Имеет ли значение размера пикселя в астрофотографии?

= 206265 x [размер пикселя камеры / фокусное расстояние телескопа]

Телескоп и датчик

На этой странице я хочу выяснить, как телескоп и датчик камеры можно настроить друг на друга, и какие различия существуют между изображениями глубокого неба, с одной стороны, и луной, солнца и изображений планеты, с другой стороны, с другой стороны.

• Несмотря на все расчеты, это всего лишь грубые «рекомендации», которые успешно нарушаются снова и снова на практике.
• Page DSO Photography for Dummies – телескоп и датчик представляет эту тему более короткую, проще и ограниченную DSO Photography.

За то, что поспешно.

А качество подгонки датчика камеры с данным размер пикселя до данного Фокусное расстояние телескопа можно судить на основе его Изображение шкала (практическое правило):

• Шкала изображения [“/pixel] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм] =>200 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм]

Шкала изображений должна лежать между руководящими значениями 1 и 2 (часто значение 1.5 упоминается). Если вы хотите рассмотреть видя, Потечь вдвое значение FWHM [“] для локального виза и используйте это значение или эти значения в качестве руководства:

• эн.г. Fwhm = 3 “=> 1,5 или вы выбираете диапазон, E.г. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

Правила эмпирента, представленные и полученные на этой странице, можно найти в Приложении: Сбор правил эмбийта.

Введение

Вопросы.

Есть большое количество астрономических камер от разных производителей на рынке. Отличительной особенностью является размер ячеек датчика камеры, также называемый размер пикселя. Хобби -астрономы, которые хотят попасть в астрофотографию или EAA (в электронном виде астрономия) или даже купить другую астрономическую камеру, сталкиваются с вопросом о том, что размер пикселя Датчик такой камеры должен иметь, чтобы соответствовать фокусное расстояние их телескопа или телескопов оптимально (“оптимальная адаптация“). И наоборот, для данной камеры, я.эн. с данным размер пикселя датчика возникает вопрос, что фокусное расстояние Ваш телескоп должен иметь, чтобы он оптимально подходил датчику. Это поднимает ряд вопросов: почему размер пикселя иметь значение? Что значит “оптимальная подгонка“Средство в этом контексте? И как это найти? Я хотел бы ответить на эти вопросы в следующем!

Ответы

Оцифровка.

К сожалению, ответ на эти вопросы нелегко и должен быть несколько «теоретическим». Прежде всего, мы должны понять, что использование цифровой камеры на телескопе – это процесс, в котором аналоговый сигнал, оптическое изображение телескопа, преобразуется в цифровой, а именно изображение, созданное датчиком камеры. В идеале это преобразование, также называемое оцифровка, должно быть без потерь, так что в цифровой версии Даже нормально или, тем более, лучшие детали оригинала сохраняются. Например, если вы оцифровываете музыку для компакт -диска, цель состоит в том, чтобы перенести все слышимые частоты, я.эн. все частоты от 20 до 20 000 герц. Но как вы достигаете (насколько это возможно) без потерь оцифровка и как это выглядит в конкретном случае телескопа с цифровой камерой, прикрепленной?

Оцифровка пространственных сигналов (изображения)

В то время как при оцифровке височных сигналов измеряют аналоговый сигнал (отображается) в быстрой временной последовательности, пространственные сигналы измеряются (отображаются) «бок бок», то есть пространственно распределяемой и часто временно на параллельно. В цифровой фотографии, где должны быть сняты два пространственных измерения, это «пространственное сопоставление» реализуется прямоугольными датчиками, которые создаются из матрицы самых крошечных светочувствительных ячеек, называемых пиксели. Здесь также цель состоит в том, чтобы сохранить детали, то есть предотвратить объекты и пространственные структуры, которые максимально невелики от исчезновения. В случае телескопа это самые маленькие звезды, которые может показать телескоп. Размер этих «самых маленьких звезд» определяется разрешение силы (разрешение) телескопа, который зависит от апертура телескопа. Таким образом, эти «самые маленькие звезды» должны быть получены при изображении с цифровой камерой!

А теперь к первоначальному вопросу, вопрос о размере пикселя!

Камера, подключенная к телескопу, захватывает оптическое изображение, созданное телескопом с помощью датчик состоящий из прямоугольника крошечных датчиков, «пиксели». И, как мы знаем по цифровой фотографии, важно количество пикселей, которые имеет датчик камеры, и для данного размера датчика это число также определяет размер пикселей, о которых нам обычно мало. Это, однако, отличается от астрофотографии; Здесь размер пикселей играет роль, и именно в вопросе о том, как добиться наилучшей возможной цифровизации. Наш несколько «неточный» первоначальный вопрос, а именно, какой размер пикселей должен иметь для достижения «оптимальной адаптации» телескопа и датчика камеры, теперь могут быть переправлены, как: какой размер должен пиксели датчика камеры, которые могут показать тел, чтобы показать сигнал.

Ответ, сначала теоретический и общий.

На этот вопрос в первую очередь отвечает в общих чертах Найкиста теорема: Он утверждает, что «скорость отбора проб» должна быть как минимум в два раза выше, чем самая высокая частота, которая должна быть передана. Для компакт -дисков, следовательно, 44 кГц выбирается для безопасного передачи 20 кГц. В случае пространственных сигналов (мы говорим о так называемых «пространственных частотах», что более трудно представить, что слоя могут представить себе. ), “r

Имеет ли значение размера пикселя в астрофотографии?

= 206265 x [размер пикселя камеры / фокусное расстояние телескопа]

Телескоп и датчик

На этой странице я хочу выяснить, как телескоп и датчик камеры можно настроить друг на друга, и какие различия существуют между изображениями глубокого неба, с одной стороны, и луной, солнца и изображений планеты, с другой стороны, с другой стороны.

• Несмотря на все расчеты, это всего лишь грубые «рекомендации», которые успешно нарушаются снова и снова на практике.
• Page DSO Photography for Dummies – телескоп и датчик представляет эту тему более короткую, проще и ограниченную DSO Photography.

За то, что поспешно.

А качество подгонки датчика камеры с данным размер пикселя до данного Фокусное расстояние телескопа можно судить на основе его Изображение шкала (практическое правило):

• Шкала изображения [“/pixel] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм] = >>200 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм]

Шкала изображений должна лежать между руководящими значениями 1 и 2 (часто значение 1.5 упоминается). Если вы хотите рассмотреть видя, Потечь вдвое значение FWHM [“] для локального виза и используйте это значение или эти значения в качестве руководства:

• эн.г. Fwhm = 3 “=> 1,5 или вы выбираете диапазон, E.г. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

Правила эмпирента, представленные и полученные на этой странице, можно найти в Приложении: Сбор правил эмбийта.

Введение

Вопросы.

Есть большое количество астрономических камер от разных производителей на рынке. Отличительной особенностью является размер ячеек датчика камеры, также называемый размер пикселя. Хобби -астрономы, которые хотят попасть в астрофотографию или EAA (в электронном виде астрономия) или даже купить другую астрономическую камеру, сталкиваются с вопросом о том, что размер пикселя Датчик такой камеры должен иметь, чтобы соответствовать фокусное расстояние их телескопа или телескопов оптимально (“оптимальная адаптация“). И наоборот, для данной камеры, я.эн. с данным размер пикселя датчика возникает вопрос, что фокусное расстояние Ваш телескоп должен иметь, чтобы он оптимально подходил датчику. Это поднимает ряд вопросов: почему размер пикселя иметь значение? Что значит “оптимальная подгонка“Средство в этом контексте? И как это найти? Я хотел бы ответить на эти вопросы в следующем!

Ответы

Оцифровка.

К сожалению, ответ на эти вопросы нелегко и должен быть несколько «теоретическим». Прежде всего, мы должны понять, что использование цифровой камеры на телескопе – это процесс, в котором аналоговый сигнал, оптическое изображение телескопа, преобразуется в цифровой, а именно изображение, созданное датчиком камеры. В идеале это преобразование, также называемое оцифровка, должно быть без потерь, так что в цифровой версии Даже нормально или, тем более, лучшие детали оригинала сохраняются. Например, если вы оцифровываете музыку для компакт -диска, цель состоит в том, чтобы перенести все слышимые частоты, я.эн. все частоты от 20 до 20 000 герц. Но как вы достигаете (насколько это возможно) без потерь оцифровка и как это выглядит в конкретном случае телескопа с цифровой камерой, прикрепленной?

Оцифровка пространственных сигналов (изображения)

В то время как при оцифровке височных сигналов измеряют аналоговый сигнал (отображается) в быстрой временной последовательности, пространственные сигналы измеряются (отображаются) «бок бок», то есть пространственно распределяемой и часто временно на параллельно. В цифровой фотографии, где должны быть сняты два пространственных измерения, это «пространственное сопоставление» реализуется прямоугольными датчиками, которые создаются из матрицы самых крошечных светочувствительных ячеек, называемых пиксели. Здесь также цель состоит в том, чтобы сохранить детали, то есть предотвратить объекты и пространственные структуры, которые максимально невелики от исчезновения. В случае телескопа это самые маленькие звезды, которые может показать телескоп. Размер этих «самых маленьких звезд» определяется разрешение силы (разрешение) телескопа, который зависит от апертура телескопа. Таким образом, эти «самые маленькие звезды» должны быть получены при изображении с цифровой камерой!

А теперь к первоначальному вопросу, вопрос о размере пикселя!

Камера, подключенная к телескопу, захватывает оптическое изображение, созданное телескопом с помощью датчик состоящий из прямоугольника крошечных датчиков, «пиксели». И, как мы знаем по цифровой фотографии, важно количество пикселей, которые имеет датчик камеры, и для данного размера датчика это число также определяет размер пикселей, о которых нам обычно мало. Это, однако, отличается от астрофотографии; Здесь размер пикселей играет роль, и именно в вопросе о том, как добиться наилучшей возможной цифровизации. Наш несколько «неточный» первоначальный вопрос, а именно, какой размер пикселей должен иметь для достижения «оптимальной адаптации» телескопа и датчика камеры, теперь могут быть переправлены, как: какой размер должен пиксели датчика камеры, которые могут показать тел, чтобы показать сигнал.

Ответ, сначала теоретический и общий.

На этот вопрос в первую очередь отвечает в общих чертах Найкиста теорема: Он утверждает, что «скорость отбора проб» должна быть как минимум в два раза выше, чем самая высокая частота, которая должна быть передана. Для компакт -дисков, следовательно, 44 кГц выбирается для безопасного передачи 20 кГц. В случае пространственных сигналов (мы говорим о так называемых «пространственных частотах», что более трудно представить, что слоя могут представить себе. ), «приемная сетка» датчиков должна быть как минимум в два раза больше, чем лучшие детали исходного изображения, которое все еще следует сохранить.

И теперь практично!

Для астрономических камер это означает, что Самые маленькие воображаемые звезды должны упасть как минимум на два пикселя, чтобы их оптимально визуализировали »“(Если они падают на три пикселя, звезды становятся даже округлыми. ). Лучшие звезды, которые может показать телескоп, соответствуют размеру его разрешающая способность, так что пиксель должно быть половина размера или меньше, чем разрешающая сила телескопа использовал. Итак, мы в основном получили ответ на вопрос, заданный вначале! То, что еще не хватает, – это формулы для расчета Оптимальный размер пикселя, Поскольку разрешающая мощность дается на дуговых секундах и размере пикселей в микрометрах. Я нашел такие и другие формулы в Интернете и хотел бы представить их в короткой форме ниже. Более подробные формулы и производные, а также причины для определенных факторов и значений можно найти на телескопе и датчике.

Еще более практично: турбулентность воздуха (видение)!

В астрономической практике, к сожалению, все еще осложнение! Воздух имеет тенденцию быть беспокойным и турбулентным, на английском языке мы говорим »видя“(Я буду использовать этот термин ниже), и это в некоторой степени увеличивает изображения звезд. На практике это не влияет на Короткое время воздействия (Луна, солнце, планеты), но это влияет на Фотографии с более длительным временем экспозиции, как фотографии Deep Sky. Для этих фотографий, поэтому разрешение телескопа не важна, но больше Видеть ценность (как значение FWHM), который в принципе является мерой размера «взду она. Этот случай можно рассматривать с формулами, упомянутыми выше, введя желаемое значение FWHM в формулы вместо разрешения (см. Ниже).

Почему “оптимальный размер пикселей”? Типы отбора проб

Формулы для размера пикселей в Интернете обычно относятся к «оптимальному размеру пикселя», и я также использовал этот термин. На самом деле, теорема Найквиста имеет только верхний предел по размеру пикселя, и поэтому пиксели могут быть такими же маленькими, как вам нравится. Таким образом, должны быть практические причины, чтобы верхний предел был оптимальный и поэтому также Нижний предел, Хотя в некоторых случаях, такие как формулы шкалы изображений, перечисленные ниже, вы можете стремиться к диапазон вокруг оптимального.

В верхний предел первый! Если звезда падает на менее двух пикселей, оцифрованное изображение становится более грубым, чем оригинал. В «Техническом жаргоне» это называется »недостаточная выборка“. Теорема Nyquist помогает нам избежать этого! Теперь к Нижний предел! В основном, чем больше пиксели датчика, тем более легким он (а также сами пиксели). Таким образом, небольшие пиксели приводят к более низкой чувствительности, и поэтому пиксели должны быть максимально большими, чтобы сохранить время воздействия. Они, как мы узнали выше, когда звезда падает ровно на два пикселя. Диапазон вокруг этого оптимума также называется “Хорошая выборка“. Однако меньшие пиксели не только менее чувствительны к свету, но и в случае астрономии, где мы имеем дело с слабые сигналы, Чем меньше пиксели, тем больше сигналов, я.эн. звезды, распространяющиеся на все больше пикселей. Это еще больше ослабляет уже слабый сигнал. С другой стороны, чем больше пикселей распределяется объект, тем больше информации появляется (при условии, что эти детали могут быть воспроизведены). Следовательно, в приложениях, где есть достаточно света, например, в лунной, солнечной и планетарной фотографии, этот подход называется «перегрев“, используется на практике. Для этой цели были разработаны формулы, которые рассчитывают оптимальный компромисс между деталями и временем воздействия (см. Ниже).

Outlook

Далее я представляю несколько простых формул для оптимальной адаптации телескопов и датчиков, для которых часто существуют «Правила большого пальца», которые упрощают расчеты. Формулы для размер пикселя и телескоп фокусное расстояние являются прямым применением только что описанного подхода. Для других формул I не нашел никаких производных, но они также основаны на принципах, описанных здесь.

Из -за того, о чем написано видя, Я различаю в следующем Фотография Deep Sky (длинные воздействия) и Луна, солнце и планетарная фотография (короткие воздействия), Несмотря на то, что «основные формулы» имеют такую ​​же основу.

Фотографии глубокого неба

В следующем я представляю формулы, которые используются для фотографии глубокого неба; Для них есть «Правила эмпирического панели», которые облегчают на практике ситуацию, и которые я предоставляю здесь (точные формулы представлены в Приложении):

1. Если вы ищете подходящую камеру для фотографии с глубоким небом, вы будете использовать формулы для размер пикселя и Фокусное расстояние телескопа (Формулы 1A-D обеспечивают «теоретические» значения), где вы также можете рассмотреть влияние видя (Формулы 2A/B).
2. Если камера уже под рукой, вы захотите определить Изображение шкала Для различных телескопов в вашем собственном оборудовании (Формула 4), где есть также возможность принять во внимание наблюдение (формулы 5A/b).
3. И, наконец, рекомендуется Фокусный диапазон расстояния телескопа может быть определен для датчика с помощью шкалы изображений (с и без влияния; формулы 6A-C).

(1) размер пикселя

В зависимости от разрешения

Для оптимума размер пикселя или Фокусное расстояние телескопа, Были разработаны следующие формулы «Правил эмпиатра», в которых разрешающая способность телескопа после Рэлея является косвенно определяющим фактором (для получения формул и более точных формул см. Приложение):

• Размер пикселя [мкм] = фокусное соотношение [мм] * 0.3355 (Формула 1а)
• Фокусное расстояние [мм] = размер пикселя [мкм] * апертура [мм] / 0.3355 (Формула 1b)

Эти формулы, как правило, не используются для фотографий с глубоким небом и представлены здесь только для справки (они используются в столе дальше вниз).

В зависимости от вида

Для изображений DSO, Влияние видения обычно принимается во внимание при установке датчика камеры к телескопу. Вместо разрешение, а Местное видение используется в форме значения FWHM (в дуговых секундах) в формуле для размера пикселя или фокусного расстояния телескопа; Здесь соответствующие «Правила большого пальца» (для вывода формул и точные формулы см. Приложение):

• Размер пикселя [мкм] = фокусное расстояние [мм] * fwhm [“] / 412.5 (Формула 2а)
• Фокусное расстояние [мм] = размер пикселя [мкм] / fwhm [“] * 412.5 (Формула 2b)

Пример (TLAPO1027)

• Фокусное расстояние 714 мм; видеть = 3 “(согласно ч.Дж. Страх, среднее значение для Центральной Европы) >> Размер пикселя = 5,2 [мкм].
  >> Это довольно хорошо подходит для бесконечности Atik с 6.Размер пикселей 45 мкм!
• Фокусное расстояние 714 мм; Размер пикселя Atik Infinity = 6.45 [мкм]; видеть = 3 “(согласно ч.Дж. Страх среднее значение для Центральной Европы) >> Фокусное расстояние телескопа = 887 [мм]
  >> Разница в фокусных расстояниях не слишком большая, атик бесконечность довольно хорошо вписывается в TLAPO1027!

В зависимости от размера воздушного диска

Диаметр Воздушный диск, который является эффективным диаметром диафрагмы оптической системы, определяет ее разрешающую силу. Две точки могут быть надежно разделены в соответствии с критерием Рэлея, если максимумы их изображений разделены по крайней мере на радиус воздушного диска. Диаметр также указывает минимальный размер, с которым звезды изображаются в телескопе.

Диаметр d (длина, угловой размер) Воздушный диск рассчитывается в соответствии со следующими «Правилами большого пальца» (точные формулы см. Приложение):

• Длина:
  • D [мкм] = 2.44 * 0.55 * Фокусное соотношение
  • D [мкм] = 1.344 * Фокусное соотношение (формула 3A)
  • D [“] = 276.73 / Aperture [MM] (формула 3B)

  Часто используется только округленное значение “277”. В угловой мере воздушный диск дважды столь же велика, как Рэйли разрешающая силу (на которой она основана), потому что разрешающая сила относится к радиус, в то время как воздушный диск обычно используется с диаметр.

  При наблюдении DSO воздушный диск может быть больше, чем текущие значения, измеряемые как значения FWHM (в секундах). В таком случае большее значение, я.эн. Размер воздушного диска должен быть использован. Для сравнения с Значение FWHM, необходим размер воздушного диска за несколько секунд для определения размер пикселя, его размер в мкм. Последний должен быть пополам Для достижения размера пикселей датчика, потому что размер воздушного диска относится к двум пикселям.

  Пример (Vaonis Vespera)

  • Фокусное соотношение f/4 и длина волны 0.55 мкм (550 нм) приводят к диаметру 5.37 мкм >> размер пикселя «идеального» датчика 2 равен 2.68 мкм.
  • Апертура 50 мм и длина волны 0.00055 мм (550 нм) приводят к диаметру 5.54 “>> выше FWHM 5”.

  (2) Шкала изображений

  А Изображение шкала (в дуговых секундах на пиксель; для вывода формул см. Приложение) используется в качестве меры качество подгонки телескопа и датчика, если датчик уже дан. В зависимости от значения шкалы изображения проводятся различие между “перегрев“,”недостаточная выборка” и “Хорошая выборка“*. «Хорошая выборка» соответствует оптимальная подгонка, за что есть Направляющие значения для шкалы изображений Это отличается для фотографий глубокого неба и для фотографий луны, солнца и планеты. Для последнего также часто используется «перенаменение» (меньше, чем «идеальные» значения). Следует избегать недостатки (больше, чем «идеальные» значения) в любом случае.
  *) См. Глоссарий Baader Planetarium, статья Выборка Der Begriff, Over,- под хорошим отбором (www.Sbig.de/Universitaet/glossar-htm/выборка.HTM) с образцами изображений для этих вариантов выборки.

  Для «хорошей выборки

  А Изображение шкала (В дуговых секундах на пиксель) рассчитывается в соответствии с:

  • Шкала изображения [“/pixel] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм] (формула 4; Правило эмпирического правила)

  Часто используется только закругленное значение «206».

  Это значение используется для оценки качество подгонки комбинации датчика камеры/телескопа. Для Фотографии глубокого неба, Правило эмпирического правила для «хорошей выборки» состоит в том, чтобы стремиться к шкале изображений от 1 до 2 секунд на пиксель (Другие спецификации, которые я нашел: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5 и даже 0.7-3)*. Значения для шкалы изображений выше 2 называются «недостаточная выборка», значения ниже 1 называются «перенаменением».

  *) Причины этих руководящих ценностей обычно не даются, но, очевидно, они основаны на типичных ценностях для видения (в Центральной Европе). Подробнее об этом ниже!

  Пример (TLAPO1027)

  • Фокусное расстояние 714 мм, апертуру 102 мм, соотношение апертуры 1/7; Размер пикселей Atik Infinity 6.45 [мкм] >> шкала изображения = 1.86 [“/pixel]
    >> Это все еще приемлемо для фотографий Deep Sky.

  В зависимости от вида

  Согласно H.Дж. Strauch, один просто вдрет видя значение (FWHM) на практике и использует это как Желаемая шкала изображений ценить. В принципе это применение теоремы Найквиста, которая утверждает, что скорость отбора проб должна быть вдвое превышающую частоту отбираемого аналогового сигнала. Таким образом, шкала изображений, рассчитанная в соответствии с Формулой 4, не проверяется в соответствии с тем, находится ли она между «идеальными» значениями 1 и 2, а скорее, находится ли она близка к значению шкалы изображений, определяемым значением FWHM. Подробнее об этом ниже!

  Чтобы определить размер пикселя Датчика на данном фокусном расстоянии телескопа формула для шкалы изображений должна быть преобразована; То же самое относится и к фокусному расстоянию телескопа при данном размере пикселя:

  • Размер пикселя [мкм] = фокусное расстояние [мм] * (fwhm [“] / 2) / 206.265 (Формула 5A; Правило эмпиатра)
  • Фокусное расстояние [мм] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / (fwhm [“] / 2) (формула 5b; Правило большого пальца)

  Пример (TLAPO1027)

  • Согласно «правилу вдвое», локальное видение 4 »в среднем означает, что шкала изображений из 2 должна быть направлена ​​на.
    Это приводит к размеру пикселя 6.9 [мкм] для TLAPO1027 с фокусным расстоянием 714 мм; Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселя подойдет.
    Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселя приведет к фокусному расстоянию 665.2 мм, что близко к фокусному расстоянию TLAPO1027 с фокусным расстоянием 714 мм.

  Астрономия.Инструмент “настройка”

  Астрономия.Инструменты пишут о частоте отбора проб: «В некоторых дебатах используются это для современных датчиков CCD, потому что они используют квадратные пиксели, и мы хотим изобразить круглые звезды. Используя типичное видение при 4 “FWHM, формула Nyquist предположила бы, что каждый пиксель имеет 2” разрешение, что означало бы, что звезда может упасть только на один пиксель, или это может осветить массив 2 x 2, так что быть зафиксирована как квадрат.«Чтобы достичь« круглых »звезд, авторы веб -сайта предлагают попробовать попробовать с 3 -кратной частотой аналогового сигнала – но они делают это только частично.

  Прежде всего, авторы присваивают значение значения FWHM различным условиям видения, и, разделяя эти значения на 3 или 2, они достигают «рекомендуемых» диапазонов значений для шкалы изображений (которые они называют «размер пикселей». ) Они делят значение FWHM на нижнем пределе не на 2, а на 3, что приводит к следующей таблице, в которой я также включил «стандартную процедуру» «вдвое»:

  Изображение шкала

  *) В соответствии с «правилом вдвое» (от h.Дж. Strauch), если вы используете диапазоны видения, определяемые астрономией.инструменты

  Использование онлайн -калькулятора в астрономии.Инструменты веб -сайт, вы можете рассчитать шкалу изображений для вашей конфигурации (он рассчитывает в соответствии с приведенным выше правилом) и связать ее со значениями локального вида. Таким образом, вы не проверяете, лежит ли это значение от 1 до 2 (или что -то еще дано. ), но находится ли он в пределах, данных местными условиями.

  • Случай «ОК, увидев» (локальное видение между 2 и 4 ») приводит к шкале изображения между 0.67 и 2 (или в соответствии с «правилом вдвое» от 1 до 2), которые должны быть направлены на.
    Это приводит к размеру пикселя для TLAPO1027 с фокусным расстоянием 714 мм между 2.3/3.46 [мкм] и 6.9 [мкм]; Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселей почти подходит.

  Откуда поступают рекомендации по значению шкалы изображений?

  Как уже упоминалось, интернет -источники обычно не предоставляют никаких оправданий для «идеальных» значений шкалы изображений. Мое подозрение, что они основаны на типичных ценностях для просмотра в Центральной Европе, кажется, подтверждается таблицей выше.

  Часто упоминаемый диапазон значений 1-2 для шкалы воспроизведения соответствует «ОК, видя», также часто упоминаемое значение 1.5 соответствует «среднему виду» 3 », которое h.Дж. Штаты Штрауха для Центральной Европы. Другие значения или диапазоны значений, по -видимому, являются просто «вариациями» этого. В этом отношении, вероятно, лучше всего вычислять шкалу изображений для собственной или предполагаемой конфигурации и ожидаемого видения и сравнить ее с таблицей выше. Следует ли кто -то затем интерпретация астрономии.Инструменты или инструменты.Дж. Штраух и другие зависит от индивидуума.

  (3) Рекомендуемый диапазон фокусных расстояний

  С помощью правления, что шкала изображений должна быть от 1 до 2, можно также определить Фокусный диапазон расстояния Рекомендуется для датчика и, таким образом, проверьте, находятся ли собственные телескопы в подходящем диапазоне фокусных расстояний. Для простоты я использую здесь практическое правило для шкалы изображений, которое я соответственно реформирую:

  • Фокусное расстояние [мм] = 206.265 * размер пикселя [мкм] / шкала изображения [” / pixel] (формула 6A; правило эмпирического правила)

  Чтобы определить диапазон фокусных расстояний, я теперь вставляю значения «2» и «1» в формулу одного за другой:

  • Фокусное расстояние [мм] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / 2 к 206.265 * размер пикселя [мкм] (формула 6b/c; Правило эмпиатра)

  Если вы хотите включить увидеть (см. Астрономию.Инструменты), просто введите соответствующие значения для шкалы изображения (верхний и нижний предел, E.г. 0.67 и 2 для «ОК, ВИДЕТЬ») в формуле.

  • TLAPO1027: Фокусное расстояние 714 мм; PS 72/432: Фокусное расстояние 432 мм; Skymax-127: Фокусное расстояние 1500 мм; C8: Фокусное расстояние 2032 мм; C8r: Фокусное расстояние: 1280 мм; размер пикселя Атик Бесконечность 6.45 [мкм]
    Фокусное расстояние телескопа [мм] = 206.265 * 6.45/2 до 206.265 * 6.45 = 665.2–1330.4
    >> Таким образом, TLAPO и C8 с f/6.3 Reducer Fit в рекомендуемый диапазон фокусных расстояний. С 0.5-кратный редуктор, C8, а также Skymax-127 должен соответствовать.
  • С «ОК, увидев», для локального видения между 2 и 4 », масштаб изображений между 0.67 и 2 (или в соответствии с «правилом вдвое» от 1 до 2) должны быть направлены на.
    Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселя приведет к фокусному расстоянию между 665.2 мм и 1330.4/1986 мм, что включает Tlapo1027 Фокусное расстояние 714 мм.
    Вероятно, камера с меньшими пикселями (E.г. ASI 224 с 3.75 [мкм]) будет лучше подходить для этого телескопа. Здесь диапазон фокусных расстояний будет между 387 мм до 773/1154 мм.

  Фотографии луны, солнца и планеты

  Далее я представляю формулы для фотографии Луны, Солнца и Планеты, для которых часто существуют «Правила большого пальца»:

  • Если вы ищете подходящую камеру для фотографии с глубоким небом, вы будете использовать формулы для размер пикселя и телескоп фокусное расстояние (формулы 1a/b). Если у вас уже есть камера, вы захотите определить Изображение шкала Для разных телескопов в вашем собственном парке телескопа (Формула 4)
  • Кроме того, я представляю формулы для случая, что перегрев должен использоваться, я.эн. много подробности должны быть показаны (формулы 7A/B, 8).

  (1) Хорошая выборка

  Размер пикселей, фокусное расстояние телескопа

  Как написано выше, при фотографировании этих объектов с временем воздействия фракций секунды турбулентность в атмосфере практически «замороженная». Это позволяет рассчитать с теоретическим разрешением телескопа; Здесь только Правила эмпиатра:

  Размер пикселя [мкм] (формула 1а); Фокусное расстояние [мм] (формула 1b)

  Пример (Tlapo1027, Rayleigh/Dawes/Nyquist)

  • Фокусное расстояние 714 мм, f/7, разрешение 1.15 “>>размер пикселя = 2,35 / 1,96 / 1,9 [мкм]
    >> Это не подходит для бесконечности Atik с 6.Размер пикселей 45 мкм! Это должно работать с биннингом.
  • Решение мощности 1.15, апертура 102 мм; Размер пикселей Atik Infinity 6.45 [мкм] >>Фокусное расстояние телескопа = 1960.95 [мм]
    >> Это требует 3-кратного телевизора

  Изображение шкала

  Из следующих формул Изображение шкала Можно определить при условии, что фокусное расстояние и датчик телескопа (размер пикселя) приведены:

  • Шкала изображения [“/pixel] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм] (формула 4; Правило эмпирического правила)

  Пример (TLAPO1027)

  • Фокусное расстояние 714 мм; Размер пикселей Atik Infinity 6.45 [мкм] >>Изображение шкала = 1, 86 [“/pixel] (Правило эмпиатра)

  Я не смог найти никаких других стандартных значений для шкалы изображений этих объектов (луна, солнце, планеты), хотя некоторые источники пишут, что они существуют.

  (2) Оптимальная апертура, оптимальное фокусное расстояние

  Для луна, солнце и планетарные фотографии Взятые с помощью веб -камеров или CCD/CMOS -камер, это может быть полезно для «выбора» изображений, чтобы получить более подробную информацию. При этом свет распределяется по большему количеству пикселей, чем требуется в соответствии с критерием Nyquist для достижения разрешения изображения, поскольку потеря чувствительности не является основным фактором (если видение позволяет показывать детали). Однако произвольное увеличение фокусного расстояния не является разумным. Вместо этого компромисс между фокусным расстоянием и яркости изображения (и, следовательно, время экспозиции) направлен на. Для этого Оптимальное соотношение диафрагмы «FO» рассчитывается в соответствии с формулой, данной Стефаном Сейпом (см. Приложение) или в соответствии со следующими правилами:

  • fo (SW) = размер пикселя [мкм] * 3.57 (Формула 7A; Правило эмпирического правила)
  • fo (цвет) = размер пикселя [мкм] * 5.00 (Формула 7b; Правило эмпиатра) (в соответствии с публикацией Герда Дюринга, значение B & W 3,57 также действителен для цвета)

  Самый простой способ определить Оптимальное фокусное расстояние является:

  • Оптимальное фокусное расстояние = FO* Aperture (формула 8; Правило большого пальца)

  (1) Цветная камера Atik Infinity Camera, Пиксель ширина 6.45 мкм. Для этого формула с фактором 5 приводит к оптимальной апертуре 32.25 (я.эн. 32) и, следовательно, оптимальное соотношение апертуры около f/32 (1:32).

  Применение в мои телескопы:

  • TLAPO1027: Фокусное расстояние 714 мм, апертуру 102 мм, соотношение f/7.
    Оптимальное фокусное расстояние = 32 x 102 мм = 3264 мм. Фокусное расстояние телескопа должно быть расширено с 714 до 3264 мм (по фактору 4.57 = 5).
  • PS 72/432: Фокусное расстояние 432 мм, апертуру 72 мм, фокусное соотношение 1/6.
    Оптимальное фокусное расстояние = 32 x 72 мм = 2304 мм. Фокусное расстояние телескопов должно быть расширено с 432 до 2304 миллиметров (по факту 5.33 = 5).
  • C8: Фокусное расстояние 2032 мм, апертура 203 мм (203.2), Фокусное соотношение 1/10.
    Оптимальное фокусное расстояние = 32 x 203.2 мм = 6502 мм. Фокусное расстояние телескопа должно быть расширено с 2032 до 6502 мм (в течение 3.2 = 3).

  (2) Камера ASI 224 MV цвет, Пиксель ширина 3.75 мкм. Для этого формула с фактором 5 приводит к оптимальной апертуре 18.75 (я.эн. Примерно 16) и, следовательно, оптимальный коэффициент диафрагмы около f/16 (1:16).

  Применение в мои телескопы:

  • TLAPO1027: Фокусное расстояние 714 мм, апертура 102 мм, f/16 (1:16).
    Оптимальное фокусное расстояние = 18.75 x 102 мм = 1912.5 мм. Фокусное расстояние телескопов должно быть расширено с 714 до 1900 мм (в течение 2.68, я.эн. около 2.5 или 3).
  • PS 72/432: Фокусное расстояние 432 мм, апертуру 72 мм, фокусное соотношение 1/6.
    Оптимальное фокусное расстояние = 18.75 x 72 мм = 1350 мм. Фокусное расстояние телескопа должно быть расширено с 432 до 1350 мм (в течение 3.125 = 3).
  • C8: Фокусное расстояние 2032 мм, апертура 203 мм (203.2), коэффициент диафрагмы 1/10.
    Оптимальное фокусное расстояние = 18.75 x 203.2 мм = 3810 мм. Фокусное расстояние телескопов должно быть расширено с 2032 до 3810 мм (по коэффициенту 1.875 = 2).

  Приложения

  Далее я представляю таблицы с результатами расчета на основе приведенных выше формул для моих и некоторых других телескопов и для датчиков камеры, которые для меня актуальны. В конце этого раздела я стараюсь проверить пригодность трех размеров датчиков для моих телескопов, используя уменьшенную таблицу.

  Расчеты для моих и других телескопов и некоторых размеров датчиков

  Я рассчитал следующую таблицу, используя электронную таблицу Excel на основе представленных здесь формул.

  Оптимальный размер пикселя

  Оптимальный размер пикселя рассчитывается либо с помощью Rayleigh разрешение или видя В соответствии с правилом вдвое (в некоторых случаях размер воздушного диска может переопределить эти значения, потому что он больше).

  Имеет ли значение размера пикселя в астрофотографии?

  Охто

  Мы аррегировали подоаджолгн. SpoMOщHщ эtOй straoniцы mы smosememememopredetath, чto -aprosы otpra. То, что нужно?

  Эta -steraniцa otobrana -overshy -aTeх -stuчah -obra -aTeх -stu -y -y -ogdaTomAtiчeskymi -stri -stri -rah -strhe -strhe -strhe -stri -stri -stri -stri -stri -stri -rah -rah -stristriouri Котора. Straoniцa -oprepaneTeTeTeTeTOTOTOTO -opobrasthep -apoSle -o, kak -эat. ДО СОМОМОНТА.

  Иошнико -а -а -а -в -впологовый схлк -а -апросов. Esli-yspolheoute obhщiй dostup-vanterneTTHETHETHETHETHET,. Охраторс. Подеб.

  Проверка, в котором я, eSli -voAchephephephephe -yvodyte -sloжne -apro Эмами, Или,.

  Имеет ли значение размера пикселя в астрофотографии?

  Охто

  Мы аррегировали подоаджолгн. SpoMOщHщ эtOй straoniцы mы smosememememopredetath, чto -aprosы otpra. То, что нужно?

  Эta -steraniцa otobrana -overshy -aTeх -stuчah -obra -aTeх -stu -y -y -ogdaTomAtiчeskymi -stri -stri -rah -strhe -strhe -strhe -stri -stri -stri -stri -stri -stri -rah -rah -stristriouri Котора. Straoniцa -oprepaneTeTeTeTeTOTOTOTO -opobrasthep -apoSle -o, kak -эat. ДО СОМОМОНТА.

  Иошнико -а -а -а -в -впологовый схлк -а -апросов. Esli-yspolheoute obhщiй dostup-vanterneTTHETHETHETHETHET,. Охраторс. Подеб.

  Проверка, в котором я, eSli -voAchephephephephe -yvodyte -sloжne -apro Эмами, Или,.

  По размеру пикселя и разрешению изображения

  

  Я регулярно изучаю свою копию Справочник по астрономической обработке изображений Ричард Берри и Джеймс Бернелл. Это отличная справочная работа для всех вещей, связанных с получением и обработкой изображений Deep Sky, предоставляя очень подробную информацию и теорию о том, как работает оборудование для визуализации и методы, чтобы использовать максимальную отдачу от вашего оборудования. Я изучал раздел о датчиках и оптике, в котором обсуждается, как определить разрешение вашего оборудования; Я многому научился и подумал, что попытаюсь подвести итог и поделиться некоторыми из них здесь. Вы можете найти эту информацию подробно в разделе 4.1 в книге.

  Мы все стремимся получить как можно больше деталей, насколько мы можем из -за изображений, независимо от того, какова область вида нашего оборудования. Это определяется размером матрицы пикселей нашего датчика изображения (CCD или CMOS Camer. Базовая мера для этого обычно дается в дуговые секунды на пиксель. Чтобы максимизировать разрешение, вы’LL нуждается в размере пикселей вашей камеры, чтобы быть достаточно маленьким, чтобы забрать самые маленькие детали, которые можно увидеть с 2 связанными пикселями или более. Высокое разрешение также зависит от того, насколько важна поле зрения для вас. Если вы хотите широкий FOV, вам может потребоваться пожертвовать некоторым разрешением, чтобы получить общее изображение, которое вы хотите.

  Чтобы рассчитать угловой размер пикселя, используйте следующее уравнение:

  = 206265 x [размер пикселя камеры / фокусное расстояние телескопа]

  Убедитесь, что вы используете те же единицы для размера пикселя и фокусного расстояния. Например, моя камера QHY 268C’s размер пикселя 3 равен 3.76 микрон или .00376 мм. My Astro Tech at102ed имеет фокусное расстояние 709 мм. Сделайте математику, и размер углового пикселя для этой установки – 1.093 дуги секунд на пиксель. Другими словами, для данного поля обзора этой настройки каждый пиксель будет охватывать примерно 1 дугу второй детализации на изображении.

  Что это значит? Ошибки отслеживания монтирования и оптические трубки с моей системой визуализации могут ухудшить визуализацию до 2 дуговых секунд или более; это’S, наверное, хуже, так как я в основном изображаю в сильно загрязненного светового места. Если видение не’т очень хорошо, пусть’S скажу это’S 2 или 3 секунды, тогда все еще может быть несколько нормально для визуализации. Однако, если видение очень хорошо составляет около 1 дуги секунды, я’D выигрывает от использования более длинного фокусного телескопа, предполагая FOV I’D, как все еще несколько возможно. Для визуализации глубокого неба необходимо, что вам нужно, как правило, диктует фокусное расстояние оптической системы, с которой вам нужно работать.

  Что касается получения собственной копии Справочник по астрономической обработке изображений, Вам, возможно, придется много искать, чтобы найти один. Sky and Telescope купили старый веб-сайт и ресурсы Willamen-Bell, и вы все равно можете найти там много отличных материалов, но у них не было копий этой книги. Моя единственная рекомендация – попробовать поиск подержанных книг -продавцов.

  Оставайтесь в безопасности, получайте удовольствие, если вы решите пойти после этих целей, заставить своих соседей выключить свет ночью и убедить их присоединиться к веселью….
  
  Изображение кредиты:

  M79; Телескоп Live 1 -Click Gundled Data – Обработаны в Pixinsight
  NGC 3310; Telesope Live Advanced запрос; LRGB с использованием SPA-2; Обрабатывается в Pixinsight

  8 х 600” – Яркости
  6 x 600” – Красный
  6 x 600” – Зеленый
  6 x 600” – Синий

  Мир замышляет против ваших наблюдений? Начните сейчас свою 1-недельную бесплатную пробную версию и немедленно получайте доступ к тоннам первоклассных данных о качестве.

  DSO Photography для чайников – телескоп и датчик

  На этой странице я хочу выяснить, как телескоп и датчик камеры можно настроить друг на друга для изображений Deep Sky «Легкий путь».

  • Несмотря на все расчеты, это всего лишь грубые «рекомендации», которые успешно нарушаются снова и снова на практике.
  • Страница телескопа и датчика более тщательно обсуждают эту тему.

  За то, что поспешно.

  А качество подгонки датчика камеры с данным размер пикселя до данного Фокусное расстояние телескопа можно судить на основе его Изображение шкала (практическое правило):

  • Шкала изображения [“/pixel] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм] = >>200 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм]

  Шкала изображений должна лежать между руководящими значениями 1 и 2 (часто значение 1.5 упоминается). Если вы хотите рассмотреть видя, Потечь вдвое значение FWHM [“] для локального виза и используйте это значение или эти значения в качестве руководства:

  • эн.г. Fwhm = 3 “=> 1,5 или вы выбираете диапазон, E.г. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

  Правила эмпирента, представленные и полученные на этой странице, можно найти в Приложении: Сбор правил эмбийта.

  Введение

  Вопросы.

  Есть большое количество астрономических камер от разных производителей на рынке. Отличительной особенностью является размер ячеек датчика камеры, также называемый размер пикселя. Хобби -астрономы, которые хотят попасть в астрофотографию или EAA (в электронном виде астрономия) или даже купить другую астрономическую камеру, сталкиваются с вопросом о том, что размер пикселя Датчик такой камеры должен иметь, чтобы соответствовать фокусное расстояние их телескопа или телескопов оптимально (“оптимальная адаптация“). И наоборот, для данной камеры, я.эн. с данным размер пикселя датчика возникает вопрос, что фокусное расстояние Ваш телескоп должен иметь, чтобы он оптимально подходил. Это поднимает ряд вопросов: почему размер пикселя иметь значение? Что значит “оптимальная подгонка“Средство в этом контексте? И как это найти? Я хотел бы ответить на эти вопросы в следующем!

  Ответы

  Оцифровка.

  К сожалению, ответ на эти вопросы нелегко и должен быть несколько «теоретическим». Прежде всего, мы должны понять, что использование цифровой камеры на телескопе – это процесс, в котором аналоговый сигнал, оптическое изображение телескопа, преобразуется в цифровой, а именно изображение, созданное датчиком камеры. В идеале это преобразование, также называемое оцифровка, должно быть без потерь, так что в цифровой версии Даже нормально или, тем более, лучшие детали оригинала сохраняются. Например, если вы оцифровываете музыку для компакт -диска, цель состоит в том, чтобы перенести все слышимые частоты, я.эн. все частоты от 20 до 20 000 герц. Но как вы достигаете (насколько это возможно) без потерь оцифровка и как это выглядит в конкретном случае телескопа с цифровой камерой, прикрепленной?

  Оцифровка пространственных сигналов (изображения)

  В то время как при оцифровке височных сигналов измеряют аналоговый сигнал (отображается) в быстрой временной последовательности, пространственные сигналы измеряются (отображаются) «бок бок», то есть пространственно распределяемой и часто временно на параллельно. В цифровой фотографии, где должны быть сняты два пространственных измерения, это «пространственное сопоставление» реализуется прямоугольными датчиками, которые создаются из матрицы самых крошечных светочувствительных ячеек, называемых пиксели. Здесь также цель состоит в том, чтобы сохранить детали, то есть предотвратить объекты и пространственные структуры, которые максимально невелики от исчезновения. В случае телескопа это самые маленькие звезды, которые может показать телескоп. Размер этих «самых маленьких звезд» определяется разрешение силы (разрешение) телескопа, который зависит от апертура телескопа. Таким образом, эти «самые маленькие звезды» должны быть получены при изображении с цифровой камерой!

  А теперь к первоначальному вопросу, вопрос о размере пикселя!

  Камера, подключенная к телескопу, захватывает оптическое изображение, созданное телескопом с помощью датчик состоящий из прямоугольника крошечных датчиков, «пиксели». И, как мы знаем по цифровой фотографии, важно количество пикселей, которые имеет датчик камеры, и для данного размера датчика это число также определяет размер пикселей, о которых нам обычно мало. Это, однако, отличается от астрофотографии; Здесь размер пикселей играет роль, и именно в вопросе о том, как добиться наилучшей возможной цифровизации. Наш несколько «неточный» первоначальный вопрос, а именно, какой размер пикселей должен иметь для достижения «оптимальной адаптации» телескопа и датчика камеры, теперь могут быть переправлены, как: какой размер должен пиксели датчика камеры, которые могут показать тел, чтобы показать сигнал.

  Ответ, сначала теоретический и общий.

  На этот вопрос в первую очередь отвечает в общих чертах Найкиста теорема: Он утверждает, что «скорость отбора проб» должна быть как минимум в два раза выше, чем самая высокая частота, которая должна быть передана. Для компакт -дисков, следовательно, 44 кГц выбирается для безопасного передачи 20 кГц. В случае пространственных сигналов (мы говорим о так называемых «пространственных частотах», что более трудно представить, что слоя могут представить себе. ), «приемная сетка» датчиков должна быть как минимум в два раза больше, чем лучшие детали исходного изображения, которое все еще следует сохранить.

  И теперь практично!

  Для астрономических камер это означает, что Самые маленькие воображаемые звезды должны упасть как минимум на два пикселя, чтобы их оптимально визуализировали »“(Если они падают на три пикселя, звезды становятся даже округлыми. ). Лучшие звезды, которые может показать телескоп, соответствуют размеру его разрешающая способность, так что пиксель должно быть половина размера или меньше, чем разрешающая сила телескопа использовал. Итак, мы в основном получили ответ на вопрос, заданный вначале! То, что еще не хватает, – это формулы для расчета Оптимальный размер пикселя, Поскольку разрешающая мощность дается на дуговых секундах и размере пикселей в микрометрах. Я нашел такие и другие формулы в Интернете и хотел бы представить их в короткой форме ниже. Более подробные формулы и производные, а также причины для определенных факторов и значений можно найти на телескопе и датчике.

  Еще более практично: турбулентность воздуха (видение)!

  В астрономической практике, к сожалению, все еще осложнение! Воздух имеет тенденцию быть беспокойным и турбулентным, на английском языке мы говорим »видя“(Я буду использовать этот термин ниже), и это в некоторой степени увеличивает изображения звезд. На практике это не влияет на Короткое время воздействия (Луна, солнце, планеты), но это влияет на Фотографии с более длительным временем экспозиции, как фотографии Deep Sky. Для этих фотографий, поэтому разрешение телескопа не важна, но больше Видеть ценность (как значение FWHM), который в принципе является мерой размера «взду она. Этот случай можно рассматривать с формулами, упомянутыми выше, введя желаемое значение FWHM в формулы вместо разрешения (см. Ниже).

  Почему “оптимальный размер пикселей”? Типы отбора проб

  Формулы для размера пикселей в Интернете обычно относятся к «оптимальному размеру пикселя», и я также использовал этот термин. На самом деле, теорема Найквиста имеет только верхний предел по размеру пикселя, и поэтому пиксели могут быть такими же маленькими, как вам нравится. Таким образом, должны быть практические причины, чтобы верхний предел был оптимальный и поэтому также Нижний предел, Хотя в некоторых случаях, такие как формулы шкалы изображений, перечисленные ниже, вы можете стремиться к диапазон вокруг оптимального.

  В верхний предел первый! Если звезда падает на менее двух пикселей, оцифрованное изображение становится более грубым, чем оригинал. В «Техническом жаргоне» это называется »недостаточная выборка“. Теорема Nyquist помогает нам избежать этого! Теперь к Нижний предел! В основном, чем больше пиксели датчика, тем более легким он (а также сами пиксели). Таким образом, небольшие пиксели приводят к более низкой чувствительности, и поэтому пиксели должны быть максимально большими, чтобы сохранить время воздействия. Они, как мы узнали выше, когда звезда падает ровно на два пикселя. Диапазон вокруг этого оптимума также называется “Хорошая выборка“. Однако меньшие пиксели не только менее чувствительны к свету, но и в случае астрономии, где мы имеем дело с слабые сигналы, Чем меньше пиксели, тем больше сигналов, я.эн. звезды, распространяющиеся на все больше пикселей. Это еще больше ослабляет уже слабый сигнал. С другой стороны, чем больше пикселей распределяется объект, тем больше информации появляется (при условии, что эти детали могут быть воспроизведены). Следовательно, в приложениях, где есть достаточно света, например, в лунной, солнечной и планетарной фотографии, этот подход называется «перегрев“, используется на практике. Для этой цели были разработаны формулы, которые рассчитывают оптимальный компромисс между деталями и временем воздействия (см. Телескоп и датчик).

  Примечание: На этой странице я буду рассмотреть только случай с фотографией Deep Sky; Случай лунной, солнечной и планетарной фотографии также покрывается на страничном телескопе и датчике.

  Outlook

  Далее я введу несколько простых формул для фотографий Deep Sky, для которых часто бывают «Правила большого пальца», которые упрощают расчеты. Формулы для размер пикселя и телескоп фокусное расстояние являются прямым применением только что описанного подхода. Для других формул я не нашел никаких производных, но они также основаны на основном принципе, описанном здесь. Более подробные формулы и производные, а также причины для определенных факторов и значений нельзя найти на этой странице, а на телескопе и датчике.

  Фотографии глубокого неба

  Далее я представлю несколько простых формул для фотографии глубокого неба; Часто для них есть «Правила эмпиатра», которые на практике облегчают ситуацию:

  1. Если вы ищете подходящую камеру для фотографии с глубоким небом, вы будете использовать формулы для размер пикселя и Фокусное расстояние телескопа где вы также можете рассмотреть влияние видя.
  2. Если камера уже под рукой, вы захотите определить Изображение шкала Для различных телескопов в вашем собственном оборудовании, где есть и возможность учитывать внимание.
  3. И, наконец, рекомендуется Фокусный диапазон расстояния телескопа может быть определен для датчика с помощью шкалы изображений (с и без влияния).

  (1) размер пикселя

  В зависимости от того, чтобы увидеть

  Для изображений DSO, Влияние видения обычно принимается во внимание при установке датчика камеры к телескопу. Вместо разрешение, а Местное видение вводится в виде значения FWHM (в дуговых секундах) в формуле (практическое правило) для размера пикселя (или фокусного расстояния телескопа):

  • Размер пикселя [мкм] = фокусное расстояние [мм] * fwhm [“] / 412.5 (Формула 2а)
  • Фокусное расстояние [мм] = размер пикселя [мкм] / fwhm [“] * 412.5 (Формула 2b)
  • TLAPO1027: Фокусное расстояние 714 мм; Видение = 3 “(среднее значение для Центральной Европы) >> размер пикселей = 5,2 [мкм].
    >> Это довольно хорошо подходит для бесконечности Atik с 6.Размер пикселей 45 мкм!
  • TLAPO1027: Фокусное расстояние 714 мм; Размер пикселя Atik Infinity = 6.45 [мкм]; Видение = 3 “(среднее значение для Центральной Европы) >> фокусное расстояние телескопа = 887 [мм]
    >> Разница в фокусных расстояниях не слишком большая, атик бесконечность довольно хорошо вписывается в TLAPO1027!

  В зависимости от размера воздушного диска

  Диаметр Воздушный диск, который является эффективным диаметром диафрагмы оптической системы, определяет ее разрешающую силу. Две точки могут быть надежно разделены в соответствии с критерием Рэлея, если максимумы их изображений разделены, по крайней мере, радиусом воздушного диска. Диаметр также указывает минимальный размер, с которым звезды изображаются в телескопе.

  Диаметр d (длина, угловой размер) Воздушный диск рассчитывается в соответствии со следующими «Правилами большого пальца» (точные формулы см. Приложение):

  • D [мкм] = 1.344 * Фокусное соотношение (формула 3A)
  • D [“] = 276.73 / Aperture [MM] (формула 3B)

  Часто используется только округленное значение “277”.

  При наблюдении DSO воздушный диск может быть больше, чем текущие значения, измеряемые как значения FWHM (в секундах). В таком случае большее значение, я.эн. Размер воздушного диска должен быть использован. Для сравнения с Значение FWHM, необходим размер воздушного диска за несколько секунд для определения размер пикселя, его размер в мкм. Последний должен быть пополам Для прибытия размер пикселя датчика, потому что размер воздушного диска относится к двум пикселям.

  Пример (Vaonis Vespera)

  • Фокусное соотношение f/4 и длина волны 0.55 мкм (550 нм) приводят к диаметру 5.37 мкм >> размер пикселя «идеального» датчика 2 равен 2.68 мкм.
  • Апертура 50 мм и длина волны 0.00055 мм (550 нм) приводят к диаметру 5.54 “>> выше FWHM 5”.

  (2) Шкала изображений

  Для «хорошей выборки

  А Изображение шкала датчика камеры с заданным размером пикселя на заданном фокусном расстоянии телескопа используется для оценки качество подгонки комбинации датчика камеры/телескопа. Он рассчитывается как (правило эмпирического плана):

  • Шкала изображения [“/pixel] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / фокусное расстояние [мм] (формула 4; Правило эмпирического правила)

  Часто используется только закругленное значение «206».

  Для Фотографии глубокого неба, Правило эмпирического правила для «хорошей выборки» состоит в том, чтобы стремиться к шкале изображений от 1 до 2 секунд на пиксель*. Значения для шкалы изображений выше 2 называются «недостаточная выборка», значения ниже 1 называются «перенаменением».

  Пример (TLAPO1027)

  • Фокусное расстояние 714 мм, апертуру 102 мм, соотношение апертуры 1/7; Размер пикселей Atik Infinity 6.45 [мкм] >> шкала изображения = 1.86 [“/pixel] (точная формула/формула большого пальца)
    >> Это все еще приемлемо для фотографий Deep Sky.

  *) Другие спецификации, которые я обнаружил: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5 и даже 0.7-3. Причины этих значений обычно не даются, но, очевидно, они основаны на типичных ценностях для видения (в Центральной Европе). Подробнее об этом ниже!

  В зависимости от вида

  Чтобы взять видя во внимание, кто просто вдвое снижает значения видимости (FWHM) на практике и использует это как Желаемая шкала изображений ценить. Таким образом, шкала изображений, рассчитанная в соответствии с формулой 3, проверяется не в соответствии с тем, находится ли она между «идеальными» значениями 1 и 2, а скорее, близка ли она к значению шкалы изображения, определяемым значением FWHM. Подробнее об этом ниже!

  Чтобы определить размер пикселя Датчика на данном фокусном расстоянии телескопа, должна быть преобразована формула для шкалы изображений; То же самое относится и к фокусному расстоянию телескопа при данном размере пикселя:

  • Размер пикселя [мкм] = фокусное расстояние [мм] * (fwhm [“] / 2) / 206.265 (формула 5а; Правило эмпиатра)
  • Фокусное расстояние [мм] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / (fwhm [“] / 2) (формула 5b; Правило большого пальца)

  Пример (TLAPO1027)

  • Согласно «правилу вдвое», локальное видение 4 »в среднем означает, что шкала изображений из 2 должна быть направлена ​​на.
    Это приводит к размеру пикселя 6.9 [мкм] для TLAPO1027 с фокусным расстоянием 714 мм; Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселя подойдет.
    Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселя приведет к фокусному расстоянию 665.2 мм, что близко к фокусному расстоянию TLAPO1027 с фокусным расстоянием 714 мм.

  Астрономия.Инструмент “настройка”

  Чтобы достичь «круглых» звезд, авторы астрономии.Веб-сайт инструментов предлагает попробовать с 3-кратной частотой аналогового сигнала. Прежде всего, они присваивают значения FWHM диапазоны различным условиям видения, и, разделяя значения на 3 (для более низкого значения) или 2 (для более высокого значения) они получают «рекомендованные» диапазоны значений для шкалы изображений (которую они называют «размер пикселя». ). Это приводит к следующей таблице, в которой я также включил стандартную процедуру «вдвое»:

  Изображение шкала

  Использование онлайн -калькулятора в астрономии.Инструменты веб -сайт, вы можете рассчитать шкалу изображений для вашей конфигурации (он рассчитывает в соответствии с приведенным выше правилом) и связать ее со значениями локального вида. Таким образом, вы не проверяете, лежит ли это значение от 1 до 2, но находится ли оно в пределах, указанных местными условиями.

  • Случай «ОК, увидев» (локальное видение между 2 и 4 ») приводит к шкале изображения между 0.67 и 2 (или в соответствии с «правилом вдвое» от 1 до 2), которые должны быть направлены на.
    Это приводит к размеру пикселя для TLAPO1027 с фокусным расстоянием 714 мм между 2.3/3.46 [мкм] и 6.9 [мкм]; Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселей почти подходит.

  Откуда поступают рекомендации по значению шкалы изображений?

  Как уже упоминалось, интернет -источники обычно не предоставляют никаких оправданий для «идеальных» значений шкалы изображений. Мое подозрение, что они основаны на типичных ценностях для просмотра в Центральной Европе, кажется, подтверждается таблицей выше.

  Часто упоминаемый диапазон значений 1-2 для шкалы воспроизведения соответствует «ОК, видя», также часто упоминаемое значение 1.5 соответствует «среднему виду» 3 », которое h.Дж. Штаты Штрауха для Центральной Европы. Другие значения или диапазоны значений, по -видимому, являются просто «вариациями» этого.

  (3) Рекомендуемый диапазон фокусных расстояний

  С помощью рекомендации о том, что шкала изображений должна быть от 1 до 2, можно также определить Фокусный диапазон расстояния Рекомендуется для датчика и, таким образом, проверьте, находятся ли собственные телескопы в подходящем диапазоне фокусных расстояний. Для простоты я использую здесь практическое правило для шкалы изображений, которое я соответственно реформирую:

  • Фокусное расстояние телескопа [мм] = 206.265 * Размер пикселя [мкм] / шкала изображения [” / pixel] (правило эмпиатра; формула 5а)

  Чтобы определить диапазон фокусных расстояний, я теперь вставляю значения «2» и «1» в формулу одного за другой:

  • Фокусное расстояние телескопа [мм] = 206.265 * размер пикселей [мкм] / 2 до 206.265 * Размер пикселя [мкм] (правило большого пальца; формула 5b/c)

  Если вы хотите включить увидеть (см. Астрономию.Инструменты), просто введите соответствующие значения для шкалы изображения (верхний и нижний предел, E.г. 0.67 и 2 для «ОК, ВИДЕТЬ») в формуле.

  • TLAPO1027: Фокусное расстояние 714 мм; PS 72/432: Фокусное расстояние 432 мм; Skymax-127: Фокусное расстояние 1500 мм; C8: Фокусное расстояние 2032 мм; C8r: Фокусное расстояние: 1280 мм; размер пикселя Атик Бесконечность 6.45 [мкм]
    Фокусное расстояние телескопа [мм] = 206.265 * 6.45/2 до 206.265 * 6.45 = 665.2–1330.4
    >> Таким образом, TLAPO и C8 с f/6.3 Reducer Fit в рекомендуемый диапазон фокусных расстояний. С 0.5-кратный редуктор, C8, а также Skymax-127 должен соответствовать.
  • С «ОК, увидев», для локального видения между 2 и 4 », масштаб изображений между 0.67 и 2 (или в соответствии с «правилом вдвое» от 1 до 2) должны быть направлены на.
    Атика Бесконечности с 6.45 [мкм] размер пикселя приведет к фокусному расстоянию между 665.2 мм и 1330.4/1986 мм, что включает Tlapo1027 Фокусное расстояние 714 мм.
    Вероятно, камера с меньшими пикселями (E.г. ASI 224 с 3.75 [мкм]) будет лучше подходить для этого телескопа. Здесь диапазон фокусных расстояний будет между 387 мм до 773/1154 мм.

  Приложения

  Далее я представляю таблицы с результатами расчета на основе приведенных выше формул для моих и некоторых других телескопов и для датчиков камеры, которые для меня актуальны. В конце этого раздела я стараюсь проверить пригодность трех размеров датчиков для моих телескопов, используя уменьшенную таблицу.

  Расчеты для моих и других телескопов и некоторых размеров датчиков

  Я рассчитал следующую таблицу, используя электронную таблицу Excel на основе представленных здесь формул.

  Оптимальный размер пикселя

  Оптимальный размер пикселя рассчитывается либо с помощью Rayleigh разрешение или а видя в соответствии с правилом вдвое.