Skocz do zawartości

Sięgając do granic amatorskich obserwacji planet pozasłonecznych


LibMar

Rekomendowane odpowiedzi

Kolejna sprawa, którą chciałbym poruszyć, jest "lucky imaging". Wspomniałem o tym w jednym z poprzednich postów. Polega ono na wyborze tylko tych klatek, które zostały zaburzone przez seeing w jak najmniejszym stopniu. Na skutek zniekształceń obrazu, widzimy między innymi migotanie gwiazd. Dotyczy ono również obiektów oglądanych z małej ogniskowej (poniżej 300mm), kiedy gwiazdy wciąż wydają się być punktowe. To jest jedna z dwóch głównych przyczyn uzyskiwania niedokładności pomiarowej, obok szumu matrycy.

 

Aby zredukować negatywny wpływ seeingu, stosuje się długoczasowe ekspozycje oraz delikatne rozmycie gwiazd. Wówczas obraz gwiazd jest bardziej "uśredniany", dlatego pomiary wydają się być dokładniejsze. Obserwacje można jednak przeprowadzić w nieco inny sposób

 

Na wykresie niżej można zobaczyć hipotetyczny stan warunków atmosferycznych. Seeing generuje raz ostre obrazy, a innym razem bardzo słabe. Kiedy fotografujemy na przykład po 30 sekund, obraz obejmie momenty dobrego seeingu (6++) i słabego (4--). Wynikiem będzie obraz z rozmytymi gwiazdami i dobrze wysyconym środkiem. Słaba obwódka wokół gwiazd pojawia się w wyniku zaburzeń przez atmosferę ziemską, które należy zniwelować. Kluczem do takich działań jest stosowanie krótkich ekspozycji, w których zmiany seeingu w czasie będą jeszcze nieznaczne (poniżej 1/20 sekundy). Następnie usuwamy wszystkie klatki, w których obraz był zniekształcony. Teraz pojawia się pytanie - w jaki sposób możemy to zrobić?

 

Kiedy mamy idealnie ostry obraz, gwiazda powinna naświetlać tylko pojedynczy piksel. Delikatne zmiany seeingu (oraz nieidealnie ustawiona ostrość) powodują, że obraz ten lekko się rozmywa - załóżmy, że około 3x3 piksele. Ten środkowy powinien być najbardziej naświetlony, czyli jego wartość ADU musi być najwyższa. Seeing powoduje, że sygnał gwiazdy pojawia się poza obszarem 3x3 (rozmycie np. w promieniu 5 pikseli). W takim przypadku mamy do czynienia z gorszym stosunkiem sygnału do szumu, gdyż np. "10000 ADU" zamiast skupiać się na jednym pikselu, to "rozpływa się" po 1000 ADU na 10 różnych pikselach. Dlatego najlepszy obraz powinniśmy uzyskać, gdy gwiazda obejmie jak najmniejszy obszar. Na tej podstawie można określić poziom jakości gwiazdy zmiennej.

 

Można to wyliczyć na kilka sposobów - program będzie zbierał informacje o ADU (teraz pytanie: jaki program to by zrobił?) z danego obszaru i wypisze wartości od największej do najmniejszej. Pomiary ADU powinny być następujące (liczby wpisałem losowo):

Seeing bardzo dobry: 25303 | 2930 | 2727 | 1992 | 1588 | 1042 | 882 | 560 | 429 | 420...
Seeing średni: 10292 | 2928 | 2555 | 2104 | 1420 | 1221 | 1095 | 988 | 965...
Seeing słaby: 6380 | 4280 | 3991 | 3565 | 3220 | 2612 | 2221 | 1989 | 1842...

Można to wyobrazić sobie z górką - przy bardzo dobrym seeingu jest wysoka, stroma i mała (jak choinka). Gdy mamy słaby seeing - jest niska, płaska i duża (np. miska położona dnem do góry).

 

Można w ten sposób wykonać algorytm określający ocenę gwiazdy (od 1 do 10). Jeśli wartość będzie wysoka (dobra, ostra gwiazda), to idzie do dalszej pracy. Pozostałe idą do kosza. Przy wysokiej ocenie, możemy zastosować mniejszą aperturę, aby zmniejszyć wpływ szumu na fotografię. Ale przychodzi do głowy jeszcze jeden pomysł - jeśli porównamy wartości "magnitude error" podawane przez Muniwin, to jak bliskie będą wartościom podawanym przez takie obliczenia?

 

Kolejny sposób pozwalający na ocenę, to suma wartości ADU np. ośmiu pikseli o najwyższej wartości. Możemy to powiązać z migotaniem - jeśli gwiazda ma 4.00 mag w rzeczywistości, to atmosfera zaburzy nam widok. Raz postrzegana będzie jako 4.00 mag, po chwili 4.06, innym razem 4.11 mag. To niestety mocno się zmienia. Ale kiedy mamy chwilowe osłabienie jasności, to musimy mieć też spadek ogólnej wartości ADU gwiazdy. Maksymalną wartość (4.00 mag) osiąga równolegle przy najwyższej sumie wartości ADU. W ten sposób można wykonać selekcję gwiazd pod względem ilości docierającego światła.

 

Jest jeszcze jedna ważna kwestia. Wpływ seeingu na różne partie obrazu jest różny. Jeśli dana gwiazda akurat prezentuje się idealnie (seeing 8++), w innej możemy mieć akurat zaburzenie (seeing 4--). Wiadomo, że punktem wyjścia jest odpowiednie naświetlenie gwiazdy zmiennej, dlatego od tamtej selekcji powinniśmy zacząć. Teraz załóżmy, że maksymalne poziomy ADU (sumy z X pikseli) wynoszą dla danego przedziału czasu wynoszą:

Gwiazda zmienna: 30.000
Ref 1: 26.820
Ref 2: 25.410
Ref 3: 29.150
Ref 4: 20.920
Ref 5: 22.590
Ref 6: 24.210
Ref 7: 25.110

To w przypadku klatki o świetnej jakości dla zmiennej, sytuacja może być taka:

Gwiazda zmienna: 29.920 (99.7%)
Ref 1: 24.110 (89.9%)
Ref 2: 24.820 (97.7%)
Ref 3: 28.900 (99.1%)
Ref 4: 19.690 (94.1%)
Ref 5: 22.240 (98.5%)
Ref 6: 23.240 (96.0%)
Ref 7: 24.860 (99.0%)

Jak widać, gwiazda referencyjna nr 2, 3, 5 i 7 posiadają całkiem niezłe poziomy ADU, bliskie maksimum. Natomiast w przypadku nr 1, 4 i 6 coś się stało. I teraz warto wprowadzić metodę dynamicznych gwiazd referencyjnych (DGR) - do każdej klatki wybierane są inne - te, które zostały zaburzone przez seeing w jak najmniejszym stopniu.

 

Teraz kolejnym etapem byłoby sumowanie. Ale w przypadku DGR, niektóre gwiazdy referencyjne byłyby częściej używane, a niektóre rzadziej (wynika to po prostu z matematyki). Dlatego byłoby trzeba sumować na pojedyncze gwiazdy referencyjne. W przypadku 1800-klatkowego materiału, działałoby to następująco:

Spośród 1800 klatek, na 1260 klatkach (70%) gwiazda zmienna jest wystarczająco ostra (np. > 95% wartości maksymalnej ADU).

Spośród pozostałych 1260 klatek, gwiazdy referencyjne osiągnęły wymaganą wartość ADU (dla swoich > 95%):
Ref 1: 853 razy
Ref 2: 790 razy
Ref 3: 802 razy
Ref 4: 811 razy
Ref 5: 706 razy
Ref 6: 792 razy
Ref 7: 760 razy

Teraz dla przykładu, pierwsza gwiazda referencyjna: sumujemy wartości ADU z 853 klatek, na których jednocześnie gwiazda zmienna i referencyjna nr 1. Uzyskamy w ten sposób pojedynczą klatkę, która będzie stanowiła później jedną ocenę. Ponieważ mamy 7 gwiazd referencyjnych, ostateczny pomiar uzyskamy po uśrednieniu 7 ocen.

 

Po przeprowadzeniu wszystkich operacji, powinniśmy uzyskać dość sporą dokładność pojedynczych pomiarów. Sądzę, że w takim przypadku margines błędu nie przekraczałby +/- 0.003 mag.

 

Jak Waszym zdaniem wygląda ta idea wykorzystania metody "lucky imaging"? Coś pokręciłem, zrobiłem gruby błąd, albo jakiś macie pomysł? :)

Seeing.png

  • Lubię 1
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Ostatnia rzecz, o jaką chciałbym sprostować, to obserwacje antytranzytów planet pozasłonecznych.

 

W końcu udało mi się zajrzeć o co chodzi z mikronami i jakie jest prawdopodobieństwo zarejestrowania takiego zjawiska. Jest niestety mniejsze. Sama definicja mówi, że podczas antytranzytów zmniejsza się tylko termoemisja na skutek znikania planety. A jak wiadomo, dotyczy to podczerwieni. Najtańsza kamera (jaką znalazłem) do rejestrowania antytranzytów w bliskiej i dalekiej podczerwieni (2000-15000nm) kosztuje około 90 tysięcy złotych. Pozostaje nam tylko szukanie wiedzy, czy wciąż jest to dostępne do zarejestrowania w spektrum widzialnym. W końcu, skoro każda planeta ma jakąś tam jasność, to jakie spadki mogą być generowane podczas antytranzytu?

 

Odpowiedź znajduje się po wpisaniu w Google "spectral emission exoplanets" albo "thermal emission exoplanets" i następnie po przejściu w grafikę. Znajdziemy tam masę wykresów, które wskazują głębokość antytranzytu w zależności od wykorzystanej długości fali. Jak widać, większość wykresów obejmuje tylko zakres powyżej 1000 nm, czyli poza zasięgiem kamery. ASI178MM pozwala jeszcze rejestrować fale mające do 900-950nm, natomiast powyżej mamy już bardzo kiepską transmisję. W dodatku jedyny filtr jaki znalazłem, to IR-pass Baadera. Blokuje on powyżej 685nm (w opisie podają nawet 670nm), więc spektrum jest jeszcze dość szerokie.

 

http://deltaoptical.pl/filtr-podczerwieni-685nm-baader-planetarium-ir-pass-125-2458385,d461.html

 

Tak więc, odpowiedni filtr (blokujący powyżej 750-850nm) będzie kosztował prawdopodobnie nie mniej niż tysiąc złotych.

 

nature09602-f1.2.jpg

 

Po lewej mamy wartość normalized flux, czyli o ile (tutaj w częściach tysięcznych) wynosił stopień zmniejszenia jasności. Inaczej mówiąc - jeśli mamy wartość 20, to oznacza spadek o 2%. Wiadomo, że magnitudo jest określany w sposób logarytmiczny. W praktyce, poniżej 2% (0.02) spadek jasności wynosi o tę samą wartość. Czyli na przykład, 0.34% to 0.0034 i spadek jasności wyniesie właśnie około 0.0034 mag. Teraz z wykresu możemy odczytać potrzebne dane - przy fali 1000nm (1μm) mamy do czynienia ze spadkiem 0.0005 mag, który będzie zwiększał się wraz ze wzrostem długości. Przy 2μm mamy już 0.003 mag, co stanowi całkiem pokaźną wartość. Powyżej 2μm zaczynają się pojawiać charakterystyczne piki, które przyczyniają się do mniejszych spadków jasności podczas antytranzytu. Dla przykładu, w okolicy 4.5μm mamy spadek nie 0.005 mag, ale 0.0025 mag. Wynika to z obecności dużej ilości dwutlenku węgla znajdującego się w atmosferze egzoplanety. To dlatego na wykresie (na pierwszej stronie) mieliśmy do czynienia z dużymi spadkami, bo tam było podane w 3.0μm i 4.5μm. To właśnie odpowiada bliskiej podczerwieni.

 

Ale nas oczywiście interesują tylko dane z zakresu widzialnego. Sporo trzeba się naszukać, aby cokolwiek znaleźć.

 

Post%2B-%2BMay%2B2015%2B(12)%2B-%2B2.png

 

Na tym wykresie możemy odczytać spadki jasności między 800nm a 1000nm (oznaczone na niebiesko) dla WASP-33 b w Andromedzie (8.1 mag). Widać, że spadek jasności w tym zakresie wynosi jedynie 0.0003-0.0004 mag. Do tej pory nie znalazłem żadnej egzoplanety, która generowałaby spadki większe niż 0.001 mag w pobliżu 850-900nm.

 

W świetle widzialnym (albo rejestrowanym przez ASI178MM, czyli do 900-950nm), obserwuje się nieco mniejsze spadki jasności, które wynikają z obecności sodu, potasu oraz wody w atmosferze egzoplanety. Znacznie łatwiej jest to rejestrowane w przypadku tranzytu. Korzystając z odpowiednich filtrów, możemy wykazać różnice spadków jasności nawet w świetle widzialnym. O co tutaj chodzi - w pewnych długościach fali, obserwuje się większy spadek niż w innych. Dla przykładu, dajmy HD 209458 b:

 

Na_shape_209.jpg

W okolicy 589.3nm obserwuje się znaczny wzrost pochłaniania sodu wynikającego z obecności tego pierwiastka w atmosferze. Można to zarejestrować za pomocą Star Analyzera II (ten tańszy nie ma odpowiedniej rozdzielczości), poprzez zarejestrowanie spadku o 0.0015 mag. Inne spadki mają miejsce przy 770nm (potas), 900-1000nm (woda). Ale mimo to, musimy być świadomi, że generowane spadki dla całego pasma są rzędu 0.0001-0.001 mag.

 

Ale teraz wciąż zastanawiam się nad jedną sprawą. Każdy wykres wskazuje inny stopień pochłaniania (absorpcji) w różnej długości fali. Zazwyczaj (jak nie zawsze) spadek jasności jest większy w przypadku krótszych fal (w stronę ultrafioletu), a mniejszy przy dłuższych. To tak, jakby dla HD 189733 b (wartości podałem tylko losowe) - przy 400-500nm mamy spadek 0.029 mag, dla 600-700nm około 0.028 mag, a dla 800-900nm - już 0.027 mag. Z czego to wynika? Na początku myślałem o barwie egzoplanety, ale podczas tranzytu jej nie widzimy. Ktoś ma jakiś pomysł? A może się mylę, gdyż te spadki jasności są związane z różnym początkiem wejścia na tarczę gwiazdy (najpierw atmosfera, potem tarcza), jak i wyjściem?

 

w31_atmos.jpg

  • Lubię 2
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Czy ja wiem... +/- 0.02 mag miałem w materiale mającym po 30 sekund. Nie wiem jakie użyłeś czasy ekspozycji do TrES-3b, ale patrząc po ilości ocen w trakcie tranzytu, musiały być to 3 minuty (około 26 ocen i 77 minut... dzieląc pasuje na 3). Tak więc, mógłbym sobie uśrednić/zsumować po 6 klatek z Canona. Wyszłoby coś w stylu wykresu z 5 sąsiednimi pomiarami jak wyżej (oczywiście robimy 1-6, 7-12, 13-18 itd). W takim przypadku rozrzut wynosiłby już około +/- 0.01 mag. Niemal dorównuję Twojej dokładności (0.007-0.009).

 

Chwila, moment :) Jakim algorytmem liczysz błąd pomiaru na tym materiałe? Rozrzut masz na tym wykresie +/- 0.02, ale z jakim błędem pomiaru? Moje rejestracje miały wyliczony błąd pomiaru na poziomie kilku tysiecznych mag w najlepszym materiale, a w okolicach poj. setnych mag na najsłabszym który brałem do dalszej obróbki. Generalnie w chwili gdy oczekiwana zmiana w trakcie tranzytu wynosiła np. 0.02, a błąd pomiarowy wyliczony po air mass correction przekraczał 0.02 to niestety... wywalałem sesje do kosza. Choć może ja starej daty i po prostu nie ogarniam siły statystyki.

 

O, dobrze wiedzieć. W takim przypadku nie powinno być już problemów z zapisem nawet przy pełnej rozdzielczości, więc nie ma strachu z dyskiem HDD.

 

Popatrzę jeszcze te programy. Będzie tylko w tym mały problem, gdyż w aktualnej chwili nie mam możliwości skorzystania z guidingu. Gwiazdy będą zjeżdżały się i wymagały poprawki kadru co jakiś czas (30 minut) z różnych powodów? Przez ten czas gwiazdki mogą wylecieć poza kadr. Na zlocie zauważyłem coś niedobrego z moim EQ5, a dokładnie zjeżdżanie w osi rektascensji (deklinacja jest ok). Zachował się, jakby potrzebował nie 23h 56m na jeden pełny obrót, ale np. 23h 54m. Czyli z delikatnym przyspieszeniem. 120s z 200mm to dla niego średni wynik, więc na chwilę obecną (2017) może jeszcze nie sprawdzić się. Ciągłe poprawianie to też przerwy w zbieraniu materiału :)

 

EDIT: Jeszcze taka analiza z poprzednią krzywą jasności. Dając rozrzut +/- 0.01 mag (mój wcześniejszy to +/- 0.02 mag), Excel przygotował mi 50 krzywych jasności dla tej egzoplanety (spadek 0.0022 mag). Po uśrednieniu do 29 pomiarów (takie już OK, aby do czegoś się przydało), wynik jest następujący:

- Tranzyt wyraźnie się złapał: 15/50 (30%)

- Prawdopodobnie złapał się tranzyt: 20/50 (40%)

- Nie widać, aby złapał się tranzyt: 15/50 (30%)

Daje to szanse 70%, że będzie choć częściowy sukces. Dla rozrzutu +/- 0.02 mag już tak pięknie nie będzie :) W ten sposób można wyznaczyć jakąś matematyczną granicę, od której można zaliczyć do poszczególnych grup.

 

Czy ktoś mógłby profesjonalnie policzyć taki case:

 

Mamy kamere CMOS 14 bit - to oznacza, że mamy nieco ponad 16K stanów możliwych do przyjęcia. Załóżmy że gain tej kamery to 1 i każdy z tych wyplutych stanów odpowiada liniowemu odczytowi ze studni matrycy 1:1. Materiał zostaje zapisany do formatu 16 bit (czyli 65K), ale to dalej ok 16K mozliwych poziomów, tyle że rozciągniętych. Czy można policzyć, o ile ADU zmieni się sygnał przy zmianie jasności obiektu o 0.01mag? Załóżmy, że jasność obiektu to 10mag. w maximum.

 

Pozdrawiam.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

 

Chwila, moment :) Jakim algorytmem liczysz błąd pomiaru na tym materiałe? Rozrzut masz na tym wykresie +/- 0.02, ale z jakim błędem pomiaru? Moje rejestracje miały wyliczony błąd pomiaru na poziomie kilku tysiecznych mag w najlepszym materiale, a w okolicach poj. setnych mag na najsłabszym który brałem do dalszej obróbki. Generalnie w chwili gdy oczekiwana zmiana w trakcie tranzytu wynosiła np. 0.02, a błąd pomiarowy wyliczony po air mass correction przekraczał 0.02 to niestety... wywalałem sesje do kosza. Choć może ja starej daty i po prostu nie ogarniam siły statystyki.

 

Na podstawie różnicy między najwyższym a najniższym pomiarem. Czyli jak jasność waha się od 7.65 do 7.69 względem punktów, to środek stanowi 7.67 mag. Stąd +/- 0.02 mag. Pojedyncze pomiary z 60D mają błędy od 0.0035 do 0.0065 mag przy aperturze #5, ale moim zdaniem dużo nie wnoszą. Kamerą planetarną miałem poniżej 0.002 mag, ale i tak pomiary były rozrzucone do +/- 0.045 mag (!!!).

 

Mamy kamere CMOS 14 bit - to oznacza, że mamy nieco ponad 16K stanów możliwych do przyjęcia. Załóżmy że gain tej kamery to 1 i każdy z tych wyplutych stanów odpowiada liniowemu odczytowi ze studni matrycy 1:1. Materiał zostaje zapisany do formatu 16 bit (czyli 65K), ale to dalej ok 16K mozliwych poziomów, tyle że rozciągniętych. Czy można policzyć, o ile ADU zmieni się sygnał przy zmianie jasności obiektu o 0.01mag? Załóżmy, że jasność obiektu to 10mag. w maximum.

 

Czy to nie powinno liczyć się ze wzoru: m = 2.5log(I2/I1) ?

 

Wówczas I2/I1 dla 0.01 mag miałoby wynieść jak stostunek 100/99.083194485. Czyli, jeśli gwiazda 10 mag ma ADU równe 10000, to gwiazda o jasności 10.01 mag miałaby ADU o wartości 9908. Przyjmując, że gwiazda jest rozlana na 10 pikseli, to każdy piksel byłby o taki stosunek mniejszy - dla przybliżenia dajmy 1%.

 

Gwiazda 10 mag od największej do najmniejszej (gdy szum zerowy), to piksele miałyby:

10000, 4x3000, 4x1500, 4x1000, 4x750 oraz zewnętrzne części, które już słabo zaświetlone.

 

To gwiazda 10.01 mag miałaby wówczas wartości ADU pikseli:

9900, 4x2970, 4x1485, 4x990, 4x743

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

 

Na podstawie różnicy między najwyższym a najniższym pomiarem. Czyli jak jasność waha się od 7.65 do 7.69 względem punktów, to środek stanowi 7.67 mag. Stąd +/- 0.02 mag. Pojedyncze pomiary z 60D mają błędy od 0.0035 do 0.0065 mag przy aperturze #5, ale moim zdaniem dużo nie wnoszą. Kamerą planetarną miałem poniżej 0.002 mag, ale i tak pomiary były rozrzucone do +/- 0.045 mag (!!!).

 

To jest zakres w jakim zarejestrowałeś wynik, nie zakres błędu pomiarowego. Nie wiem jak to jest wyliczane przez algorytmy fotometryczne stosowane w sofcie fotometrycznym. Nie zglębiałem tego do tej pory, a wolał bym nie spekulować. Mamy kogoś kto ogarnia algorytmy stosowane w astro? Z praktyki, to tak nie działa, dokładność pomiaru 0.003 / 0.006 przy aperturze 5 z matrycy 14bit z maską bayera? Nigdy czegoś takiego nie widziałem.

 

Bawiąc się z materiałem z ASI (12Bit) i obserwując jak zachowuje sie ten materiał pod różnymi parametrami pomiaru obawiam się, że to jednak w "małobitowym" przetworniku leży klucz do odpowiedzi dlaczego rozrzut na poziomie 0.05 mag jest tam gdzie go byc nie powinno :( Ale tu odpowiem dopiero jak dopadne gdzies wiecej materiału z CMOS 12bit, CMOS 14bit, CCD 16bit z małym gainem i CCD 16bit z gainem w okolicach 1.

 

Pogrzebie za tymi algorytmami i postaram sie to ogarnąć, jednak jeśli czyta ten wątek ktoś, kto rozumie matematyczną baze działania takiego softu, przyśpieszyło by całość gdyby przeczytać pare słów wykładu w tej kwestii :)

 

 

Czy to nie powinno liczyć się ze wzoru: m = 2.5log(I2/I1) ?

 

(...)

 

Cos jest w tym wzorze nie tak chyba... nie widze zmiennej na zakres bitowy.

 

Pozdrawiam.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

No właśnie problem z tym, że za bardzo nie rozumiem sposobu zapisywania w danej ilości bitów. Rozumiem sens tego rozszerzania, ale kompletnie nie kumam dlaczego w tym wzorze trzeba dodać jeszcze ilość bitów. Bo ja to rozumiem tak, że jak mamy gwiazdę 2.512 razy jaśniejszą, to mielibyśmy dwie gwiazdy różniące się o 1 mag. A to miałoby przełożyć się na 1000 i 2512 ADU (przykładowo). Bo gdyby to było różne, to przecież nie byłoby czegoś takiego jak liniowość... nie rozumiem kompletnie.

 

Nie wiem dalej jaki jest sens istnienia czegoś takiego, jak błąd pomiarowy pojedynczych ocen, skoro rozrzut pojedynczych jest tak duży. Podałeś też coś takiego, jak zakres. No ale skoro przed tranzytem wahało się między 7.650 a 7.690 mag, a potem 7.680 a 7.720 mag, to wiadomo już, że spadek jasności wyniósł około 0.03 mag. Nie widzę sensu rozpatrywania przy takiej ilości pomiarów, że gwiazda może mieć 7.660 mag, jeśli setki ocen wynoszą między 7.650 i 7.690 mag. Od razu widać, że na pewno siedzi przy 7.670 mag i można nawet szacować z dokładnością do części tysięcznych. No chyba, że dbasz tutaj dodatkowo o dokładną rzeczywistą ocenę V i wprowadzasz błąd wynikający ze wskaźników barw itp. Ja to zaniedbuję, gdyż w tej kwestii interesuje mnie tylko różnica magnitudo (wartość względna).

 

Sprawdziłem jaki jest błąd pojedynczych pomiarów i poprawiam się. Nie 0.003 mag, ale 0.005 mag.

Pomiary.png

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

 

 

No właśnie problem z tym, że za bardzo nie rozumiem sposobu zapisywania w danej ilości bitów. Rozumiem sens tego rozszerzania, ale kompletnie nie kumam dlaczego w tym wzorze trzeba dodać jeszcze ilość bitów. (...)

 

Bo w grę wchodzi z jaką "rozdzielczością" mierzymy:

 

Kamera 12 bit, gain 0.5 - da 2048 mozliwych stanów pomiarowych (rozciągnietych x32 do 16to bitowego fita)

Kamera 12 bit, gain 1 - da 4096 mozliwych stanów pomiarowych (rozciągnietych x16 do 16to bitowego fita)

Kamera 14 bit, gain 1 - da 16384 mozliwych stanów pomiarowych (rozciągnietych x4 do 16to bitowego fita)

Kamera 16 bit, gain 0.33 - da 21845 mozliwych stanów pomiarowych (rozciągnietych x3 do 16to bitowego fita)

Kamera 16 bit, gain 0.5 - da 32768 mozliwych stanów pomiarowych (rozciągnietych x2 do 16to bitowego fita)

Kamera 16 bit, gain 1 - da 65536 możliwych stanów pomiarowych. (odwzorowanych 1:1 w 16to bitowym ficie)

Kamera 16 bit, gain 2 - da 65536 możliwych stanów pomiarowych. (skompresowanych juz na poziomie przetwornika /2 a następnie juz tak okaleczona, odwzorowana 1:1 w 16to bitowym ficie))

 

o ADU i gainie "Analog-to-Digital Units": poczyta tu: http://spiff.rit.edu/classes/phys445/lectures/gain/gain.html

 

Wzór dla nas musi obejmować zmienną ADC (zakres pracy przetwornika). Pewnie też zmienną QE i czasu ( bo jakoś trzeba ogarnąć ile tych elektronów dany pixel przy danej jasnosci ma szanse zebrać w czasie X zanim w ogole trafi to do ADC, zapewne też szumy odczytu itd itd.)

 

Najprostszy wzór, taki by tylko zrozumieć, moze olac sporo, ale nie przelicznik ADC (lub kombinacje jego pochodnych takich jak gain i studnia sensora). Soft fotometryczny bazuje na odczytanym ADU.

 

Pozdrawiam.

 

 

Edytowane przez Hans
  • Lubię 1
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

No dobra, ale skoro jest szansa zrozumienia całości, to skorzystam z tego :)

 

Nie negujesz tego, że 2.512 razy zwiększona ilość ADU odpowiada wartości 1 mag?

 

I teraz wracając do Twojego przedstawienia sprawy z gainem. Mamy 16-bit, gain 0.5. No to dobra, w takim razie mamy dwie gwiazdy, które mają wartość ADU: 25120 oraz 10000 na maksymalną wartość 32768. Teraz rozciągniemy do 16-bitowego fita, więc mnożą się razy dwa. Mamy ADU 50240 i 20000. Stosunek jest znowu taki sam. Z różnicą taką, że słabsza gwiazda nie może mieć poziomu ADU o wartości nieparzystej (mnożenie liczby całkowitej razy dwa zawsze da liczbę parzystą).

 

No to idąc w tym kierunku, dla 8-bit. Mamy gwiazdki o ADU 100 i 251 (około 1 mag). Rozciągamy do 16-bitowego fita. czyli mnożymy razy 256. Otrzymane wartości to 25600 i 64256. Teraz, jeśli zmniejszymy poziom ADU z 251 na 250, to da nam wartość 64256 > 64200. Stosunek ten odpowiada różnicy jasności 0.004 mag. Dobrze rozumuję?

 

Teraz, skoro rozciągnęliśmy 256 razy, to mamy też tyle samo rozciągnięty szum. Jeśli read noise wynosił dla 8-bit wartość 4e-, to dla rozciągnięcia na 16-bit można potraktować jak 1024e-? I w danych warunkach typowa 314L+ w 16-bit ma już 3.7e-, więc jest blisko 300 razy "mniej szumiąca"? Dane wziąłem z: http://www.dangl.at/ausruest/atik_314/atik_314_e.html

 

Idąc w tym kierunku, ASI178MM na 14-bitach miałaby (po rozciągnięciu na 16-bit) już od 4x1.3=5.2e- do 4x2.2=8.8e- w zależności od użytego gaina? Czyli około 2x gorzej niż Atik 314L+? Z kolei ASI1600 miałaby już od 16x3.7=59.2e- do 16*1.3=20.8e-? I stąd można sugerować dość rozrzucone pomiary?

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Wzór na różnicę jasności jest ok.

 

Ale może warto podejść do tematu "od tyłu" że tak powiem. Zakładając pełną liniowość matrycy (dla CCD z ABG już ustaliliśmy że nie jest to prawda ;) wbrew zapewnieniom marketingowców) otrzymaliśmy taki wynik:

 

Jasność obiektu: X mag - przy czasie N dało wartość 46000 ADU

Jasność obiektu: Y mag - przy czasie N dało wartość 46050 ADU

 

Dla uproszczenia przyjmijmy, że N to 10 sek. a gwiazda referencyjna o jasności 10 mag otrzymała w tym samym czasie N, 44000 ADU

 

Czy ktos na forum potrafi policzyć X i Y dla kamery 12 bit gain 1, 14 bit gain 1, 16 bit gain 0.5 i 16 bit gain 1? Uproszcze, czy ktoś potrafi policzyć dla samej kamery 16bit gain 1 gdzie odwzorowanie jest teoretycznie 1:1 ? Mając to, dalej powinno pójść z górki. Na razie liczmy hipopotamiczny case gdzie matryca nie ma szumów.

 

Pozdrawiam.

 

 

  • Lubię 1
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Panowie, chyba za bardzo komplikujecie sprawę :)

Jeśli ADU jest liniowym odwzorowaniem jasności gwiazdy, to obojętnie od gainu i bitów kamery, w każdym wypadku X = 10.0482 a Y = 10.0494, korzystając ze wzoru podanego przez LibMara.

 

Skoro bowiem do wzoru wkłada się stosunek dwóch liczb, które zależą od jasności gwiazdy w sposób liniowy, to stosunek ten będzie niezmienny względem przekształceń liniowych takich jak pomnożenie przez gain, zwiększenie czasu naświetlania czy ilość bitów, na których zapisujemy. Te rzeczy mogą wpłynąć na błąd jakim taki pomiar będzie obarczony, ale sam wynik oblicza się bardzo prosto.

 

Pozdrawiam!

  • Lubię 1
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Też tak ciągle myślę. Tylko Ciebie poprawię - od dziesięciu powinieneś odjąć, a nie dodać :) Wychodzi około 9.95 mag, a nie 10.05 mag.

 

Bardzo możliwe, że już w grudniu będę posiadał ASI178. Udostępnię parę klatek i zobaczymy jakie pomiary uzyska się w 14 bitach.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Panowie, chyba za bardzo komplikujecie sprawę :)

Jeśli ADU jest liniowym odwzorowaniem jasności gwiazdy, to obojętnie od gainu i bitów kamery, w każdym wypadku X = 10.0482 a Y = 10.0494, korzystając ze wzoru podanego przez LibMara.

 

Skoro bowiem do wzoru wkłada się stosunek dwóch liczb, które zależą od jasności gwiazdy w sposób liniowy, to stosunek ten będzie niezmienny względem przekształceń liniowych takich jak pomnożenie przez gain, zwiększenie czasu naświetlania czy ilość bitów, na których zapisujemy. Te rzeczy mogą wpłynąć na błąd jakim taki pomiar będzie obarczony, ale sam wynik oblicza się bardzo prosto.

 

Pozdrawiam!

 

Nie :)

 

Nie będzie zawsze taki sam i zależy to od ADC kamery i gainu.

 

Dla 16 bit gain 1

 

zmiana o 0.0012 mag bedzie odpowiadac różnicy 50 ADU

zmiana o 0.0006 mag bedzie odpowiadać róznicy 25 ADU

zmiana o 0.0003 mag bedzie odpowiadać róznicy 13 lub 12 ADU

zmiana o 0.0001 mag bedzie odpowiadać róznicy 4 ADU

 

Dla 12 bit gain 1

 

zmiana o 0.0012 mag bedzie odpowiadac różnicy 64 ADU

zmiana o 0.0006 mag bedzie odpowiadać róznicy 32 ADU

zmiana o 0.0003 mag nie zostanie zarejestrowana

zmiana o 0.0001 mag nie zostanie zarejestrowana

 

Pamiętajcie, że nie rozciągamy sygnału analogowego i "rozciąganie" z zakresu 4K do 65K zakończy się "większym ziarnem", że tak powiem. Najmniejszy skok jaki zdołamy zarejestrować, po rozciągnięciu bedzie miał conajmniej 16 ADU dla kamery 12 bit gain 1.

 

Tyle, ze na materiale z kamery 12 bit który dostałem artefakty były o dwa rzędy większe... Coś jeszcze tu macza swoje paluchy. Obstawiam efeket rozciągania szumu własnego matrycy lub efekt seingu na krótkich czasach jakie mielismy na testowym materiale. (Najgorszy scenariusz, którego na razie nie biore pod uwage, jest taki, że te kamery "kolorują" troche softowo fity w trakcie konwersji - no wiecie, jakos trzeba słabą dynamike skompensować) Pytanie tylko jeszcze jak to z sensem policzyć dla realnego pomiaru aperturowego, a nie "jedno-pixelowca"

 

Pozdrawiam.

Edytowane przez Hans
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Czy podane przez Ciebie wartości są przypadkowe, czy już wyliczone? Wskazujesz na liniową zależność wartość, to jedziemy... Bo tak idąc dalej wychodzi nam:

0.0024 -> 100 ADU

0.0048 -> 200 ADU

0.0096 -> 400 ADU

0.0192 -> 800 ADU

0.0384 -> 1600 ADU

0.0768 -> 3200 ADU

0.1536 -> 6400 ADU

0.3072 -> 12800 ADU

0.6144 -> 25600 ADU

1.2288 -> 51200 ADU

???

Przyjmując na 65535 (16-bit).

 

I dlaczego 0.0003 mag nie zostanie zarejestrowane w 12-bit, skoro mamy rozciągnięcie 16 razy? Wówczas mamy ADU: 0, 16, 32, 48, 64 itd. Według schematu 1, miałoby wyjść 16 ADU.

 

Zrobiłem taki test z 60D. Przeprowadziłem w IRIS fotometrię dla 4 gwiazd i uzyskałem następujące wyniki:

15477 -> 8.90 mag (-10.474)

11159 -> 9.25 mag (-10.119)
6761 -> 9.90 mag (-9.575)
5136 -> 10.15 mag (-9.277)
Pierwsze to poziom intensity (można liczyć jako sumę ADU), drugie to jasność, trzecie to względna jasność podawana przez IRIS. Wyznaczmy sobie stosunek najsłabszej do najjaśniejszej gwiazdy - wychodzi 3.01. Znając zależność z 2.512 wychodzi, że różnica jasności między obiektami wynosi 1.196 mag. Stellarium podaje 1.25 mag, najpewniej jako błąd (do 0.05 mag). I dodając jeszcze fakt, że nie uwzględniałem barw. Teraz gwiazda 9.25 i 10.15 mag - stosunek daje 2.173, czyli 0.84 mag. Też blisko i tym razem wyszło mi więcej. Hans, nadal nie mogę zrozumieć faktu, dlaczego tak miałoby być. Przeczy to fakt, że 1 mag = 2.512x.
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

 

Panowie, chyba za bardzo komplikujecie sprawę :)

[...]

stosunek ten będzie niezmienny względem przekształceń liniowych takich jak pomnożenie przez gain, zwiększenie czasu naświetlania czy ilość bitów, na których zapisujemy. Te rzeczy mogą wpłynąć na błąd jakim taki pomiar będzie obarczony, ale sam wynik oblicza się bardzo prosto.

Nie :)

[...]

zmiana o 0.0003 mag nie zostanie zarejestrowana

 

wszyscy mają rację, ta różnica to właśnie ten błąd :)
Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

 

Czy podane przez Ciebie wartości są przypadkowe, czy już wyliczone? Wskazujesz na liniową zależność wartość, to jedziemy... Bo tak idąc dalej wychodzi nam:

0.0024 -> 100 ADU

0.0048 -> 200 ADU

0.0096 -> 400 ADU

0.0192 -> 800 ADU

0.0384 -> 1600 ADU

0.0768 -> 3200 ADU

0.1536 -> 6400 ADU

0.3072 -> 12800 ADU

0.6144 -> 25600 ADU

1.2288 -> 51200 ADU

???

Przyjmując na 65535 (16-bit).

 

I dlaczego 0.0003 mag nie zostanie zarejestrowane w 12-bit, skoro mamy rozciągnięcie 16 razy? Wówczas mamy ADU: 0, 16, 32, 48, 64 itd. Według schematu 1, miałoby wyjść 16 ADU.

 

(...)

 

Kurde, zamiast spac, bo rano do roboty, bawie sie w wyliczanki :)

 

To co rozpisałem to extrapolacja wyliczenia Behlura na miom przykładzie z czapy. W realu mamy jeszcze coś takiego jak sprawność kwantowa matrycy ale kij z nią teraz.

 

Chodziło mi o pokazanie na prostym przykładzie co sie dzieje (wedle mojego rozumienia) przy sygnale cyfrowym jaki dostajemy z kamery. Ucieszę się jak ktos mi udowodni, że bredze ;) Ale do meritum:

 

Jesci ADC kamery jest 16 bitowe, przetwornik widzi sygnal tak (zapominamy o gainie by nie komplikowac) :

 

0=0, 1=1, 2=2, 3=3 ... 10=10... 16=16 ... 20=20, 30=30, 31=31, 32=32... 48=48 itd.

 

Jesli jednak ADC jest 12 bitowe, czyli mamy 16x mniejszą dokładność odwzorowania sygnału na wartość cyfrową, sytuacja sie zmienia, a ADC wypluwa nam to (po przekształceniu surowych danych do formatu 16to bitowego fita) :

 

0=0, 1=16, 2=16, 3=16 ... 16=16, 17=32, 18=32, 19=32 ... 32=32, 33=48, 34=48 itd.

 

A dlaczego w naszym przykładzie 0.0003 mag się nie zarejestruje? Bo to zmiana która jest mniejsza niz 16 ADU. Kamera "przeskoczy" na kolejny poziom dopiero mając coś co pozwoli z w jej natywnym zakresie 4096 bit zmienic sie o wartość 1 (która daje 16 ADU w wynikowym ficie). Nie zaczelismy od zera. 12 bitowe ADC po prostu nie widzi stanów posrednich które wyłapie 16-to bitowe ADC.

 

Pozdrawiam.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

A dlaczego w naszym przykładzie 0.0003 mag się nie zarejestruje? Bo to zmiana która jest mniejsza niz 16 ADU. Kamera "przeskoczy" na kolejny poziom dopiero mając coś co pozwoli z w jej natywnym zakresie 4096 bit zmienic sie o wartość 1 (która daje 16 ADU w wynikowym ficie. Nie zaczelismy od zera. 12 bitowe ADC po prostu nie widzi stanów posrednich które wyłapie 16-to bitowe ADC.

przykład niby miał być sztuczny ale chyba jest za bardzo sztuczny?

przecież w praktyce nawet w idealnym sprzęcie będą łapane nieidealne przypadkowe fotony.

i nawet kamera, której jeden bit oznacza ściśle określony i za duży dla nas kwant jasności, będzie miała większą szansę złapać foton od gwiazdy jaśniejszej o dowolnie małą wartość.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

To akurat jest mały szczegół, wszystko jest praktycznie wyjaśnione! :D Ja bym się skupił bardziej nad pytaniem o te 2.512x w stosunku do ADU na przykładzie 16-bit :blink: No bo tak, sugerujesz, że nie musi być o 2.512 razy na 1 mag. Dajmy przykład: gwiazda ma ADU 10.000 i ma 10 mag. Inna gwiazda ma 30.000 ADU i posiada 9 mag. ADU jest trzy razy większe. Co to wskazuje? Dla mnie jedynym pomysłem jest brak liniowości. No ale kamera zachowuje się liniowo. To jak... ADU zapisuje się w funkcji kwadratowej/wykładniczej/jakiejś innej? To też bez sensu.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

(...)

przecież w praktyce nawet w idealnym sprzęcie będą łapane nieidealne przypadkowe fotony.

(...)

 

To ja mam inne pytanie ( Może być hipopotamiczny sensor, a moze być jakis istniejący, np. KAF8300 i ASI178, mnie za jedno).

 

Ile fotonów musi paść na pixel by zmienić stan nagromadzonych w studni elektronów o 1?

Ile elektronów w studni musi być by zostać skonwertowanych do cyfrowego stanu 1? (to akurat proste, od tego mamy gain)

Ile cyfrowy stan 1 na ADC da ADU w wyjsciowym pliku?

 

Bo widzicie te 2.5log itd. to wzór na fotony, nie bity.

 

Pozdrawiam.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

OK.

Mniej więcej już rozumiem Twoje męczenie tematu, Hans :)
W przypadku bardzo małych wahań jasności oczywiście pewne zmiany się nie zarejestrują, a sygnał przemnożony i przekonwertowany do wyższej ilości bitów będzie charakteryzował się pewnym błędem kwantyzacji etc.

Co oczywiście nie oznacza, że podany przeze mnie wzór jest nieprawdziwy. Po prostu wkładane do niego ADU będą obarczone błędem, a sam wynik - też będzie miał swój + i -.

Jaki?

Błąd odczytu (readout noise i ewentualnie seeing czy cokolwiek) wchodzą już na sam początek, dają wkład do liczby elektronów, które wpadły. Następnie elektrony zamieniamy (wciąż liniowo) na napięcie a potem na bity w przetworniku a wreszcie na piksele w FITS. Błąd będzie siedział w całości po stronie ADU. Oznacza to, że najmniejsza zarejestrowana zmiana w najniższej warstwie czujnika po konwersji do fit czy czegokolwiek co później będziemy używać, przekłada się na nasze dx - błąd pomiarowy.

Teraz liczymy pochodną m po x ze wzoru m = 2.5 log ( x / I ), gdzie I to jasność referencyjna w ADU. Wynik to 2.5 / x. Zatem błąd pomiaru m przy danym błędzie ADU = dx wynosi dx * 2.5 / x.

Jak widać, im większa liczona wartość x, tym mniejszym błędem jest obarczona, zatem opłaca się sięgać po jak najwyższe wartości ADU.

Jakiekolwiek błędy związane z przetwornikiem (readout noise) i kwantyzacją, tak długo, jak pozostaną liniowe, będą się zawierać w dx.

Co - jak staram się podkreślić - wciąż nie zmienia sposobu na obliczanie jasności z ADU.

Mając gwiazdę referencyjną o ADU 10000 i mierzoną gwiazdę o ADU 10001 to zawsze różnica mag będzie wynosiła 0.00025 mag. To, że nie każdy sprzęt i nie każdy format zapisu pozwoli Ci na uzyskanie w końcowym materiale różnic na poziomie 1 ADU to inna sprawa.

Zastanawianie się nad fotonami itp. to nieporozumienie - od tego jest gwiazda referencyjna i kalibracja dokonywana za jej pomocą.

Dzięki temu, że zarówno gwiazda referencyjna jak i mierzona przechodzą tą samą drogę od fotonów do ADU, o której zakładamy, że jest liniową funkcją, to różnice jasności nie będą zależeć od niczego innego, niż od zmierzonych ADU. Błędy odczytu i kwantyzacji - już będą zależeć od liczby bitów, gainu, i formatu zapisu. Ale nie wpłyną na metodę obliczania, a jedynie na jej dokładność.

Ja mam wrażenie, że Ty, Hans, nie szukasz wzoru na obliczanie mag, tylko odpowiedzi na pytanie: skąd wziął się błąd?

 

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

(...)

Ja mam wrażenie, że Ty, Hans, nie szukasz wzoru na obliczanie mag, tylko odpowiedzi na pytanie: skąd wziął się błąd?

 

 

TAK :) Czesc dyskusji generalnie jest po to by ogarnac temat, czy CMOS 12 lub 14 bit (bo takie ostatnio na rynku astrofoto mieszaja) ma sens w fotometrii. Zrobilem test praktyczny, (mniej wiecej od tego miejsca) : http://astropolis.pl/topic/56047-co-sie-teraz-kupuje-do-astrofoto/page-6

 

I to co zobaczylem pchnelo mnie do szukania przyczyny co sie wlasciwie stalo. Gdzie tkwi haczyk ktory zmasakrowal wynik (tam wszystkie pomiary wygladaja tak samo, nie sugeruj sie konkretna gwiazda ktora mierzylem, wszystkie wygladaja tak samo). Na razie nie mamy ciagle odpowiedzi. Ewidentnie podchodzenie tu do tematu jakby to bylo to samo co 16bit CCD nie ma tu miejsca. Aby jednak podejsc prawidlowo (a nie przylepic late, "sie nie nadaje") próbuje zrozumiec.

 

Pozdrawiam.

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Jako informatyk mogę powiedzieć tyle: zmieńcie program i sprawdzcie jeszcze raz ;)
Api4Win to zdaje się jeden z bardziej polecanych "za granicą"....
A czy matryca z Canona to nie jest po prostu też CMOS 14b?

No bo jeśli tak, to może sam spróbuję coś pomielić na komputerze i sprawdzić, czy zdjęcia z mojej lustrzanki mogą cokolwiek zmierzyć? :)

Pozdrawiam!

Odnośnik do komentarza
Udostępnij na innych stronach

Specyfikacja plików fit nie będzie miała znaczenia, bo to tylko metoda na przechowywanie informacji. Po nagłówki są po prostu liczby - takie jakie byłby przeczytane z matrycy.

 

 

To ja mam inne pytanie ( Może być hipopotamiczny sensor, a moze być jakis istniejący, np. KAF8300 i ASI178, mnie za jedno).

 

Ile fotonów musi paść na pixel by zmienić stan nagromadzonych w studni elektronów o 1?

Ile elektronów w studni musi być by zostać skonwertowanych do cyfrowego stanu 1? (to akurat proste, od tego mamy gain)

Ile cyfrowy stan 1 na ADC da ADU w wyjsciowym pliku?

 

Bo widzicie te 2.5log itd. to wzór na fotony, nie bity.

 

Pozdrawiam.

 

A 'fotony' czytane z matrycy są o tak, od fotonu do zliczenia (dla CCD):

 

1. Foton uderza w matrycę - ma X% szans na wywołanie elektronu. X jest liczbą zależną od matrycy i od energii (długości, koloru) fotonu. Dla niektórych matryc da się znaleźć w internetach noty katalogowe. Np. dla mojej kaf-1600 nominalnie dla 650 nm (czerwony) to 35%. Nieliniowość i niejednorodność są na poziomie 1%

 

2. W trakcie ekspozycji i podczas czytania wprowadzany jest prąd ciemny. Jest on w miarę stały, i możemy go odejmować, zatem najważniejsza jego część to to jak bardzo on jest losowy. Z noty katalogowej czytamy: dark current non-uniformity, nominalnie 15 e/pix/sec, maksymalnie 50. To duzo!

 

3. Po zakończonej ekspozycji piksele jadą do wiersza czytającego. Wydajność nominalna tego przenoszenia to 0.99998

 

4. Ładunek początkowy z matrycy uszczuplony o elektrony z fotonów trafia do wzmacniacza wyjściowego (wbudowanego w matrycę). Wzmacniacz ten ma czułość pomiędzy 9 -11 uV / e~.

 

5. Te mikrowolty następnie trafiają do konwertera, tu się toczy walka. Konwertery ADC są różne, mają różne dokładności i szumy. Patrzę na pierwszy z brzegu, ADS1113, 16-bitowy. Przy temperaturze 20 stopni C ma szum na poziomie 3.5 uV (czyli ~1/3 elektronu)

 

6. potem już następuje transfer cyfrowy, więc już nie będzie wprowadzania szumu. Wcześniej po drodze oczywiście są dodatkowe miejsca wprowadzające szum, teraz je pomijam, bo nie wiem jak oszacować taki szum :(

 

A zatem kluczowe elementy odpowiadające za pomiar i jego błędy to wydajność kwantowa oraz czułość wzmacniacza, a najbardziej nam przeszkadza zachowywanie się prądu ciemnego.

 

Uf!

 

 

[EDIT]

 

 

Przyszedł do głowy jeszcze jeden pomysł. A gdyby spróbować inne metody debayeryzacji materiału i na nich przeprowadzić fotometrię?

 

dokładnie coś takiego planuje przeprowadzić w przyszłym tygodniu - nadchodzi upragniony urlop :) Sensowne metody debayeryzacji są niezbyt liczne:

- możemy wziąć średnią z pikseli (R + G + G + B) / 2

- możemy wziąć średnią z pikseli zielonych (najbardziej zbliżone do V Johnsona) (G + G) / 2

- możemy wziąć bezpośrednio jeden piksel G (albo drugi, ale zawsze ten sam)

 

tu jest trochę o tym:

http://integral.physics.muni.cz/rawtran/

Munipack robi to dobrze i daje wybór.

Edytowane przez Michal G.
  • Lubię 2
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.