Zdolność rozdzielcza teleskopu

kubaman · 21 Maja 2019

Cześć

mam pytanie odnośnie zdolności rozdzielczej teleskopów.

Z tego co wiem zależy ona wprost od średnicy obiektywu i waha się mniej więcej w przedziale 2 arc sec do 0,15 arc sec dla naprawdę bardzo dużych teleskopów amatorskich (rzędu 20 cali). Standardowo jest to około 1 arc sec a duże teleskopy z zakresu "normalnych osiągają około 4,4-0,3 arc sec.

Ludzie fotografujący w bardzo dużym powiększeniu, zwłaszcza planety stosują często naprawdę duże teleskopy - np. 14 cali wraz z silnymi soczewkami barlowa.

Nie za bardzo potrafię zrozumieć istotę takiego postępowania.

Dla SCT14 limit zdolności rozdzielczej to 0,33 arc sec

Wieszając na tym teleskopie kamerkę do planet, z pikselem np 3.8 um otrzymujemy skalę 0,2 arc sec, czyli już poza fizyczną rozdzielczością zwierciadła.

A oni do tego wrzucają barlowa np. 2x i9 mają skalę 0,1 arc sec

Czy mi się wydaje, czy stosowanie barlowa nie ma sensu w wypadkach teleskopów typu RC lub SCT?

Edytowane 21 Maja 2019 przez kubaman

ZbyT · 21 Maja 2019

tu masz odpowiedź na powyższe pytania

pozdrawiam

Krzysztof z Bagien · 21 Maja 2019

Trochę źle Ci się wydaje.

Pozwolę sobie zacytować samego siebie z sąsiedniego forum:

[...] żeby wypełnić kryteria twierdzenia o próbkowaniu, światłosiła (czy raczej liczba przysłony) danego układu powinna być 5-6 razy większa od wielkości piksela wyrażonej w mikrometrach [...] oczywiście przy założeniu, że optyka będzie faktycznie ograniczona dyfrakcyjnie i że pomijamy seeing. Więcej do poczytania tutaj:
https://www.cloudynights.com/topic/645683-determining-resolution-with-a-camera/?p=9062491
i tutaj:
https://www.cloudynights.com/topic/413414-planetary-imaging-rule-of-thumb-which-barlow/#entry5317455

Zdolność rozdzielcza danego teleskopu jest - jak wspomniałeś - wprost proporcjonalna do jego apertury. I tak dla tego naszego SCT 14" limit Dawesa, który dość dobrze oddaje faktyczną zdolność rozdzielczą danego obiektywu, wynosi 0,33". Żeby zarejestrować wszystkie możliwe szczegóły, należy zastosować matrycę o zdolności rozdzielczej przynajmniej 3,3 raza większej od tej wartości, czyli 0,1" na piksel! Wynika to, ogólnie rzecz biorąc, z twierdzenia pana Nyquista o próbkowaniu (przy czym trzeba zrobić poprawkę na to, że oryginalne twierdzenie dotyczy "jednowymiarowego" sygnału np. audio, stąd dla "dwuwymiarowego" obrazu - po dość zapewne skomplikowanych przekształceniach matematycznych - współczynnik 3,3 zamiast 2).
Skalę obrazu determinuje nam z kolei ogniskowa (i rozmiar piksela, ale ten w danej kamerze jest stały, więc możemy manipulować tylko ogniskową), więc żeby przy danej tubie i kamerze uzyskać odpowiednią wartość, może być konieczne użycie soczewki Barlowa. To zależy od rozmiaru piksela - im większy, tym dłuższej ogniskowej nam potrzeba (ale też większe piksele zbierają więcej światła!) - jedno z drugim się, że tak powiem, wyrównuje, stąd wystarczy nam informacja o wymaganym stosunku światłosiły do rozmiaru piksela.
Trzeba oczywiście pamiętać - jeszcze raz podkreślę - że dotyczy to układu, którego zdolność rozdzielcza ograniczona jest wyłącznie zjawiskami dyfrakcyjnymi. Sprzętem gorszej jakości, albo np. w warunkach kiepskiego seeingu, maksymalnej teoretycznej zdolności rozdzielczej obiektywu nie osiągniemy.

Edytowane 21 Maja 2019 przez Krzysztof z Bagien

ZbyT · 21 Maja 2019

popraw mnie jeśli źle zrozumiałem

powołujesz się na twierdzenie Whittakera-Nyquista-Kotielnikowa-Shannona aby wyjaśnić dobór ogniskowej do wielkości piksela kamerki by za chwilę twierdzić, że jest ono błędne i należy zastosować inną liczbę w nierówności Nyquista? Dość nieszablonowe (i odważne) podejście

to 3,3 to tzw. współczynnik Kowalskiego. Dobrany eksperymentalnie i nie mający nic wspólnego z jakimikolwiek teoretycznymi obliczeniami. Wynika z tego, że powszechnie stosowane kryterium rozdzielczości nie jest adekwatne do sytuacji z jaką mamy do czynienia w fotografii planetarnej. Liczba 3,3 dość dobrze sprawdza się na planetach ale już słabiej na Księżycu, gdzie lepiej sprawdza się liczba w granicach 4-5. MAK180 ma teoretyczną zdolność rozdzielczą 0,77" dla fali 560nm. Ja fotografuję Księżyc z filtrem dolnoprzepustowym 610nm czyli teoretyczna zdolność rozdzielcza wynosi wtedy około 0,84". Kamerka ma piksel 2,4um co daje skalę 0,18"/pix, a to z kolei daje nam liczbę 4,7. Oversamplingu nie zauważyłem. Przy dobrym seeingu mógłbym jeszcze powiększyć tę skalę. Co innego podczas fotografowania Jowisza czy Marsa. Tu lepiej sprawdza się kamerka z pikselem 3,7um dająca skalę 0,28"/pix.

Tym razem kamerka z pikselem 2,4um daje wyraźny oversampling. Jak chyba wiesz detale na Jowiszu są znacznie bardziej subtelne niż na Księżycu i stąd inna kamerka do tego teleskopu

a czy wiesz, że kamerki odczytują matryce linijka po linijce? Zdajesz sobie sprawę, że w rzeczywistości cały czas mamy do czynienia z jednowymiarowym sygnałem? Nawet programy astronomiczne określające położenie gwiazd na zdjęciu robią to linia po linii w poziomie? Dopiero gdy odnajdą sygnał o odpowiednim kształcie w danej linii sprawdzają go w linii pionowej? Jednak nawet wtedy nadal jest to linia. Dzięki temu, że gwiazda nigdy nie zajmuje jednego piksela w linii można wyznaczyć jej położenie z dokładnością do ułamka piksela. Tak robią programy do guide oraz astrometryczne

proces tworzenia przez teleskop obrazu w ognisku jest dość skomplikowany i wymyka się uproszczonym obliczeniom. Wystarczy przypomnieć sobie Prostą Ścianę, która przy szerokości około 1 km powinna być widoczna jedynie w dużych teleskopach. Tymczasem widać ją nawet przez lornetkę. Wynika to z faktu, że jest ciemniejsza niż otaczający ją obszar. Przy niekorzystnym oświetleniu gdy jej jasność jest zbliżona do okolicy znacznie trudniej ją odnaleźć

pozdrawiam

Krzysztof z Bagien · 22 Maja 2019

A czytałeś to, co jest w podanych przeze mnie linkach? To, co napisałem, to streszczenie zawartych tam treści np. dla tych, którzy nie znają angielskiego.

A w ogóle to czytaj ze zrozumieniem. Nigdzie nie napisałem, że twierdzenie o próbkowaniu jest błędne, tylko że nie można go wprost stosować do obrazu, ze względu na inną naturę sygnału (btw. nie wszystkie kamery odczytują obraz linia po linii - choćby ZWO ASI174 ma tzw. "global shutter", zresztą sam przebieg procesu odczytu nie ma tu większego znaczenia).

The Dawes limit was actually determined empirically by visual observation, and is very similar to the theoretical limit of the minimum distance that two equal PSFs can be before they become indistinguishable. This diffraction limit is also very close to the FWHM value (Full Width at Half Maximum) of the PSF, which is a value that you will see often when talking about measuring the size of a star in an image.

The relation of the FWHM limit of resolution to the Nyquist sampling theorem is that according to Nyquist, you have to sample at a rate of 2x the smallest detail (or highest frequency) you wish to record. Importantly, this was originally used to describe the conversion of analog to digital signals for recording audio waves, which do not have multiple dimensions. It is not precisely transferable to imaging without making some adjustments for both the Gaussian spread of the Airy pattern as well as the fact that pixels have two dimensions (you can read more about that here). If you make the general adjustments for these factors, you arrive at a modified Nyquist sampling rate of ~3.3x for imaging.

Tuvoc · 22 Maja 2019

Polecam sprawdzić: http://www.12dstring.me.uk/fovcalc.php

Maro21 · 22 Maja 2019

Uwielbiam dyskusje z frazą "czytaj ze zrozumieniem".

Krzychoo226 · 22 Maja 2019

Godzinę temu, Maro21 napisał:

Uwielbiam dyskusje z frazą "czytaj ze zrozumieniem".

Od razu człowiek ma wrażenie, że przeniósł się na elektrodę

JSC · 22 Maja 2019

Rozdzielczość (haha... jaka rozdzielczość? - liczona z jakiego wzoru!?) ma niewiele wspólnego z potrzebą liczbą i wielkością rozstawu pikseli w kamerce. Juz bardziej średnica Dysku Airego jest tu przydatna.

Wystarczy sobie popatrzeć na rysunek (mozna zrobić samemu), aby zobaczyć jak jest zobrazowany Dysk Airego (najmniejsza plamka) w zeleżności od liczby pikseli, które przypadaja na jego pole. Oczywiście obraz Dysku Airego zależy od jego jasności (i oczywiście od teleskopu).

W kamerkach kolorowych potrzeba troche więcej pikseli, bo matryca jest taka:

images.jpeg.cc88fc0230316f5176ae78e5da37de58.jpeg

Są tacy (w tym i ja ) którzy stosują nawet 9 pikseli na średnicę plamki Airego (a przy obrazowaniu Gwiazd podwójnych jeszcze więcej).

Jak obliczyc średnicę Dysku Airego?

Z prostego wzoru:

D=2,43932*labda*liczba światłosiły

Aby porównać z pikselem kamerki wyrazonym w mikrometrach wzór będzie taki:

D=2,44(w zaokragleniu)*0,555(barwa zielona)*liczba światłosiły

Dajmy na to dla światłosiły f/10 bedzie tak:

D=2,44*0,555*10=13,5mikrometrów

Jesli kamerka ma rozstaw pikseli 3,75 mikrometra, to wejdzie nam 13,5:3,75=3,6 piksela na średnicę dysku Airego. Teraz wystaczy popatrzeć na pierwszy rysunek z tego postu, aby dowiedzieć się jaki uzyskamy teoretyczny obraz plamki (przy dużej ilości pikseli chodzi bardziej o kontrast niz rozdzielczość). Piszę teoretyczny, bo przy bardzo dużych teleskopach i tak wszystko zależy od seeingu. Tak więc dla teleskopów f/10 i kamerki z pkselem 3,75 mikrometra śmaiało mozna stosować barlowa, bo w niektórych sytuacjach może sie przydać.

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

Behlur_Olderys · 22 Maja 2019

10 godzin temu, kubaman napisał:

Cześć

mam pytanie odnośnie zdolności rozdzielczej teleskopów.

Z tego co wiem zależy ona wprost od średnicy obiektywu i waha się mniej więcej w przedziale 2 arc sec do 0,15 arc sec dla naprawdę bardzo dużych teleskopów amatorskich (rzędu 20 cali). Standardowo jest to około 1 arc sec a duże teleskopy z zakresu "normalnych osiągają około 4,4-0,3 arc sec.

Ludzie fotografujący w bardzo dużym powiększeniu, zwłaszcza planety stosują często naprawdę duże teleskopy - np. 14 cali wraz z silnymi soczewkami barlowa.

Nie za bardzo potrafię zrozumieć istotę takiego postępowania.

Dla SCT14 limit zdolności rozdzielczej to 0,33 arc sec

Wieszając na tym teleskopie kamerkę do planet, z pikselem np 3.8 um otrzymujemy skalę 0,2 arc sec, czyli już poza fizyczną rozdzielczością zwierciadła.

A oni do tego wrzucają barlowa np. 2x i9 mają skalę 0,1 arc sec

Czy mi się wydaje, czy stosowanie barlowa nie ma sensu w wypadkach teleskopów typu RC lub SCT?

Jak masz odpowiednio dużo światła (np Jowisz, Księżyc) to możesz walić tak długą ogniskową, ile zechcesz. Oversampling nie ma jakichś bezpośrednio złych efektów, poza obniżeniem sygnału na piksel.

Ale przy małej ilości sygnału jeśli plamka Airego wypada na więcej, niż 1 piksel, to światło rozmyje się, co pokazuje obrazowo @JSC. Powiedzmy, że coś ciemnego ledwo ledwo rejestruje się na jednym pikselu. Jeśli ten sam sygnał rozmyć na 4 piksele, to już może się okazać, że będzie poniżej progu rejestracji.

Pozdrawiam

JSC · 22 Maja 2019

31 minut temu, Behlur_Olderys napisał:

Jak masz odpowiednio dużo światła (np Jowisz, Księżyc) to możesz walić tak długą ogniskową, ile zechcesz. Oversampling nie ma jakichś bezpośrednio złych efektów, poza obniżeniem sygnału na piksel.

Ale przy małej ilości sygnału jeśli plamka Airego wypada na więcej, niż 1 piksel, to światło rozmyje się, co pokazuje obrazowo @JSC. Powiedzmy, że coś ciemnego ledwo ledwo rejestruje się na jednym pikselu. Jeśli ten sam sygnał rozmyć na 4 piksele, to już może się okazać, że będzie poniżej progu rejestracji.

Pozdrawiam

Otóż to. Większa liczba pikseli na plamke (dysk Airego) moze przyniść poprawę, ale nie musi. Uzyskamy za to od razu większy obrazek.

Warto sobie jeszcze uprzytomnić, ze jasny Dysk airego wyglada tak jak na ponizszym rysunku po prawej, a ciemny tak jak po lewej (w fotografii oczywiście liczy sie czas naswietlania):

Rysunek1.jpg.822725e7d0b81ff2b5ee0348c0f2fe15.jpg

I jeszcze warto tez dodać, ze niebieski Dysk Airego ma prawie dwa razy mniejszą średnicę od czerwonego! Po prostu do wzoru, który podałem, podstawiamy sobie (w miejsce 0,555) dla niebieskiej barwy wartość 0,7, a dla czerwonej 0,4.

images.jpeg.f5891d6a3655c01b4affdf326c38025a.jpeg

Tak wiec pojęcie zdolności rozdzielczej teleskopu niewiele nam mówi.

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

ZbyT · 22 Maja 2019

wszędzie sami specjaliści od mojej roboty, wykonywanej od kilkudziesięciu lat. Ręce opadają jak czytam te brednie. Ludzie! To jest elementarz dziedziny zwanej cyfrowym przetwarzaniem informacji! Tu nie ma nic o czym można by dyskutować! Zostało to rozgryzione teoretycznie grubo ponad 50 lat temu

obraz planety nie składa się z krążków Airy'ego. Krążki te są wytworzonym w ognisku obrazem punktowej jasnej gwiazdy na ciemnym tle nieba

obraz planety wygląda całkiem inaczej bo planeta nie składa się z jasnych gwiazd na ciemnym tle ale z jaśniejszych i ciemniejszych obszarów o różnym kształcie, rozmiarach i jasności. Jeśli zeskanujemy ten obraz linia po linii to uzyskamy jakiś przebieg elektryczny. Ten przebieg możemy poddać dyskretnej transformacie Fouriera i w ten sposób uzyskać jego widmo składające się z częstotliwości harmonicznych o różnych amplitudach. Twierdzenie o próbkowaniu mówi nam, że aby można było ten sygnał przetworzyć na cyfrowy, a potem ponownie na analogowy (bez zniekształceń) próbkowanie powinno odbywać się z częstotliwością przynajmniej 2 razy większą niż największa częstotliwość harmoniczna zawarta w tym sygnale (nierówność Nyquista). Jest tu pewien haczyk bo w zasadzie sygnał może składać się z ogromnej ilości częstotliwości harmonicznych. Podam prosty przykład. Sygnał sinusoidalny posiada tylko jedną harmoniczną ale już sygnał prostokątny teoretycznie zawiera ich nieskończenie wiele. Oczywiście w rzeczywistości propagacja sygnału nie jest idealna więc wyższe harmoniczne są mocno tłumione co powoduje zniekształcenie sygnału. Z tego powodu np. im dłuższe kable USB tym większe problemy z błędami transmisji i potrzeba stosowania regeneratorów sygnału (potocznie nazywanych wzmacniaczami choć działają one zupełnie inaczej).

gdyby w sygnale były zawarte częstotliwości wyższe niż 1/2 częstotliwości próbkowania doszłoby do interferencji tych częstotliwości z częstotliwością próbkowania co objawia się jako tzw. dudnienia. Z tego powodu w technice audio przed próbkowaniem z częstotliwością 44,1kHz sygnał przechodzi przez stromy filtr 20kHz. W przypadku obrazu sytuacja jest nieco inna ponieważ próbkowanie odbywa się odrobinę inaczej. Nie mamy filtra tłumiącego wyższe harmoniczne, a próbkowanie nie jest "punktowe" bo piksel ma pewne rozmiary. Wyższe harmoniczne są tu "sprzętowo uśredniane" na powierzchni piksela i dlatego dudnienia się nie pojawiają

ktoś pewnie zapyta: po co więc cała ta teoria? Otóż chodzi o to by na zdjęciu uzyskać obraz o jak największej ilości szczegółów. By maksymalnie wykorzystać to co daje nam obiektyw naszego teleskopu czyli obraz jaki obiektyw rysuje w ognisku. Rozdzielczość teoretyczna teleskopu wynika z wielkości krążka AIry'ego, który jest obrazem punktowego obiektu (gwiazdy) jednak planety nie są punktowe ale rozciągłe więc tej definicji nie możemy stosować bezpośrednio ... ot i cała tajemnica

przy okazji kilka zdań o fotografowaniu gwiazd. Jeśli mamy do czynienia z fotografią estetyczną to zależy nam by gwiazdy były małe. Inaczej wygląda to gdy robimy fotometrię. Gdyby gwiazda zajmowała tylko jeden piksel mielibyśmy dla niej tylko tyle zliczeń ile przypada na jeden piksel. Dla przetwornika 12-bit byłoby to tylko 4095, dla 14-bit 16383, a dla 16-bit 65535. Uwzględniając szum fotonowy dokładność pomiaru byłaby bardzo mała, zwłaszcza dla przetwornika 12-bitowego. Jeśli jednak gwiazda rozleje się na 20 pikseli to tych zliczeń nawet dla przetwornika 12-bit będzie już całkiem dużo bo maksymalnie 81900, więc dokładność fotometrii będzie znacznie większa

pozdrawiam

cwic · 22 Maja 2019

Staram się zrozumieć jak ma się zdolność rozdzielcza teleskopu do całości zestawu i zaczynam się zastanawiać czy taki zestaw ma sens:

- newton 150/750

- kamerka mono z imx 178 (np. asi 178)

Przy takiej konfiguracji zdolność rozdzielcza zestawu to 0,66 przy "Dawes limit" teleskopu 0,77.

Niby może być problem z rejestracją, ale niektórzy koledzy na tym forum schodzą poniżej zdolności rozdzielczej teleskopu z bardzo dobrymi wynikami.

Z tego co rozumiem część sygnału może po prostu nie zostać zarejestrowana tak?

Nie wiem czy dobrze liczę ale kalkulacja dysku Airego dla różnych kolorów to przy imx178 i sw150/750 to:

R 2,32

G 3,22

B 4,06

Czyli jestem gdzieś tutaj:

I teraz pytanie, jak interpretować tą "tabelę"?

Mogę się spodziewać braku ostrości?

Gwiazdki będą rozmyte?

Jak to porównywać z pixelem kamery? Bo w samej kalkulacji używa się tylko parametrów teleskopu w stosunku do koloru, jak to połączyć z parametrami kamery?

Ustawiłem wielkość kwadracika na 2,4 (wielkość pixela kamery) i dodałem plamki w zależności od koloru, czy to prawidłowa metoda? Bo wydaje mi się że nie i coś robię źle i tego nie można tak łączyć.

Edytowane 22 Maja 2019 przez cwic

JSC · 22 Maja 2019

9 minut temu, ZbyT napisał:

obraz planety nie składa się z krążków Airy'ego. Krążki te są wytworzonym w ognisku obrazem punktowej jasnej gwiazdy na ciemnym tle nieba

obraz planety wygląda całkiem inaczej bo planeta nie składa się z jasnych gwiazd na ciemnym tle ale z jaśniejszych i ciemniejszych obszarów o różnym kształcie, rozmiarach i jasności. Jeśli zeskanujemy ten obraz linia po linii to uzyskamy jakiś przebieg elektryczny.

Tylko jedno pytanie, odpowiedź na nie wyjaśnia wszystko: a najmniejsze obszary jaką mają średnicę (szerokość)?

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

ZbyT · 22 Maja 2019

48 minut temu, JSC napisał:

Tylko jedno pytanie, odpowiedź na nie wyjaśnia wszystko: a najmniejsze obszary jaką mają średnicę (szerokość)?

też mam tylko jedno pytanie: a te najmniejsze obszary są otoczone ciemnym niebem?

pozdrawiam

JSC · 22 Maja 2019

Obrazki są warte tysiąca słów, więc zrobiłem taką grafikę. Jak wiecie jestem śmierdzącym leniem w dziedzinie astrofotek i jak zrobię jakąś tam (marną) od wielkiego dzwonu to jest święto, ale jakieś tam wnioski wysunąć można. Zachęcam wszystkich do przestudiowania swoich własnych fotek.

@ZbyT - masz je o niebo lepszej jakości, więc to wszystko pewnie byłoby jeszcze lepiej widoczne, gdyby sobie to zobrazować.

Oczywiście mogłem się rąbnąć w obliczeniach, więc jak by co to poprawcie

EDIT

Żeby było jasne - obliczenia dla Ksiezyca będącego najblizej Ziemi. Róznica w wielkości tarczy pomiędzy perygeum i apogeum jak wiadomo wynosi ok. 11%, wiec jeśli zdjęcie było robione nie w perygeum (nie chce mi sie teraz sprawdzać ), to te odległości kątowe będą jeszcze mniejsze

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

ZbyT · 22 Maja 2019

no właśnie! Jak to możliwe skoro każdy punkt na planecie tworzy na matrycy krążek Airy'ego o średnicy 1,45"? Właściwie to nie powinno być żadnych szczegółów mniejszych niż 1,45" na obrazie planety. Tymczasem są! ... i to nawet 3 razy mniejsze. Zastosowanie przelicznika o wartości 3,3 nie pozwoliłoby tych detali zarejestrować

nieśmiało przypomnę, że już kilka razy tu pisałem, że kryterium Dawesa dotyczy możliwości rozdzielenia gwiazd podwójnych, a nie detalu na planetach

im większa różnica jasności sąsiednich obszarów na tarczy planety tym bardziej stromy jest skok sygnału, a to oznacza wyższe częstotliwości harmoniczne zawarte w sygnale. Każdy kto stackował zdjęcia planet zapewne zauważył, że programy stackujące oceniają jakość klatek na podstawie analizy FFT czyli szybkiej transformaty Fouriera. Im wyższe częstotliwości tam występują tym lepsza klatka. Nawet aparaty fotograficzne stosują podobne metody do oceny ostrości zdjęć na potrzeby AF

pozdrawiam

count.neverest · 22 Maja 2019

No dobra Panowie, sporo akademickiej wiedzy, którą będę próbował sobie przyswoić, na spokojnie z kartką i długopisem, żeby zrozumieć Wasze obliczenia i samemu przez nie przejść.

Ale czy jest jakaś uproszczona metoda, dzięki której będę mógł ocenić, że SCT F10 np. z popularną planetarką ASI178 o pikselu 2,4 da mi ostre obrazy planet, pomijajac na razie seeing, a z barlowem x3 już nie? Jak wiadomo obiektywy mają swoją najostrzejszą przysłonę i przymykanie ich coraz bardziej powoduje degradację obrazu.

kubaman · 22 Maja 2019

no i jak to wszystko ma się do DSO..

JSC · 22 Maja 2019

3 godziny temu, cwic napisał:

Ustawiłem wielkość kwadracika na 2,4 (wielkość pixela kamery) i dodałem plamki w zależności od koloru, czy to prawidłowa metoda? Bo wydaje mi się że nie i coś robię źle i tego nie można tak łączyć.

Ja też tak kiedys rysowałem

Tutaj kolorki powinny byc na odwrót - czerwony największy i oczywiście wielkość dopasowana skalą (jak liczymy w mikrometrach, to plamka i kwadraciki (piksele) tez w mikrometrach. Sęk w tym, ze te kółeczka mogą być rózne w zależności od jasności obiektu. Niby średnica Dysku Airego jest zawsze stała dla danego teleskopu, to jednak nalezy pamietać, że mierzy się ja pośrodku pierwszego minimum. Sama plamka centralna moze byc wieksza lub mniejsza.

Co do tabeli to nie jest takie proste i oczywiste :mr.green: , bo jest bardzo duzo czynników wpływajacych na obraz. Seeing, prowadzenie montażu, jakość optyczna teleskopu, obstrukcja centralna, jasność obiektu, programy stackujące, wyostrzające itd, itp. Inaczej podchodzi sie z wielkoscia piksela do rozciagłych obiektów DS, inaczej do małych obiektów DS, inaczej do planet i Ksiezyca.

Jak widzisz ja miałem prawie 9 pikseli na Dysk Airego i zdjęcie bardzo przyjemnie sie robiło (chociaz mialem problem z prowadzeniem, bo na mrozie baterie siadały). Obraz tego fragmentu Księżyca miałem cały czas na podglądzie w laptopie i miał wystarczającą jasność, pomimo że QE kamerki Neximage5 pewnie jest juz daleko w tyle w porównani z nowszymi matrycami.

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

Behlur_Olderys · 22 Maja 2019

Jak zwykle proste pytanie....

1 minutę temu, kubaman napisał:

no i jak to wszystko ma się do DSO..

Nijak.

Jak robisz długie klatki (powyżej kilku sekund) to i tak ogranicza cię seeing, a nie zdolność rozdzielcza

JSC · 22 Maja 2019

40 minut temu, count.neverest napisał:

No dobra Panowie, sporo akademickiej wiedzy, którą będę próbował sobie przyswoić, na spokojnie z kartką i długopisem, żeby zrozumieć Wasze obliczenia i samemu przez nie przejść.

Ale czy jest jakaś uproszczona metoda, dzięki której będę mógł ocenić, że SCT F10 np. z popularną planetarką ASI178 o pikselu 2,4 da mi ostre obrazy planet, pomijajac na razie seeing, a z barlowem x3 już nie? Jak wiadomo obiektywy mają swoją najostrzejszą przysłonę i przymykanie ich coraz bardziej powoduje degradację obrazu.

Jest kilka prostych wzorów (do fotek US). Najprostszy jest chyba ten:

Potrzebna liczba światłosiły (powinno sie mówić liczba przysłony) = 5 * wielkość piksela w kamerce. Zamiast "5" mozna wpisać od 3 do 7 w zależności od czynników, które wymieniłem powyzej.

Czyli dla piksela 2,4 to będzie tak:

5*2,4=12 czyli f/12 ,

ale może być też 3*2,4=7,2, czyli f/7,2

jak również 7*2,4=16,8 czyli f./16,8

Myślę, ze ta górna granica "7" (co daje ok 9 pikseli na Dysk Airego) , jest raczej do małych refraktorów o dobrej optyce. Dolna granica "3" jest do bardzo dużych SCT lub Newtonów, ale to moje dywagacje - niechaj sie wypowiedzą Ci, którzy robią takim fotki US.

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

jupiter1969 · 22 Maja 2019

3 godziny temu, JSC napisał:

Obrazki są warte tysiąca słów, więc zrobiłem taką grafikę. Jak wiecie jestem śmierdzącym leniem w dziedzinie astrofotek i jak zrobię jakąś tam (marną) od wielkiego dzwonu to jest święto, ale jakieś tam wnioski wysunąć można. Zachęcam wszystkich do przestudiowania swoich własnych fotek.

@ZbyT - masz je o niebo lepszej jakości, więc to wszystko pewnie byłoby jeszcze lepiej widoczne, gdyby sobie to zobrazować.

Oczywiście mogłem się rąbnąć w obliczeniach, więc jak by co to poprawcie

EDIT

Żeby było jasne - obliczenia dla Ksiezyca będącego najblizej Ziemi. Róznica w wielkości tarczy pomiędzy perygeum i apogeum jak wiadomo wynosi ok. 11%, wiec jeśli zdjęcie było robione nie w perygeum (nie chce mi sie teraz sprawdzać ), to te odległości kątowe będą jeszcze mniejsze

Może dlatego,że jak zmierzysz w drugą stronę to okaże się sporo większy.

JSC · 22 Maja 2019

W sumie to mi chodziło o tę rozpadline po lewej stronie kraterka.

Natomiast sam kraterek jest mniej wiecej kolisty

https://quickmap.lroc.asu.edu/query?extent=-41.7551655,-19.0592837,-37.6119913,-17.0082403&proj=10&features=-39.29701374,-18.13132420,-39.34591787,-18.01365811|-39.51560259,-18.07581150,-39.45853712,-18.07220378&selected=0&query=22&layers=NrBsFYBoAZIRnpEoAsjZwLrc0A

A sama rozpadlinka ma może ciut wiecej niz te 800 metrów - moze 1200 metrów szerokosci, zalezy gdzie sie mierzy (niemnej jednak sama jasna smuga - oświetlone zbocze ma na zdjeciu szer. 800m)

https://quickmap.lroc.asu.edu/query?extent=-41.7551655,-19.0592837,-37.6119913,-17.0082403&proj=10&features=-39.51560259,-18.07581150,-39.45853712,-18.07220378&selected=0&query=22&layers=NrBsFYBoAZIRnpEoAsjZwLrc0A

~~Gdyby liczyc dla średniej odległości Ziemi od Księzyca to by było 1"=1,6km, czyli miałaby szerokość w mierze katowej 0,5" - fakt byłoby wiecej a nie mniej! Dzięki!~~

EDIT

Nie myśle dzisiaj, dla średniej odległości Ksiezyca od Ziemi byłoby oczywiscie 1"=1,86km czyli 800m dawałoby jednak mniej 0,43"

Przy okazji - ustawiłem takie samo jak na zdjeciu oswietlenie (warto pobawić sie tym znakomitym programikiem)

https://quickmap.lroc.asu.edu/query?extent=-44.9298315,-20.1099868,-36.6629475,-16.1017936&proj=10&layers=NrBsFYBoAZIRnpEoDsjZwLrc0A

Edytowane 22 Maja 2019 przez JSC

r.ziomber · 22 Maja 2019

49 minut temu, JSC napisał:

A sama rozpadlinka ma może ciut wiecej niz te 800 metrów - moze 1200 metrów szerokosci, zalezy gdzie sie mierzy (niemnej jednak sama jasna smuga - oświetlone zbocze ma na zdjeciu szer. 800m)

Sprawa kluczowa: ta rozpadlina jest znacznie jasniejsza od tla.

Mozna dostrzec przedmioty o wielkosci katowej mniejszej, od zdolnosci rozdzielczej instrumentu optycznego. Np drobinki kurzu w oswietlonym pokoju czy.. gwiazdy.

Wyobraz sobie jasny, wielokilometrowy zarnik wolframowy na Ksiezycu. Tu tez dostrzeglbys kreske wyrozniajaca sie na ciemniejszym tle, mimo ze sam swiecacy element ma mniejsza srednice katowa od zdolnosci rozdzielczej teleskopu.

Dziwne by bylo, gdybys mial dwie rownolegle rozpadliny obok siebie i moglbys je ze soba rozdzielic wbrew dyfrakcji.

Edytowane 22 Maja 2019 przez r.ziomber