Le dimensioni dei pixel contano in astrofotografia?

= 206265 x [Dimensione pixel della fotocamera / lunghezza focale del telescopio]

Telescopio e sensore

In questa pagina voglio studiare come il telescopio e il sensore della fotocamera possono essere sintonizzati tra loro e quali differenze ci sono tra le immagini del cielo profondo da un lato e la luna, il sole e le immagini del pianeta dall’altra parte.

• Nonostante tutto il calcolo, queste sono tutte “linee guida” approssimative, che vengono violate più e più volte in pratica.
• Pagina DSO Photography for Dummies – Il telescopio e il sensore presenta questo argomento più corto, più semplice e limitato alla fotografia DSO.

Per i fretti.

IL Qualità dell’adattamento di un sensore della telecamera con un dato dimensione dei pixel a un dato Lunghezza focale del telescopio può essere giudicato sulla base del suo Scala dell’immagine (regola del pollice):

• Scala dell’immagine [“/pixel] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm] =>200 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm]

La scala dell’immagine dovrebbe trovarsi tra i valori guida di 1 e 2 (spesso, un valore di 1.5 è menzionato). Se vuoi considerare il vedendo, Allontano il valore FWHM [“] per la visione locale e usa questo valore o questi valori come guida:

• e.G. Fwhm = 3 “=> 1,5 o scegli una gamma, E.G. FWHM = 2 “-4” => 1-2

Le regole empiriche che vengono presentate e derivate in questa pagina possono essere trovate nell’Appendice: Raccolta di regole empiriche.

introduzione

Domande.

Ci sono un gran numero di telecamere di astronomia di diversi produttori sul mercato. Una caratteristica distintiva è la dimensione delle celle del sensore della fotocamera, chiamata anche dimensione dei pixel. Gli astronomi di hobby, che vogliono entrare nell’astrofotografia o EAA (astronomia aumentata elettronicamente) o addirittura comprare un’altra telecamera di astronomia, si trovano quindi alla questione di cosa dimensione dei pixel Il sensore di tale fotocamera dovrebbe avere per adattarsi al lunghezza focale del loro telescopio o telescopi in modo ottimale (“Adattamento ottimale“). Al contrario, per una determinata fotocamera, io.e. con un dato dimensione dei pixel del sensore, la domanda sorge cosa lunghezza focale Il tuo telescopio dovrebbe avere in modo che si adatti al sensore in modo ottimale. Questo solleva una serie di domande: perché lo fa dimensione dei pixel questione? Cosa fa “Fit ottimale“Medio in questo contesto? E come lo trovi? Vorrei rispondere a queste domande di seguito!

Risposte

Digitalizzazione.

Sfortunatamente la risposta a queste domande non è facile e deve essere in qualche modo “teorica”. Prima di tutto, dobbiamo renderci conto che l’uso di una fotocamera digitale su un telescopio è un processo in cui un segnale analogico, l’immagine del telescopio ottico, viene convertita in una digitale, vale a dire l’immagine prodotta dal sensore della fotocamera. Idealmente, questa conversione, chiamata anche digitalizzazione, dovrebbe essere senza perdita, in modo che nella versione digitale anche bene o, di più, i migliori dettagli dell’originale sono conservati. Ad esempio, se digitalizza la musica per un CD, l’obiettivo è trasferire tutte le frequenze udibili, i.e. Tutte le frequenze tra 20 e 20.000 Hertz. Ma come si ottiene (per quanto possibile) la digitalizzazione senza perdite e come appare nel caso concreto di un telescopio con una fotocamera digitale collegata?

La digitalizzazione dei segnali spaziali (immagini)

Mentre durante la digitalizzazione dei segnali temporali il segnale analogico viene misurato (campionato) in successione temporale rapida, i segnali spaziali vengono misurati (campionati) “fianco a fianco”, cioè distribuiti spazialmente e spesso temporalmente in parallelo. Nella fotografia digitale, dove devono essere catturate due dimensioni spaziali, questa “giustapposizione spaziale” è realizzata da sensori rettangolari, che sono costruiti da una matrice di più piccole cellule sensibili alla luce, chiamata Pixel. Anche qui l’obiettivo è preservare i dettagli, cioè per prevenire oggetti e strutture spaziali il più piccoli possibile. Nel caso di un telescopio, questi lo sono le stelle più piccole che un telescopio può mostrare. La dimensione di queste “stelle più piccole” è determinata dal Risoluzione del potere (risoluzione) del telescopio, che dipende dal apertura del telescopio. Quindi queste “stelle più piccole” devono essere ottenute quando imaging con una fotocamera digitale!

E ora alla domanda iniziale, la questione della dimensione dei pixel!

Una fotocamera collegata a un telescopio cattura l’immagine ottica prodotta dal telescopio con a sensore costituito da un rettangolo di piccole cellule sensori, i “pixel”. E, come sappiamo dalla fotografia digitale, il numero di pixel che un sensore della fotocamera ha è importante – e per una determinata dimensione del sensore, questo numero determina anche la dimensione dei pixel, che di solito ci teniamo poco. Ciò è, tuttavia, diverso nell’astrofotografia; Qui le dimensioni dei pixel svolgono un ruolo e precisamente nella questione di come ottenere la migliore digitalizzazione perdita possibile. La nostra domanda iniziale in qualche modo “imprecisa”, vale a dire, che dimensione i pixel dovrebbero avere per ottenere un “adattamento ottimale” del telescopio e del sensore della telecamera, ora può essere riformulata come: che dimensioni dovrebbero avere i pixel del sensore della telecamera in modo che il segnale ottico possa essere digitalizzato senza perdite in modo che anche le stelle più fini possano mostrare il telescopio.

La risposta, teorica e generale all’inizio.

Questa domanda è prima di tutto risposta in termini generali da Teorema di Nyquist: Afferma che la “velocità di campionamento” deve essere almeno due volte più alta della frequenza più alta da trasmettere. Per i CD, pertanto, vengono scelti 44 kHz per trasmettere 20 kHz in sicurezza. Nel caso dei segnali spaziali (parliamo di cosiddette “frequenze spaziali”, più difficile per i layperson da immaginare. ), la “R

Le dimensioni dei pixel contano in astrofotografia?

= 206265 x [Dimensione pixel della fotocamera / lunghezza focale del telescopio]

Telescopio e sensore

In questa pagina voglio studiare come il telescopio e il sensore della fotocamera possono essere sintonizzati tra loro e quali differenze ci sono tra le immagini del cielo profondo da un lato e la luna, il sole e le immagini del pianeta dall’altra parte.

• Nonostante tutto il calcolo, queste sono tutte “linee guida” approssimative, che vengono violate più e più volte in pratica.
• Pagina DSO Photography for Dummies – Il telescopio e il sensore presenta questo argomento più corto, più semplice e limitato alla fotografia DSO.

Per i fretti.

IL Qualità dell’adattamento di un sensore della telecamera con un dato dimensione dei pixel a un dato Lunghezza focale del telescopio può essere giudicato sulla base del suo Scala dell’immagine (regola del pollice):

• Scala dell’immagine [“/pixel] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm] = >>200 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm]

La scala dell’immagine dovrebbe trovarsi tra i valori guida di 1 e 2 (spesso, un valore di 1.5 è menzionato). Se vuoi considerare il vedendo, Allontano il valore FWHM [“] per la visione locale e usa questo valore o questi valori come guida:

• e.G. Fwhm = 3 “=> 1,5 o scegli un intervallo, E.G. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

Le regole empiriche che vengono presentate e derivate in questa pagina possono essere trovate nell’Appendice: Raccolta di regole empiriche.

introduzione

Domande.

Ci sono un gran numero di telecamere di astronomia di diversi produttori sul mercato. Una caratteristica distintiva è la dimensione delle celle del sensore della fotocamera, chiamata anche dimensione dei pixel. Gli astronomi di hobby, che vogliono entrare nell’astrofotografia o EAA (astronomia aumentata elettronicamente) o addirittura comprare un’altra telecamera di astronomia, si trovano quindi alla questione di cosa dimensione dei pixel Il sensore di tale fotocamera dovrebbe avere per adattarsi al lunghezza focale del loro telescopio o telescopi in modo ottimale (“Adattamento ottimale“). Al contrario, per una determinata fotocamera, io.e. con un dato dimensione dei pixel del sensore, la domanda sorge cosa lunghezza focale Il tuo telescopio dovrebbe avere in modo che si adatti al sensore in modo ottimale. Questo solleva una serie di domande: perché lo fa dimensione dei pixel questione? Cosa fa “Fit ottimale“Medio in questo contesto? E come lo trovi? Vorrei rispondere a queste domande di seguito!

Risposte

Digitalizzazione.

Sfortunatamente la risposta a queste domande non è facile e deve essere in qualche modo “teorica”. Prima di tutto, dobbiamo renderci conto che l’uso di una fotocamera digitale su un telescopio è un processo in cui un segnale analogico, l’immagine del telescopio ottico, viene convertita in una digitale, vale a dire l’immagine prodotta dal sensore della fotocamera. Idealmente, questa conversione, chiamata anche digitalizzazione, dovrebbe essere senza perdita, in modo che nella versione digitale anche bene o, di più, i migliori dettagli dell’originale sono conservati. Ad esempio, se digitalizza la musica per un CD, l’obiettivo è trasferire tutte le frequenze udibili, i.e. Tutte le frequenze tra 20 e 20.000 Hertz. Ma come si ottiene (per quanto possibile) la digitalizzazione senza perdite e come appare nel caso concreto di un telescopio con una fotocamera digitale collegata?

La digitalizzazione dei segnali spaziali (immagini)

Mentre durante la digitalizzazione dei segnali temporali il segnale analogico viene misurato (campionato) in successione temporale rapida, i segnali spaziali vengono misurati (campionati) “fianco a fianco”, cioè distribuiti spazialmente e spesso temporalmente in parallelo. Nella fotografia digitale, dove devono essere catturate due dimensioni spaziali, questa “giustapposizione spaziale” è realizzata da sensori rettangolari, che sono costruiti da una matrice di più piccole cellule sensibili alla luce, chiamata Pixel. Anche qui l’obiettivo è preservare i dettagli, cioè per prevenire oggetti e strutture spaziali il più piccoli possibile. Nel caso di un telescopio, questi lo sono le stelle più piccole che un telescopio può mostrare. La dimensione di queste “stelle più piccole” è determinata dal Risoluzione del potere (risoluzione) del telescopio, che dipende dal apertura del telescopio. Quindi queste “stelle più piccole” devono essere ottenute quando imaging con una fotocamera digitale!

E ora alla domanda iniziale, la questione della dimensione dei pixel!

Una fotocamera collegata a un telescopio cattura l’immagine ottica prodotta dal telescopio con a sensore costituito da un rettangolo di piccole cellule sensori, i “pixel”. E, come sappiamo dalla fotografia digitale, il numero di pixel che un sensore della fotocamera ha è importante – e per una determinata dimensione del sensore, questo numero determina anche la dimensione dei pixel, che di solito ci teniamo poco. Ciò è, tuttavia, diverso nell’astrofotografia; Qui le dimensioni dei pixel svolgono un ruolo e precisamente nella questione di come ottenere la migliore digitalizzazione perdita possibile. La nostra domanda iniziale in qualche modo “imprecisa”, vale a dire, che dimensione i pixel dovrebbero avere per ottenere un “adattamento ottimale” del telescopio e del sensore della telecamera, ora può essere riformulata come: che dimensioni dovrebbero avere i pixel del sensore della telecamera in modo che il segnale ottico possa essere digitalizzato senza perdite in modo che anche le stelle più fini possano mostrare il telescopio.

La risposta, teorica e generale all’inizio.

Questa domanda è prima di tutto risposta in termini generali da Teorema di Nyquist: Afferma che la “velocità di campionamento” deve essere almeno due volte più alta della frequenza più alta da trasmettere. Per i CD, pertanto, vengono scelti 44 kHz per trasmettere 20 kHz in sicurezza. Nel caso dei segnali spaziali (parliamo di cosiddette “frequenze spaziali”, più difficile per i layperson da immaginare. ), la “griglia di ricezione” delle celle del sensore deve essere almeno il doppio dei migliori dettagli dell’immagine originale, che dovrebbe ancora essere conservata.

E ora pratico!

Per le telecamere di astronomia, questo significa Le stelle più piccole immaginabili devono cadere su almeno due pixel per essere immaginati “in modo ottimale“(Se cadono su tre pixel, le stelle diventano ancora più rotonde. ). Le stelle più belle che un telescopio può mostrare corrispondenza di dimensioni al suo potere risolutivo, Quindi a pixel deve essere metà delle dimensioni o meno della potenza di risoluzione del telescopio usato. Quindi praticamente abbiamo ricevuto la risposta alla domanda posta all’inizio! Ciò che manca ancora sono le formule per calcolare il Dimensione dei pixel ottimale, Perché la potenza di risoluzione è data in arcsecondi e la dimensione dei pixel nei micrometri. Ho trovato tali e altre formule su Internet e vorrei presentarle in breve forma sotto. Formule e derivazioni più dettagliate, nonché ragioni per determinati fattori e valori possono essere trovati a pagina telescopi e sensore.

Ancora più pratico: la turbolenza dell’aria (vedendo)!

Nella pratica astronomica, purtroppo c’è ancora una complicazione! L’aria tende ad essere irrequieta e turbolenta, in inglese parliamo “vedendo“(Userò questo termine nel seguente), e questo amplia le immagini stellari in una certa misura. In pratica, questo non ha un effetto su esposizioni di tempo breve (luna, sole, pianeti), ma ha un effetto su Foto con tempi di esposizione più lunghi, come le foto del cielo profondo. Per queste foto, la risoluzione del telescopio non è quindi importante, ma maggiore vedere il valore (come valore FWHM), che in linea di principio è una misura della dimensione di una “stella gonfia”. Questo caso può essere trattato con le formule sopra menzionate inserendo il valore FWHM desiderato nelle formule anziché la risoluzione (vedi sotto).

Perché “dimensione ottimale dei pixel”? Tipi di campionamento

Le formule per le dimensioni dei pixel su Internet in genere si riferiscono a una “dimensione ottimale dei pixel” e ho usato anche questo termine. In effetti, il teorema di Nyquist ha solo un limite superiore sulla dimensione dei pixel, e quindi i pixel potrebbero essere piccoli come vuoi. Quindi ci devono essere ragioni pratiche che il limite superiore sia il ottimale e quindi anche il limite inferiore, Sebbene in alcuni casi, come le formule della scala delle immagini elencate di seguito, potresti voler mirare a un gamma intorno all’ottima.

Al limite superiore Primo! Se una stella cade su meno di due pixel, l’immagine digitalizzata diventa più grossolana dell’originale. Nel “gergo tecnico”, questo viene definito “sottovalutazione“. Il teorema di Nyquist ci aiuta a evitarlo! Ora al limite inferiore! Fondamentalmente, più grandi sono i pixel di un sensore, più è sensibile alla luce (e anche i pixel stessi). I piccoli pixel portano quindi a una sensibilità inferiore e quindi i pixel dovrebbero essere il più grandi possibile per mantenere brevi i tempi di esposizione. Sono, come abbiamo imparato sopra, quando una stella cade esattamente su due pixel. La gamma intorno a questo ottimale è anche chiamata “buon campionamento“. Tuttavia, i pixel più piccoli non sono solo meno sensibili alla luce, ma nel caso dell’astronomia, dove abbiamo a che fare con Segnali deboli, Più piccoli sono i pixel, più i segnali.e. stelle, sparse su sempre più pixel. Ciò indebolisce ulteriormente un segnale già debole. D’altra parte, più pixel viene distribuito un oggetto, più dettagli compaiono (a condizione che questi dettagli possano essere riprodotti). Pertanto, nelle applicazioni in cui è disponibile una luce sufficiente, come nella fotografia lunare, solare e planetaria, questo approccio, chiamato “Sottocampionamento“, viene usato in pratica. A tale scopo, sono state sviluppate formule che calcolano un compromesso ottimale tra dettagli e tempo di esposizione (vedi sotto).

Veduta

Di seguito presento alcune formule semplici per l’adattamento ottimale di telescopi e sensori, per le quali spesso esistono anche “regole empiriche” che semplificano i calcoli. Le formule per dimensione dei pixel e telescopio lunghezza focale sono un’applicazione diretta dell’approccio appena descritto. Per le altre formule i, non ho trovato derivazioni, ma sono anche basate sui principi qui descritti.

A causa di ciò che è scritto vedendo, Distinguerò il seguente tra Deep Sky Photography (lunghe esposizioni) E Fotografia di luna, sole e planetaria (brevi esposizioni), Anche se le “formule di base” hanno la stessa base.

Foto del cielo profondo

Di seguito le formule presenti che vengono utilizzate per la fotografia di Deep Sky; Esistono “regole empiriche” per loro, che rendono le cose più facili nella pratica e che fornisco qui (le formule esatte sono presentate nell’Appendice):

1. Se stai cercando una fotocamera adatta per la fotografia a cielo profondo, utilizzerai le formule per dimensione dei pixel E Lunghezza focale del telescopio (Formule 1a-D fornisce valori “teorici”) in cui è possibile considerare anche l’influenza del vedendo (Formule 2A/B).
2. Se una fotocamera è già a portata di mano, vorrai determinare il Scala dell’immagine Per diversi telescopi nella propria attrezzatura (Formula 4), dove esiste anche la possibilità di prendere in considerazione (formule 5a/b).
3. E infine, il raccomandato intervallo di lunghezza focale di un telescopio può essere determinato per un sensore con l’aiuto della scala dell’immagine (con e senza vedere influenza; formule 6a-c).

(1) Dimensione dei pixel

A seconda della risoluzione

Per l’ottimale dimensione dei pixel O Lunghezza focale del telescopio, Sono state sviluppate le seguenti formule di “Regole empiriche” in cui il potere risolutivo del telescopio dopo Rayleigh è indirettamente un fattore determinante (per la derivazione delle formule e delle formule più esatte, vedere l’appendice):

• Dimensione dei pixel [µm] = rapporto focale [mm] * 0.3355 (Formula 1A)
• Lunghezza focale [mm] = dimensione pixel [µm] * apertura [mm] / 0.3355 (Formula 1B)

Queste formule in genere non sono utilizzate per le foto del cielo in profondità e presentate qui solo per riferimento (sono usate in una tabella più in basso).

A seconda della visione

Per le immagini DSO, il influenza del vedere di solito viene preso in considerazione quando si inserisce un sensore della fotocamera su un telescopio. Invece di risoluzione, IL Vedere locale è usato sotto forma di un valore FWHM (in arcsecondi) nella formula per la dimensione dei pixel o la lunghezza focale del telescopio; Qui, sono le corrispondenti “regole empiriche” (per la derivazione delle formule e le formule esatte vedere l’appendice):

• Dimensione pixel [µm] = lunghezza focale [mm] * fwhm [“] / 412.5 (Formula 2A)
• Lunghezza focale [mm] = dimensione pixel [µm] / fwhm [“] * 412.5 (Formula 2B)

Esempio (TLAPO1027)

• Lunghezza focale 714 mm; Seeing = 3 “(secondo H.J. Strauch, il valore medio per l’Europa centrale) >> Dimensione dei pixel = 5,2 [µm].
  >> Questo si adatta abbastanza bene per l’Infinity Atik con 6.Dimensione dei pixel da 45 µm!
• Lunghezza focale 714 mm; Dimensione pixel Atik Infinity = 6.45 [µm]; Seeing = 3 “(secondo H.J. Strauch il valore medio per l’Europa centrale) >> Lunghezza focale del telescopio = 887 [mm]
  >> La differenza di lunghezza focale non è troppo grande, l’Infinity Atik si adatta abbastanza bene sul TLAPO1027!

A seconda delle dimensioni del disco arioso

Il diametro del Disco arioso, che è il diametro di apertura efficace di un sistema ottico, determina la sua risoluzione di potenza. Due punti possono essere separati in modo affidabile secondo il criterio Rayleigh se i massimi delle loro immagini sono separati almeno da raggio del disco arioso. Il diametro indica anche la dimensione minima con cui le stelle sono riprese nel telescopio.

Il diametro d (lunghezza, dimensione angolare) del Disco arioso viene calcolato in base alle seguenti “regole empiriche” (per le formule esatte vedere l’appendice):

• Lunghezza:
  • D [µm] = 2.44 * 0.55 * Rapporto focale
  • D [µm] = 1.344 * Rapporto focale (Formula 3A)
  • D [“] = 276.73 / Apertura [mm] (formula 3b)

  Spesso viene utilizzato solo il valore arrotondato “277”. In misura angolare, il disco arioso è due volte grande come il potere di risoluzione di Rayleigh (su cui si basa), perché il potere di risoluzione si riferisce al raggio, mentre il disco arioso viene generalmente utilizzato con il diametro.

  Quando si osserva DSO, il disco arioso può essere maggiore dei valori di assistenza corrente, misurati come valori FWHM (in secondi). In tal caso, il valore maggiore, io.e. Le dimensioni del disco arioso, devono essere utilizzate. Per un confronto con il Valore FWHM, È necessaria la dimensione del disco arioso in pochi secondi, per determinare il dimensione dei pixel, la sua dimensione in µm. Quest’ultimo deve essere dimezzato per arrivare alla dimensione del pixel del sensore, perché la dimensione del disco arioso si riferisce a due pixel.

  Esempio (Vaonis Vespera)

  • Un rapporto focale di f/4 e una lunghezza d’onda di 0.55 µm (550 nm) portano a un diametro di 5.37 µm >> La dimensione del pixel del sensore “ideale” è 2.68 µm.
  • Un’apertura di 50 mm e una lunghezza d’onda di 0.00055 mm (550 nm) portano a un diametro di 5.54 “>> è al di sopra di un FWHM di 5”.

  (2) Scala dell’immagine

  IL Scala dell’immagine (In arcsecondi per pixel; per la derivazione delle formule vedi l’appendice) viene utilizzato come misura del Qualità dell’adattamento di telescopio e sensore se viene già dato un sensore. A seconda del valore della scala dell’immagine, viene fatta una distinzione tra “Sottocampionamento“”,sottovalutazione” E “buon campionamento“*. “Buon campionamento” corrisponde a un adattamento ottimale, per il quale ci sono Valori guida per la scala dell’immagine che differiscono per le foto del cielo profondo e per la luna, il sole e le foto del pianeta. Per quest’ultimo, viene spesso utilizzato anche “sovra eccesso” (più piccolo dei valori “ideali”). La sottoschetta (più grande dei valori “ideali”) dovrebbe essere evitato in ogni caso.
  *) Vedi il glossario del pianetario Baader, articolo Campionamento der begriff, over,- sotto un buon campionamento (www.sbig.de/universitaet/glossar-htm/campionamento.HTM) con immagini di esempio per queste varianti di campionamento.

  Per “buon campionamento

  IL Scala dell’immagine (in arcsecondi per pixel) viene calcolato secondo:

  • Scala dell’immagine [“/pixel] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm] (formula 4; regola empirica)

  Spesso viene utilizzato solo il valore arrotondato di “206”.

  Questo valore è usato per giudicare il Qualità dell’adattamento di una combinazione sensore/telescopio. Per Foto profonde, La regola empirica per “buon campionamento” è quello di puntare a una scala di immagini di Circa 1-2 secondi per pixel (Altre specifiche che ho trovato sono: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5 e persino 0.7-3)*. I valori per la scala dell’immagine sopra 2 sono chiamati “sottovalutazione”, i valori inferiori a 1 sono chiamati “sovra eccesso”.

  *) Le ragioni di questi valori guida non sono generalmente fornite, ma ovviamente si basano su valori tipici per la visione (in Europa centrale). Maggiori informazioni su questo di seguito!

  Esempio (TLAPO1027)

  • Lunghezza focale 714 mm, apertura 102 mm, rapporto di apertura 1/7; Dimensione pixel Atik Infinity 6.45 [µm] >> Scala dell’immagine = 1.86 [“/pixel]
    >> è ancora accettabile per le foto del cielo profondo.

  A seconda della visione

  Secondo H.J. Strauch, si dimezza semplicemente il vedendo valore (FWHM) in pratica e lo usa come il Scala dell’immagine desiderata valore. Questo è, in linea di principio, l’applicazione del teorema di Nyquist, che afferma che la velocità di campionamento dovrebbe essere il doppio della frequenza del segnale analogico campionato. Pertanto, la scala dell’immagine calcolata in base alla formula 4 non è verificata in base al fatto che si tratti tra i valori 1 e 2 ideali “, ma piuttosto se è vicino al valore della scala dell’immagine determinato dal valore FWHM. Altro su questo di seguito!

  Per determinare la dimensione dei pixel di un sensore a una determinata lunghezza focale del telescopio, la formula per la scala dell’immagine deve essere trasformata; Lo stesso vale per la lunghezza focale del telescopio a una data dimensione del pixel:

  • Dimensione pixel [µm] = lunghezza focale [mm] * (fwhm [“] / 2) / 206.265 (Formula 5A; regola empirica)
  • Lunghezza focale [mm] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / (FWHM [“] / 2) (formula 5b; regola empirica)

  Esempio (TLAPO1027)

  • Secondo la “Regola di Halving”, una vista locale di 4 “in media significa che una scala di immagini di 2 dovrebbe essere mirata.
    Ciò si traduce in una dimensione del pixel di 6.9 [µm] per TLAPO1027 con lunghezza focale di 714 mm; L’infinito atik con 6.45 [µm] si adatta alla dimensione dei pixel.
    L’infinito atik con 6.45 [µm] La dimensione dei pixel comporterebbe una lunghezza focale di 665.2 mm, che è vicino alla lunghezza focale del tlapo1027 con una lunghezza focale di 714 mm.

  Astronomia.strumento “modifica”

  Astronomia.Strumenti scrive sulla velocità di campionamento: “C’è qualche dibattito in merito a questo per i moderni sensori CCD perché usano pixel quadrati e vogliamo immaginare le stelle rotonde. Usando la veduta tipica a 4 “FWHM, la formula di Nyquist suggerirebbe che ogni pixel ha una risoluzione di 2″ che significherebbe che una stella potrebbe cadere su un solo pixel, oppure potrebbe illuminare un array di 2 x 2, quindi essere catturato come un quadrato.”Per raggiungere le stelle” round “, gli autori del sito Web propongono di campionare con la frequenza di 3 volte del segnale analogico – ma lo fanno solo parzialmente.

  Prima di tutto, gli autori assegnano il valore FWHM varia alle diverse condizioni di vedere e dividendo questi valori per 3 o 2 arrivano a valori di valore “consigliati” per la scala dell’immagine (che chiamano “dimensione del pixel”. ) Dividono il valore FWHM al limite inferiore non di 2, ma per 3, il che porta alla tabella seguente, in cui ho anche incluso la “procedura standard” di “dimezzante”:

  Scala dell’immagine

  *) Secondo la “regola di dimezzare” (da h.J. Strauch), se usi le gamme di vedere definite dall’astronomia.utensili

  Utilizzando un calcolatore online sull’astronomia.Sito Web Strumenti, è possibile calcolare la scala dell’immagine per la tua configurazione (calcola in base alla regola empirica sopra riportata) e metterlo in relazione con i valori della visione locale. Quindi non verifichi se questo valore si trova tra 1 e 2 (o qualunque cosa venga dato. ), ma se si trova nei limiti forniti dalle condizioni di visione locale.

  • Il caso di “OK Seeing” (vedere locali tra 2 “e 4”) porta a una scala di immagini tra 0.67 e 2 (o secondo la “regola dimezzante” da 1 a 2), che dovrebbe quindi essere rivolta a.
    Ciò si traduce in una dimensione dei pixel per TLAPO1027 con una lunghezza focale di 714 mm tra 2.3/3.46 [µm] e 6.9 [µm]; L’infinito atik con 6.45 [µm] la dimensione dei pixel si adatterebbe quasi.

  Da dove provengono le raccomandazioni per il valore della scala dell’immagine?

  Come già accennato, le fonti Internet di solito non forniscono alcuna giustificazione per i valori della scala delle immagini “ideali” forniti. Il mio sospetto che siano basati su valori tipici per vedere in Europa centrale sembra essere confermato dalla tabella sopra.

  L’intervallo di valori spesso menzionato di 1-2 per la scala di riproduzione corrisponde a “OK Seeing”, il valore spesso menzionato di 1.5 corrisponde alla “media media” di 3 “, che h.J. Strauch State per l’Europa centrale. Altri valori o intervalli di valore sembrano essere semplicemente “variazioni” di questo. A questo proposito, è probabilmente meglio calcolare la scala dell’immagine per la propria configurazione o prevista per il visto e confrontarla con la tabella sopra. Se si segue quindi l’interpretazione dell’astronomia.strumenti o quello di h.J. Strauch e gli altri dipendono dall’individuo.

  (3) intervallo di lunghezza focale raccomandata

  Con l’aiuto della regola empirica che la scala dell’immagine dovrebbe essere compresa tra 1 e 2, si può anche determinare il intervallo di lunghezza focale Consigliato per un sensore e quindi verificare se i propri telescopi sono in un intervallo di lunghezza focale adatto. Per motivi di semplicità, utilizzo qui la regola empirica per la scala dell’immagine, che riforma di conseguenza:

  • Lunghezza focale [mm] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / Scala dell’immagine [” / pixel] (formula 6a; regola empirica)

  Per determinare l’intervallo di lunghezza focale, ora inserisco i valori “2” e “1” nella Formula 1 dopo l’altro:

  • Lunghezza focale [mm] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / 2 A 206.265 * dimensione dei pixel [µm] (formula 6b/c; regola empirica)

  Se vuoi includere (vedi Astronomia.Strumenti), basta inserire i valori corrispondenti per la scala dell’immagine (limite superiore e inferiore, E.G. 0.67 e 2 per “ok seeing”) nella formula.

  • Tlapo1027: lunghezza focale 714 mm; PS 72/432: lunghezza focale 432 mm; Skymax-127: lunghezza focale 1500 mm; C8: lunghezza focale 2032 mm; C8R: lunghezza focale: 1280 mm; dimensione dei pixel Atik infinito 6.45 [µm]
    Lunghezza focale del telescopio [mm] = 206.265 * 6.45 /2 a 206.265 * 6.45 = 665.Da 2 a 1330.4
    >> quindi il tlapo e il C8 con f/6.3 Riduttore si adatta alla gamma di lunghezza focale raccomandata. Con uno 0.Riduciatore di 5 volte, il C8 e anche Skymax-127 dovrebbero adattarsi.
  • Con “OK Seeing”, per vedere locali tra 2 “e 4”, una scala di immagini tra 0.67 e 2 (o secondo la “regola dimezzante” da 1 a 2) dovrebbero essere mirati.
    L’infinito atik con 6.45 [µm] La dimensione dei pixel comporterebbe una lunghezza focale tra 665.2 mm e 1330.4/1986 mm, che include il Tlapo1027’s Lunghezza focale di 714 mm.
    Probabilmente una fotocamera con pixel più piccoli (E.G. ASI 224 con 3.75 [µm]) sarebbe più adatto a questo telescopio. Qui la gamma di lunghezza focale sarebbe compresa tra 387 mm e 773/1154 mm.

  Foto di luna, sole e pianeta

  Di seguito presento formule per la luna, il sole e la fotografia del pianeta, per le quali spesso ci sono “regole empiriche”:

  • Se stai cercando una fotocamera adatta per la fotografia di Deep Sky, utilizzerai le formule per dimensione dei pixel e telescopio lunghezza focale (formule 1a/b). Se hai già una fotocamera a portata di mano, vorrai determinare il Scala dell’immagine Per diversi telescopi nel tuo parco telescopico (Formula 4)
  • Inoltre, presento formule per il caso Sottocampionamento deve essere usato, io.e. molti dettagli devono essere mostrati (formule 7a/b, 8).

  (1) buon campionamento

  Dimensione dei pixel, lunghezza focale del telescopio

  Come scritto sopra, quando si fotografa questi oggetti con tempi di esposizione di frazioni di secondo, la turbolenza nell’atmosfera è praticamente “congelata”. Ciò consente di calcolare con la risoluzione teorica del telescopio; Qui solo le regole del pollice:

  Dimensione dei pixel [µm] (formula 1a); Lunghezza focale [mm] (Formula 1B)

  Esempio (Tlapo1027, Rayleigh/Dawes/Nyquist)

  • Lunghezza focale 714 mm, f/7, risoluzione 1.15 “>>dimensione dei pixel = 2,35 / 1,96 / 1,9 [µm]
    >> questo non si adatta bene a Atik Infinity con 6.Dimensione dei pixel da 45 µm! Dovrebbe essere gestito con binning.
  • Risoluzione del potere 1.15, apertura 102 mm; Dimensione pixel Atik Infinity 6.45 [µm] >>Lunghezza focale del telescopio = 1960.95 [mm]
    >> questo richiede un estensione Tele 3 volte

  Scala dell’immagine

  Dalle seguenti formule, il Scala dell’immagine può essere determinato, a condizione che la lunghezza focale del telescopio e il sensore (dimensione dei pixel)

  • Scala dell’immagine [“/pixel] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm] (formula 4; regola empirica)

  Esempio (TLAPO1027)

  • Lunghezza focale 714 mm; Dimensione pixel Atik Infinity 6.45 [µm] >>Scala dell’immagine = 1, 86 [“/pixel] (regola empirica)

  Non sono stato in grado di trovare altri valori standard per la scala dell’immagine di questi oggetti (luna, sole, pianeti), sebbene alcune fonti scrivano che esistono.

  (2) Sottosampionamento, rapporto di apertura ottimale, lunghezza focale ottimale

  Per luna, sole e foto planetarie Preso con webcams o telecamere CCD/CMOS, può essere utile “sovraccaricare” le immagini per acquisire maggiori dettagli. In tal modo, la luce è distribuita su più pixel di quanto richiesto dal criterio di Nyquist per raggiungere la risoluzione dell’immagine, poiché la perdita di sensibilità non è un fattore importante (se la sede consente di mostrare i dettagli). Tuttavia, un aumento arbitrario della lunghezza focale non è ragionevole. Invece, un compromesso tra lunghezza focale e luminosità dell’immagine (e quindi il tempo di esposizione) è rivolto a. A tale scopo, il Rapporto di apertura ottimale “FO” è calcolato secondo una formula data da Stefan Seip (vedi l’appendice) o secondo le seguenti regole empiriche:

  • fo (sw) = dimensione pixel [μm] * 3.57 (Formula 7a; regola empirica)
  • fo (colore) = dimensione pixel [μm] * 5.00 (Formula 7b; regola empirica) (Secondo una pubblicazione di Gerd Düring Il valore B&W di 3,57 è valido anche per il colore)

  Il modo più semplice per determinare il lunghezza focale ottimale È:

  • Lunghezza focale ottimale = Apertura fo* (formula 8; regola empirica)

  (1) Atik Infinity Color Camera, Larghezza pixel 6.45 μm. Per questo, la formula con il fattore 5 provoca un’apertura ottimale di 32.25 (i.e. 32) e quindi un rapporto di apertura ottimale di circa f/32 (1:32).

  Applicazione ai miei telescopi:

  • Tlapo1027: lunghezza focale 714 mm, apertura 102 mm, f/7.
    Lunghezza focale ottimale = 32 x 102 mm = 3264 mm. La lunghezza focale del telescopio dovrebbe essere estesa da 714 a 3264 mm (dal fattore 4.57 = 5).
  • PS 72/432: Lunghezza focale 432 mm, apertura 72 mm, rapporto focale 1/6.
    Lunghezza focale ottimale = 32 x 72 mm = 2304 mm. La lunghezza focale del telescopio dovrebbe essere estesa da 432 a 2304 millimetri (di un fattore 5.33 = 5).
  • C8: Lunghezza focale 2032 mm, apertura 203 mm (203.2), rapporto focale 1/10.
    Lunghezza focale ottimale = 32 x 203.2 mm = 6502 mm. La lunghezza focale del telescopio dovrebbe essere estesa da 2032 a 6502 mm (di un fattore di 3.2 = 3).

  (2) Camera ASI 224 MV Colore, Larghezza pixel 3.75 μm. Per questo, la formula con il fattore 5 si traduce in un’apertura ottimale di 18.75 (i.e. circa 16) e quindi un rapporto di apertura ottimale di circa f/16 (1:16).

  Applicazione ai miei telescopi:

  • Tlapo1027: lunghezza focale 714 mm, apertura 102 mm, f/16 (1:16).
    Lunghezza focale ottimale = 18.75 x 102 mm = 1912.5 mm. La lunghezza focale del telescopio dovrebbe essere estesa da 714 a 1900 mm (di un fattore di 2.68, i.e. circa 2.5 o 3).
  • PS 72/432: Lunghezza focale 432 mm, apertura 72 mm, rapporto focale 1/6.
    Lunghezza focale ottimale = 18.75 x 72 mm = 1350 mm. La lunghezza focale del telescopio dovrebbe essere estesa da 432 a 1350 mm (di un fattore 3.125 = 3).
  • C8: Lunghezza focale 2032 mm, apertura 203 mm (203.2), rapporto di apertura 1/10.
    Lunghezza focale ottimale = 18.75 x 203.2 mm = 3810 mm. La lunghezza focale del telescopio dovrebbe essere estesa da 2032 a 3810 mm (di un fattore 1.875 = 2).

  Applicazioni

  Di seguito, presento le tabelle con risultati di calcolo in base alle formule sopra per le mie e alcuni altri telescopi e per i sensori della telecamera che sono rilevanti per me. Alla fine di questa sezione, cerco di verificare l’idoneità di tre dimensioni del sensore per i miei telescopi usando una tabella ridotta.

  Calcoli per i miei e altri telescopi e alcune dimensioni del sensore

  Ho calcolato la seguente tabella usando un foglio di calcolo Excel basato sulle formule presentate qui.

  Dimensione ottimale dei pixel

  La dimensione ottimale dei pixel viene calcolata usando il Rayleigh risoluzione o il vedendo Secondo la regola dimezzante (in alcuni casi, la dimensione del disco arioso può sovrascrivere questi valori, perché è più grande).

  Le dimensioni dei pixel contano in astrofotografia?

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  Проверка по слову может также появляться, если вы вводите сложные запросы, обычно распространяемые автоматизированными системами, или же вводите запросы очень часто.

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  Sulla dimensione dei pixel e sulla risoluzione dell’immagine

  

  Studio regolarmente la mia copia di Il manuale dell’elaborazione dell’immagine astronomica Di Richard Berry e James Burnell. Questo è un ottimo lavoro di riferimento per tutte le cose relative all’impostazione e alla lavorazione di immagini del cielo profondo, fornendo informazioni molto dettagliate e la teoria su come le attrezzature di imaging funziona e le tecniche da utilizzare per ottenere il massimo dalle tue attrezzature. Stavo studiando la sezione su sensori e ottiche che discute come determinare la risoluzione della tua attrezzatura; Ho imparato molto e ho pensato che avrei cercato di riassumere e condividerne un po ‘qui. Puoi trovare queste informazioni in dettaglio nella Sezione 4.1 nel libro.

  Ci sforziamo tutti di ottenere il maggior numero possibile di dettagli dalle immagini che prendiamo, non importa quale sia il campo visivo della nostra attrezzatura. Questo è determinato dalla dimensione dell’array pixel del nostro sensore di immagine (telecamera CCD o CMOS) e si traduce nella dimensione angolare dei dettagli più piccoli che il sensore sarà in grado di vedere. La misura di base per questo è generalmente riportata in secondi di arco per pixel. Per massimizzare la risoluzione, tu’necessita che la dimensione del pixel della fotocamera sia abbastanza piccola da raccogliere i dettagli più piccoli che possono essere visti con 2 pixel collegati o più. L’alta risoluzione dipende anche da quanto sia importante il campo visivo per te. Se vuoi un ampio FOV, potrebbe essere necessario sacrificare una risoluzione per ottenere l’immagine complessiva che desideri.

  Per calcolare la dimensione angolare di un pixel, utilizzare la seguente equazione:

  = 206265 x [Dimensione pixel della fotocamera / lunghezza focale del telescopio]

  Assicurati di utilizzare le stesse unità per la dimensione dei pixel e la lunghezza focale. Ad esempio, la mia fotocamera QHY 268C’La dimensione di S pixel è 3.76 micron o .00376mm. La mia Tech At102ED ha una lunghezza focale di 709 mm. Fare la matematica e la dimensione del pixel angolare per questa configurazione è 1.093 secondi di arco per pixel. In altre parole, per il campo visivo dato di questa configurazione, ogni pixel coprirà circa 1 arco secondo dei dettagli nell’immagine.

  Cosa significa questo? Gli errori di monitoraggio del montaggio e i tremori del tubo ottico con il mio sistema di imaging possono degradare l’imaging a 2 secondi ad arco o più; Esso’Probabilmente peggio poiché immagino principalmente in una posizione inquinata gravemente. Se il vedere è’T molto bene, lascia’s dirlo’S 2 o 3 secondi ad arco, quindi le cose potrebbero essere ancora in qualche modo per l’imaging. Tuttavia, se il visto è molto buono a circa 1 arco secondo, io’d trarre vantaggio dall’utilizzo di un telescopio a lunghezza focale più lunga assumendo il FOV i’d come è ancora in qualche modo possibile. Per l’imaging del cielo profondo, il FOV di cui hai bisogno di solito detterà la lunghezza focale del sistema ottico con cui è necessario lavorare.

  Per quanto riguarda ottenere la tua copia di Il manuale dell’elaborazione dell’immagine astronomica, Potrebbe essere necessario cercare molto per trovarne uno. Sky e Telescope hanno acquistato il vecchio sito Web e le risorse di Willamen-Bell e puoi ancora trovare un sacco di ottimo materiale lì, ma non avevano copie di questo libro disponibili. La mia unica raccomandazione è provare a cercare rivenditori usati.

  Stai al sicuro, divertiti molto se decidi di seguire questi obiettivi, convincere i tuoi vicini a spegnere le luci di notte e convincerli a unirsi al divertimento …
  
  Crediti di immagine:

  M79; Telescope Live 1 -Click Bundled Data – Elaborated in PixInsight
  NGC 3310; RICHIESTA AVANZATA DI TELESCOPE Live; LRGB usando SPA-2; Elaborato in PixinSight

  8 x 600” – Luminanza
  6 x 600” – Rosso
  6 x 600” – Verde
  6 x 600” – Blu

  È il mondo che complotta contro le tue osservazioni? Inizia ora la tua prova gratuita di 1 settimana e accedi immediatamente tonnellate di dati di qualità di prim’ordine.

  DSO Photography for Dummies – Telescope e sensore

  In questa pagina voglio studiare come il telescopio e il sensore della fotocamera possono essere sintonizzati tra loro per le immagini del cielo profondo “The Easy Way”.

  • Nonostante tutto il calcolo, queste sono tutte “linee guida” approssimative, che vengono violate più e più volte in pratica.
  • Page Telescope and Sensor discute questo argomento in modo più completo.

  Per i fretti.

  IL Qualità dell’adattamento di un sensore della telecamera con un dato dimensione dei pixel a un dato Lunghezza focale del telescopio può essere giudicato sulla base del suo Scala dell’immagine (regola del pollice):

  • Scala dell’immagine [“/pixel] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm] = >>200 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm]

  La scala dell’immagine dovrebbe trovarsi tra i valori guida di 1 e 2 (spesso, un valore di 1.5 è menzionato). Se vuoi considerare il vedendo, Allontano il valore FWHM [“] per la visione locale e usa questo valore o questi valori come guida:

  • e.G. Fwhm = 3 “=> 1,5 o scegli un intervallo, E.G. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

  Le regole empiriche che vengono presentate e derivate in questa pagina possono essere trovate nell’Appendice: Raccolta di regole empiriche.

  introduzione

  Domande.

  Ci sono un gran numero di telecamere di astronomia di diversi produttori sul mercato. Una caratteristica distintiva è la dimensione delle celle del sensore della fotocamera, chiamata anche dimensione dei pixel. Gli astronomi di hobby, che vogliono entrare nell’astrofotografia o EAA (astronomia aumentata elettronicamente) o addirittura comprare un’altra telecamera di astronomia, si trovano quindi alla questione di cosa dimensione dei pixel Il sensore di tale fotocamera dovrebbe avere per adattarsi al lunghezza focale del loro telescopio o telescopi in modo ottimale (“Adattamento ottimale“). Al contrario, per una determinata fotocamera, io.e. con un dato dimensione dei pixel del sensore, la domanda sorge cosa lunghezza focale Il tuo telescopio dovrebbe avere in modo che si adatti in modo ottimale. Questo solleva una serie di domande: perché lo fa dimensione dei pixel questione? Cosa fa “Fit ottimale“Medio in questo contesto? E come lo trovi? Vorrei rispondere a queste domande di seguito!

  Risposte

  Digitalizzazione.

  Sfortunatamente la risposta a queste domande non è facile e deve essere in qualche modo “teorica”. Prima di tutto, dobbiamo renderci conto che l’uso di una fotocamera digitale su un telescopio è un processo in cui un segnale analogico, l’immagine del telescopio ottico, viene convertita in una digitale, vale a dire l’immagine prodotta dal sensore della fotocamera. Idealmente, questa conversione, chiamata anche digitalizzazione, dovrebbe essere senza perdita, in modo che nella versione digitale anche bene o, di più, i migliori dettagli dell’originale sono conservati. Ad esempio, se digitalizza la musica per un CD, l’obiettivo è trasferire tutte le frequenze udibili, i.e. Tutte le frequenze tra 20 e 20.000 Hertz. Ma come si ottiene (per quanto possibile) la digitalizzazione senza perdite e come appare nel caso concreto di un telescopio con una fotocamera digitale collegata?

  La digitalizzazione dei segnali spaziali (immagini)

  Mentre durante la digitalizzazione dei segnali temporali il segnale analogico viene misurato (campionato) in successione temporale rapida, i segnali spaziali vengono misurati (campionati) “fianco a fianco”, cioè distribuiti spazialmente e spesso temporalmente in parallelo. Nella fotografia digitale, dove devono essere catturate due dimensioni spaziali, questa “giustapposizione spaziale” è realizzata da sensori rettangolari, che sono costruiti da una matrice di più piccole cellule sensibili alla luce, chiamata Pixel. Anche qui l’obiettivo è preservare i dettagli, cioè per prevenire oggetti e strutture spaziali il più piccoli possibile. Nel caso di un telescopio, questi lo sono le stelle più piccole che un telescopio può mostrare. La dimensione di queste “stelle più piccole” è determinata dal Risoluzione del potere (risoluzione) del telescopio, che dipende dal apertura del telescopio. Quindi queste “stelle più piccole” devono essere ottenute quando imaging con una fotocamera digitale!

  E ora alla domanda iniziale, la questione della dimensione dei pixel!

  Una fotocamera collegata a un telescopio cattura l’immagine ottica prodotta dal telescopio con a sensore costituito da un rettangolo di piccole cellule sensori, i “pixel”. E, come sappiamo dalla fotografia digitale, il numero di pixel che un sensore della fotocamera ha è importante – e per una determinata dimensione del sensore, questo numero determina anche la dimensione dei pixel, che di solito ci teniamo poco. Ciò è, tuttavia, diverso nell’astrofotografia; Qui le dimensioni dei pixel svolgono un ruolo e precisamente nella questione di come ottenere la migliore digitalizzazione perdita possibile. La nostra domanda iniziale in qualche modo “imprecisa”, vale a dire, che dimensione i pixel dovrebbero avere per ottenere un “adattamento ottimale” del telescopio e del sensore della telecamera, ora può essere riformulata come: che dimensioni dovrebbero avere i pixel del sensore della telecamera in modo che il segnale ottico possa essere digitalizzato senza perdite in modo che anche le stelle più fini possano mostrare il telescopio.

  La risposta, teorica e generale all’inizio.

  Questa domanda è prima di tutto risposta in termini generali da Teorema di Nyquist: Afferma che la “velocità di campionamento” deve essere almeno due volte più alta della frequenza più alta da trasmettere. Per i CD, pertanto, vengono scelti 44 kHz per trasmettere 20 kHz in sicurezza. Nel caso dei segnali spaziali (parliamo di cosiddette “frequenze spaziali”, più difficile per i layperson da immaginare. ), la “griglia di ricezione” delle celle del sensore deve essere almeno il doppio dei migliori dettagli dell’immagine originale, che dovrebbe ancora essere conservata.

  E ora pratico!

  Per le telecamere di astronomia, questo significa Le stelle più piccole immaginabili devono cadere su almeno due pixel per essere immaginati “in modo ottimale“(Se cadono su tre pixel, le stelle diventano ancora più rotonde. ). Le stelle più belle che un telescopio può mostrare corrispondenza di dimensioni al suo potere risolutivo, Quindi a pixel deve essere metà delle dimensioni o meno della potenza di risoluzione del telescopio usato. Quindi praticamente abbiamo ricevuto la risposta alla domanda posta all’inizio! Ciò che manca ancora sono le formule per calcolare il Dimensione dei pixel ottimale, Perché la potenza di risoluzione è data in arcsecondi e la dimensione dei pixel nei micrometri. Ho trovato tali e altre formule su Internet e vorrei presentarle in breve forma sotto. Formule e derivazioni più dettagliate, nonché ragioni per determinati fattori e valori possono essere trovati a pagina telescopi e sensore.

  Ancora più pratico: la turbolenza dell’aria (vedendo)!

  Nella pratica astronomica, purtroppo c’è ancora una complicazione! L’aria tende ad essere irrequieta e turbolenta, in inglese parliamo “vedendo“(Userò questo termine nel seguente), e questo amplia le immagini stellari in una certa misura. In pratica, questo non ha un effetto su esposizioni di tempo breve (luna, sole, pianeti), ma ha un effetto su Foto con tempi di esposizione più lunghi, come le foto del cielo profondo. Per queste foto, la risoluzione del telescopio non è quindi importante, ma maggiore vedere il valore (come valore FWHM), che in linea di principio è una misura della dimensione di una “stella gonfia”. Questo caso può essere trattato con le formule sopra menzionate inserendo il valore FWHM desiderato nelle formule anziché la risoluzione (vedi sotto).

  Perché “dimensione ottimale dei pixel”? Tipi di campionamento

  Le formule per le dimensioni dei pixel su Internet in genere si riferiscono a una “dimensione ottimale dei pixel” e ho usato anche questo termine. In effetti, il teorema di Nyquist ha solo un limite superiore sulla dimensione dei pixel, e quindi i pixel potrebbero essere piccoli come vuoi. Quindi ci devono essere ragioni pratiche che il limite superiore sia il ottimale e quindi anche il limite inferiore, Sebbene in alcuni casi, come le formule della scala delle immagini elencate di seguito, potresti voler mirare a un gamma intorno all’ottima.

  Al limite superiore Primo! Se una stella cade su meno di due pixel, l’immagine digitalizzata diventa più grossolana dell’originale. Nel “gergo tecnico”, questo viene definito “sottovalutazione“. Il teorema di Nyquist ci aiuta a evitarlo! Ora al limite inferiore! Fondamentalmente, più grandi sono i pixel di un sensore, più è sensibile alla luce (e anche i pixel stessi). I piccoli pixel portano quindi a una sensibilità inferiore e quindi i pixel dovrebbero essere il più grandi possibile per mantenere brevi i tempi di esposizione. Sono, come abbiamo imparato sopra, quando una stella cade esattamente su due pixel. La gamma intorno a questo ottimale è anche chiamata “buon campionamento“. Tuttavia, i pixel più piccoli non sono solo meno sensibili alla luce, ma nel caso dell’astronomia, dove abbiamo a che fare con Segnali deboli, Più piccoli sono i pixel, più i segnali.e. stelle, sparse su sempre più pixel. Ciò indebolisce ulteriormente un segnale già debole. D’altra parte, più pixel viene distribuito un oggetto, più dettagli compaiono (a condizione che questi dettagli possano essere riprodotti). Pertanto, nelle applicazioni in cui è disponibile una luce sufficiente, come nella fotografia lunare, solare e planetaria, questo approccio, chiamato “Sottocampionamento“, viene usato in pratica. A tale scopo, sono state sviluppate formule che calcolano un compromesso ottimale tra dettagli e tempo di esposizione (vedere il telescopio e il sensore di pagina).

  Nota: In questa pagina, prenderò in considerazione solo il caso della fotografia di Deep Sky; Il caso della fotografia lunare, solare e planetaria è anche trattato sul telescopio e sul sensore di pagina.

  Veduta

  Di seguito introdurrò alcune semplici formule per la fotografia di Deep Sky, per le quali spesso ci sono anche “regole empiriche”, che semplificano i calcoli. Le formule per dimensione dei pixel e telescopio lunghezza focale sono un’applicazione diretta dell’approccio appena descritto. Per le altre formule non ho trovato derivazioni, ma si basano anche sul principio di base qui descritto. Le formule e le derivazioni più dettagliate, nonché le ragioni per determinati fattori e valori non si trovano in questa pagina, ma a pagina telescopio e sensore.

  Foto del cielo profondo

  Di seguito presenterò alcune semplici formule per la fotografia di Deep Sky; Spesso ci sono “regole empiriche” per loro, che rendono le cose più facili in pratica:

  1. Se stai cercando una fotocamera adatta per la fotografia a cielo profondo, utilizzerai le formule per dimensione dei pixel E Lunghezza focale del telescopio dove puoi anche considerare l’influenza del vedendo.
  2. Se una fotocamera è già a portata di mano, vorrai determinare il Scala dell’immagine Per diversi telescopi nella propria attrezzatura, dove esiste anche la possibilità di tenere conto.
  3. E infine, il raccomandato intervallo di lunghezza focale di un telescopio può essere determinato per un sensore con l’aiuto della scala dell’immagine (con e senza vedere influenza).

  (1) Dimensione dei pixel

  A seconda del vedere

  Per le immagini DSO, il influenza del vedere di solito viene preso in considerazione quando si inserisce un sensore della fotocamera su un telescopio. Invece di risoluzione, IL Vedere locale viene inserito come valore FWHM (in arcsecondi) nella formula (regola empirica) per la dimensione del pixel (o lunghezza focale del telescopio):

  • Dimensione pixel [µm] = lunghezza focale [mm] * fwhm [“] / 412.5 (Formula 2A)
  • Lunghezza focale [mm] = dimensione pixel [µm] / fwhm [“] * 412.5 (Formula 2B)
  • Tlapo1027: lunghezza focale 714 mm; Seeing = 3 “(valore medio per l’Europa centrale) >> Dimensione dei pixel = 5,2 [µm].
    >> Questo si adatta abbastanza bene per l’Infinity Atik con 6.Dimensione dei pixel da 45 µm!
  • Tlapo1027: Lunghezza focale 714 mm; Dimensione pixel Atik Infinity = 6.45 [µm]; Seeing = 3 “(valore medio per l’Europa centrale) >> lunghezza focale del telescopio = 887 [mm]
    >> La differenza di lunghezza focale non è troppo grande, l’Infinity Atik si adatta abbastanza bene sul TLAPO1027!

  A seconda delle dimensioni del disco arioso

  Il diametro del Disco arioso, che è il diametro di apertura efficace di un sistema ottico, determina la sua risoluzione di potenza. Due punti possono essere separati in modo affidabile secondo il criterio Rayleigh se i massimi delle loro immagini sono separati almeno dal raggio del disco arioso. Il diametro indica anche la dimensione minima con cui le stelle sono riprese nel telescopio.

  Il diametro d (lunghezza, dimensione angolare) del Disco arioso viene calcolato in base alle seguenti “regole empiriche” (per le formule esatte vedere l’appendice):

  • D [µm] = 1.344 * Rapporto focale (Formula 3A)
  • D [“] = 276.73 / Apertura [mm] (formula 3b)

  Spesso viene utilizzato solo il valore arrotondato “277”.

  Quando si osserva DSO, il disco arioso può essere maggiore dei valori di assistenza corrente, misurati come valori FWHM (in secondi). In tal caso, il valore maggiore, io.e. Le dimensioni del disco arioso, devono essere utilizzate. Per un confronto con il Valore FWHM, È necessaria la dimensione del disco arioso in pochi secondi, per determinare il dimensione dei pixel, la sua dimensione in µm. Quest’ultimo deve essere dimezzato per arrivare a una dimensione del pixel del sensore, perché la dimensione del disco arioso si riferisce a due pixel.

  Esempio (Vaonis Vespera)

  • Un rapporto focale di f/4 e una lunghezza d’onda di 0.55 µm (550 nm) portano a un diametro di 5.37 µm >> La dimensione del pixel del sensore “ideale” è 2.68 µm.
  • Un’apertura di 50 mm e una lunghezza d’onda di 0.00055 mm (550 nm) portano a un diametro di 5.54 “>> è al di sopra di un FWHM di 5”.

  (2) Scala dell’immagine

  Per “buon campionamento

  IL Scala dell’immagine di un sensore della fotocamera con una determinata dimensione del pixel a una determinata lunghezza focale del telescopio viene utilizzato per giudicare il Qualità dell’adattamento di una combinazione sensore/telescopio. È calcolato come (regola empirica):

  • Scala dell’immagine [“/pixel] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / lunghezza focale [mm] (formula 4; regola empirica)

  Spesso viene utilizzato solo il valore arrotondato di “206”.

  Per il Foto profonde, La regola empirica per “buon campionamento” è quella di puntare a una scala dell’immagine da circa 1 a 2 secondi per pixel*. I valori per la scala dell’immagine sopra 2 sono chiamati “sottovalutazione”, i valori inferiori a 1 sono chiamati “sovra eccesso”.

  Esempio (TLAPO1027)

  • Lunghezza focale 714 mm, apertura 102 mm, rapporto di apertura 1/7; Dimensione pixel Atik Infinity 6.45 [µm] >> Scala dell’immagine = 1.86 [“/pixel] (formula esatta/formula del pollice)
    >> è ancora accettabile per le foto del cielo profondo.

  *) Altre specifiche che ho trovato sono: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5 e persino 0.7-3. Le ragioni di questi valori di solito non sono fornite, ma ovviamente si basano su valori tipici per la visione (in Europa centrale). Maggiori informazioni su questo di seguito!

  A seconda della visione

  Per prendere il vedendo In considerazione, si dimezza semplicemente il valore di vedere (FWHM) in pratica e lo usa come il Scala dell’immagine desiderata valore. Pertanto, la scala dell’immagine calcolata secondo la formula 3 non è verificata in base al fatto che si tratti tra i valori “ideali” di 1 e 2, ma piuttosto se è vicino al valore della scala dell’immagine determinato dal valore FWHM. Altro su questo di seguito!

  Per determinare la dimensione dei pixel di un sensore a una determinata lunghezza focale del telescopio, la formula per la scala dell’immagine deve essere convertita; Lo stesso vale per la lunghezza focale del telescopio a una data dimensione del pixel:

  • Dimensione pixel [µm] = lunghezza focale [mm] * (fwhm [“] / 2) / 206.265 (formula 5a; regola empirica)
  • Lunghezza focale [mm] = 206.265 * Dimensione pixel [µm] / (FWHM [“] / 2) (Formula 5B; regola empirica)

  Esempio (TLAPO1027)

  • Secondo la “Regola di Halving”, una vista locale di 4 “in media significa che una scala di immagini di 2 dovrebbe essere mirata.
    Ciò si traduce in una dimensione del pixel di 6.9 [µm] per TLAPO1027 con lunghezza focale di 714 mm; L’infinito atik con 6.45 [µm] si adatta alla dimensione dei pixel.
    L’infinito atik con 6.45 [µm] La dimensione dei pixel comporterebbe una lunghezza focale di 665.2 mm, che è vicino alla lunghezza focale del tlapo1027 con una lunghezza focale di 714 mm.

  Astronomia.strumento “modifica”

  Al fine di raggiungere le stelle “rotonde”, gli autori dell’astronomia.Strumenti che il sito Web propone di campionare con la frequenza di 3 volte del segnale analogico. Innanzitutto, assegnano il valore FWHM varia alle diverse condizioni di vedere e dividendo i valori per 3 (per il valore inferiore) o 2 (per il valore più elevato) arrivano a intervalli di valore “consigliati” per la scala dell’immagine (che chiamano “dimensione pixel”. ). Questo porta alla seguente tabella, in cui ho incluso anche la procedura standard di “dimezzante”:

  Scala dell’immagine

  Utilizzando un calcolatore online sull’astronomia.Sito Web Strumenti, è possibile calcolare la scala dell’immagine per la tua configurazione (calcola in base alla regola empirica sopra riportata) e metterlo in relazione con i valori della visione locale. Quindi non si verifica se questo valore si trova tra 1 e 2, ma se si trova nei limiti forniti dalle condizioni di visione locale.

  • Il caso di “OK Seeing” (vedere locali tra 2 “e 4”) porta a una scala di immagini tra 0.67 e 2 (o secondo la “regola dimezzante” da 1 a 2), che dovrebbe quindi essere rivolta a.
    Ciò si traduce in una dimensione dei pixel per TLAPO1027 con una lunghezza focale di 714 mm tra 2.3/3.46 [µm] e 6.9 [µm]; L’infinito atik con 6.45 [µm] la dimensione dei pixel si adatterebbe quasi.

  Da dove provengono le raccomandazioni per il valore della scala dell’immagine?

  Come già accennato, le fonti Internet di solito non forniscono alcuna giustificazione per i valori della scala delle immagini “ideali” forniti. Il mio sospetto che siano basati su valori tipici per vedere in Europa centrale sembra essere confermato dalla tabella sopra.

  L’intervallo di valori spesso menzionato di 1-2 per la scala di riproduzione corrisponde a “OK Seeing”, il valore spesso menzionato di 1.5 corrisponde alla “media media” di 3 “, che h.J. Strauch State per l’Europa centrale. Altri valori o intervalli di valore sembrano essere semplicemente “variazioni” di questo.

  (3) intervallo di lunghezza focale raccomandata

  Con l’aiuto della raccomandazione che la scala dell’immagine dovrebbe essere compresa tra 1 e 2, si può anche determinare il intervallo di lunghezza focale Consigliato per un sensore e quindi verificare se i propri telescopi sono in un intervallo di lunghezza focale adatto. Per motivi di semplicità, utilizzo qui la regola empirica per la scala dell’immagine, che riforma di conseguenza:

  • Lunghezza focale del telescopio [mm] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / Scala dell’immagine [” / pixel] (regola empirica; formula 5a)

  Per determinare l’intervallo di lunghezza focale, ora inserisco i valori “2” e “1” nella Formula 1 dopo l’altro:

  • Lunghezza focale del telescopio [mm] = 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] / 2 a 206.265 * Dimensione dei pixel [µm] (regola empirica; formula 5b/c)

  Se vuoi includere (vedi Astronomia.Strumenti), basta inserire i valori corrispondenti per la scala dell’immagine (limite superiore e inferiore, E.G. 0.67 e 2 per “ok seeing”) nella formula.

  • Tlapo1027: lunghezza focale 714 mm; PS 72/432: lunghezza focale 432 mm; Skymax-127: lunghezza focale 1500 mm; C8: lunghezza focale 2032 mm; C8R: lunghezza focale: 1280 mm; dimensione dei pixel Atik infinito 6.45 [µm]
    Lunghezza focale del telescopio [mm] = 206.265 * 6.45 /2 a 206.265 * 6.45 = 665.Da 2 a 1330.4
    >> quindi il tlapo e il C8 con f/6.3 Riduttore si adatta alla gamma di lunghezza focale raccomandata. Con uno 0.Riduciatore di 5 volte, il C8 e anche Skymax-127 dovrebbero adattarsi.
  • Con “OK Seeing”, per vedere locali tra 2 “e 4”, una scala di immagini tra 0.67 e 2 (o secondo la “regola dimezzante” da 1 a 2) dovrebbero essere mirati.
    L’infinito atik con 6.45 [µm] La dimensione dei pixel comporterebbe una lunghezza focale tra 665.2 mm e 1330.4/1986 mm, che include il Tlapo1027’s Lunghezza focale di 714 mm.
    Probabilmente una fotocamera con pixel più piccoli (E.G. ASI 224 con 3.75 [µm]) sarebbe più adatto a questo telescopio. Qui la gamma di lunghezza focale sarebbe compresa tra 387 mm e 773/1154 mm.

  Applicazioni

  Di seguito, presento le tabelle con risultati di calcolo in base alle formule sopra per le mie e alcuni altri telescopi e per i sensori della telecamera che sono rilevanti per me. Alla fine di questa sezione, cerco di verificare l’idoneità di tre dimensioni del sensore per i miei telescopi usando una tabella ridotta.

  Calcoli per i miei e altri telescopi e alcune dimensioni del sensore

  Ho calcolato la seguente tabella usando un foglio di calcolo Excel basato sulle formule presentate qui.

  Dimensione ottimale dei pixel

  La dimensione ottimale dei pixel viene calcolata usando il Rayleigh risoluzione o IL vedendo Secondo la regola dimezzante.