Czy wielkość piksela ma znaczenie w astrofotografii?

= 206265 x [rozmiar pikseli kamery / teleskopy ogniskowe]

Teleskop i czujnik

Na tej stronie chcę zbadać, w jaki sposób teleskop i czujnik kamery można się do siebie dostroić i jakie są różnice między obrazami głębokiego nieba z jednej strony a księżycem, słońcem i planetami z drugiej strony.

  • Pomimo wszystkich obliczeń, wszystkie są to po prostu szorstkie „wytyczne”, które są skutecznie naruszane w praktyce.
  • Strona DSO Fotografia dla manekinów – Teleskop i czujnik przedstawia ten temat krótszy, prostszy i ograniczony do fotografii DSO.

Za pośpieszne.

jakość dopasowania czujnika kamery z danym Rozmiar piksela do danych Teleskop ogniskowy można ocenić na podstawie jego Skala obrazu (praktyczna zasada):

  • Skala obrazu [“/pixel] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / ogniskowy [mm] =>200 * Rozmiar pikseli [µm] / ogniskowy [mm]

Skala obrazu powinna leżeć między wartościami przewodnią 1 i 2 (często wartość 1.5 jest wspomniane). Jeśli chcesz rozważyć widzenie, Pół zmniejsz wartość FWHM [“] dla widzenia lokalnego i użyj tej wartości lub tych wartości jako przewodnika:

  • mi.G. FWHM = 3 “=> 1,5 lub wybierzesz zasięg, e.G. FWHM = 2 “-4” => 1-2

Zasady kciuka, które są prezentowane i wyprowadzone na tej stronie, można znaleźć w załączniku: Zbieranie reguł kciuk.

Wstęp

pytania.

Na rynku jest wiele kamer astronomii od różnych producentów. Cechą wyróżniającą jest rozmiar komórek czujnika kamery, zwany również Rozmiar piksela. Astronomowie hobby, którzy chcą dostać się do astrofotografii lub EAA (astronomia elektronicznie rozszerzona), a nawet kupić inną kamerę astronomii, stoją w ten sposób z pytaniem, co Rozmiar piksela czujnik takiego aparatu powinien mieć, aby dopasować długość ogniskowa ich teleskopu lub teleskopów optymalnie (”Optymalna adaptacja“). I odwrotnie, dla danego aparatu ja.mi. z danym Rozmiar piksela z czujnika pojawia się pytanie, co długość ogniskowa Twój teleskop powinien mieć, aby optymalnie pasował do czujnika. To rodzi wiele pytań: dlaczego Rozmiar piksela materiał? Co robi “Optymalne dopasowanie„W tym kontekście oznacza? I jak to znaleźć? Chciałbym odpowiedzieć na te pytania w następujących!

Odpowiedzi

Digitalizacja.

Niestety odpowiedź na te pytania nie jest łatwa i musi być nieco „teoretyczna”. Przede wszystkim musimy zdać sobie sprawę, że użycie aparatu cyfrowego w teleskopie jest procesem, w którym sygnał analogowy, obraz teleskopu optycznego, jest przekonwertowany w cyfrowy, a mianowicie obraz wytworzony przez czujnik kamery. Idealnie, ta konwersja, nazywana również digitalizacja, Powinien być bezstratny, tak w wersji cyfrowej Nawet dobrze, a tym bardziej, najlepsze szczegóły oryginału są zachowane. Na przykład, jeśli zdigitalizujesz muzykę dla płyty CD, celem jest przeniesienie wszystkich słyszalnych częstotliwości, i.mi. Wszystkie częstotliwości od 20 do 20 000 herców. Ale jak osiągnąć (w miarę możliwości) cyfryzację bez strat i jak to wygląda w konkretnym przypadku teleskopu z podłączonym aparatem cyfrowym?

Digitalizacja sygnałów przestrzennych (obrazy)

Podczas gdy cyfrowe sygnały czasowe mierzone jest sygnał analogowy (pobrany) w szybkiej sukcesji czasowej, mierzone są sygnały przestrzenne (pobrane) „obok siebie”, to znaczy przestrzennie rozłożone i często czasowo równolegle równolegle. W fotografii cyfrowej, w których mają zostać uchwycone dwa wymiary przestrzenne, to „przestrzenne zestawienie” jest realizowane przez prostokątne czujniki, które są zbudowane z matrycy najmniejszych komórek wrażliwych na światło, zwanych piksele. Również tutaj celem jest zachowanie szczegółów, to znaczy zapobiegać zniknięciu przedmiotów i struktur przestrzennych. W przypadku teleskopu są to najmniejsze gwiazdy, które teleskop może pokazać. Rozmiar tych „najmniejszych gwiazd” jest określony przez Rozdzielczość mocy (rozdzielczość) teleskopu, który zależy od otwór teleskopu. Więc te „najmniejsze gwiazdy” należy uzyskać podczas obrazowania za pomocą aparatu cyfrowego!

A teraz do pierwszego pytania, pytanie o rozmiar piksela!

Kamera podłączona do teleskopu przechwytuje obraz optyczny wytwarzany przez teleskop za pomocą czujnik składający się z prostokąta o małych komórkach czujników, „piksele”. I, jak wiemy z fotografii cyfrowej, liczba pikseli, które ma czujnik aparatu, jest ważna – i dla danego rozmiaru czujnika ta liczba ta określa również rozmiar pikseli, których zwykle nie dbamy. Jest to jednak różne w astrofotografii; Tutaj rozmiar pikseli odgrywa pewną rolę i właśnie w kwestii osiągnięcia możliwej możliwej cyfryzacji bezstronnej. Nasze nieco „nieprecyzyjne” początkowe pytanie, a mianowicie, jaki rozmiar powinny mieć piksele, aby osiągnąć „optymalną adaptację” teleskopu i czujnika kamery, można teraz przeredagować, ponieważ: jaki rozmiar powinien być zachowany pikseli czujnika kamery, aby sygnał optyczny może być zdigitalizowany bez strat.

Odpowiedź, teoretyczna i ogólna na początku.

To pytanie jest przede wszystkim odpowiedzi Twierdzenie Nyquist: Stwierdza, że ​​„szybkość próbkowania” musi być co najmniej dwa razy wyższa niż najwyższa częstotliwość, którą należy przesyłać. W związku z tym w przypadku CDS 44 kHz jest wybierane w celu bezpiecznego przesyłania 20 kHz. W przypadku sygnałów przestrzennych (mówimy o tak zwanych „częstotliwościach przestrzennych”, trudniej sobie wyobrazić. ), „r

Czy wielkość piksela ma znaczenie w astrofotografii?

= 206265 x [rozmiar pikseli kamery / teleskopy ogniskowe]

Teleskop i czujnik

Na tej stronie chcę zbadać, w jaki sposób teleskop i czujnik kamery można się do siebie dostroić i jakie są różnice między obrazami głębokiego nieba z jednej strony a księżycem, słońcem i planetami z drugiej strony.

  • Pomimo wszystkich obliczeń, wszystkie są to po prostu szorstkie „wytyczne”, które są skutecznie naruszane w praktyce.
  • Strona DSO Fotografia dla manekinów – Teleskop i czujnik przedstawia ten temat krótszy, prostszy i ograniczony do fotografii DSO.

Za pośpieszne.

jakość dopasowania czujnika kamery z danym Rozmiar piksela do danych Teleskop ogniskowy można ocenić na podstawie jego Skala obrazu (praktyczna zasada):

  • Skala obrazu [“/pixel] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / ogniskowy [mm] = >>200 * Rozmiar pikseli [µm] / ogniskowy [mm]

Skala obrazu powinna leżeć między wartościami przewodnią 1 i 2 (często wartość 1.5 jest wspomniane). Jeśli chcesz rozważyć widzenie, Pół zmniejsz wartość FWHM [“] dla widzenia lokalnego i użyj tej wartości lub tych wartości jako przewodnika:

  • mi.G. FWHM = 3 “=> 1,5 lub wybierzesz zakres, e.G. FWHM = 2 “-4” => 1-2

Zasady kciuka, które są prezentowane i wyprowadzone na tej stronie, można znaleźć w załączniku: Zbieranie reguł kciuk.

Wstęp

pytania.

Na rynku jest wiele kamer astronomii od różnych producentów. Cechą wyróżniającą jest rozmiar komórek czujnika kamery, zwany również Rozmiar piksela. Astronomowie hobby, którzy chcą dostać się do astrofotografii lub EAA (astronomia elektronicznie rozszerzona), a nawet kupić inną kamerę astronomii, stoją w ten sposób z pytaniem, co Rozmiar piksela czujnik takiego aparatu powinien mieć, aby dopasować długość ogniskowa ich teleskopu lub teleskopów optymalnie (”Optymalna adaptacja“). I odwrotnie, dla danego aparatu ja.mi. z danym Rozmiar piksela z czujnika pojawia się pytanie, co długość ogniskowa Twój teleskop powinien mieć, aby optymalnie pasował do czujnika. To rodzi wiele pytań: dlaczego Rozmiar piksela materiał? Co robi “Optymalne dopasowanie„W tym kontekście oznacza? I jak to znaleźć? Chciałbym odpowiedzieć na te pytania w następujących!

Odpowiedzi

Digitalizacja.

Niestety odpowiedź na te pytania nie jest łatwa i musi być nieco „teoretyczna”. Przede wszystkim musimy zdać sobie sprawę, że użycie aparatu cyfrowego w teleskopie jest procesem, w którym sygnał analogowy, obraz teleskopu optycznego, jest przekonwertowany w cyfrowy, a mianowicie obraz wytworzony przez czujnik kamery. Idealnie, ta konwersja, nazywana również digitalizacja, Powinien być bezstratny, tak w wersji cyfrowej Nawet dobrze, a tym bardziej, najlepsze szczegóły oryginału są zachowane. Na przykład, jeśli zdigitalizujesz muzykę dla płyty CD, celem jest przeniesienie wszystkich słyszalnych częstotliwości, i.mi. Wszystkie częstotliwości od 20 do 20 000 herców. Ale jak osiągnąć (w miarę możliwości) cyfryzację bez strat i jak to wygląda w konkretnym przypadku teleskopu z podłączonym aparatem cyfrowym?

Digitalizacja sygnałów przestrzennych (obrazy)

Podczas gdy cyfrowe sygnały czasowe mierzone jest sygnał analogowy (pobrany) w szybkiej sukcesji czasowej, mierzone są sygnały przestrzenne (pobrane) „obok siebie”, to znaczy przestrzennie rozłożone i często czasowo równolegle równolegle. W fotografii cyfrowej, w których mają zostać uchwycone dwa wymiary przestrzenne, to „przestrzenne zestawienie” jest realizowane przez prostokątne czujniki, które są zbudowane z matrycy najmniejszych komórek wrażliwych na światło, zwanych piksele. Również tutaj celem jest zachowanie szczegółów, to znaczy zapobiegać zniknięciu przedmiotów i struktur przestrzennych. W przypadku teleskopu są to najmniejsze gwiazdy, które teleskop może pokazać. Rozmiar tych „najmniejszych gwiazd” jest określony przez Rozdzielczość mocy (rozdzielczość) teleskopu, który zależy od otwór teleskopu. Więc te „najmniejsze gwiazdy” należy uzyskać podczas obrazowania za pomocą aparatu cyfrowego!

A teraz do pierwszego pytania, pytanie o rozmiar piksela!

Kamera podłączona do teleskopu przechwytuje obraz optyczny wytwarzany przez teleskop za pomocą czujnik składający się z prostokąta o małych komórkach czujników, „piksele”. I, jak wiemy z fotografii cyfrowej, liczba pikseli, które ma czujnik aparatu, jest ważna – i dla danego rozmiaru czujnika ta liczba ta określa również rozmiar pikseli, których zwykle nie dbamy. Jest to jednak różne w astrofotografii; Tutaj rozmiar pikseli odgrywa pewną rolę i właśnie w kwestii osiągnięcia możliwej możliwej cyfryzacji bezstronnej. Nasze nieco „nieprecyzyjne” początkowe pytanie, a mianowicie, jaki rozmiar powinny mieć piksele, aby osiągnąć „optymalną adaptację” teleskopu i czujnika kamery, można teraz przeredagować, ponieważ: jaki rozmiar powinien być zachowany pikseli czujnika kamery, aby sygnał optyczny może być zdigitalizowany bez strat.

Odpowiedź, teoretyczna i ogólna na początku.

To pytanie jest przede wszystkim odpowiedzi Twierdzenie Nyquist: Stwierdza, że ​​„szybkość próbkowania” musi być co najmniej dwa razy wyższa niż najwyższa częstotliwość, którą należy przesyłać. W związku z tym w przypadku CDS 44 kHz jest wybierane w celu bezpiecznego przesyłania 20 kHz. W przypadku sygnałów przestrzennych (mówimy o tak zwanych „częstotliwościach przestrzennych”, trudniej sobie wyobrazić. ), „Otrzymująca siatka komórek czujników musi być co najmniej dwa razy więcej niż najlepsze szczegóły oryginalnego obrazu, które nadal należy zachować.

A teraz praktyczne!

Dla kamer astronomii oznacza to Najmniejsze gwiazdy do obrazowania muszą spaść na co najmniej dwa piksele, aby mogły je obrazować „optymalnie„(Jeśli spadną na trzy piksele, gwiazdy stają się jeszcze bardziej okrągłe. ). Najlepsze gwiazdy, które teleskop może okazać odpowiadające jego wielkości Rozdzielczość mocy, Więc piksel musi być połowa wielkości lub mniej niż siła rozdzielcza teleskopu używany. Więc w zasadzie otrzymaliśmy odpowiedź na pytanie zadane na początku! To, czego wciąż brakuje, to formuły do ​​obliczenia Optymalny rozmiar piksela, Ponieważ moc rozdzielcza jest podawana w sekundach łukowych i rozmiar pikseli w mikrometrach. Znalazłem takie i inne formuły w Internecie i chciałbym je przedstawić w krótkiej formie poniżej. Bardziej szczegółowe formuły i pochodne, a także przyczyny niektórych czynników i wartości można znaleźć na stronie teleskopu i czujnika strony.

Jeszcze bardziej praktyczne: turbulencje powietrzne (widzenie)!

W praktyce astronomicznej nadal istnieje komplikacja! Powietrze jest zwykle niespokojne i burzliwe, po angielsku mówimy ”widzenie„(Użyję tego terminu w następujący sposób), a to do pewnego stopnia powiększa obrazy gwiazdy. W praktyce nie ma to wpływu Krótkie ekspozycje (księżyc, słońce, planety), ale ma to wpływ Zdjęcia z dłuższym czasem ekspozycji, Jak głębokie zdjęcia. W przypadku tych zdjęć rozdzielczość teleskopu nie jest zatem ważna, ale większa Wartość widzenia (jako wartość FWHM), co w zasadzie jest miarą wielkości „wzdętych gwiazdy”. Ten przypadek można traktować z powyższymi wzorami, wprowadzając żądaną wartość FWHM do formuł zamiast rozdzielczości (patrz poniżej).

Dlaczego „optymalny rozmiar piksela”? Rodzaje pobierania próbek

Formuły rozmiaru pikseli w Internecie zwykle odnoszą się do „optymalnego rozmiaru piksela”, a ja również użyłem tego terminu. W rzeczywistości twierdzenie Nyquist ma tylko Górna granica na wielkości pikseli, a zatem piksele mogą być tak małe, jak chcesz. Muszą więc istnieć praktyczne powody, dla których górny limit jest optymalny i dlatego też dolny limit, Chociaż w niektórych przypadkach, takich jak formuły skali obrazu wymienione poniżej, możesz chcieć dążyć do zasięg wokół optymalnego.

Do Górna granica Pierwszy! Jeśli gwiazda spadnie na mniej niż dwa piksele, zdigitalizowany obraz staje się grubszy niż oryginał. W „Technicznym żargonie” jest to określane jako ”podkład“. Twierdzenie Nyquist pomaga nam tego uniknąć! Teraz do dolny limit! Zasadniczo, im większe są piksele czujnika, tym bardziej wrażliwe na światło (i same piksele). Małe piksele prowadzą zatem do niższej wrażliwości, a zatem piksele powinny być tak duże, jak to możliwe, aby skrócić czas ekspozycji. Są, jak się dowiedzieliśmy powyżej, gdy gwiazda upada dokładnie dwa piksele. Zakres wokół tego optymalnego jest również nazywany ”Dobre próbkowanie“. Jednak mniejsze piksele są nie tylko mniej wrażliwe na światło, ale w przypadku astronomii, w której mamy do czynienia słabe sygnały, Im mniejsze piksele, tym bardziej sygnały, i.mi. gwiazdy, rozprzestrzeniane na coraz więcej pikseli. To dodatkowo osłabi i tak już słaby sygnał. Z drugiej strony, im więcej pikseli jest rozpowszechniany obiekt, tym więcej szczegółów (pod warunkiem, że można odtworzyć te szczegóły). Dlatego w aplikacjach, w których dostępne jest wystarczająco dużo światła, na przykład w fotografii księżycowej, słonecznej i planetarnej, takie podejście, zwane ”Overmauracja“, jest używany w praktyce. W tym celu opracowano wzory, które obliczają optymalny kompromis między szczegółami a czasem ekspozycji (patrz poniżej).

Perspektywy

Poniżej przedstawiam kilka prostych formuł dla optymalnej adaptacji teleskopów i czujników, dla których często istnieją również „zasady”, które upraszczają obliczenia. Formuły dla Rozmiar piksela i teleskop długość ogniskowa są bezpośrednim zastosowaniem opisanego podejścia. W przypadku innych formuł I nie znalazły żadnych pochodnych, ale są one również oparte na opisanych tutaj zasadach.

Z powodu tego, o czym jest napisane widzenie, Rozróżniam następujące pomiędzy Głębokie fotografia nieba (długie ekspozycje) I Księżyc, słońce i fotografia planetarna (krótkie ekspozycje), nawet jeśli „podstawowe formuły” mają tę samą podstawę.

Zdjęcia głębokiego nieba

Poniżej przedstawiam formuły używane do fotografii głębokiego nieba; Istnieją dla nich „zasady”, które ułatwiają sytuację w praktyce i które tutaj podam (dokładne formuły są przedstawione w załączniku):

  1. Jeśli szukasz odpowiedniego aparatu do fotografii głęboko skokowej, użyjesz formuł dla Rozmiar piksela I Teleskop ogniskowy (Formuły 1A-D dostarczają „teoretyczne” wartości), w których można również wziąć pod uwagę wpływ widzenie (Formuły 2A/B).
  2. Jeśli aparat jest już pod ręką, będziesz chciał określić Skala obrazu w przypadku różnych teleskopów we własnym sprzęcie (Formuła 4), gdzie istnieje również możliwość uwzględnienia widzenia (Formuły 5A/B).
  3. I wreszcie zalecany zakres ogniskowy teleskopu można określić dla czujnika za pomocą skali obrazu (z wpływem i bez widzenia; Formuły 6A-C).

(1) Rozmiar pikseli

W zależności od rozdzielczości

Dla optymalnego Rozmiar piksela Lub Teleskop ogniskowy, Opracowano następujące formuły „zasady kciuka”, w których Rozdzielczość mocy teleskopu po Rayleigh jest pośrednio czynnikiem decydującym (dla wyprowadzenia wzorów i dokładniejszych formuł patrz załącznik):

  • Rozmiar piksela [µm] = współczynnik ogniskowy [mm] * 0.3355 (Formuła 1A)
  • Ogniskowa [mm] = rozmiar pikseli [µm] * przysłona [mm] / 0.3355 (Formuła 1B)

Formuły te zazwyczaj nie są używane do zdjęć głębokich nieba i prezentowane tutaj tylko w celu odniesienia (są używane w stole w dół).

W zależności od widzenia

Dla obrazów DSO, Wpływ widzenia jest zwykle brany pod uwagę przy dopasowaniu czujnika aparatu do teleskopu. Zamiast tego rezolucja, Widzenie lokalne jest używany w postaci wartości FWHM (w sekundach łukowych) w wzorze dla rozmiaru piksela lub ogniskowej teleskopowej; Tutaj są odpowiednie „zasady kciuka” (dla wyprowadzenia formuł i dokładnych formuł patrz załącznik):

  • Rozmiar piksela [µm] = ogniskowa [mm] * FWHM [“] / 412.5 (Formuła 2A)
  • Ogniskowa [mm] = rozmiar piksela [µm] / FWHM [“] * 412.5 (Formuła 2B)

Przykład (tlapo1027)

  • Ogniskowa 714 mm; widzenie = 3 “(według H.J. Strauch, średnia wartość dla Europy Środkowej) >> Rozmiar pikseli = 5,2 [µm].
    >> To całkiem dobrze pasuje do Atik Infinity z 6.45 µm wielkość pikseli!
  • Ogniskowa 714 mm; Rozmiar piksela Atik Infinity = 6.45 [µm]; widzenie = 3 “(według H.J. Strauch Średnia wartość dla Europy Środkowej) >> Teleskop ogniskową = 887 [mm]
    >> Różnica centralna nie jest zbyt duża, Atik Infinity pasuje całkiem dobrze na tlapo1027!

W zależności od wielkości przewiewnego dysku

Średnica Przewiewny dysk, która jest efektywną średnicą przysłony układu optycznego, określa jego moc rozdzielczą. Dwa punkty można niezawodnie oddzielić zgodnie z kryterium Rayleigha, jeśli maksima ich obrazów jest oddzielona co najmniej Promień przewiewnego dysku. Średnica wskazuje również minimalny rozmiar, z którym gwiazdy są obrazowane w teleskopie.

Średnica D (długość, rozmiar kątowy) Przewiewny dysk jest obliczany zgodnie z następującymi „regułami kciuka” (dla dokładnych formuł patrz załącznik):

  • Długość:
    • D [µm] = 2.44 * 0.55 * Współczynnik ogniskowy
    • D [µm] = 1.344 * Współczynnik ogniskowy (wzór 3A)
    • D [“] = 276.73 / Przysłona [mm] (wzór 3b)

    Często używana jest tylko zaokrąglona wartość „277”. W miarę kątową przewiewny dysk jest dwa razy tak duży jak moc rozwiązywania Rayleigh (na której opiera się), ponieważ moc rozdzielcza odnosi się do promień, podczas gdy przewiewny dysk jest zwykle używany z średnica.

    Podczas obserwacji DSO, przewiewny dysk może być większy niż bieżące wartości widzenia, mierzone jako wartości FWHM (w sekundach). W takim przypadku większa wartość, i.mi. należy użyć rozmiaru przewiewnego dysku. Dla porównania z Wartość FWHM, Potrzebny jest rozmiar przewiewnego dysku w sekundach, aby określić Rozmiar piksela, jego rozmiar w µm. Ten ostatni musi być o połowę do osiągnięcia rozmiaru piksela czujnika, ponieważ przewiewny rozmiar dysku odnosi się do dwóch pikseli.

    Przykład (vaonis vespera)

    • Ogniskowy stosunek f/4 i długość fali 0.55 µm (550 nm) prowadzi do średnicy 5.37 µm >> Rozmiar pikseli czujnika „idealny” wynosi 2.68 µm.
    • Otwór 50 mm i długość fali 0.00055 mm (550 nm) prowadzi do średnicy 5.54 “>> jest powyżej FWHM 5”.

    (2) Skala obrazu

    Skala obrazu (w sekundach łukowych na piksel; do wyprowadzenia formuł patrz załącznik) jest używany jako miara jakość dopasowania teleskopu i czujnika, jeśli czujnik jest już podany. W zależności od wartości skali obrazu, dokonuje się rozróżnieniaOvermauracja“,”podkład” I “Dobre próbkowanie“*. „Dobre próbkowanie” odpowiada Optymalne dopasowanie, za które są Prowadzenie wartości dla skali obrazu które różnią się w przypadku zdjęć głębokich nieba i zdjęć Księżyca, Słońca i Planet. W przypadku tego ostatniego często stosuje się również „nadpróbkowanie” (mniejsze niż „idealne” wartości). W każdym razie należy unikać podkładu (większe niż „idealne” wartości).
    *) Zobacz Baader Planetarium Glossary, artykuł Pobieranie próbek der begriff, over,- Und-Und Good Sampling (www.sbig.DE/Universitaet/Glossar-HTM/Sampling.HTM) z przykładowymi obrazami dla tych wariantów próbkowania.

    Do „dobrego próbkowania

    Skala obrazu (w sekundach łukowych na piksel) oblicza się na podstawie:

    • Skala obrazu [“/pixel] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / ogniskowy [mm] (wzór 4; zasada)

    Często używana jest tylko zaokrąglona wartość „206”.

    Ta wartość służy do oceny jakość dopasowania kombinacji czujnika kamery/teleskopu. Dla Głębokie zdjęcia, Zasada „dobrego próbkowania” jest dążenie do skali obrazu około 1 do 2 sekund na piksel (Inne specyfikacje, które znalazłem, to: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5, a nawet 0.7-3)*. Wartości dla skali obrazu powyżej 2 są nazywane „podkładem”, wartości poniżej 1 nazywane są „nadpróbkowaniem”.

    *) Przyczyny tych wartości przewodniczych zwykle nie są podawane, ale oczywiście oparte są na typowych wartościach widzenia (w Europie Środkowej). Więcej o tym poniżej!

    Przykład (tlapo1027)

    • Ogniskowa 714 mm, apertura 102 mm, stosunek przysłony 1/7; Rozmiar piksela Atik Infinity 6.45 [µm] >> Skala obrazu = 1.86 [“/piksel]
      >> To nadal jest akceptowalne w przypadku zdjęć głębokiego nieba.

    W zależności od widzenia

    Według h.J. Strauch, po prostu połówek widzenie wartość (FWHM) w praktyce i wykorzystuje to jako pożądana skala obrazu wartość. Zasadniczo jest to zastosowanie twierdzenia Nyquist, które stwierdza, że ​​szybkość próbkowania powinna być dwukrotnie większa niż częstotliwość próbkowanego sygnału analogowego. Zatem skala obrazu obliczona zgodnie ze wzorem 4 nie jest sprawdzona według tego, czy leży między wartościami „idealnymi” 1 i 2, ale raczej, czy jest on blisko wartości skali obrazu określonej przez wartość FWHM. Więcej na ten temat poniżej!

    W celu określenia Rozmiar piksela czujnika przy danym ogniskowym teleskopie formuła skali obrazu musi zostać przekształcona; To samo dotyczy ogniskowej teleskopu w danym rozmiarze pikseli:

    • Rozmiar piksela [µm] = ogniskowa [mm] * (FWHM [“] / 2) / 206.265 (Formuła 5A; zasada całego)
    • Ogniskowa [mm] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / (FWHM [“] / 2) (wzór 5b; zasada)

    Przykład (tlapo1027)

    • Zgodnie z „zasadą o połowę”, lokalna widzenie 4 ”oznacza średnio, że powinna być skierowana skala obrazu 2.
      Powoduje to rozmiar piksela 6.9 [µM] dla TLAPO1027 o ogniskowej 714 mm; Atik Infinity z 6.45 [µm] rozmiar pikseli pasowałby.
      Atik Infinity z 6.45 [µm] wielkość pikseli spowodowałaby ogniskową 665.2 mm, który jest blisko ogniskowej TLAPO1027 o ogniskowej 714 mm.

    Astronomia.narzędzie „ulepszenie”

    Astronomia.Narzędzia pisze o wskaźniku próbkowania: „Jest trochę debaty na temat używania tego dla nowoczesnych czujników CCD, ponieważ używają kwadratowych pikseli, a my chcemy wyobrazić sobie okrągłe gwiazdy. Stosując typowe widzenie w 4 “FWHM, formuła Nyquist sugerowałaby, że każdy piksel ma rozdzielczość 2”, co oznaczałoby, że gwiazda może spaść tylko na jeden piksel, lub może oświetlić tablicę 2 x 2, więc można schwytać jako kwadratowy.„Aby osiągnąć„ okrągłe ”gwiazdy, autorzy witryny proponują próbkę z 3 -krotną częstotliwością sygnału analogowego – ale robią to tylko częściowo.

    Po pierwsze, autorzy przypisują zakresy wartości FWHM do różnych warunków widzenia, a dzieląc te wartości przez 3 lub 2 dochodzą do „zalecanych” zakresów wartości dla skali obrazu (które nazywają „rozmiarem piksela”. ) Dzielą wartość FWHM w dolnej granicy nie przez 2, ale przez 3, co prowadzi do poniższej tabeli, w której uwzględniłem również „standardową procedurę” „połowy”:

    Skala obrazu

    *) Zgodnie z „zasadą o połowę” (z H.J. Strauch), jeśli używasz zakresów widzenia zdefiniowanych przez astronomię.narzędzia

    Korzystanie z kalkulatora online na temat astronomii.Witryna narzędzi, możesz obliczyć skalę obrazu dla konfiguracji (oblicza się zgodnie z zasadą kciuka podaną powyżej) i odnosić ją do wartości widzenia lokalnego. Nie sprawdzasz więc, czy ta wartość leży między 1 a 2 (czy cokolwiek podano. ), ale czy leży w granicach podanych przez lokalne warunki widzenia.

    • Przypadek „OK Seeing” (widzenie lokalne między 2 ”a 4”) prowadzi do skali obrazu między 0.67 i 2 (lub zgodnie z „regułą o połowę” 1 do 2), które zatem powinny być skierowane.
      Powoduje to rozmiar piksela dla tlapo1027 o ogniskowej 714 mm między 2.3/3.46 [µm] i 6.9 [µm]; Atik Infinity z 6.45 [µm] rozmiar pikseli byłby prawie dopasowany.

    Skąd pochodzą zalecenia dotyczące wartości skali obrazu?

    Jak już wspomniano, źródła internetowe zwykle nie zapewniają żadnego uzasadnienia dla podanych wartości skali obrazu „idealnego”. Moje podejrzenie, że są one oparte na typowych wartościach widzenia w Europie Środkowej, wydaje się być potwierdzone przez powyższą tabelę.

    Często wymieniony zakres wartości 1-2 dla skali reprodukcji odpowiada „OK widzieć”, często często wymieniona wartość 1.5 odpowiada „przeciętnej widzenia” 3 ”, które H.J. Strauch państwa dla Europy Środkowej. Inne wartości lub zakresy wartości wydają się być jedynie „wariantami” tego. Pod tym względem prawdopodobnie najlepiej jest obliczyć skalę obrazu dla własnej lub zamierzonej konfiguracji oraz oczekiwanej widzenia i porównywanie jej z powyższą tabelą. Czy następuje następnie interpretacja astronomii.narzędzia lub h.J. Strauch i inni zależy od jednostki.

    (3) Zalecany zakres ogniskowej

    Za pomocą zasady, że skala obrazu powinna wynosić od 1 do 2, można również określić zakres ogniskowy Zalecane dla czujnika, a tym samym sprawdź, czy własne teleskopy znajdują się w odpowiednim zakresie ogniskowym. Ze względu na prostotę używam tutaj zasady całej zasady dla skali obrazu, którą odpowiednio reformuję:

    • Ogniskowa [mm] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / Skala obrazu [” / piksel] (wzór 6A; zasada)

    Aby określić zakres ogniskowy, teraz wstawię wartości „2” i „1” do wzoru 1 po drugiej:

    • Ogniskowa [mm] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / 2 Do 206.265 * Rozmiar piksela [µm] (wzór 6b/c; zasada)

    Jeśli chcesz uwzględnić widzenie (patrz astronomia.narzędzia), po prostu wprowadź odpowiednie wartości dla skali obrazu (górna i dolna granica, e.G. 0.67 i 2 dla „OK widzenie”) w formule.

    • TLAPO1027: ogniskowa 714 mm; PS 72/432: ogniskowa 432 mm; Skymax-127: ogniskowa 1500 mm; C8: ogniskowa 2032 mm; C8R: ogniskowa: 1280 mm; Rozmiar piksela Atik Infinity 6.45 [µm]
      Telescope ogniskowa [mm] = 206.265 * 6.45 /2 do 206.265 * 6.45 = 665.2 do 1330.4
      >> Zatem tlapo i c8 z f/6.3 Reduktor pasuje do zalecanego zakresu ogniskowego. Z 0.5-krotny reduktor, C8, a także Skymax-127 powinny pasować.
    • Z „OK Seeing”, dla widzenia lokalnego między 2 ”a 4”, skala obrazu między 0.67 i 2 (lub zgodnie z „regułą o połowę” od 1 do 2) powinno być skierowane.
      Atik Infinity z 6.45 [µm] Rozmiar pikseli spowodowałby ogniskową między 665.2 mm i 1330.4/1986 mm, który obejmuje Tlapo1027’s ogniskowa 714 mm.
      Prawdopodobnie aparat z mniejszymi pikselami (e.G. ASI 224 z 3.75 [µm]) lepiej pasowałoby do tego teleskopu. Tutaj zakres ogniskowej wynosiłby od 387 mm do 773/1154 mm.

    Zdjęcia księżyca, słońca i planety

    Poniżej przedstawiam formuły na fotografię Księżyca, Słońca i Planet, dla których często istnieją „zasady kciuka”:

    • Jeśli szukasz odpowiedniego aparatu do fotografii głębokiego nieba, użyjesz formuł dla Rozmiar piksela i teleskop długość ogniskowa (Formuły 1A/B). Jeśli masz już pod ręką aparat, będziesz chciał określić Skala obrazu dla różnych teleskopów we własnym parku teleskopowym (Formuła 4)
    • Ponadto przedstawiam formuły w tej sprawie Overmauracja ma być używany, ja.mi. wiele Detale należy pokazać (wzory 7A/B, 8).

    (1) Dobre próbkowanie

    Rozmiar piksela, ogniskowa teleskop

    Jak napisano powyżej, podczas fotografowania tych obiektów z czasem ekspozycji frakcji sekundy turbulencje w atmosferze są praktycznie „zamrożone”. Umożliwia to obliczenie za pomocą teoretycznej rozdzielczości teleskopu; Tutaj tylko zasady:

    Rozmiar piksela [µm] (wzór 1a); Ogniskowa [mm] (wzór 1b)

    Przykład (TLAPO1027, Rayleigh/Dawes/Nyquist)

    • Ogniskowa 714 mm, f/7, rozdzielczość 1.15 “>>Rozmiar piksela = 235 / 1,96 / 1,9 [µm]
      >> To nie pasuje dobrze dla Atik Infinity z 6.45 µm wielkość pikseli! Musiałby działać z binowaniem.
    • Rozdzielczość mocy 1.15, przysłona 102 mm; Rozmiar piksela Atik Infinity 6.45 [µm] >>Teleskop ogniskowy = 1960.95 [mm]
      >> Wymaga to 3-krotnego przedłużacza Tele

    Skala obrazu

    Z następujących formuł, Skala obrazu Można określić, pod warunkiem, że podano ogniskowy teleskop i czujnik (rozmiar pikseli):

    • Skala obrazu [“/pixel] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / ogniskowy [mm] (wzór 4; zasada)

    Przykład (tlapo1027)

    • Ogniskowa 714 mm; Rozmiar piksela Atik Infinity 6.45 [µm] >>Skala obrazu = 1, 86 [“/piksel] (zasada)

    Nie udało mi się znaleźć żadnych innych standardowych wartości dla skali obrazu tych obiektów (księżyc, słońce, planety), chociaż niektóre źródła piszą, że istnieją.

    (2) Oversampling, optymalny stosunek przysłony, optymalna ogniskowa

    Dla Księżyc, słońce i zdjęcia planetarne Przyjęte z kamer internetowych lub kamer CCD/CMOS, przydatne może być „przewyższenie” zdjęć, aby uchwycić więcej szczegółów. W ten sposób światło jest dystrybuowane na większej liczbie pikseli niż wymagane przez kryterium Nyquist w celu osiągnięcia rozdzielczości obrazu, ponieważ utrata czułości nie jest głównym czynnikiem (jeśli widzenie pozwala na pokazanie szczegółów). Jednak dowolny wzrost ogniskowej nie jest rozsądny. Zamiast tego celowany jest kompromis między ogniskową a jasnością obrazu (a tym samym czas ekspozycji). W tym celu Optymalny stosunek przysłony „FO” jest obliczane zgodnie z formułą podaną przez Stefana SEIP (patrz załącznik) lub zgodnie z następującymi zasadami:

    • FO (SW) = rozmiar piksela [μm] * 3.57 (Formuła 7A; zasada całego)
    • FO (kolor) = rozmiar piksela [μm] * 5.00 (Formuła 7B; zasada całej zasady) (zgodnie z postem przez Gerda Düringa wartość B&W 3,57 jest również ważna dla koloru)

    Najłatwiejszy sposób na określenie Optymalna ogniskowa Jest:

    • Optymalna ogniskowa = fo* apertura (wzór 8; zasada)

    (1) Atik Infinity Camera, Szerokość piksela 6.45 μm. W tym celu wzór z czynnikiem 5 powoduje optymalny otwór 32.25 (i.mi. 32), a zatem optymalny stosunek apertury około f/32 (1:32).

    Aplikacja do moich teleskopów:

    • TLAPO1027: ogniskowa 714 mm, apertura 102 mm, stosunek f/7.
      Optymalna ogniskowa = 32 x 102 mm = 3264 mm. Teleskop ogniskowy powinien zostać rozszerzony z 714 do 3264 mm (według współczynnika 4.57 = 5).
    • PS 72/432: Ogniskowa 432 mm, apertura 72 mm, współczynnik ogniskowy 1/6.
      Optymalna ogniskowa = 32 x 72 mm = 2304 mm. Teleskop ogniskowy powinien zostać rozszerzony z 432 do 2304 milimetrów (współczynnikiem 5.33 = 5).
    • C8: Ogniskowa 2032 mm, apertura 203 mm (203.2), współczynnik ogniskowy 1/10.
      Optymalna ogniskowa = 32 x 203.2 mm = 6502 mm. Teleskop ogniskowy powinien zostać rozszerzony z 2032 do 6502 mm (współczynnikiem 3.2 = 3).

    (2) Aparat ASI 224 mV kolor, Pixel Szerokość 3.75 μm. W tym celu wzór z czynnikiem 5 powoduje optymalny otwór 18.75 (i.mi. około 16), a zatem optymalny stosunek apertury około f/16 (1:16).

    Aplikacja do moich teleskopów:

    • TLAPO1027: ogniskowa 714 mm, apertura 102 mm, f/16 (1:16).
      Optymalna ogniskowa = 18.75 x 102 mm = 1912.5 mm. Teleskop ogniskowy powinien zostać rozszerzony z 714 do 1900 mm (współczynnikiem 2.68, i.mi. około 2.5 lub 3).
    • PS 72/432: Ogniskowa 432 mm, apertura 72 mm, współczynnik ogniskowy 1/6.
      Optymalna ogniskowa = 18.75 x 72 mm = 1350 mm. Teleskop ogniskowy powinien zostać rozszerzony z 432 do 1350 mm (współczynnikiem 3.125 = 3).
    • C8: Ogniskowa 2032 mm, apertura 203 mm (203.2), stosunek przysłony 1/10.
      Optymalna ogniskowa = 18.75 x 203.2 mm = 3810 mm. Teleskop ogniskowy powinien zostać rozszerzony z 2032 do 3810 mm (współczynnikiem 1.875 = 2).

    Aplikacje

    Poniżej przedstawiam tabele z wynikami obliczeniowymi na podstawie powyższych formuł dla moich i innych teleskopów oraz dla czujników kamer, które są dla mnie istotne. Na końcu tej sekcji staram się sprawdzić przydatność trzech rozmiarów czujników dla moich teleskopów za pomocą zmniejszonej tabeli.

    Obliczenia dla moich i innych teleskopów oraz niektóre rozmiary czujników

    Obliczyłem poniższą tabelę za pomocą arkusza kalkulacyjnego Excel na podstawie przedstawionych tutaj formuł.

    Optymalny rozmiar piksela

    Optymalny rozmiar piksela jest obliczany albo za pomocą Rayleigh rezolucja albo widzenie Zgodnie z regułą o połowę (w niektórych przypadkach wielkość przewiewnego dysku może zastąpić te wartości, ponieważ jest większy).

    Czy wielkość piksela ma znaczenie w astrofotografii?

    Оjed

    Ыы зарегистрир John. С помощю этой страницы ыы сожем оRipееделить, что запросы оRтравляете имено ыы, а не роvert. Почем это могло пRроизойиS?

    Эта страница отображается тех слччаях, когда автоматическими системамgz которые наршают усовия исполззования. Страница перестанеura. До этого момента для исползования слжжж Google неоtoś.

    Источником запросов может слжить ведоносное по, подкbarów. ыылку заRzy. Еarag ы исползеете общий доступ и интернет, проблема может ыть с компюююеyn с таким жж жж жесом, кк у комszczeюююе000. Обратитеunks к соем системном адинистратору. Подроlit.

    Проверка по слову может также появаятьenia, еaсли ы водите сложные ззапры, оind обычно enia оиизи инenia оtoś еами, или же водите заlektora.

    Czy wielkość piksela ma znaczenie w astrofotografii?

    Оjed

    Ыы зарегистрир John. С помощю этой страницы ыы сожем оRipееделить, что запросы оRтравляете имено ыы, а не роvert. Почем это могло пRроизойиS?

    Эта страница отображается тех слччаях, когда автоматическими системамgz которые наршают усовия исполззования. Страница перестанеura. До этого момента для исползования слжжж Google неоtoś.

    Источником запросов может слжить ведоносное по, подкbarów. ыылку заRzy. Еarag ы исползеете общий доступ и интернет, проблема может ыть с компюююеyn с таким жж жж жесом, кк у комszczeюююе000. Обратитеunks к соем системном адинистратору. Подроlit.

    Проверка по слову может также появаятьenia, еaсли ы водите сложные ззапры, оind обычно enia оиизи инenia оtoś еами, или же водите заlektora.

    Na rozmiar pikseli i rozdzielczość obrazu

    Użytkownik-Photo

    Regularnie studiuję swoją kopię Podręcznik astronomicznego przetwarzania obrazu Richard Berry i James Burnell. Jest to świetna praca referencyjna dla wszystkich rzeczy związanych z robieniem i przetwarzaniem obrazów głębokiego nieba, dostarczającego bardzo szczegółowych informacji i teorii, jak działa sprzęt do obrazowania i techniki, aby jak najlepiej wykorzystać sprzęt. Studiowałem rozdział na temat czujników i optyki, który omawia, jak określić rozdzielczość twojego sprzętu; Nauczyłem się wiele i pomyślałem, że spróbuję podsumować i podzielić się niektórymi tutaj. Te informacje można szczegółowo znaleźć w rozdziale 4.1 w książce.

    Wszyscy staramy się uzyskać jak najwięcej szczegółów z obrazów, które wykonujemy, bez względu na pole widzenia naszego sprzętu. Wynika to z wielkości tablicy pikseli naszego czujnika obrazu (CCD lub kamery CMOS) i przekłada się na rozmiar kątowy najmniejszych szczegółów, które czujnik będzie mógł zobaczyć. Podstawowa miara dla tego jest zwykle podana w sekundach łuku na piksel. Aby zmaksymalizować rozdzielczość, ty’Potrzebujesz rozmiar pikseli aparatu, aby był wystarczająco mały, aby odebrać najmniejsze szczegóły, które można zobaczyć z 2 połączonymi pikselami lub więcej. Wysoka rozdzielczość zależy również od tego, jak ważne jest dla Ciebie pole widzenia. Jeśli chcesz szerokiego FOV, być może będziesz musiał poświęcić postanowienie, aby uzyskać pożądany obraz.

    Aby obliczyć rozmiar kątowy piksela, użyj następującego równania:

    = 206265 x [rozmiar pikseli kamery / teleskopy ogniskowe]

    Upewnij się, że używasz tych samych jednostek do rozmiaru piksela i ogniskowej. Na przykład mój aparat Qhy 268C’Rozmiar piksela wynosi 3.76 mikronów lub .00376 mm. Moja Astro Tech AT102ED ma ogniskową 709 mm. Wykonaj matematykę i rozmiar piksela kątowego dla tej konfiguracji wynosi 1.093 sekundy Arc na piksel. Innymi słowy, dla danego pola widzenia tej konfiguracji każdy piksel obejmie około 1 łuku sekundy na obrazie.

    Co to znaczy? Błędy śledzenia i drżenie rurki optyczne za pomocą mojego systemu obrazowania mogą zdegradować obrazowanie do 2 sekund łukowych lub więcej; To’prawdopodobnie gorzej, ponieważ w większości wyobrażam sobie w poważnie zanieczyszczonym świetle lokalizacji. Jeśli widzenie jest’t bardzo dobrze, niech’powiedz to’S 2 lub 3 Arc sekundy, wtedy rzeczy może być nieco w porządku do obrazowania. Jeśli jednak widzenie jest bardzo dobre przy około 1 łuku, ja’D Skorzystaj z używania dłuższego teleskopu ogniskowego, zakładając FOV I’D, jakby nadal jest nieco możliwe. W przypadku obrazowania głębokiego nieba potrzebny FOV zwykle dyktuje ogniskową systemu optycznego, z którym musisz pracować.

    Jeśli chodzi o uzyskanie własnej kopii Podręcznik astronomicznego przetwarzania obrazu, Być może będziesz musiał dużo szukać, aby. Sky and Telescope kupił starego witryny i zasobów Willamen-Bell i nadal można tam znaleźć wiele świetnych materiałów, ale nie mieli dostępnych kopii tej książki. Moim jedynym zaleceniem jest próba wyszukiwania używanych księgarzy.

    Bądź bezpieczny, baw się dobrze, jeśli zdecydujesz się pójść za tymi celami, poproś sąsiadów do wyłączenia światła w nocy i przekonanie ich do przyłączenia się do zabawy….

    Kredyty obrazu    :

    M79; Telescope Live 1 -Click Bundled Data – przetworzone w PixInsight
    NGC 3310; Zaawansowana prośba teleskopowa na żywo; LRGB za pomocą SPA-2; Przetwarzane w PixInsight

    8 x 600” – Luminance
    6 x 600” – Czerwony
    6 x 600” – Zielony
    6 x 600” – Niebieski

    Czy świat spisuje się przeciwko Twoim obserwacjom? Rozpocznij teraz swój 1-tygodniowy bezpłatny próba i natychmiast uzyskaj dostęp do ton najwyższej jakości danych jakości.

    Fotografia DSO dla manekinów – teleskop i czujnik

    Na tej stronie chcę zbadać, w jaki sposób teleskop i czujnik aparatu można dostroić do siebie, aby uzyskać obrazy głębokiego nieba „łatwy sposób”.

    • Pomimo wszystkich obliczeń, wszystkie są to po prostu szorstkie „wytyczne”, które są skutecznie naruszane w praktyce.
    • Page Telescope i Sensor dokładniej omawiają ten temat.

    Za pośpieszne.

    jakość dopasowania czujnika kamery z danym Rozmiar piksela do danych Teleskop ogniskowy można ocenić na podstawie jego Skala obrazu (praktyczna zasada):

    • Skala obrazu [“/pixel] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / ogniskowy [mm] = >>200 * Rozmiar pikseli [µm] / ogniskowy [mm]

    Skala obrazu powinna leżeć między wartościami przewodnią 1 i 2 (często wartość 1.5 jest wspomniane). Jeśli chcesz rozważyć widzenie, Pół zmniejsz wartość FWHM [“] dla widzenia lokalnego i użyj tej wartości lub tych wartości jako przewodnika:

    • mi.G. FWHM = 3 “=> 1,5 lub wybierzesz zakres, e.G. FWHM = 2 “-4” => 1-2

    Zasady kciuka, które są prezentowane i wyprowadzone na tej stronie, można znaleźć w załączniku: Zbieranie reguł kciuk.

    Wstęp

    pytania.

    Na rynku jest wiele kamer astronomii od różnych producentów. Cechą wyróżniającą jest rozmiar komórek czujnika kamery, zwany również Rozmiar piksela. Astronomowie hobby, którzy chcą dostać się do astrofotografii lub EAA (astronomia elektronicznie rozszerzona), a nawet kupić inną kamerę astronomii, stoją w ten sposób z pytaniem, co Rozmiar piksela czujnik takiego aparatu powinien mieć, aby dopasować długość ogniskowa ich teleskopu lub teleskopów optymalnie (”Optymalna adaptacja“). I odwrotnie, dla danego aparatu ja.mi. z danym Rozmiar piksela z czujnika pojawia się pytanie, co długość ogniskowa Twój teleskop powinien mieć, aby optymalnie pasował. To rodzi wiele pytań: dlaczego Rozmiar piksela materiał? Co robi “Optymalne dopasowanie„W tym kontekście oznacza? I jak to znaleźć? Chciałbym odpowiedzieć na te pytania w następujących!

    Odpowiedzi

    Digitalizacja.

    Niestety odpowiedź na te pytania nie jest łatwa i musi być nieco „teoretyczna”. Przede wszystkim musimy zdać sobie sprawę, że użycie aparatu cyfrowego w teleskopie jest procesem, w którym sygnał analogowy, obraz teleskopu optycznego, jest przekonwertowany w cyfrowy, a mianowicie obraz wytworzony przez czujnik kamery. Idealnie, ta konwersja, nazywana również digitalizacja, Powinien być bezstratny, tak w wersji cyfrowej Nawet dobrze, a tym bardziej, najlepsze szczegóły oryginału są zachowane. Na przykład, jeśli zdigitalizujesz muzykę dla płyty CD, celem jest przeniesienie wszystkich słyszalnych częstotliwości, i.mi. Wszystkie częstotliwości od 20 do 20 000 herców. Ale jak osiągnąć (w miarę możliwości) cyfryzację bez strat i jak to wygląda w konkretnym przypadku teleskopu z podłączonym aparatem cyfrowym?

    Digitalizacja sygnałów przestrzennych (obrazy)

    Podczas gdy cyfrowe sygnały czasowe mierzone jest sygnał analogowy (pobrany) w szybkiej sukcesji czasowej, mierzone są sygnały przestrzenne (pobrane) „obok siebie”, to znaczy przestrzennie rozłożone i często czasowo równolegle równolegle. W fotografii cyfrowej, w których mają zostać uchwycone dwa wymiary przestrzenne, to „przestrzenne zestawienie” jest realizowane przez prostokątne czujniki, które są zbudowane z matrycy najmniejszych komórek wrażliwych na światło, zwanych piksele. Również tutaj celem jest zachowanie szczegółów, to znaczy zapobiegać zniknięciu przedmiotów i struktur przestrzennych. W przypadku teleskopu są to najmniejsze gwiazdy, które teleskop może pokazać. Rozmiar tych „najmniejszych gwiazd” jest określony przez Rozdzielczość mocy (rozdzielczość) teleskopu, który zależy od otwór teleskopu. Więc te „najmniejsze gwiazdy” należy uzyskać podczas obrazowania za pomocą aparatu cyfrowego!

    A teraz do pierwszego pytania, pytanie o rozmiar piksela!

    Kamera podłączona do teleskopu przechwytuje obraz optyczny wytwarzany przez teleskop za pomocą czujnik składający się z prostokąta o małych komórkach czujników, „piksele”. I, jak wiemy z fotografii cyfrowej, liczba pikseli, które ma czujnik aparatu, jest ważna – i dla danego rozmiaru czujnika ta liczba ta określa również rozmiar pikseli, których zwykle nie dbamy. Jest to jednak różne w astrofotografii; Tutaj rozmiar pikseli odgrywa pewną rolę i właśnie w kwestii osiągnięcia możliwej możliwej cyfryzacji bezstronnej. Nasze nieco „nieprecyzyjne” początkowe pytanie, a mianowicie, jaki rozmiar powinny mieć piksele, aby osiągnąć „optymalną adaptację” teleskopu i czujnika kamery, można teraz przeredagować, ponieważ: jaki rozmiar powinien być zachowany pikseli czujnika kamery, aby sygnał optyczny może być zdigitalizowany bez strat.

    Odpowiedź, teoretyczna i ogólna na początku.

    To pytanie jest przede wszystkim odpowiedzi Twierdzenie Nyquist: Stwierdza, że ​​„szybkość próbkowania” musi być co najmniej dwa razy wyższa niż najwyższa częstotliwość, którą należy przesyłać. W związku z tym w przypadku CDS 44 kHz jest wybierane w celu bezpiecznego przesyłania 20 kHz. W przypadku sygnałów przestrzennych (mówimy o tak zwanych „częstotliwościach przestrzennych”, trudniej sobie wyobrazić. ), „Otrzymująca siatka komórek czujników musi być co najmniej dwa razy więcej niż najlepsze szczegóły oryginalnego obrazu, które nadal należy zachować.

    A teraz praktyczne!

    Dla kamer astronomii oznacza to Najmniejsze gwiazdy do obrazowania muszą spaść na co najmniej dwa piksele, aby mogły je obrazować „optymalnie„(Jeśli spadną na trzy piksele, gwiazdy stają się jeszcze bardziej okrągłe. ). Najlepsze gwiazdy, które teleskop może okazać odpowiadające jego wielkości Rozdzielczość mocy, Więc piksel musi być połowa wielkości lub mniej niż siła rozdzielcza teleskopu używany. Więc w zasadzie otrzymaliśmy odpowiedź na pytanie zadane na początku! To, czego wciąż brakuje, to formuły do ​​obliczenia Optymalny rozmiar piksela, Ponieważ moc rozdzielcza jest podawana w sekundach łukowych i rozmiar pikseli w mikrometrach. Znalazłem takie i inne formuły w Internecie i chciałbym je przedstawić w krótkiej formie poniżej. Bardziej szczegółowe formuły i pochodne, a także przyczyny niektórych czynników i wartości można znaleźć na stronie teleskopu i czujnika strony.

    Jeszcze bardziej praktyczne: turbulencje powietrzne (widzenie)!

    W praktyce astronomicznej nadal istnieje komplikacja! Powietrze jest zwykle niespokojne i burzliwe, po angielsku mówimy ”widzenie„(Użyję tego terminu w następujący sposób), a to do pewnego stopnia powiększa obrazy gwiazdy. W praktyce nie ma to wpływu Krótkie ekspozycje (księżyc, słońce, planety), ale ma to wpływ Zdjęcia z dłuższym czasem ekspozycji, Jak głębokie zdjęcia. W przypadku tych zdjęć rozdzielczość teleskopu nie jest zatem ważna, ale większa Wartość widzenia (jako wartość FWHM), co w zasadzie jest miarą wielkości „wzdętych gwiazdy”. Ten przypadek można traktować z powyższymi wzorami, wprowadzając żądaną wartość FWHM do formuł zamiast rozdzielczości (patrz poniżej).

    Dlaczego „optymalny rozmiar piksela”? Rodzaje pobierania próbek

    Formuły rozmiaru pikseli w Internecie zwykle odnoszą się do „optymalnego rozmiaru piksela”, a ja również użyłem tego terminu. W rzeczywistości twierdzenie Nyquist ma tylko Górna granica na wielkości pikseli, a zatem piksele mogą być tak małe, jak chcesz. Muszą więc istnieć praktyczne powody, dla których górny limit jest optymalny i dlatego też dolny limit, Chociaż w niektórych przypadkach, takich jak formuły skali obrazu wymienione poniżej, możesz chcieć dążyć do zasięg wokół optymalnego.

    Do Górna granica Pierwszy! Jeśli gwiazda spadnie na mniej niż dwa piksele, zdigitalizowany obraz staje się grubszy niż oryginał. W „Technicznym żargonie” jest to określane jako ”podkład“. Twierdzenie Nyquist pomaga nam tego uniknąć! Teraz do dolny limit! Zasadniczo, im większe są piksele czujnika, tym bardziej wrażliwe na światło (i same piksele). Małe piksele prowadzą zatem do niższej wrażliwości, a zatem piksele powinny być tak duże, jak to możliwe, aby skrócić czas ekspozycji. Są, jak się dowiedzieliśmy powyżej, gdy gwiazda upada dokładnie dwa piksele. Zakres wokół tego optymalnego jest również nazywany ”Dobre próbkowanie“. Jednak mniejsze piksele są nie tylko mniej wrażliwe na światło, ale w przypadku astronomii, w której mamy do czynienia słabe sygnały, Im mniejsze piksele, tym bardziej sygnały, i.mi. gwiazdy, rozprzestrzeniane na coraz więcej pikseli. To dodatkowo osłabi i tak już słaby sygnał. Z drugiej strony, im więcej pikseli jest rozpowszechniany obiekt, tym więcej szczegółów (pod warunkiem, że można odtworzyć te szczegóły). Dlatego w aplikacjach, w których dostępne jest wystarczająco dużo światła, na przykład w fotografii księżycowej, słonecznej i planetarnej, takie podejście, zwane ”Overmauracja“, jest używany w praktyce. W tym celu opracowano wzory, które obliczają optymalny kompromis między szczegółami a czasem ekspozycji (patrz Page Telescope i czujnik).

    Notatka: Na tej stronie rozważę tylko przypadek fotografii głębokiego nieba; Przypadek fotografii księżycowej, słonecznej i planetarnej jest również omawiany na stronie teleskopu i czujnika strony.

    Perspektywy

    In the following I will introduce some simple formulas for deep sky photography, for which there are often also “rules of thumb”, which simplify the calculations. Formuły dla Rozmiar piksela i teleskop długość ogniskowa są bezpośrednim zastosowaniem opisanego podejścia. W przypadku innych formuł nie znalazłem żadnych pochodnych, ale są one również oparte na podstawowej zasadzie opisanej tutaj. Bardziej szczegółowe formuły i pochodne, a także przyczyny niektórych czynników i wartości nie można znaleźć na tej stronie, ale na stronie teleskopu i czujnika strony.

    Zdjęcia głębokiego nieba

    Poniżej przedstawię kilka prostych formuł do fotografii głębokiego nieba; Często istnieją dla nich „zasady”, które ułatwiają w praktyce:

    1. Jeśli szukasz odpowiedniego aparatu do fotografii głęboko skokowej, użyjesz formuł dla Rozmiar piksela I Teleskop ogniskowy gdzie możesz również wziąć pod uwagę wpływ widzenie.
    2. Jeśli aparat jest już pod ręką, będziesz chciał określić Skala obrazu w przypadku różnych teleskopów we własnym sprzęcie, gdzie istnieje również możliwość uwzględnienia widzenia.
    3. I wreszcie zalecany zakres ogniskowy teleskopu można określić dla czujnika za pomocą skali obrazu (z wpływem i bez widzenia).

    (1) Rozmiar pikseli

    W zależności od widzenia

    Dla obrazów DSO, Wpływ widzenia jest zwykle brany pod uwagę przy dopasowaniu czujnika aparatu do teleskopu. Zamiast tego rezolucja, Widzenie lokalne jest wprowadzany jako wartość FWHM (w sekundach łukowych) w formule (zasada) dla rozmiaru piksela (lub ogniskowej teleskopu):

    • Rozmiar piksela [µm] = ogniskowa [mm] * FWHM [“] / 412.5 (Formuła 2A)
    • Ogniskowa [mm] = rozmiar piksela [µm] / FWHM [“] * 412.5 (Formuła 2B)
    • TLAPO1027: ogniskowa 714 mm; Widzenie = 3 “(średnia wartość dla Europy Środkowej) >> Rozmiar pikseli = 5,2 [µm].
      >> To całkiem dobrze pasuje do Atik Infinity z 6.45 µm wielkość pikseli!
    • TLAPO1027: Ogniskowa 714 mm; Rozmiar piksela Atik Infinity = 6.45 [µm]; widzenie = 3 “(średnia wartość dla Europy Środkowej) >> Teleskop ogniskowy = 887 [mm]
      >> Różnica centralna nie jest zbyt duża, Atik Infinity pasuje całkiem dobrze na tlapo1027!

    W zależności od wielkości przewiewnego dysku

    Średnica Przewiewny dysk, która jest efektywną średnicą przysłony układu optycznego, określa jego moc rozdzielczą. Dwa punkty można niezawodnie oddzielić zgodnie z kryterium Rayleigha, jeśli maksima ich obrazów jest oddzielona co najmniej promieniem przewiewnego dysku. Średnica wskazuje również minimalny rozmiar, z którym gwiazdy są obrazowane w teleskopie.

    Średnica D (długość, rozmiar kątowy) Przewiewny dysk jest obliczany zgodnie z następującymi „regułami kciuka” (dla dokładnych formuł patrz załącznik):

    • D [µm] = 1.344 * Współczynnik ogniskowy (wzór 3A)
    • D [“] = 276.73 / Przysłona [mm] (wzór 3b)

    Często używana jest tylko zaokrąglona wartość „277”.

    Podczas obserwacji DSO, przewiewny dysk może być większy niż bieżące wartości widzenia, mierzone jako wartości FWHM (w sekundach). W takim przypadku większa wartość, i.mi. należy użyć rozmiaru przewiewnego dysku. Dla porównania z Wartość FWHM, Potrzebny jest rozmiar przewiewnego dysku w sekundach, aby określić Rozmiar piksela, jego rozmiar w µm. Ten ostatni musi być o połowę do przybycia rozmiar pikseli czujnika, ponieważ przewiewny rozmiar dysku odnosi się do dwóch pikseli.

    Przykład (vaonis vespera)

    • Ogniskowy stosunek f/4 i długość fali 0.55 µm (550 nm) prowadzi do średnicy 5.37 µm >> Rozmiar pikseli czujnika „idealny” wynosi 2.68 µm.
    • Otwór 50 mm i długość fali 0.00055 mm (550 nm) prowadzi do średnicy 5.54 “>> jest powyżej FWHM 5”.

    (2) Skala obrazu

    Do „dobrego próbkowania

    Skala obrazu czujnika kamery o danym rozmiarze piksela w danym teleskopie jest używane do oceny jakość dopasowania kombinacji czujnika kamery/teleskopu. Jest obliczany jako (zasada):

    • Skala obrazu [“/pixel] = 206.265 * Rozmiar piksela [µm] / ogniskowy [mm] (wzór 4; zasada)

    Często używana jest tylko zaokrąglona wartość „206”.

    Dla Głębokie zdjęcia, Zasada „dobrego próbkowania” jest dążenie do skali obrazu około 1 do 2 sekund na piksel*. Wartości dla skali obrazu powyżej 2 są nazywane „podkładem”, wartości poniżej 1 nazywane są „nadpróbkowaniem”.

    Przykład (tlapo1027)

    • Ogniskowa 714 mm, apertura 102 mm, stosunek przysłony 1/7; Rozmiar piksela Atik Infinity 6.45 [µm] >> Skala obrazu = 1.86 [“/piksel] (dokładna formuła/wzór kciuka)
      >> To nadal jest akceptowalne w przypadku zdjęć głębokiego nieba.

    *) Inne specyfikacje, które znalazłem, to: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5, a nawet 0.7-3. Przyczyny tych wartości zwykle nie są podawane, ale oczywiście oparte są na typowych wartościach widzenia (w Europie Środkowej). Więcej o tym poniżej!

    W zależności od widzenia

    Aby wziąć widzenie Podsumowując, po prostu połówkuje wartość widzenia (FWHM) w praktyce i wykorzystuje ją jako pożądana skala obrazu wartość. Zatem skala obrazu obliczona zgodnie ze wzorem 3 nie jest sprawdzona według tego, czy leży między „idealnymi” wartościami 1 i 2, ale raczej, czy jest blisko wartości skali obrazu określonej przez wartość FWHM. Więcej na ten temat poniżej!

    W celu określenia Rozmiar piksela czujnika przy danym ogniskowym teleskopie formuła skali obrazu należy przekonwertować; To samo dotyczy ogniskowej teleskopu w danym rozmiarze pikseli:

    • Rozmiar piksela [µm] = ogniskowa [mm] * (FWHM [“] / 2) / 206.265 (Formuła 5A; zasada całego)
    • Ogniskowa [mm] = 206.265 * Rozmiar pikseli [µm] / (FWHM [“] / 2) (wzór 5b; zasada)

    Przykład (tlapo1027)

    • Zgodnie z „zasadą o połowę”, lokalna widzenie 4 ”oznacza średnio, że powinna być skierowana skala obrazu 2.
      Powoduje to rozmiar piksela 6.9 [µM] dla TLAPO1027 o ogniskowej 714 mm; Atik Infinity z 6.45 [µm] rozmiar pikseli pasowałby.
      Atik Infinity z 6.45 [µm] wielkość pikseli spowodowałaby ogniskową 665.2 mm, który jest blisko ogniskowej TLAPO1027 o ogniskowej 714 mm.

    Astronomia.narzędzie „ulepszenie”

    Aby osiągnąć gwiazdy „okrągłe”, autorzy astronomii.Witryna narzędzi proponuje próbkę z 3-krotną częstotliwością sygnału analogowego. Po pierwsze, przypisują zakresy wartości FWHM do różnych warunków widzenia i dzieląc wartości przez 3 (dla niższej wartości) lub 2 (dla wyższej wartości) osiągają „zalecane” zakresy wartości dla skali obrazu (które nazywają „rozmiarem piksela”. ). Prowadzi to do poniższej tabeli, w której uwzględniłem również standardową procedurę „połowy”:

    Skala obrazu

    Korzystanie z kalkulatora online na temat astronomii.Witryna narzędzi, możesz obliczyć skalę obrazu dla konfiguracji (oblicza się zgodnie z zasadą kciuka podaną powyżej) i odnosić ją do wartości widzenia lokalnego. Nie sprawdzasz więc, czy ta wartość leży między 1 a 2, ale czy leży ona w granicach podanych przez warunki widzenia lokalnego.

    • Przypadek „OK Seeing” (widzenie lokalne między 2 ”a 4”) prowadzi do skali obrazu między 0.67 i 2 (lub zgodnie z „regułą o połowę” 1 do 2), które zatem powinny być skierowane.
      Powoduje to rozmiar piksela dla tlapo1027 o ogniskowej 714 mm między 2.3/3.46 [µm] i 6.9 [µm]; Atik Infinity z 6.45 [µm] rozmiar pikseli byłby prawie dopasowany.

    Skąd pochodzą zalecenia dotyczące wartości skali obrazu?

    Jak już wspomniano, źródła internetowe zwykle nie zapewniają żadnego uzasadnienia dla podanych wartości skali obrazu „idealnego”. Moje podejrzenie, że są one oparte na typowych wartościach widzenia w Europie Środkowej, wydaje się być potwierdzone przez powyższą tabelę.

    Często wymieniony zakres wartości 1-2 dla skali reprodukcji odpowiada „OK widzieć”, często często wymieniona wartość 1.5 odpowiada „przeciętnej widzenia” 3 ”, które H.J. Strauch państwa dla Europy Środkowej. Inne wartości lub zakresy wartości wydają się być jedynie „wariantami” tego.

    (3) Zalecany zakres ogniskowej

    Za pomocą zalecenia, że ​​skala obrazu powinna wynosić od 1 do 2, można również określić zakres ogniskowy Zalecane dla czujnika, a tym samym sprawdź, czy własne teleskopy znajdują się w odpowiednim zakresie ogniskowym. Ze względu na prostotę używam tutaj zasady całej zasady dla skali obrazu, którą odpowiednio reformuję:

    • Telescope ogniskowa [mm] = 206.265 * Rozmiar pikseli [µm] / Skala obrazu [” / piksel] (reguła kciuk; wzór 5a)

    Aby określić zakres ogniskowy, teraz wstawię wartości „2” i „1” do wzoru 1 po drugiej:

    • Telescope ogniskowa [mm] = 206.265 * Rozmiar pikseli [µm] / 2 do 206.265 * Rozmiar pikseli [µm] (zasada całkowitego; wzór 5b/c)

    Jeśli chcesz uwzględnić widzenie (patrz astronomia.narzędzia), po prostu wprowadź odpowiednie wartości dla skali obrazu (górna i dolna granica, e.G. 0.67 i 2 dla „OK widzenie”) w formule.

    • TLAPO1027: ogniskowa 714 mm; PS 72/432: ogniskowa 432 mm; Skymax-127: ogniskowa 1500 mm; C8: ogniskowa 2032 mm; C8R: ogniskowa: 1280 mm; Rozmiar piksela Atik Infinity 6.45 [µm]
      Telescope ogniskowa [mm] = 206.265 * 6.45 /2 do 206.265 * 6.45 = 665.2 do 1330.4
      >> Zatem tlapo i c8 z f/6.3 Reduktor pasuje do zalecanego zakresu ogniskowego. Z 0.5-krotny reduktor, C8, a także Skymax-127 powinny pasować.
    • Z „OK Seeing”, dla widzenia lokalnego między 2 ”a 4”, skala obrazu między 0.67 i 2 (lub zgodnie z „regułą o połowę” od 1 do 2) powinno być skierowane.
      Atik Infinity z 6.45 [µm] Rozmiar pikseli spowodowałby ogniskową między 665.2 mm i 1330.4/1986 mm, który obejmuje Tlapo1027’s ogniskowa 714 mm.
      Prawdopodobnie aparat z mniejszymi pikselami (e.G. ASI 224 z 3.75 [µm]) lepiej pasowałoby do tego teleskopu. Tutaj zakres ogniskowej wynosiłby od 387 mm do 773/1154 mm.

    Aplikacje

    Poniżej przedstawiam tabele z wynikami obliczeniowymi na podstawie powyższych formuł dla moich i innych teleskopów oraz dla czujników kamer, które są dla mnie istotne. Na końcu tej sekcji staram się sprawdzić przydatność trzech rozmiarów czujników dla moich teleskopów za pomocą zmniejszonej tabeli.

    Obliczenia dla moich i innych teleskopów oraz niektóre rozmiary czujników

    Obliczyłem poniższą tabelę za pomocą arkusza kalkulacyjnego Excel na podstawie przedstawionych tutaj formuł.

    Optymalny rozmiar piksela

    Optymalny rozmiar piksela jest obliczany albo za pomocą Rayleigh rozdzielczość lub widzenie Zgodnie z regułą o połowę.