האם גודל הפיקסלים חשוב באסטרופוטוגרפיה?

= 206265 x [גודל פיקסל מצלמה / אורך מוקד טלסקופ]

טלסקופ וחיישן

בדף זה אני רוצה לחקור כיצד ניתן לכוונן אחד את חיישן הטלסקופ והמצלמה זה לזה ואילו הבדלים יש בין תמונות שמיים עמוקים מצד אחד לירח, לשמש וכוכב לכת מצד שני.

• למרות כל החישוב, כל אלה הם פשוט “הנחיות” גסות, אשר מופרות בהצלחה שוב ושוב בפועל.
• PAGE DSO צילום לדומיות – טלסקופ וחיישן מציג נושא זה קצר יותר, פשוט ומוגבל לצילום DSO.

עבור הממהרים.

ה איכות ההתאמה של חיישן מצלמה עם נתון גודל פיקסל לנתון אורך מוקד טלסקופ ניתן לשפוט על בסיס שלה סולם תמונות (כלל אצבע):

• סולם תמונות [“/פיקסל] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ] =>200 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ]

סולם התמונות צריך להיות בין הערכים המנחים של 1 ו -2 (לעיתים קרובות, ערך של 1.5 מוזכר). אם אתה רוצה לשקול את רְאִיָה, הרם את ערך ה- FWHM [“] עבור הראייה המקומית והשתמש בערך זה או בערכים אלה כמדריך:

• ה.ז. Fwhm = 3 “=> 1,5 או שאתה בוחר טווח, ה.ז. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

ניתן למצוא את כללי האצבע המוצגים ונגזרים בדף זה בנספח: אוסף כללי אצבע.

מבוא

שאלות.

יש מספר גדול של מצלמות אסטרונומיה של יצרנים שונים בשוק. מאפיין המבדיל הוא גודל התאים של חיישן המצלמה, המכונה גם גודל פיקסל. אסטרונומים של תחביב, שרוצים להיכנס לאסטרופוטוגרפיה או EAA (אסטרונומיה מוגברת אלקטרונית) או אפילו לקנות מצלמה אחרת של אסטרונומיה, מתמודדים אפוא עם השאלה מה גודל פיקסל לחיישן של מצלמה כזו צריך להיות כדי להתאים ל אורך מוקד של הטלסקופ או הטלסקופים שלהם בצורה אופטימלית (“הסתגלות אופטימלית“). לעומת זאת, למצלמה נתונה, אני.ה. עם נתון גודל פיקסל של החיישן, השאלה עולה מה אורך מוקד לטלסקופ שלך צריך להיות כך שהוא יתאים לחיישן בצורה אופטימלית. זה מעלה מספר שאלות: מדוע כן גודל פיקסל חוֹמֶר? מה “התאמה אופטימלית“פירושו בהקשר זה? ואיך אתה מוצא את זה? ברצוני לענות על השאלות הללו להלן!

תשובות

דיגיטציה.

לרוע המזל התשובה לשאלות אלה אינה קלה וצריכה להיות “תיאורטית” במקצת “. ראשית, עלינו להבין ששימוש במצלמה דיגיטלית בטלסקופ הוא תהליך בו אות אנלוגי, תמונת הטלסקופ האופטי, מומר לתצוגה דיגיטלית, כלומר התמונה המיוצרת על ידי חיישן המצלמה. באופן אידיאלי, המרה זו, המכונה גם דיגיטציה, צריך להיות תפסיד פחות, כך שבגרסה הדיגיטלית אפילו בסדר או, יותר מכך, הפרטים הטובים ביותר של המקור נשמרים. לדוגמה, אם אתה דיגיטציה של מוזיקה לתקליטור, המטרה היא להעביר את כל התדרים הנשמעים, אני.ה. כל התדרים בין 20 ל 20,000 הרץ. אבל איך משיגים (ככל האפשר) דיגיטציה ללא הפסדים ואיך זה נראה במקרה קונקרטי של טלסקופ עם מצלמה דיגיטלית מחוברת?

הדיגיטציה של אותות מרחביים (תמונות)

בעוד שכאשר דיגיטציה של אותות זמניים, האות האנלוגי נמדד (נדגם) ברצף זמני מהיר, נמדדים אותות מרחביים (נדגמים) “זה לצד זה”, כלומר מופץ במרחב ולעתים קרובות באופן זמני במקביל. בצילום דיגיטלי, שם יש ללכוד שני ממדים מרחביים, “סמיכות מרחבית” זו מתממשת על ידי חיישנים מלבניים, אשר בנויים ממטריצה ​​של תאים רגישים לאור, הנקראים פיקסלים. גם כאן המטרה היא לשמור על הפרטים, כלומר למנוע חפצים ומבנים מרחביים שהם קטנים ככל האפשר להיעלם. במקרה של טלסקופ, אלה הכוכבים הקטנים ביותר שטלסקופ יכול להראות. גודל “הכוכבים הקטנים ביותר” הללו נקבע על ידי פתרון כוח (רזולוציה) של הטלסקופ, התלוי ב צוֹהַר של הטלסקופ. אז יש להשיג את “הכוכבים הקטנים ביותר” האלה בעת הדמיה עם מצלמה דיגיטלית!

ועכשיו לשאלה הראשונית, שאלת גודל הפיקסלים!

מצלמה המחוברת לטלסקופ לוכדת את התמונה האופטית שהופקה על ידי הטלסקופ עם א חיישן המורכב ממלבן של תאי חיישנים זעירים, “הפיקסלים”. וכפי שאנו יודעים מצילום דיגיטלי, מספר הפיקסלים שיש לחיישן מצלמה הוא חשוב – ולגודל חיישן נתון, מספר זה קובע גם את גודל הפיקסלים, שבדרך כלל אכפת לנו מעט. עם זאת, זה שונה באסטרופוטוגרפיה; כאן גודל הפיקסלים ממלא תפקיד, ובדיוק בשאלה כיצד להשיג את הדיגיטליזציה הטובה ביותר ללא הפסד האפשרי. השאלה הראשונית שלנו “לא מדויקת”, כלומר, איזה גודל צריך להיות לפיקסלים כדי להשיג “עיבוד אופטימלי” של הטלסקופ וחיישן המצלמה, כעת ניתן לממש מחדש כ: באיזה גודל צריך להיות הפיקסלים של חיישן המצלמה, כך שניתן יהיה להראות את האות האופטי ללא הפסדים כך שאף שאף הכוכבים המשובחים יוכלו להראות את האות שלה.

התשובה, תיאורטית וכללית בהתחלה.

שאלה זו היא קודם כל מענה במונחים כלליים על ידי משפט Nyquist: הוא קובע כי “קצב הדגימה” חייב להיות גבוה לפחות פי שניים מהתדר הגבוה ביותר שיועבר. עבור תקליטורים, אפוא, 44 קילו הרץ נבחר על מנת להעביר 20 קילו הרץ בבטחה. במקרה של אותות מרחביים (אנו מדברים על מה שמכונה “תדרים מרחביים”, קשה יותר לדמיין את הדיירים. ), “R

האם גודל הפיקסלים חשוב באסטרופוטוגרפיה?

= 206265 x [גודל פיקסל מצלמה / אורך מוקד טלסקופ]

טלסקופ וחיישן

בדף זה אני רוצה לחקור כיצד ניתן לכוונן אחד את חיישן הטלסקופ והמצלמה זה לזה ואילו הבדלים יש בין תמונות שמיים עמוקים מצד אחד לירח, לשמש וכוכב לכת מצד שני.

• למרות כל החישוב, כל אלה הם פשוט “הנחיות” גסות, אשר מופרות בהצלחה שוב ושוב בפועל.
• PAGE DSO צילום לדומיות – טלסקופ וחיישן מציג נושא זה קצר יותר, פשוט ומוגבל לצילום DSO.

עבור הממהרים.

ה איכות ההתאמה של חיישן מצלמה עם נתון גודל פיקסל לנתון אורך מוקד טלסקופ ניתן לשפוט על בסיס שלה סולם תמונות (כלל אצבע):

• סולם תמונות [“/פיקסל] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ] = >>200 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ]

סולם התמונות צריך להיות בין הערכים המנחים של 1 ו -2 (לעיתים קרובות, ערך של 1.5 מוזכר). אם אתה רוצה לשקול את רְאִיָה, הרם את ערך ה- FWHM [“] עבור הראייה המקומית והשתמש בערך זה או בערכים אלה כמדריך:

• ה.ז. Fwhm = 3 “=> 1,5 או שאתה בוחר טווח, ה.ז. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

ניתן למצוא את כללי האצבע המוצגים ונגזרים בדף זה בנספח: אוסף כללי אצבע.

מבוא

שאלות.

יש מספר גדול של מצלמות אסטרונומיה של יצרנים שונים בשוק. מאפיין המבדיל הוא גודל התאים של חיישן המצלמה, המכונה גם גודל פיקסל. אסטרונומים של תחביב, שרוצים להיכנס לאסטרופוטוגרפיה או EAA (אסטרונומיה מוגברת אלקטרונית) או אפילו לקנות מצלמה אחרת של אסטרונומיה, מתמודדים אפוא עם השאלה מה גודל פיקסל לחיישן של מצלמה כזו צריך להיות כדי להתאים ל אורך מוקד של הטלסקופ או הטלסקופים שלהם בצורה אופטימלית (“הסתגלות אופטימלית“). לעומת זאת, למצלמה נתונה, אני.ה. עם נתון גודל פיקסל של החיישן, השאלה עולה מה אורך מוקד לטלסקופ שלך צריך להיות כך שהוא יתאים לחיישן בצורה אופטימלית. זה מעלה מספר שאלות: מדוע כן גודל פיקסל חוֹמֶר? מה “התאמה אופטימלית“פירושו בהקשר זה? ואיך אתה מוצא את זה? ברצוני לענות על השאלות הללו להלן!

תשובות

דיגיטציה.

לרוע המזל התשובה לשאלות אלה אינה קלה וצריכה להיות “תיאורטית” במקצת “. ראשית, עלינו להבין ששימוש במצלמה דיגיטלית בטלסקופ הוא תהליך בו אות אנלוגי, תמונת הטלסקופ האופטי, מומר לתצוגה דיגיטלית, כלומר התמונה המיוצרת על ידי חיישן המצלמה. באופן אידיאלי, המרה זו, המכונה גם דיגיטציה, צריך להיות תפסיד פחות, כך שבגרסה הדיגיטלית אפילו בסדר או, יותר מכך, הפרטים הטובים ביותר של המקור נשמרים. לדוגמה, אם אתה דיגיטציה של מוזיקה לתקליטור, המטרה היא להעביר את כל התדרים הנשמעים, אני.ה. כל התדרים בין 20 ל 20,000 הרץ. אבל איך משיגים (ככל האפשר) דיגיטציה ללא הפסדים ואיך זה נראה במקרה קונקרטי של טלסקופ עם מצלמה דיגיטלית מחוברת?

הדיגיטציה של אותות מרחביים (תמונות)

בעוד שכאשר דיגיטציה של אותות זמניים, האות האנלוגי נמדד (נדגם) ברצף זמני מהיר, נמדדים אותות מרחביים (נדגמים) “זה לצד זה”, כלומר מופץ במרחב ולעתים קרובות באופן זמני במקביל. בצילום דיגיטלי, שם יש ללכוד שני ממדים מרחביים, “סמיכות מרחבית” זו מתממשת על ידי חיישנים מלבניים, אשר בנויים ממטריצה ​​של תאים רגישים לאור, הנקראים פיקסלים. גם כאן המטרה היא לשמור על הפרטים, כלומר למנוע חפצים ומבנים מרחביים שהם קטנים ככל האפשר להיעלם. במקרה של טלסקופ, אלה הכוכבים הקטנים ביותר שטלסקופ יכול להראות. גודל “הכוכבים הקטנים ביותר” הללו נקבע על ידי פתרון כוח (רזולוציה) של הטלסקופ, התלוי ב צוֹהַר של הטלסקופ. אז יש להשיג את “הכוכבים הקטנים ביותר” האלה בעת הדמיה עם מצלמה דיגיטלית!

ועכשיו לשאלה הראשונית, שאלת גודל הפיקסלים!

מצלמה המחוברת לטלסקופ לוכדת את התמונה האופטית שהופקה על ידי הטלסקופ עם א חיישן המורכב ממלבן של תאי חיישנים זעירים, “הפיקסלים”. וכפי שאנו יודעים מצילום דיגיטלי, מספר הפיקסלים שיש לחיישן מצלמה הוא חשוב – ולגודל חיישן נתון, מספר זה קובע גם את גודל הפיקסלים, שבדרך כלל אכפת לנו מעט. עם זאת, זה שונה באסטרופוטוגרפיה; כאן גודל הפיקסלים ממלא תפקיד, ובדיוק בשאלה כיצד להשיג את הדיגיטליזציה הטובה ביותר ללא הפסד האפשרי. השאלה הראשונית שלנו “לא מדויקת”, כלומר, איזה גודל צריך להיות לפיקסלים כדי להשיג “עיבוד אופטימלי” של הטלסקופ וחיישן המצלמה, כעת ניתן לממש מחדש כ: באיזה גודל צריך להיות הפיקסלים של חיישן המצלמה, כך שניתן יהיה להראות את האות האופטי ללא הפסדים כך שאף שאף הכוכבים המשובחים יוכלו להראות את האות שלה.

התשובה, תיאורטית וכללית בהתחלה.

שאלה זו היא קודם כל מענה במונחים כלליים על ידי משפט Nyquist: הוא קובע כי “קצב הדגימה” חייב להיות גבוה לפחות פי שניים מהתדר הגבוה ביותר שיועבר. עבור תקליטורים, אפוא, 44 קילו הרץ נבחר על מנת להעביר 20 קילו הרץ בבטחה. במקרה של אותות מרחביים (אנו מדברים על מה שמכונה “תדרים מרחביים”, קשה יותר לדמיין את הדיירים. ), “הרשת המקבלת” של תאי חיישן חייבים להיות לפחות פי שניים מהפרטים הטובים ביותר של התמונה המקורית, שעדיין יש לשמור עליה.

ועכשיו מעשי!

עבור מצלמות אסטרונומיה זה אומר ש- הכוכבים הקטנים ביותר לדמיין חייבים ליפול על לפחות שני פיקסלים כדי שיצולמו “בצורה אופטימלית“(אם הם נופלים על שלושה פיקסלים, הכוכבים הופכים עוד יותר עגולים. ). הכוכבים הטובים ביותר שטלסקופ יכול להראות תואם בגודל שלה פתרון כוח, אז א פיקסל חייב להיות חצי מהגודל או פחות מכוח הפתרון של הטלסקופ בשימוש. אז בעצם קיבלנו את התשובה לשאלה שנשאלה בהתחלה! מה שעדיין חסר הם נוסחאות לחישוב גודל פיקסל אופטימלי, מכיוון שהכוח הפתרון ניתן בקשתות ובגודל הפיקסלים במיקרומטר. מצאתי נוסחאות כאלה ואחרות באינטרנט והייתי רוצה להציג אותן בצורה קצרה למטה. ניתן למצוא נוסחאות ונגזרות מפורטות יותר כמו גם סיבות לגורמים וערכים מסוימים בטלסקופ וחיישן בעמוד.

מעשי עוד יותר: סערת האוויר (לראות)!

בתרגול אסטרונומי, לרוע המזל יש עדיין סיבוך! האוויר נוטה להיות חסר מנוחה וסוער, באנגלית אנו מדברים “רְאִיָה“(אני אשתמש במונח זה בדברים הבאים), וזה מגדיל את תמונות הכוכבים במידה מסוימת. בפועל, אין לזה השפעה על חשיפות זמן קצר (ירח, שמש, כוכבי לכת), אבל יש לזה השפעה על תמונות עם זמני חשיפה ארוכים יותר, כמו תמונות שמיים עמוקים. עבור תמונות אלה, רזולוציית הטלסקופ אינה חשובה אפוא, אלא הגדולה יותר לראות ערך (כערך FWHM), אשר באופן עקרוני הוא מדד לגודל “כוכב מנופח”. ניתן לטפל במקרה זה בנוסחאות שהוזכרו לעיל על ידי הזנת ערך ה- FWHM הרצוי לנוסחאות במקום ברזולוציה (ראה להלן).

מדוע “גודל פיקסל אופטימלי”? סוגי דגימה

הנוסחאות לגודל פיקסל באינטרנט מתייחסות בדרך כלל ל”גודל פיקסל אופטימלי “, והשתמשתי גם במונח זה. למעשה, למשפט Nyquist יש רק גבול עליון על גודל הפיקסלים, ולכן הפיקסלים עשויים להיות קטנים כמו שאתה רוצה. אז חייבות להיות סיבות מעשיות שהגבול העליון יהיה מֵיטָב ולכן גם גבול תחתון, למרות שבמקרים מסוימים, כמו נוסחאות סולם התמונות המפורטות להלן, ייתכן שתרצה לכוון ל טווח סביב האופטימום.

אל ה גבול עליון ראשון! אם כוכב נופל על פחות משני פיקסלים, התמונה הדיגיטלית הופכת גסה יותר מהמקור. ב”הז’רגון הטכני “מכונה זאת”דגימה תחתונה“. משפט Nyquist עוזר לנו להימנע מכך! עכשיו ל גבול תחתון! בעיקרון, ככל שהפיקסלים של חיישן גדולים יותר, כך הם רגישים יותר לאור (וגם הפיקסלים עצמם). לפיכך, פיקסלים קטנים מובילים לרגישות נמוכה יותר, ולכן הפיקסלים צריכים להיות גדולים ככל האפשר כדי לשמור על זמני חשיפה קצרים. הם, כפי שלמדנו לעיל, כאשר כוכב נופל על שני פיקסלים בדיוק. הטווח סביב אופטימום זה נקרא גם “דגימה טובה“. עם זאת, פיקסלים קטנים יותר לא רק רגישים לאור, אלא במקרה של אסטרונומיה, שם אנו מתמודדים אותות חלשים, ככל שהפיקסלים קטנים יותר, האותות יותר, אני.ה. כוכבים, מתפשטים יותר ויותר פיקסלים. זה מחליש עוד יותר איתות חלש כבר. מצד שני, ככל שמופץ יותר פיקסלים, כך מופיעים פרטים רבים יותר (בתנאי שניתן לשחזר פרטים אלה). לכן, ביישומים שבהם יש מספיק אור זמין, כמו למשל בצילום ירח, סולארי ופלנטרי, גישה זו, המכונה “דגימה יתר“משמש בפועל. למטרה זו פותחו נוסחאות המחשבות פשרה אופטימלית בין פרטים לזמן החשיפה (ראה להלן).

הַשׁקָפָה

להלן אני מציג כמה נוסחאות פשוטות להתאמה האופטימלית של טלסקופים וחיישנים, שלעיתים קרובות ישנם “כללי אצבע” המפשטים את החישובים. הנוסחאות ל גודל פיקסל וטלסקופ אורך מוקד הם יישום ישיר של הגישה שתואר זה עתה. עבור הנוסחאות האחרות i, לא מצאו נגזרות, אך הן מבוססות גם על העקרונות המתוארים כאן.

בגלל מה שנכתב רְאִיָה, אני מבדיל את הדברים הבאים בין צילום שמיים עמוק (חשיפות ארוכות) וכן צילום ירח, שמש ופלנטה (חשיפות קצרות), למרות של”נוסחאות הבסיסיות “יש את אותו הבסיס.

תמונות שמיים עמוקים

להלן אני מציג נוסחאות המשמשות לצילומי שמיים עמוקים; ישנם “כללי אצבע” עבורם, שמקלים על הדברים בפועל ואשר אני מספק כאן (הנוסחאות המדויקות מוצגות בנספח):

1. אם אתם מחפשים מצלמה מתאימה לצילום בשמיים עמוקים, תוכלו להשתמש בנוסחאות עבור גודל פיקסל וכן אורך מוקד טלסקופ (נוסחאות 1A-D מספקות ערכים “תיאורטיים”) בהם תוכלו לשקול גם את ההשפעה של רְאִיָה (נוסחאות 2A/B).
2. אם מצלמה כבר בהישג יד, תרצה לקבוע את סולם תמונות עבור טלסקופים שונים בציוד שלך (פורמולה 4), שם יש גם אפשרות לקחת בחשבון את המראה (נוסחאות 5 א/ב).
3. ולבסוף, המומלץ טווח אורך מוקד ניתן לקבוע טלסקופ עבור חיישן בעזרת סולם התמונות (עם ובלי לראות השפעה; נוסחאות 6A-C).

(1) גודל פיקסל

תלוי ברזולוציה

עבור האופטימום גודל פיקסל אוֹ אורך מוקד טלסקופ, נוסחאות “כללי האצבע” הבאות פותחו בהן פתרון כוח של הטלסקופ אחרי ריילי הוא בעקיפין גורם קובע (לגזירת הנוסחאות ונוסחאות מדויקות יותר ראו את הנספח):

• גודל פיקסל [מיקרומטר] = יחס מוקד [מ”מ] * 0.3355 (פורמולה 1 א)
• אורך מוקד [מ”מ] = גודל פיקסל [מיקרומטר] * צמצם [מ”מ] / 0.3355 (פורמולה 1 ב)

נוסחאות אלה בדרך כלל אינן משמשות לתמונות שמיים עמוקים ומוצגים כאן להתייחסות בלבד (הן משמשות בטבלה בהמשך).

תלוי בראייה

לתמונות DSO, השפעת ראייה בדרך כלל נלקח בחשבון בעת ​​התאמת חיישן מצלמה לטלסקופ. במקום ה פתרון הבעיה, ה ראייה מקומית משמש בצורה של ערך FWHM (ב- ArcSeconds) בנוסחה לגודל הפיקסלים או אורך המוקד של הטלסקופ; הנה, הם “כללי האצבע” המתאימים (לגזירה של הנוסחאות והנוסחאות המדויקות רואים את הנספח):

• גודל פיקסל [מיקרומטר] = אורך מוקד [מ”מ] * fwhm [“] / 412.5 (פורמולה 2 א)
• אורך מוקד [מ”מ] = גודל פיקסל [מיקרומטר] / fwhm [“] * 412.5 (פורמולה 2 ב)

דוגמה (TLAPO1027)

• אורך מוקד 714 מ”מ; לראות = 3 “(על פי ח.י. Strauch, הערך הממוצע למרכז אירופה) >> גודל פיקסל = 5,2 [מיקרומטר].
  >> זה מתאים למדי עבור האינסוף של אטיק עם 6.גודל פיקסל 45 מיקרומטר!
• אורך מוקד 714 מ”מ; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי = 6.45 [מיקרומטר]; לראות = 3 “(על פי ח.י. Strauch הערך הממוצע למרכז אירופה) >> אורך מוקד טלסקופ = 887 [מ”מ]
  >> ההבדל באורך המוקד אינו גדול מדי, האינסוף של אטיק מתאים למדי ל- TLAPO1027!

תלוי בגודל הדיסק האוורירי

הקוטר של דיסק אוורירי, שהוא קוטר הצמצם האפקטיבי של מערכת אופטית, קובע את כוח הפתרון שלה. ניתן להפריד בין שתי נקודות באופן אמין בהתאם לקריטריון ריילי אם מקסימום התמונות שלהם מופרדים לפחות על ידי רדיוס של הדיסק האוורירי. הקוטר מציין גם את הגודל המינימלי שאיתו כוכבים מצולמים בטלסקופ.

הקוטר D (אורך, גודל זוויתי) של דיסק אוורירי מחושב על פי “כללי האצבע” הבאים (עבור הנוסחאות המדויקות ראה נספח):

• אורך:
  • D [מיקרומטר] = 2.44 * 0.55 * יחס מוקד
  • D [מיקרומטר] = 1.344 * יחס מוקד (פורמולה 3 א)
  • D [“] = 276.73 / צמצם [מ”מ] (פורמולה 3 ב)

  לעתים קרובות משתמשים רק בערך המעוגל “277”. במידה זוויתית, הדיסק האוורירי הוא פעמיים גדול כמו הכוח הפתרון של ריילי (עליו הוא מבוסס), מכיוון שהכוח הפתרון מתייחס ל רַדִיוּס, ואילו בדרך כלל משתמשים בדיסק האוורירי עם קוֹטֶר.

  בעת התבוננות ב- DSO, הדיסק האוורירי עשוי להיות גדול יותר מערכי הראייה הנוכחיים, הנמדדים כערכי FWHM (בשניות). במקרה כזה, הערך הגדול יותר, אני.ה. יש להשתמש בגודל הדיסק האוורירי. להשוואה עם ערך FWHM, יש צורך בגודל הדיסק האוורירי תוך שניות, לקביעת ה- גודל פיקסל, גודלו במיקרומטר. האחרון צריך להיות חָצוּי להגעה לגודל הפיקסלים של החיישן, מכיוון שגודל הדיסק האוורירי מתייחס לשני פיקסלים.

  דוגמה (Vaonis vespera)

  • יחס מוקד של f/4 ואורך גל של 0.55 מיקרומטר (550 ננומטר) מוביל לקוטר של 5.37 מיקרומטר >> גודל הפיקסלים של חיישן “אידיאלי” הוא 2.68 מיקרומטר.
  • צמצם של 50 מ”מ ואורך גל של 0.00055 מ”מ (550 ננומטר) מוביל לקוטר של 5.54 “>> הוא מעל FWHM של 5”.

  (2) סולם תמונות

  ה סולם תמונות (בשני שניות לפיקסל; לגזירה של הנוסחאות ראה נספח) משמשת כמדד של איכות ההתאמה של טלסקופ וחיישן אם כבר ניתן חיישן. תלוי בערך סולם התמונות, הבחנה בין “דגימה יתר“,”דגימה תחתונה“ו”דגימה טובה“*. “דגימה טובה” תואם התאמה אופטימלית, שיש להם מנחים ערכים לסולם התמונות זה נבדל בתמונות שמיים עמוקים ולתמונות ירח, שמש וכוכב לכת. עבור האחרונים, לעתים קרובות משתמשים ב”דגימה יתר “(קטנה יותר מערכי” האידיאלי “). יש להימנע מכל דגימה (גדולה יותר מערכי “האידיאלי”) בכל מקרה.
  *) עיין במילון מונחים של Baader Planetarium, מאמר דגימה של DER Begriff, מעל,- ללא דגימה טובה (www.sbig.DE/Universitaet/Glossar-HTM/דגימה.HTM) עם תמונות מדגם עבור גרסאות הדגימה הללו.

  ל”דגימה טובה

  ה סולם תמונות (בזרועות שניות לפיקסל) מחושב על פי:

  • סולם תמונות [“/פיקסל] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ] (פורמולה 4; כלל אצבע)

  לעתים קרובות נעשה שימוש רק בערך המעוגל של “206”.

  ערך זה משמש כדי לשפוט את איכות ההתאמה של שילוב חיישן/טלסקופ של חיישן מצלמה. ל תמונות בשמיים עמוקים, כלל האצבע ל”דגימה טובה “הוא לכוון לסולם תמונות של בערך 1 עד 2 שניות לפיקסל (מפרטים אחרים שמצאתי הם: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5 ואפילו 0.7-3)*. ערכים לסולם התמונות שלמעלה נקראים “דגימה תחתונה”, ערכים מתחת 1 נקראים “דגימה יתר”.

  *) בדרך כלל לא ניתנות סיבות לערכים מנחים אלה, אך ברור שהם מבוססים על ערכים אופייניים לראייה (במרכז אירופה). עוד על כך למטה!

  דוגמה (TLAPO1027)

  • אורך מוקד 714 מ”מ, צמצם 102 מ”מ, יחס צמצם 1/7; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי 6.45 [מיקרומטר] >> סולם תמונה = 1.86 [“/פיקסל]
    >> זה עדיין מקובל על תמונות שמיים עמוקים.

  תלוי בראייה

  על פי ח.י. סטראוך, אחד פשוט מחצית את רְאִיָה ערך (FWHM) בפועל ומשתמש בזה כ- סולם תמונות רצוי ערך. זה, באופן עקרוני, יישום משפט Nyquist, הקובע כי קצב הדגימה צריך להיות כפול מתדירות האות האנלוגי שנדגם. לפיכך, סולם התמונות המחושב על פי הנוסחה 4 אינו נבדק לפי אם הוא טמון בין ערכי “אידיאלי” 1 ו -2, אלא אם הוא קרוב לערך סולם התמונה שנקבע על ידי ערך FWHM. עוד על זה למטה!

  כדי לקבוע את גודל פיקסל של חיישן באורך מוקד טלסקופ נתון, יש להפוך את הנוסחה לסולם התמונות; כך גם באורך המוקד של הטלסקופ בגודל פיקסל נתון:

  • גודל פיקסל [מיקרומטר] = אורך מוקד [מ”מ] * (fwhm [“] / 2) / 206.265 (פורמולה 5 א; כלל אצבע)
  • אורך מוקד [מ”מ] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / (FWHM [“] / 2) (פורמולה 5B; כלל אצבע)

  דוגמה (TLAPO1027)

  • על פי “כלל החצייה”, ראייה מקומית של 4 “בממוצע פירושה שצריך לכוון סולם תמונה של 2.
    התוצאה היא גודל פיקסל של 6.9 [מיקרומטר] עבור TLAPO1027 באורך מוקד 714 מ”מ; האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל יתאים.
    האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל יביא לאורך מוקד של 665.2 מ”מ, הקרוב לאורך המוקד של ה- TLAPO1027 באורך מוקד של 714 מ”מ.

  אַסטרוֹנוֹמִיָה.כלי “ציוץ”

  אַסטרוֹנוֹמִיָה.כלים כותבים על קצב הדגימה: “יש דיון כלשהו סביב השימוש בזה לחיישני CCD מודרניים מכיוון שהם משתמשים בפיקסלים מרובעים, ואנחנו רוצים לדמיין כוכבים עגולים. באמצעות ראייה טיפוסית ב -4 “FWHM, הנוסחה של Nyquist הייתה מציעה שלכל פיקסל יש רזולוציה של 2 אינץ.”כדי להשיג” עגול “כוכבים, מחברי האתר מציעים לדגום עם התדר פי 3 של האות האנלוגי – אך הם עושים זאת רק באופן חלקי.

  ראשית, המחברים מקצים טווחי ערך FWHM לתנאי הראייה השונים, ועל ידי חלוקת ערכים אלה ב -3 או 2 הם מגיעים לטווחי ערך “מומלצים” לסולם התמונות (שהם מכנים “גודל פיקסל”. ) הם מחלקים את ערך ה- FWHM בגבול התחתון לא על ידי 2, אלא על ידי 3, מה שמוביל לטבלה הבאה, בה כללתי גם את “ההליך הסטנדרטי” של “חצינג”:

  סולם תמונות

  *) על פי “כלל החצייה” (מ- H.י. Strauch), אם אתה משתמש בטווחי הראייה המוגדרים על ידי אסטרונומיה.כלים

  שימוש במחשבון מקוון באסטרונומיה.אתר כלים, באפשרותך לחשב את סולם התמונות לתצורה שלך (הוא מחשב לפי כלל האצבע שניתן לעיל) ולקשר אותו לערכי הראייה המקומית. אז אינך בודק אם ערך זה נמצא בין 1 ל -2 (או כל מה שניתן. ), אך בין אם זה טמון בגבולות שניתנו על ידי תנאי הראייה המקומיים.

  • המקרה של “אוקי רואים” (רואים מקומיים בין 2 ל -4 “) מוביל לסולם תמונות בין 0.67 ו -2 (או על פי “כלל החצייה” של 1 עד 2), אשר לפיכך צריך להיות מכוון אליו.
    התוצאה היא גודל פיקסל עבור TLAPO1027 באורך מוקד 714 מ”מ בין 2.3/3.46 [מיקרומטר] ו 6.9 [מיקרומטר]; האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל היה ממש בכושר.

  מאיפה מגיעות ההמלצות לערך סולם התמונות?

  כאמור, מקורות באינטרנט בדרך כלל אינם מספקים שום הצדקה לערכי סולם התמונות “האידיאלי” שניתנו. החשד שלי כי הם מבוססים על ערכים אופייניים לראייה במרכז אירופה, נראה שאושר על ידי הטבלה שלמעלה.

  טווח הערך שהוזכר לעיתים קרובות של 1-2 עבור סולם ההתרבות תואם את “OK Seee”, הערך המוזכר לעתים קרובות גם של 1.5 תואם את “המראה הממוצע” של 3 “, אשר h.י. מדינות סטראוך למרכז אירופה. נראה כי ערכים או טווחי ערכים אחרים הם רק “וריאציות” לכך. מהבחינה הזו, ככל הנראה עדיף לחשב את סולם התמונות לתצורה של האדם או המיועד לו ואת הצפוי לראות ולהשוות אותו עם הטבלה שלמעלה. האם אם כן אחד עוקב אחר פרשנות האסטרונומיה.כלים או זה של ח.י. סטראוך ואחרים תלוי באדם.

  (3) טווח אורך מוקד מומלץ

  בעזרת כלל האצבע כי סולם התמונות צריך להיות בין 1 ל -2, אפשר גם לקבוע את טווח אורך מוקד מומלץ לחיישן ובכך לבדוק אם הטלסקופים של האדם עצמו נמצאים בטווח אורך מוקד מתאים. לשם הפשטות, אני משתמש כאן בכלל האצבע לסולם התמונות, אותו אני רפורמה בהתאם:

  • אורך מוקד [מ”מ] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / סולם תמונה [” / פיקסל] (פורמולה 6 א; כלל אצבע)

  כדי לקבוע את טווח אורך המוקד, אני מכניס כעת את הערכים “2” ו- “1” לפורמולה 1 אחרי השני:

  • אורך מוקד [מ”מ] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / 2 ל 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] (פורמולה 6b/c; כלל אצבע)

  אם אתה רוצה לכלול לראות (ראה אסטרונומיה.כלים), פשוט הזן את הערכים המתאימים לסולם התמונה (גבול עליון ותחתון, e.ז. 0.67 ו -2 עבור “בסדר לראות”) לנוסחה.

  • TLAPO1027: אורך מוקד 714 מ”מ; PS 72/432: אורך מוקד 432 מ”מ; Skymax-127: אורך מוקד 1500 מ”מ; C8: אורך מוקד 2032 מ”מ; C8R: אורך מוקד: 1280 מ”מ; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי 6.45 [מיקרומטר]
    אורך מוקד טלסקופ [מ”מ] = 206.265 * 6.45/2 עד 206.265 * 6.45 = 665.2 עד 1330.4
    >> כך ה- TLAPO וה- C8 עם f/6.3 מפחית מתאים לטווח אורך המוקד המומלץ. עם 0.צמצום פי 5, ה- C8 וגם ה- Skymax-127 צריך להתאים.
  • עם “בסדר לראות”, לראייה מקומית בין 2 ל -4 “, סולם תמונה בין 0.67 ו -2 (או על פי “כלל החצייה” מ -1 ל -2) יש לכוון.
    האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל יביא לאורך מוקד בין 665.2 מ”מ ו 1330.4/1986 מ”מ, הכולל את Tlapo1027’s אורך מוקד של 714 מ”מ.
    כנראה מצלמה עם פיקסלים קטנים יותר (ה.ז. ASI 224 עם 3.75 [מיקרומטר]) יתאים יותר לטלסקופ זה. כאן טווח אורך המוקד יהיה בין 387 מ”מ ל- 773/1154 מ”מ.

  צילומי ירח, שמש וכוכב לכת

  בהמשך אני מציג נוסחאות לצילום ירח, שמש וכוכב לכת, שלעיתים קרובות יש “כללי אצבע”:

  • אם אתם מחפשים מצלמה מתאימה לצילומי שמיים עמוקים, תשתמשו בנוסחאות עבור גודל פיקסל וטלסקופ אורך מוקד (נוסחאות 1a/b). אם כבר יש לך מצלמה בהישג יד, תרצה לקבוע את סולם תמונות לטלסקופים שונים בפארק הטלסקופ שלך (פורמולה 4)
  • יתר על כן, אני מציג נוסחאות למקרה דגימה יתר יש להשתמש, אני.ה. רב פרטים יש להציג (נוסחאות 7A/B, 8).

  (1) דגימה טובה

  גודל פיקסל, אורך מוקד טלסקופ

  כפי שנכתב לעיל, כאשר מצלמים את האובייקטים הללו עם זמני חשיפה של שברים של שנייה, הסערה באטמוספרה היא “קפואה” כמעט “קפואה”. זה מאפשר לחשב עם הרזולוציה התיאורטית של הטלסקופ; כאן רק כללי האצבע:

  גודל פיקסל [מיקרומטר] (פורמולה 1 א); אורך מוקד [מ”מ] (פורמולה 1 ב)

  דוגמה (TLAPO1027, Rayleigh/Dawes/Nyquist)

  • אורך מוקד 714 מ”מ, f/7, רזולוציה 1.15 “>>גודל פיקסל = 2,35 / 1,96 / 1,9 [מיקרומטר]
    >> זה לא מתאים היטב לאינסוף אטיק עם 6.גודל פיקסל 45 מיקרומטר! זה צריך להיות מופעל עם Binning.
  • פתרון כוח 1.15, צמצם 102 מ”מ; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי 6.45 [מיקרומטר] >>אורך מוקד טלסקופ = 1960.95 [מ”מ]
    >> זה דורש מאריך טלפונים פי 3

  סולם תמונות

  מהנוסחאות הבאות, סולם תמונות ניתן לקבוע, בתנאי שאורך המוקד והחיישן של הטלסקופ (גודל פיקסל) ניתנים:

  • סולם תמונות [“/פיקסל] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ] (פורמולה 4; כלל אצבע)

  דוגמה (TLAPO1027)

  • אורך מוקד 714 מ”מ; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי 6.45 [מיקרומטר] >>סולם תמונות = 1, 86 [“/פיקסל] (כלל אצבע)

  לא הצלחתי למצוא ערכים סטנדרטיים אחרים לסולם התמונות של חפצים אלה (ירח, שמש, כוכבי לכת), אם כי מקורות מסוימים כותבים שהם קיימים.

  (2) דגימה יתר, יחס צמצם אופטימלי, אורך מוקד אופטימלי

  ל תמונות ירח, שמש ופלנטה נלקח עם מצלמות רשת או מצלמות CCD/CMOS, ייתכן שיהיה שימושי “לדוגמא יתר על המידה” את התמונות על מנת לתפוס פרטים נוספים. בכך, האור מופץ על יותר פיקסלים מהנדרש בקריטריון Nyquist כדי להשיג את רזולוציית התמונה, מכיוון שאובדן הרגישות אינו גורם מרכזי (אם הראיה מאפשרת להציג את הפרטים). עם זאת, עלייה שרירותית באורך המוקד אינה סבירה. במקום זאת, פשרה בין אורך המוקד לבהירות הדימוי (וכך זמן החשיפה) מכוונת. למטרה זו, יחס צמצם אופטימלי “FO” מחושב על פי נוסחה שניתנה על ידי סטפן SEIP (ראה נספח) או על פי כללי האצבע הבאים:

  • fo (sw) = גודל פיקסל [מיקרומטר] * 3.57 (פורמולה 7 א; כלל אצבע)
  • FO (צבע) = גודל פיקסל [מיקרומטר] * 5.00 (פורמולה 7B; כלל אצבע) (על פי פרסום של GERD Düring ערך B&W של 3,57 תקף גם לצבע)

  הדרך הקלה ביותר לקבוע את אורך מוקד אופטימלי הוא:

  • אורך מוקד אופטימלי = צמצם fo* (פורמולה 8; כלל האצבע)

  (1) מצלמת צבע אינפיניטי של ATIK, רוחב פיקסל 6.45 מיקרומטר. לשם כך, הנוסחה עם גורם 5 מביאה לצמצם אופטימלי של 32.25 (i.ה. 32) וכך יחס צמצם אופטימלי של בערך f/32 (1:32).

  יישום לטלסקופים שלי:

  • TLAPO1027: אורך מוקד 714 מ”מ, צמצם 102 מ”מ, יחס f/7.
    אורך מוקד אופטימלי = 32 x 102 מ”מ = 3264 מ”מ. יש להרחיב את אורך המוקד של הטלסקופ מ- 714 ל- 3264 מ”מ (על ידי הגורם 4.57 = 5).
  • PS 72/432: אורך מוקד 432 מ”מ, צמצם 72 מ”מ, יחס מוקד 1/6.
    אורך מוקד אופטימלי = 32 x 72 מ”מ = 2304 מ”מ. יש להרחיב את אורך המוקד של הטלסקופ מ- 432 ל- 2304 מילימטרים (על ידי גורם של 5.33 = 5).
  • C8: אורך מוקד 2032 מ”מ, צמצם 203 מ”מ (203.2), יחס מוקד 1/10.
    אורך מוקד אופטימלי = 32 x 203.2 מ”מ = 6502 מ”מ. יש להרחיב את אורך המוקד של הטלסקופ מ- 2032 ל- 6502 מ”מ (על ידי גורם של 3.2 = 3).

  (2) מצלמה ASI 224 MV צבע, רוחב פיקסל 3.75 מיקרומטר. לשם כך, הנוסחה עם גורם 5 מביאה לצמצם אופטימלי של 18.75 (i.ה. בערך 16) ובכך יחס צמצם אופטימלי של בערך f/16 (1:16).

  יישום לטלסקופים שלי:

  • TLAPO1027: אורך מוקד 714 מ”מ, צמצם 102 מ”מ, f/16 (1:16).
    אורך מוקד אופטימלי = 18.75 x 102 מ”מ = 1912.5 מ”מ. יש להרחיב את אורך המוקד של הטלסקופ בין 714 ל -1900 מ”מ (על ידי גורם של 2.68, i.ה. בערך 2.5 או 3).
  • PS 72/432: אורך מוקד 432 מ”מ, צמצם 72 מ”מ, יחס מוקד 1/6.
    אורך מוקד אופטימלי = 18.75 x 72 מ”מ = 1350 מ”מ. יש להרחיב את אורך המוקד של הטלסקופ מ- 432 ל- 1350 מ”מ (על ידי גורם של 3.125 = 3).
  • C8: אורך מוקד 2032 מ”מ, צמצם 203 מ”מ (203.2), יחס צמצם 1/10.
    אורך מוקד אופטימלי = 18.75 x 203.2 מ”מ = 3810 מ”מ. יש להרחיב את אורך המוקד של הטלסקופ מ- 2032 ל- 3810 מ”מ (על ידי גורם של 1.875 = 2).

  יישומים

  להלן, אני מציג טבלאות עם תוצאות חישוב המבוססות על הנוסחאות לעיל עבור הטלסקופים שלי וכמה אחרים ולחיישני מצלמה הרלוונטיים עבורי. בסוף החלק הזה אני מנסה לבדוק את התאמתם של שלושה גדלי חיישנים לטלסקופים שלי באמצעות טבלה מופחתת.

  חישובים לטלסקופים שלי ואחרים וכמה גדלי חיישנים

  חישבתי את הטבלה הבאה באמצעות גיליון אלקטרוני של Excel המבוסס על הנוסחאות המוצגות כאן.

  גודל פיקסל אופטימלי

  גודל הפיקסלים האופטימלי מחושב באמצעות ריילי פתרון הבעיה או ה רְאִיָה על פי כלל החצייה (במקרים מסוימים, גודל הדיסק האוורירי עשוי לעקוף ערכים אלה, מכיוון שהוא גדול יותר).

  האם גודל הפיקסלים חשוב באסטרופוטוגרפיה?

  Б эой сранице

  Ы зé. С помדיר. Почем эо мого?

  Эа сраница о бображае тех сах, кога воматеשיים си сисלוח рmе рגות р רבות ш רבות р р рוהים р рוהים которые нé. Сраница пересанет ообрוחים. До эого момента д.

  Исочником запросов может сmжж вредоносfte по, подаееые моди базלוח нилm mчnзnзnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчзדי ы з запросов. Еи ы иололalty ощий дדיר. O. Подробнרבה.

  Проверка по сов может тelte пояяе, еи ы водите сדיר еами, или же водите запроы ченн часо.

  האם גודל הפיקסלים חשוב באסטרופוטוגרפיה?

  Б эой сранице

  Ы зé. С помדיר. Почем эо мого?

  Эа сраница о бображае тех сах, кога воматеשיים си сисלוח рmе рגות р רבות ш רבות р р рוהים р рוהים которые нé. Сраница пересанет ообрוחים. До эого момента д.

  Исочником запросов может сmжж вредоносfte по, подаееые моди базלוח нилm mчnзnзnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчnчзדי ы з запросов. Еи ы иололalty ощий дדיר. O. Подробнרבה.

  Проверка по сов может тelte пояяе, еи ы водите сדיר еами, или же водите запроы ченн часо.

  על גודל פיקסל ורזולוציית תמונה

  

  אני לומד באופן קבוע את העותק שלי ספר היד לעיבוד תמונה אסטרונומי מאת ריצ’רד ברי וג’יימס ברנל. זוהי עבודת התייחסות נהדרת עבור כל הדברים הקשורים לנטילה ועיבוד תמונות שמיים עמוקים, ומספקת מידע מפורט מאוד והתיאוריה כיצד ציוד הדמיה עובד וטכניקות לשימוש כדי להפיק את המרב מהציוד שלך. למדתי את הקטע על חיישנים ואופטיקה הדנה כיצד לקבוע את הרזולוציה של הציוד שלך; למדתי הרבה וחשבתי שאנסה לסכם ולשתף חלק מזה כאן. תוכל למצוא מידע זה בפירוט בסעיף 4.1 בספר.

  כולנו שואפים לפרט כמה שיותר מהתמונות שאנחנו מצלמים לא משנה מה שדה הראייה של הציוד שלנו. זה נקבע לפי גודל מערך הפיקסלים של חיישן התמונה שלנו (מצלמת CCD או CMOS) ומתורגם לגודל הזוויתי של הפרטים הקטנים ביותר שהחיישן יוכל לראות. מדד הבסיס לכך ניתן בדרך כלל בשניות קשת לפיקסל. כדי למקסם את הרזולוציה, אתה’אני צריך את גודל הפיקסלים של המצלמה שלך כדי להיות קטן מספיק כדי להרים את הפרטים הקטנים ביותר שניתן לראות עם 2 פיקסלים מקושרים ומעלה. רזולוציה גבוהה תלויה גם עד כמה חשוב לך שדה הראיה. אם אתה רוצה FOV רחב, ייתכן שתצטרך להקריב רזולוציה כלשהי כדי לקבל את התמונה הכוללת שאתה רוצה.

  כדי לחשב את הגודל הזוויתי של פיקסל, השתמש במשוואה הבאה:

  = 206265 x [גודל פיקסל מצלמה / אורך מוקד טלסקופ]

  וודא שאתה משתמש באותן יחידות לגודל הפיקסלים ואורך המוקד. לדוגמה, מצלמת ה- QHY 268C שלי’גודל הפיקסלים הוא 3.76 מיקרון או .00376 מ”מ. לאסטרו טק שלי AT102ed אורך מוקד של 709 מ”מ. עשו את המתמטיקה וגודל הפיקסלים הזוויתיים למערך זה הוא 1.093 שניות קשת לפיקסל. במילים אחרות, לשדה הראיה הנתון של הגדרה זו, כל פיקסל יכסה בערך 1 קשת שנייה של פירוט בתמונה.

  מה זה אומר? שגיאות מעקב הרכבה ורעידות צינור אופטיות עם מערכת ההדמיה שלי יכולות להשפיל את ההדמיה לשתי שניות קשת ומעלה; זה’ככל הנראה גרוע יותר מכיוון שאני בעיקר מדמיין במיקום מזוהם קליל. אם הרואים לא’לא טוב מאוד, תן’אומר את זה’S 2 או 3 שניות קשת, אז הדברים עדיין עשויים להיות בסדר להדמיה. עם זאת, אם הראייה טובה מאוד בסביבות 1 קשת שנייה, אני’ד תועלת משימוש בטלסקופ אורך מוקד ארוך יותר בהנחה של ה- FOV I’D כמו עדיין אפשרי במקצת. להדמיית שמיים עמוקים, ה- FOV שאתה צריך בדרך כלל יכתיב את אורך המוקד של המערכת האופטית שאתה צריך לעבוד איתה.

  באשר לקבלת עותק משלך של ספר היד לעיבוד תמונה אסטרונומי, יתכן שתצטרך לחפש הרבה כדי למצוא אחד. סקיי וטלסקופ קנו את האתר והמשאבים הישנים של ווילמן-בל, ועדיין תוכלו למצוא שם הרבה חומר נהדר אבל לא היו להם עותקים של הספר הזה זמינים. ההמלצה היחידה שלי היא לנסות לחפש מוכרי ספרים משומשים.

  הישאר בטוח, נהנה מאוד אם תחליט ללכת אחרי יעדים אלה, לגרום לשכנים שלך לכבות את האורות שלהם בלילה ולשכנע אותם להצטרף לכיף …
  
  נקודות זכות תמונה:

  M79; טלסקופ בשידור חי של נתונים עם לחיצה על לחיצה אחת – מעובדים בפיסיסיסייט
  NGC 3310; בקשה מתקדמת של טלסקופ חי; LRGB באמצעות SPA-2; מעובד ב- Pixinsight

  8 x 600” – בְּהִיקוּת
  6 x 600” – אָדוֹם
  6 x 600” – ירוק
  6 x 600” – כְּחוֹל

  האם העולם מתכנן נגד התצפיות שלך? התחל עכשיו את הניסיון החינמי שלך בשבוע של שבוע וגישה מייד לטונות של נתונים איכותיים מהשורה הראשונה.

  צילום DSO לדומיות – טלסקופ וחיישן

  בדף זה אני רוצה לחקור כיצד ניתן לכוונן אחד את השני טלסקופ ומצלמה זה לזה לתמונות שמיים עמוקים “הדרך הקלה”.

  • למרות כל החישוב, כל אלה הם פשוט “הנחיות” גסות, אשר מופרות בהצלחה שוב ושוב בפועל.
  • טלסקופ עמוד וחיישן דנים בנושא זה באופן יסודי יותר.

  עבור הממהרים.

  ה איכות ההתאמה של חיישן מצלמה עם נתון גודל פיקסל לנתון אורך מוקד טלסקופ ניתן לשפוט על בסיס שלה סולם תמונות (כלל אצבע):

  • סולם תמונות [“/פיקסל] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ] = >>200 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ]

  סולם התמונות צריך להיות בין הערכים המנחים של 1 ו -2 (לעיתים קרובות, ערך של 1.5 מוזכר). אם אתה רוצה לשקול את רְאִיָה, הרם את ערך ה- FWHM [“] עבור הראייה המקומית והשתמש בערך זה או בערכים אלה כמדריך:

  • ה.ז. Fwhm = 3 “=> 1,5 או שאתה בוחר טווח, ה.ז. Fwhm = 2 “-4” => 1-2

  ניתן למצוא את כללי האצבע המוצגים ונגזרים בדף זה בנספח: אוסף כללי אצבע.

  מבוא

  שאלות.

  יש מספר גדול של מצלמות אסטרונומיה של יצרנים שונים בשוק. מאפיין המבדיל הוא גודל התאים של חיישן המצלמה, המכונה גם גודל פיקסל. אסטרונומים של תחביב, שרוצים להיכנס לאסטרופוטוגרפיה או EAA (אסטרונומיה מוגברת אלקטרונית) או אפילו לקנות מצלמה אחרת של אסטרונומיה, מתמודדים אפוא עם השאלה מה גודל פיקסל לחיישן של מצלמה כזו צריך להיות כדי להתאים ל אורך מוקד של הטלסקופ או הטלסקופים שלהם בצורה אופטימלית (“הסתגלות אופטימלית“). לעומת זאת, למצלמה נתונה, אני.ה. עם נתון גודל פיקסל של החיישן, השאלה עולה מה אורך מוקד לטלסקופ שלך צריך להיות כך שהוא יתאים לו בצורה אופטימלית. זה מעלה מספר שאלות: מדוע כן גודל פיקסל חוֹמֶר? מה “התאמה אופטימלית“פירושו בהקשר זה? ואיך אתה מוצא את זה? ברצוני לענות על השאלות הללו להלן!

  תשובות

  דיגיטציה.

  לרוע המזל התשובה לשאלות אלה אינה קלה וצריכה להיות “תיאורטית” במקצת “. ראשית, עלינו להבין ששימוש במצלמה דיגיטלית בטלסקופ הוא תהליך בו אות אנלוגי, תמונת הטלסקופ האופטי, מומר לתצוגה דיגיטלית, כלומר התמונה המיוצרת על ידי חיישן המצלמה. באופן אידיאלי, המרה זו, המכונה גם דיגיטציה, צריך להיות תפסיד פחות, כך שבגרסה הדיגיטלית אפילו בסדר או, יותר מכך, הפרטים הטובים ביותר של המקור נשמרים. לדוגמה, אם אתה דיגיטציה של מוזיקה לתקליטור, המטרה היא להעביר את כל התדרים הנשמעים, אני.ה. כל התדרים בין 20 ל 20,000 הרץ. אבל איך משיגים (ככל האפשר) דיגיטציה ללא הפסדים ואיך זה נראה במקרה קונקרטי של טלסקופ עם מצלמה דיגיטלית מחוברת?

  הדיגיטציה של אותות מרחביים (תמונות)

  בעוד שכאשר דיגיטציה של אותות זמניים, האות האנלוגי נמדד (נדגם) ברצף זמני מהיר, נמדדים אותות מרחביים (נדגמים) “זה לצד זה”, כלומר מופץ במרחב ולעתים קרובות באופן זמני במקביל. בצילום דיגיטלי, שם יש ללכוד שני ממדים מרחביים, “סמיכות מרחבית” זו מתממשת על ידי חיישנים מלבניים, אשר בנויים ממטריצה ​​של תאים רגישים לאור, הנקראים פיקסלים. גם כאן המטרה היא לשמור על הפרטים, כלומר למנוע חפצים ומבנים מרחביים שהם קטנים ככל האפשר להיעלם. במקרה של טלסקופ, אלה הכוכבים הקטנים ביותר שטלסקופ יכול להראות. גודל “הכוכבים הקטנים ביותר” הללו נקבע על ידי פתרון כוח (רזולוציה) של הטלסקופ, התלוי ב צוֹהַר של הטלסקופ. אז יש להשיג את “הכוכבים הקטנים ביותר” האלה בעת הדמיה עם מצלמה דיגיטלית!

  ועכשיו לשאלה הראשונית, שאלת גודל הפיקסלים!

  מצלמה המחוברת לטלסקופ לוכדת את התמונה האופטית שהופקה על ידי הטלסקופ עם א חיישן המורכב ממלבן של תאי חיישנים זעירים, “הפיקסלים”. וכפי שאנו יודעים מצילום דיגיטלי, מספר הפיקסלים שיש לחיישן מצלמה הוא חשוב – ולגודל חיישן נתון, מספר זה קובע גם את גודל הפיקסלים, שבדרך כלל אכפת לנו מעט. עם זאת, זה שונה באסטרופוטוגרפיה; כאן גודל הפיקסלים ממלא תפקיד, ובדיוק בשאלה כיצד להשיג את הדיגיטליזציה הטובה ביותר ללא הפסד האפשרי. השאלה הראשונית שלנו “לא מדויקת”, כלומר, איזה גודל צריך להיות לפיקסלים כדי להשיג “עיבוד אופטימלי” של הטלסקופ וחיישן המצלמה, כעת ניתן לממש מחדש כ: באיזה גודל צריך להיות הפיקסלים של חיישן המצלמה, כך שניתן יהיה להראות את האות האופטי ללא הפסדים כך שאף שאף הכוכבים המשובחים יוכלו להראות את האות שלה.

  התשובה, תיאורטית וכללית בהתחלה.

  שאלה זו היא קודם כל מענה במונחים כלליים על ידי משפט Nyquist: הוא קובע כי “קצב הדגימה” חייב להיות גבוה לפחות פי שניים מהתדר הגבוה ביותר שיועבר. עבור תקליטורים, אפוא, 44 קילו הרץ נבחר על מנת להעביר 20 קילו הרץ בבטחה. במקרה של אותות מרחביים (אנו מדברים על מה שמכונה “תדרים מרחביים”, קשה יותר לדמיין את הדיירים. ), “הרשת המקבלת” של תאי חיישן חייבים להיות לפחות פי שניים מהפרטים הטובים ביותר של התמונה המקורית, שעדיין יש לשמור עליה.

  ועכשיו מעשי!

  עבור מצלמות אסטרונומיה זה אומר ש- הכוכבים הקטנים ביותר לדמיין חייבים ליפול על לפחות שני פיקסלים כדי שיצולמו “בצורה אופטימלית“(אם הם נופלים על שלושה פיקסלים, הכוכבים הופכים עוד יותר עגולים. ). הכוכבים הטובים ביותר שטלסקופ יכול להראות תואם בגודל שלה פתרון כוח, אז א פיקסל חייב להיות חצי מהגודל או פחות מכוח הפתרון של הטלסקופ בשימוש. אז בעצם קיבלנו את התשובה לשאלה שנשאלה בהתחלה! מה שעדיין חסר הם נוסחאות לחישוב גודל פיקסל אופטימלי, מכיוון שהכוח הפתרון ניתן בקשתות ובגודל הפיקסלים במיקרומטר. מצאתי נוסחאות כאלה ואחרות באינטרנט והייתי רוצה להציג אותן בצורה קצרה למטה. ניתן למצוא נוסחאות ונגזרות מפורטות יותר כמו גם סיבות לגורמים וערכים מסוימים בטלסקופ וחיישן בעמוד.

  מעשי עוד יותר: סערת האוויר (לראות)!

  בתרגול אסטרונומי, לרוע המזל יש עדיין סיבוך! האוויר נוטה להיות חסר מנוחה וסוער, באנגלית אנו מדברים “רְאִיָה“(אני אשתמש במונח זה בדברים הבאים), וזה מגדיל את תמונות הכוכבים במידה מסוימת. בפועל, אין לזה השפעה על חשיפות זמן קצר (ירח, שמש, כוכבי לכת), אבל יש לזה השפעה על תמונות עם זמני חשיפה ארוכים יותר, כמו תמונות שמיים עמוקים. עבור תמונות אלה, רזולוציית הטלסקופ אינה חשובה אפוא, אלא הגדולה יותר לראות ערך (כערך FWHM), אשר באופן עקרוני הוא מדד לגודל “כוכב מנופח”. ניתן לטפל במקרה זה בנוסחאות שהוזכרו לעיל על ידי הזנת ערך ה- FWHM הרצוי לנוסחאות במקום ברזולוציה (ראה להלן).

  מדוע “גודל פיקסל אופטימלי”? סוגי דגימה

  הנוסחאות לגודל פיקסל באינטרנט מתייחסות בדרך כלל ל”גודל פיקסל אופטימלי “, והשתמשתי גם במונח זה. למעשה, למשפט Nyquist יש רק גבול עליון על גודל הפיקסלים, ולכן הפיקסלים עשויים להיות קטנים כמו שאתה רוצה. אז חייבות להיות סיבות מעשיות שהגבול העליון יהיה מֵיטָב ולכן גם גבול תחתון, למרות שבמקרים מסוימים, כמו נוסחאות סולם התמונות המפורטות להלן, ייתכן שתרצה לכוון ל טווח סביב האופטימום.

  אל ה גבול עליון ראשון! אם כוכב נופל על פחות משני פיקסלים, התמונה הדיגיטלית הופכת גסה יותר מהמקור. ב”הז’רגון הטכני “מכונה זאת”דגימה תחתונה“. משפט Nyquist עוזר לנו להימנע מכך! עכשיו ל גבול תחתון! בעיקרון, ככל שהפיקסלים של חיישן גדולים יותר, כך הם רגישים יותר לאור (וגם הפיקסלים עצמם). לפיכך, פיקסלים קטנים מובילים לרגישות נמוכה יותר, ולכן הפיקסלים צריכים להיות גדולים ככל האפשר כדי לשמור על זמני חשיפה קצרים. הם, כפי שלמדנו לעיל, כאשר כוכב נופל על שני פיקסלים בדיוק. הטווח סביב אופטימום זה נקרא גם “דגימה טובה“. עם זאת, פיקסלים קטנים יותר לא רק רגישים לאור, אלא במקרה של אסטרונומיה, שם אנו מתמודדים אותות חלשים, ככל שהפיקסלים קטנים יותר, האותות יותר, אני.ה. כוכבים, מתפשטים יותר ויותר פיקסלים. זה מחליש עוד יותר איתות חלש כבר. מצד שני, ככל שמופץ יותר פיקסלים, כך מופיעים פרטים רבים יותר (בתנאי שניתן לשחזר פרטים אלה). לכן, ביישומים שבהם יש מספיק אור זמין, כמו למשל בצילום ירח, סולארי ופלנטרי, גישה זו, המכונה “דגימה יתר“משמש בפועל. למטרה זו פותחו נוסחאות המחשבות פשרה אופטימלית בין פרטים לזמן החשיפה (ראה טלסקופ וחיישן עמוד).

  הערה: בעמוד זה, אשקול רק את המקרה של צילום שמיים עמוקים; המקרה של צילום ירח, סולארי ופלנטרי מכוסה גם בטלסקופ הדפים ובחיישן.

  הַשׁקָפָה

  להלן אציג כמה נוסחאות פשוטות לצילומי שמיים עמוקים, שלעיתים קרובות ישנם “כללי אצבע”, המפשטים את החישובים. הנוסחאות ל גודל פיקסל וטלסקופ אורך מוקד הם יישום ישיר של הגישה שתואר זה עתה. עבור הנוסחאות האחרות לא מצאתי נגזרות, אך הן מבוססות גם על העיקרון הבסיסי המתואר כאן. אין למצוא נוסחאות ונגזרות מפורטות יותר כמו גם סיבות לגורמים וערכים מסוימים בעמוד זה, אלא בעמוד טלסקופ וחיישן.

  תמונות שמיים עמוקים

  להלן אציג כמה נוסחאות פשוטות לצילום השמיים העמוקים; לעתים קרובות ישנם “כללי אצבע” עבורם, שמקלים על הדברים בפועל:

  1. אם אתם מחפשים מצלמה מתאימה לצילום בשמיים עמוקים, תוכלו להשתמש בנוסחאות עבור גודל פיקסל וכן אורך מוקד טלסקופ שם תוכלו לשקול גם את ההשפעה של רְאִיָה.
  2. אם מצלמה כבר בהישג יד, תרצה לקבוע את סולם תמונות עבור טלסקופים שונים בציוד שלך, שם יש גם אפשרות לקחת בחשבון את המראה.
  3. ולבסוף, המומלץ טווח אורך מוקד ניתן לקבוע טלסקופ עבור חיישן בעזרת סולם התמונות (עם ובלי לראות השפעה).

  (1) גודל פיקסל

  תלוי בראייה

  לתמונות DSO, השפעת ראייה בדרך כלל נלקח בחשבון בעת ​​התאמת חיישן מצלמה לטלסקופ. במקום ה פתרון הבעיה, ה ראייה מקומית מוזר כערך FWHM (ב- ArcSeconds) בנוסחה (כלל האצבע) לגודל הפיקסלים (או אורך המוקד של הטלסקופ):

  • גודל פיקסל [מיקרומטר] = אורך מוקד [מ”מ] * fwhm [“] / 412.5 (פורמולה 2 א)
  • אורך מוקד [מ”מ] = גודל פיקסל [מיקרומטר] / fwhm [“] * 412.5 (פורמולה 2 ב)
  • TLAPO1027: אורך מוקד 714 מ”מ; לראות = 3 “(ערך ממוצע למרכז אירופה) >> גודל פיקסל = 5,2 [מיקרומטר].
    >> זה מתאים למדי עבור האינסוף של אטיק עם 6.גודל פיקסל 45 מיקרומטר!
  • TLAPO1027: אורך מוקד 714 מ”מ; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי = 6.45 [מיקרומטר]; לראות = 3 “(ערך ממוצע למרכז אירופה) >> אורך מוקד טלסקופ = 887 [מ”מ]
    >> ההבדל באורך המוקד אינו גדול מדי, האינסוף של אטיק מתאים למדי ל- TLAPO1027!

  תלוי בגודל הדיסק האוורירי

  הקוטר של דיסק אוורירי, שהוא קוטר הצמצם האפקטיבי של מערכת אופטית, קובע את כוח הפתרון שלה. ניתן להפריד בין שתי נקודות באופן אמין בהתאם לקריטריון ריילי אם מקסימום התמונות שלהם מופרדים לפחות על ידי רדיוס הדיסק האוורירי. הקוטר מציין גם את הגודל המינימלי שאיתו כוכבים מצולמים בטלסקופ.

  הקוטר D (אורך, גודל זוויתי) של דיסק אוורירי מחושב על פי “כללי האצבע” הבאים (עבור הנוסחאות המדויקות ראה נספח):

  • D [מיקרומטר] = 1.344 * יחס מוקד (פורמולה 3 א)
  • D [“] = 276.73 / צמצם [מ”מ] (פורמולה 3 ב)

  לעתים קרובות משתמשים רק בערך המעוגל “277”.

  בעת התבוננות ב- DSO, הדיסק האוורירי עשוי להיות גדול יותר מערכי הראייה הנוכחיים, הנמדדים כערכי FWHM (בשניות). במקרה כזה, הערך הגדול יותר, אני.ה. יש להשתמש בגודל הדיסק האוורירי. להשוואה עם ערך FWHM, יש צורך בגודל הדיסק האוורירי תוך שניות, לקביעת ה- גודל פיקסל, גודלו במיקרומטר. האחרון צריך להיות חָצוּי להגעה לגודל הפיקסלים של החיישן, מכיוון שגודל הדיסק האוורירי מתייחס לשני פיקסלים.

  דוגמה (Vaonis vespera)

  • יחס מוקד של f/4 ואורך גל של 0.55 מיקרומטר (550 ננומטר) מוביל לקוטר של 5.37 מיקרומטר >> גודל הפיקסלים של חיישן “אידיאלי” הוא 2.68 מיקרומטר.
  • צמצם של 50 מ”מ ואורך גל של 0.00055 מ”מ (550 ננומטר) מוביל לקוטר של 5.54 “>> הוא מעל FWHM של 5”.

  (2) סולם תמונות

  ל”דגימה טובה

  ה סולם תמונות של חיישן מצלמה עם גודל פיקסל נתון באורך מוקד טלסקופ נתון משמש לשפוט איכות ההתאמה של שילוב חיישן/טלסקופ של חיישן מצלמה. זה מחושב כ (כלל אצבע):

  • סולם תמונות [“/פיקסל] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / אורך מוקד [מ”מ] (פורמולה 4; כלל אצבע)

  לעתים קרובות נעשה שימוש רק בערך המעוגל של “206”.

  בשביל ה תמונות בשמיים עמוקים, כלל האצבע ל”דגימה טובה “הוא לכוון לסולם תמונות של כ -1 עד 2 שניות לפיקסל*. ערכים לסולם התמונות שלמעלה נקראים “דגימה תחתונה”, ערכים מתחת 1 נקראים “דגימה יתר”.

  דוגמה (TLAPO1027)

  • אורך מוקד 714 מ”מ, צמצם 102 מ”מ, יחס צמצם 1/7; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי 6.45 [מיקרומטר] >> סולם תמונה = 1.86 [“/פיקסל] (פורמולה מדויקת/נוסחת אגודל)
    >> זה עדיין מקובל על תמונות שמיים עמוקים.

  *) מפרטים אחרים שמצאתי הם: 1.25, 1.5, 1.5-2, 1-2.5 ואפילו 0.7-3. בדרך כלל לא ניתנות סיבות לערכים אלה, אך ברור שהן מבוססות על ערכים אופייניים לראייה (במרכז אירופה). עוד על כך למטה!

  תלוי בראייה

  כדי לקחת את רְאִיָה בחשבון, אחד פשוט מחצי את הערך לראות (FWHM) בפועל ומשתמש בזה כ- סולם תמונות רצוי ערך. לפיכך, סולם התמונות המחושב על פי הנוסחה 3 אינו נבדק לפי אם הוא נמצא בין ערכי “האידיאלי” של 1 ו -2, אלא אם הוא קרוב לערך סולם התמונה שנקבע על ידי ערך FWHM. עוד על זה למטה!

  כדי לקבוע את גודל פיקסל של חיישן באורך מוקד טלסקופ נתון, יש להמיר את הנוסחה לסולם התמונות; כך גם באורך המוקד של הטלסקופ בגודל פיקסל נתון:

  • גודל פיקסל [מיקרומטר] = אורך מוקד [מ”מ] * (FWHM [“] / 2) / 206.265 (פורמולה 5 א; כלל אצבע)
  • אורך מוקד [מ”מ] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / (FWHM [“] / 2) (פורמולה 5B; כלל האצבע)

  דוגמה (TLAPO1027)

  • על פי “כלל החצייה”, ראייה מקומית של 4 “בממוצע פירושה שצריך לכוון סולם תמונה של 2.
    התוצאה היא גודל פיקסל של 6.9 [מיקרומטר] עבור TLAPO1027 באורך מוקד 714 מ”מ; האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל יתאים.
    האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל יביא לאורך מוקד של 665.2 מ”מ, הקרוב לאורך המוקד של ה- TLAPO1027 באורך מוקד של 714 מ”מ.

  אַסטרוֹנוֹמִיָה.כלי “ציוץ”

  על מנת להשיג כוכבים “עגולים”, מחברי האסטרונומיה.אתר כלים מציע לדגום עם התדר פי 3 של האות האנלוגי. ראשית, הם מקצים טווחי ערך FWHM לתנאי הראייה השונים, ועל ידי חלוקת הערכים ב -3 (לערך הנמוך יותר) או 2 (עבור הערך הגבוה יותר) הם מגיעים לטווחי ערך “מומלצים” לסולם התמונות (שהם מכנים “גודל פיקסל”. ). זה מוביל לטבלה הבאה, בה כללתי גם את הנוהל הסטנדרטי של “חצינג”:

  סולם תמונות

  שימוש במחשבון מקוון באסטרונומיה.אתר כלים, באפשרותך לחשב את סולם התמונות לתצורה שלך (הוא מחשב לפי כלל האצבע שניתן לעיל) ולקשר אותו לערכי הראייה המקומית. אז אינך בודק אם ערך זה נמצא בין 1 ל -2, אלא אם הוא נמצא בגבולות שניתנו על ידי תנאי הראייה המקומיים.

  • המקרה של “אוקי רואים” (רואים מקומיים בין 2 ל -4 “) מוביל לסולם תמונות בין 0.67 ו -2 (או על פי “כלל החצייה” של 1 עד 2), אשר לפיכך צריך להיות מכוון אליו.
    התוצאה היא גודל פיקסל עבור TLAPO1027 באורך מוקד 714 מ”מ בין 2.3/3.46 [מיקרומטר] ו 6.9 [מיקרומטר]; האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל היה ממש בכושר.

  מאיפה מגיעות ההמלצות לערך סולם התמונות?

  כאמור, מקורות באינטרנט בדרך כלל אינם מספקים שום הצדקה לערכי סולם התמונות “האידיאלי” שניתנו. החשד שלי כי הם מבוססים על ערכים אופייניים לראייה במרכז אירופה, נראה שאושר על ידי הטבלה שלמעלה.

  טווח הערך שהוזכר לעיתים קרובות של 1-2 עבור סולם ההתרבות תואם את “OK Seee”, הערך המוזכר לעתים קרובות גם של 1.5 תואם את “המראה הממוצע” של 3 “, אשר h.י. מדינות סטראוך למרכז אירופה. נראה כי ערכים או טווחי ערכים אחרים הם רק “וריאציות” לכך.

  (3) טווח אורך מוקד מומלץ

  בעזרת ההמלצה כי סולם התמונות צריך להיות בין 1 ל -2, ניתן גם לקבוע את טווח אורך מוקד מומלץ לחיישן ובכך לבדוק אם הטלסקופים של האדם עצמו נמצאים בטווח אורך מוקד מתאים. לשם הפשטות, אני משתמש כאן בכלל האצבע לסולם התמונות, אותו אני רפורמה בהתאם:

  • אורך מוקד טלסקופ [מ”מ] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / סולם תמונה [” / פיקסל] (כלל אצבע; פורמולה 5 א)

  כדי לקבוע את טווח אורך המוקד, אני מכניס כעת את הערכים “2” ו- “1” לפורמולה 1 אחרי השני:

  • אורך מוקד טלסקופ [מ”מ] = 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] / 2 עד 206.265 * גודל פיקסל [מיקרומטר] (כלל אצבע; פורמולה 5b/c)

  אם אתה רוצה לכלול לראות (ראה אסטרונומיה.כלים), פשוט הזן את הערכים המתאימים לסולם התמונה (גבול עליון ותחתון, e.ז. 0.67 ו -2 עבור “בסדר לראות”) לנוסחה.

  • TLAPO1027: אורך מוקד 714 מ”מ; PS 72/432: אורך מוקד 432 מ”מ; Skymax-127: אורך מוקד 1500 מ”מ; C8: אורך מוקד 2032 מ”מ; C8R: אורך מוקד: 1280 מ”מ; גודל פיקסל אטיק אינפיניטי 6.45 [מיקרומטר]
    אורך מוקד טלסקופ [מ”מ] = 206.265 * 6.45/2 עד 206.265 * 6.45 = 665.2 עד 1330.4
    >> כך ה- TLAPO וה- C8 עם f/6.3 מפחית מתאים לטווח אורך המוקד המומלץ. עם 0.צמצום פי 5, ה- C8 וגם ה- Skymax-127 צריך להתאים.
  • עם “בסדר לראות”, לראייה מקומית בין 2 ל -4 “, סולם תמונה בין 0.67 ו -2 (או על פי “כלל החצייה” מ -1 ל -2) יש לכוון.
    האינסוף של אטיק עם 6.45 [מיקרומטר] גודל פיקסל יביא לאורך מוקד בין 665.2 מ”מ ו 1330.4/1986 מ”מ, הכולל את Tlapo1027’s אורך מוקד של 714 מ”מ.
    כנראה מצלמה עם פיקסלים קטנים יותר (ה.ז. ASI 224 עם 3.75 [מיקרומטר]) יתאים יותר לטלסקופ זה. כאן טווח אורך המוקד יהיה בין 387 מ”מ ל- 773/1154 מ”מ.

  יישומים

  להלן, אני מציג טבלאות עם תוצאות חישוב המבוססות על הנוסחאות לעיל עבור הטלסקופים שלי וכמה אחרים ולחיישני מצלמה הרלוונטיים עבורי. בסוף החלק הזה אני מנסה לבדוק את התאמתם של שלושה גדלי חיישנים לטלסקופים שלי באמצעות טבלה מופחתת.

  חישובים לטלסקופים שלי ואחרים וכמה גדלי חיישנים

  חישבתי את הטבלה הבאה באמצעות גיליון אלקטרוני של Excel המבוסס על הנוסחאות המוצגות כאן.

  גודל פיקסל אופטימלי

  גודל הפיקסלים האופטימלי מחושב באמצעות ריילי רזולוציה או ה רְאִיָה על פי כלל החצייה.