byc liniowa i jak to sprawdzic?

Ja zrobilbym FLATa "na szmacie" (rownomierne oswietlenie nie jest wazne, wazna jest jego stabilnosc w czasie) lub zrobienie ekspozycji kilku gwiazd w stabilna noc z roznymi czasami ekspozycji (od ~300 ADU lub powyzej BIASu az do saturacji obiektu). Z takich pomiarow trzeba wyznaczyc (srednia wartosc sygnalu)/(czas ekspozycji) w funkcji czasu ekspozycji. Spodziewalbym sie wykresu z grubsza liniowego, z zalamaniem przy koncu.

Dla dobrego CCD liniowosc zacznie zanikac na poziomie >90% wypelnienia studni.

Kamil

PS. O glebokosci studni i wyznaczaniu odpowiedniego gain napisze pozniej poniewaz mam watpliwosci dot. gain a predkosc odczytu z kamery (a moze ktos mnie oswieci ?).

Edytowane 24 Stycznia 2009 przez ZLOKA

Piotrek Sadowski · 24 Stycznia 2009

znalazłem ten kalkulator, ale kiedy podstawiam wartości mojej kamerki (STL 6303) Full Well Capacity 100 000 e- i Gain 2.3 to wychodzi dziwny wynik:

Ideal Flat Field Value 6944 ADU

to jest 1/15 możliwości mojej kamerki, a ja naświetam do poziomu 30-35 tyś, albo w tym kalkulatorze jest jakiś błąd dla mojej kamerki albo wartość GAIN jest rzeczywiście istotna i prześwietlam flaty.Trzeba jeszcze poszperać w necie

w każdym razie dla st2000 wylicza 26000 czyli trochę więcej jak 1/3.

Atik 314 ma studnie ok 30000 i gain ok. 0.9 ( przynajmniej takie dane udało mi się znaleźć)

według kalkulatora Ideal Flat Field Value wynosi 14815 ADU

http://starizona.com/acb/ccd/calc_flat.aspx

Edytowane 24 Stycznia 2009 przez piotr_s

Adam_Jesion · 24 Stycznia 2009

"Cały świat" astrofotografii estetycznej (nie bazującej na mega dokładnych wynikach referencyjnych) robi flaty w granicach połowy "histogramu", czyli właśnie 30 tys. Tak stoi w manualach softu i tak generują automaty (CCDA, a także sam ACP Observatory). Moje doświadczenia z flatami też pokazują, że najlepsze wyniki wychodzą mi w granicach 30 tys. ADU.

Sprawdziłem też flaty z obserwatoriów (GRAS) i wszystkie mają nasycenie +/- w połowie, czyli około 30 tys. ADU przy 16 bitach.

Być może do pracy fotometrycznej ma sens aż tak dokładne liczenie kalkulatorami, choć ja mam wrażenie, że zejście do 15 tys. pogarsza efektywność. Przynajmniej przy mojej kamerze.

W tym wątku padają bardzo mądre słowa. Niestety - mądre wzory mają to do siebie, że trafiają do niewielkiej ilości głów. Może stosowne będzie uzupełnić te opisy o skrót logiczny. Pozwolę sobie to uczynić, jeżeli coś jest nieprawidłowego w tym myśleniu, to proszę o korektę.

W wyznaczaniu czasu ekspozycji dla flata najważniejsze jest:

1. aby zmieściła się cała przestrzeń, dynamika flata

2. najniższe partie wyszły z dołu histogramu poza szum

3. natomiast z góry histogramu żeby nie weszły w obszar nieliniowości kamery.

I to jest tak naprawdę cała filozofia. Abstrahuję tu od czasu, raczej jego braku (żeby wykonać wszystkie ekspozycje na wszystkich filtrach) - bo to trzeba dobrać na zasadzie kompromisu. Idealnie byłoby się zmieścić bardziej w jasnych partiach, niż ciemnych - ale poniżej spadku liniowości kamery.

Ja zakładałem, że wszystkie mono kamery 16 bit, co najmniej do 90% są liniowe. Jeżeli tak nie jest, to ja jestem bardzo zaskoczony i oznacza to, że trzeba by sobie zrobić taki test na liniowość. Znając tę wartość wiadomo będzie, gdzie z informacją nie wchodzić (granica ADU).

Piotrek Sadowski · 24 Stycznia 2009

"Cały świat" astrofotografii estetycznej (nie bazującej na mega dokładnych wynikach referencyjnych) robi flaty w granicach połowy "histogramu", czyli właśnie 30 tys. Tak stoi w manualach softu i tak generują automaty (CCDA, a także sam ACP Observatory). Moje doświadczenia z flatami też pokazują, że najlepsze wyniki wychodzą mi w granicach 30 tys. ADU.

dla Twojej kamery 30 tyś to połowa, ale dla mojej to 1/3 dla stl1301 to 1/5

Adam_Jesion · 24 Stycznia 2009

dla Twojej kamery 30 tyś to połowa, ale dla mojej to 1/3 dla stl1301 to 1/5

Taka samo połowa jest dla każdej kamery 16 bitowej. Każda studnia jest w efekcie rozłożona na 65 tys jednostek. 30 tys jednostek to zawsze 30 tys jednostek.

Piotrek Sadowski · 24 Stycznia 2009

a tego to nie wiedziałem

Adam_Jesion · 24 Stycznia 2009

a tego to nie wiedziałem

Pytanie kolejne, jak bramka ABG działa na liniowość? Czy czasem nie obniża tego progu nieliniowości?

ZLOKA · 24 Stycznia 2009

Taka samo połowa jest dla każdej kamery 16 bitowej. Każda studnia jest w efekcie rozłożona na 65 tys jednostek. 30 tys jednostek to zawsze 30 tys jednostek.

W skrócie wszystko zależy od:

a. pojemności studni potencjału (well capacity) mierzonej w elektronach, może to być TEK512 500 000 e , Kodak KAF 85000 e, Atik 314L ~30000 e itd.

b. przelicznika wzmocznienia (gain) liczonego w e/ADU

c. ilosci bitow w jakich zapisujemy informacje 14 (2^14=16384 stopni),15 (2^15=32768 stopni),16 (2^16 = 65536 stopni)

Saturacja to poziom gdzie sie konczy fizyczna pojemnosc kamery, nieliniowosc to tam gdzie przestaje jednemu fotonowi odpowiadac jednen (?) elektron. Cala sztuka w tym zeby dopasowac tak gain kamery aby jednoczesnie:

a. brac jak najmniejszymi porcjami elektrony, czyli miec maly gain - idealnie byloby 1 elektron na 1 ADU

b. nie zostac zalanym danymi 1024 x 1024 px (16 bit) ~16 Mb

c. zarejestrowac jak najwiecej fotonow

d. szum sczytywania byl jak najmniejszy - male porcje fotonow to wiecej razy sczytuje wiec sumarycznie wiekszy szum

Dla nie obeznanych AGB to anti-blooming gate, ktora powoduje ze elektrony z wysconych pikseli nie wylewaja sie na sasiednie, tylko sa odprowadzone obok. Ponizej pokazuje efekt "wylania" elektronow na sasiednie pixele:

Nic mi nie wiadomo na temat wplywu AGB na liniowosc. Gdzies te elektrony "wylane na bok" piksela przeciez wedruja, wiec o ile przedostaja sie tam gdzie trzeba AGB powinno dzialac efektywnie.

Poza tym chcialbym zauwazyc, ze anti-blooming gate powoduje, ze mamy mniej miejsca na elektrony w studni - http://www.ccd.com/ccd102.html.

Kamil

Edytowane 24 Stycznia 2009 przez ZLOKA

misiekc · 24 Stycznia 2009

Jestem strasznie skonfundowany. Przeciez, jesli mamy 16-bitowy przetwornik to wydaje sie naturalne, ze wzmocnienie (gain) powinno byc w przyblizeniu takie, aby pelna studnia odpowiadala 65535 ADU. Wydaje sie nieprawdopodobne, ze producenci sbigow i atikow a tym nie wiedza - a tak wynika z podanych powyzej parametrow. Gdzie jest blad w moim rozumowaniu?

sumas · 24 Stycznia 2009

no właśnie wygląda na to, że jest odwrotnie, że to pojemność studni pixela determinuje "ilo-bitowość" obrazu

bo zakładając np. tę pojemność pixela atika na poziomie 30 tys. fotonów uzyskany obraz owszem będzie 16-bitowy, ale nie będzie zawierał 65355 poziomów szarości (16-bitowej informacji), tylko niecałe 30 000 (dojdą straty przetwarzania fotonów na elektrony, sprawność itp)

i przetwornik analogowo-cyfrowy nie podzieli fotona, żeby przypisać mu kolejny stopień nasycenia (saturacji)

i tu chyba jest cały problem

ZLOKA · 24 Stycznia 2009

Jestem strasznie skonfundowany. Przeciez, jesli mamy 16-bitowy przetwornik to wydaje sie naturalne, ze wzmocnienie (gain) powinno byc w przyblizeniu takie, aby pelna studnia odpowiadala 65535 ADU. Wydaje sie nieprawdopodobne, ze producenci sbigow i atikow a tym nie wiedza - a tak wynika z podanych powyzej parametrow. Gdzie jest blad w moim rozumowaniu?

Zrobilem male google'anie szukalem danych o CCD Sony ICX285AL, ktory jest w kamerze Atik314L:

http://www.starlight-xpress.co.uk/SXV-H9.htm - Full-well capacity: Greater than 27,000 e- (unbinned)

http://www.opticstar.com/Run/Astronomy/Ast...p=0_10_0_50_210 - Full Well Capacity 18000 e~

http://www.ccd-labs.com/Qseries/q285.htm - Full-well capacity: Greater than 30K -e un-binned

http://www.theta-system.de/Datasheet/SIS285e.pdf - Electron Capacity: 18,000 e-, Binning 30,000 e-

No to sie wyjasnilo. Polecam ostatni link ze specyfikacja kamery.

Na razie nie wyglada to rozowo ;D

Gdzieś widzialem gain dla Atik314L ~0.27 e/ADU. To by sie z grubsza zgadzalo: 18 000 e/ 0.27 e/ADU ~ 66667 ADU.

A teraz podchwytliwe pytanie (na ktore nie znam odpowiedzi):

Jak sie mierzy ladunek 0.27 elektrona? ;D

Kamil

Edytowane 24 Stycznia 2009 przez ZLOKA

sumas · 24 Stycznia 2009

...
Gdzieś widzialem gain dla Atik314L ~0.3 e/ADU.

Kamil

sam go tłumaczyłeś w tym wątku: http://astro-forum.org/Forum/Test-Atik-314L-t25225.html

ZbyT · 24 Stycznia 2009

i przetwornik analogowo-cyfrowy nie podzieli fotona, żeby przypisać mu kolejny stopień nasycenia (saturacji)
i tu chyba jest cały problem

ADC nie liczy elektronów ale zmienia napięcie na liczbę. Zwiększenie "rozdzielczości" przetwornika pozwala zmniejszyć szumy kwantyzacji i pewnie o to tu chodzi. Choć ilość elektronów jest wielkością dyskretną to wartość potencjału już nie. Ponieważ przy przetwarzaniu A/D błąd zawsze wynosi co najmniej +-1 to zwiększenie ilości bitów pozwala zmniejszyć ten błąd do +-0,5 elektronu (w uproszczeniu)

pojedynczy foton nie musi "uwolnić" jednego elektronu. To zależy od energii fotonu oraz od pewnego subtelnego efektu. Otóż w przypadku elektronów walencyjnych w krzemie nie ma przejść promienistych. Mówiąc ściśle w przestrzeni wektora falowego nie istnieją przejścia proste. Po ludzku oznacza to, że możliwe są jedynie przejścia ze zmianą pędu, a to oznacza, że oprócz emisji lub absorpcji fotonu występuje też emisja fononu czyli drgania sieci krystalicznej, które z kolei mogą powodować wzbudzenia kolejnych elektronów (podobnie jak temperatura)

pozdrawiam

misiekc · 24 Stycznia 2009

Odnosnie zeczywistej liczby "poziomow szarosci" to oczywiscie jest tak jak pisze Sumas (w przypadku kamer 16bitowych ze studnia plytsza niz 65000). Natomiast nowoscia jest dla mnie to, ze glebokosc studni to nie cecha matrycy. Do tej pory myslalem, ze to wlasnie bezposrednio z matrycy odczytuje sie liczbe zlapanych elektronow, ktora to ilosc jest nastepnie zmieniana na ADU.

Adam_Jesion · 24 Stycznia 2009

Czyli podsumowując - czy mamy kamerę ze studnią np. 200 tys e-, czy 20 tys. to zawsze i tak po kwantyzacji mamy przy 16 bitach 65 tys. jednostek ADU. Czyli środek dynamiki powinien przypaść zawsze na 30 tys. ADU. Nie ważne, czy kamera ma 20 000 e-, czy 200 000 e-. A jeżeli gain w kamerach nie jest tak ustawiony, że w 16 bitach mieszczą się wszystkie zliczone elektrony, to tym bardziej sprawa robi się dziwna. Jak rozumiem, Gain to ilość zliczonych elektronów na jednostkę cyfrową ADU.

W takim razie, biorąc pod uwagę, że mniej nasycony sygnał równa się większy szum, powinniśmy naświetlać flata tak, żeby był możliwie najlepiej wysycony, ale oczywiście nie za bardzo (ryzyko przejścia progu nieliniowości).

Nadal więc nie rozumiem, czemu chcecie, żeby Hans swoim atikiem schodził do 10 tys ADU, gdzie szumy będzie miał dużo większe, co przełoży się na ostateczny wyniki kalibracji?

Jeżeli byście powiedzieli, że mowa jest nie o ADU, a zliczonych elektronach, to wtedy zakładając, że studnia to 20 tys e-, więc 10 tys. to daje w jednostkach ADU połowę skali, więc 32 tys. ADU. Ale odwrotnie, to nijak mi nie wychodzi. Przecież zliczony 20-cio tysięczny elektron w studni da na wyjściu wartość ADU 65 tys.

Moje rozważania mają sens wtedy, kiedy każda kamera jest fabrycznie ustawiona tak, że całą, lub prawie całą, studnie elektronów kwantyzuje (kwantuje?) liniowo na pełny zakres 16 bit - czyli 65 tys jednostek ADU. Większa studnia oznacza po prostu dokładniejszą kwantyzację - "rozdzielczość".

Jeżeli jednak tak nie jest, to powiem szczerze - zgubię szczękę. Choć z drugiej strony zacznę rozumieć, dlaczego ta sama matryca w kamerach różnych producentów może dawać bardzo różne wyniki.

Czy wzmacniacz i przetwornik są elementami układu matrycy, czy jest to zupełnie zewnętrzna sprawa?

misiekc · 24 Stycznia 2009

...
Czy wzmacniacz i przetwornik są elementami układu matrycy, czy jest to zupełnie zewnętrzna sprawa?

Zawsze myslalem, ze to zewnetrzne elementy i tym m. in. tlumaczylem roznice w cenie kamer z tym samym chipem. Poza tym dochodzi jeszcze rozlokpowanie tych elementow tak aby nie "grzaly" matrycy. Niemniej tez zawsze myslalem ze glebokosc studni jest atrybutem matrycy. A ze specyfikacji podanych przez ZLOKA wynika, ze jest inaczej. Z drugiej strony, jesli studnia nie jest skladnikiem CCD to tym bardziej wszelkie wzmacniacze i ADC, ktore operuja na tym co w studni tez musza byc zewnetrznymi elementami. Fajnie by bylo, gdyby ktos lepiej obeznany z technologia CCD mogl to potwierdzic.

ZLOKA · 24 Stycznia 2009

Nadal więc nie rozumiem, czemu chcecie, żeby Hans swoim atikiem schodził do 10 tys ADU, gdzie szumy będzie miał dużo większe, co przełoży się na ostateczny wyniki kalibracji?

Jeżeli byście powiedzieli, że mowa jest nie o ADU, a zliczonych elektronach, to wtedy zakładając, że studnia to 20 tys e-, więc 10 tys. to daje w jednostkach ADU połowę skali, więc 32 tys. ADU. Ale odwrotnie, to nijak mi nie wychodzi. Przecież zliczony 20-cio tysięczny elektron w studni da na wyjściu wartość ADU 65 tys.

Moje rozważania mają sens wtedy, kiedy każda kamera jest fabrycznie ustawiona tak, że całą, lub prawie całą, studnie elektronów kwantyzuje (kwantuje?) liniowo na pełny zakres 16 bit - czyli 65 tys jednostek ADU. Większa studnia oznacza po prostu dokładniejszą kwantyzację - "rozdzielczość".

Tak wlasnie jest.

Z tym czy robic FLATy 10 000 ADU czy 40 000 ADU zalezy od tego ile masz czasu i filtrow.

Praktyka jest taka, ze gdy masz w Polsce ~30 min. na FLATy wieczorne w ~7-11 ekspozycji w 2-3 filtrach to wychodzi na to ze wypelniasz piksele elektronami w 1/4. Argument jest taki, ze lepiej miec kilka rowno oswietlonych FLATow o niskich zliczeniach i je potem "zmedianowac" niz zrobic 3 super-jasne ekspozycje.

W Las Campanas w Chile, z kamera 4 Mpx czas odczytu wynosi ~130 sekund (dla gain = 3), daje sie zrobic 7-8 ekspozycji ze zliczeniami ~14 000 ADU. Co wiecej, jak sie decydujemy na ~14 000 ADU na SKYFLATy (FLATy robione na niebie wieczornym lyb porannym) to DOMEFLATy (FLATy robione w kopule) tez robimy w przyblizeniu podobna liczba zliczen.

Kamil

Edytowane 24 Stycznia 2009 przez ZLOKA

ZbyT · 24 Stycznia 2009

nie będę udawał, że jestem specjalistą w tej dziedzinie ale wydaje mi się, że skoro operujemy na pojedynczych elektronach to cały układ przetwarzania sygnału powinien znajdować się na jednym czipie z matrycą. Chodzi o kompensację temperaturową oraz spadki napięć na połączeniach czyli tzw. napięcie stykowe występujące na styku metali o różnych pracach wyjścia

pojedyncza komórka CCD to kondensator, na którym napięcie zależy od zgromadzonego ładunku zgodnie ze wzorem U=Q/C

gdzie C to pojemność pojedynczej komórki. Napięcie na takim kondensatorze jest proporcjonalne do ilości elektronów bo Q=eN gdzie e to ładunek elektronu, a N to ich ilość . Pojemność kondensatora jest bardzo mała dzięki czemu niewielka ilość elektronów powoduje powstanie dużego napięcia. Jeśli napięcie przekroczy pewną wartość (różną dla różnych matryc) powstają upływności, zmieniające liniowość zależności U od N

pozdrawiam

Adam_Jesion · 26 Stycznia 2009

Wpadłem na pomysł, jak przełożyć tę naszą dyskusję na jakąś pożyteczną wiedzę dla ludzi. Z tego co czytam wynika, że każda matryca ma swoją sprawność (czułość) definiowaną przez swoją konstrukcję (wielkość piksela, studnia, sprawność kwantowa, etc.). To wydaje się logiczne.

Teraz przestawmy to myślenie na astrofotografię DSLRami i zastanówmy się, czym jest ISO. Przecież matryca nie może mieć różnych "czułości". Z wyczytanych informacji wynika, że ISO jest po prostu GAIN'em. Jeżeli tak jest w istocie, a pewnie tak jest, to pojawia się pewne olśnienie - praca na wysokich iso nic nie daje poza tym, że marnujemy masę informacji w zakresie dynamiki (gain to w efekcie wycinek studni, czyli rejestracja części fotonów/elektronów).

Nagle zrozumiałem, dlaczego mimo 12/14 bitowych plików na zdjęciach z Canonów gwiazdy są przepalonymi plackami bez koloru. Nie dziwne, bo jeżeli palimy na wysokich ISO, to tracimy bardzo dużo (ISO1600 to 1/16 studni - przy założeniu, że studnia DSLR 20D ma 50 000 e-).

Ale... jest jedno wielkie "ALE". Potrzebuję poznać nominalną wartość matrycy - czyli, przy jakim ISO rejestruje się cała studnia. Gdzie to można sprawdzić? Od dwóch dni szukam odpowiedzi w internecie i nie potrafię jej znaleźć.

Myślę, że takie podejście może stać się kluczowym dla fotografii DSLR, tylko pytanie, czy jesteśmy w stanie ustalić natywne ISO dla Canonów? Ktoś ma dostęp do takiej dokumentacji, jak kalibrowana jest skala ISO w aparatach cyfrowych?

pieta · 27 Stycznia 2009

Wpadłem na pomysł, jak przełożyć tę naszą dyskusję na jakąś pożyteczną wiedzę dla ludzi. Z tego co czytam wynika, że każda matryca ma swoją sprawność (czułość) definiowaną przez swoją konstrukcję (wielkość piksela, studnia, sprawność kwantowa, etc.). To wydaje się logiczne.

Teraz przestawmy to myślenie na astrofotografię DSLRami i zastanówmy się, czym jest ISO. Przecież matryca nie może mieć różnych "czułości". Z wyczytanych informacji wynika, że ISO jest po prostu GAIN'em. Jeżeli tak jest w istocie, a pewnie tak jest, to pojawia się pewne olśnienie - praca na wysokich iso nic nie daje poza tym, że marnujemy masę informacji w zakresie dynamiki (gain to w efekcie wycinek studni, czyli rejestracja części fotonów/elektronów).

Nagle zrozumiałem, dlaczego mimo 12/14 bitowych plików na zdjęciach z Canonów gwiazdy są przepalonymi plackami bez koloru. Nie dziwne, bo jeżeli palimy na wysokich ISO, to tracimy bardzo dużo (ISO1600 to 1/16 studni - przy założeniu, że studnia DSLR 20D ma 50 000 e-).

Ale... jest jedno wielkie "ALE". Potrzebuję poznać nominalną wartość matrycy - czyli, przy jakim ISO rejestruje się cała studnia. Gdzie to można sprawdzić? Od dwóch dni szukam odpowiedzi w internecie i nie potrafię jej znaleźć.

Myślę, że takie podejście może stać się kluczowym dla fotografii DSLR, tylko pytanie, czy jesteśmy w stanie ustalić natywne ISO dla Canonów? Ktoś ma dostęp do takiej dokumentacji, jak kalibrowana jest skala ISO w aparatach cyfrowych?

Hej,

Wydaje mi sie ze tutaj jest przynajmniej czesc danych: http://www.clarkvision.com/imagedetail/dig...e.summary/#data.

Moze na cos Ci sie ten link przyda bo ja z obliczeniami sobie nie poradze .

Edytowane 27 Stycznia 2009 przez pieta