Звездные скопления

[p.v.]

Или я что-то не туда понимаю?

Туда, но, видимо, не до конца.
Значение R=1,61 в данном случае, это не реальное разрешение, а масштаб снимка для данного пикселя и данного фокуса. Чтобы нарисовать(реконструировать) слабую звезду, нужно 3,3 точки в ее поперечнике, как минимум. Ключевое слово здесь -  Sampling theorem.
Неплохое пояснение вопроса https://blog.amartynov.ru/%D1%82%D0%B5%D0%BE%D1%80%D0%B5%D0%BC%D0%B0-%D0%BA%D0%BE%D1%82%D0%B5%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D0%B8%D0%BA%D0%BE%D0%B2%D0%B0-%D0%B4%D0%B8%D1%81%D0%BA%D1%80%D0%B5%D1%82%D0%B8%D0%B7%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F/
не по-русски см. здесь https://en.wikipedia.org/wiki/Nyquist%E2%80%93Shannon_sampling_theorem
Тогда из нее на снимке получится подобие круглого пятна, а размер этого пятна, в "теории", должен соответствовать диску Эри. Диск Эри соответствует критерию Релея и составляет для трубы с d150мм порядка кР=0,7-0,8" (он есть в паспорте вашего телескопа).
Разрешение (масштаб снимка) системы скоп/камера для планет должно быть R<=кР/3.3 . При этом разрешение снимка будет соответствовать кР.
Для дипская (в упрощенном виде, без использования АО) вместо кР надо брать сиинг или 1,5-2"(как предельно достижимый на реальном небе), откуда Rmax д.б. 0,5-0,7"/px. Чтобы это Rmax понизить, одно увеличение апертуры уже не поможет, для этого нужно и более качественное небо или применение АО, или микс с технологией Lucky imaging(сложение большой серии снимков с ультра-короткими выдержками).
Соответственно, чтобы этим условиям удовлетворить(уложиться в Rmax), в вашем случае, для начала, надо или увеличивать фокус или уменьшать пиксель, а затем уже воевать с сиингом. Недосемплированные снимки всегда выглядят замечательно, но никогда не раскрывают потенциала оборудования. Об этом речь.
Подробнее можно посмотреть здесь http://www.prozarium.ru/TextDetails.aspx?TextID=2029

[Rakshas]

А я считал что при сиинге допустим 2" и разрешении в 1,61"/пиксель все укладывается в предел сиинга и лучшего все равно не добиться. На длинных выдержках конечно. И лишь темнота и качество неба влияет на конечный результат.
Теоретическая база это хорошо, однако мне все равно придется обходиться тем что есть из оборудования. Камеру я брал для будущего ШК, но все еще нет возможности его приобрести. В ближайшее время мне не светит ни другой телескоп ( хотя я еще и этим слишком мало наснимал), ни другая камера. А пока у меня желание добиться приемлемого гидирования, чтобы не было брака 10-30%.

[passer_by]

M15_FS_forum_pgmania.jpg

Другой взгляд на  то же фото... Максимка

[Rakshas]

Другой взгляд на  то же фото... Максимка

Ну вот я тоже в Максимке посмотрел. И еще FWHM исходного фита. Только кто мне растолкует доходчиво что это значит? Вроде бы, насколько мне позволяют судить мои скромные познания, это неплохо.

[p.v.]

Боюсь, что на приведенных вами  скриншотах из максима это ничего не значит. Вероятно, в нем надо что-то куда-то прописывать, чтобы он начал показывать что-нибудь осмысленное. Сам я им не пользуюсь и никогда не пользовался, но обратите внимание на галку "show in arcsec"и попробуйте ее включить. Это только  предположение. Еще обратите внимание на генерируемые им магнитуды звезд и сравните их со стеллариумом, например.
Что значит fwhm? Все просто и сложно, одновременно.
Понятно, что это половина ширины от максимальной амплитуды. Но вот тут и возникают вопросы. Амплитуда зависит от яркости звезды, половина ширины тоже. На слабой звезде будет один fwhm, на яркой звезде будет другой. Очевидно, что он зависит от разрешения снимка, ст.распределения и средней яркости звезды (mean) и некой функции насыщения матрицы. Это величина безразмерная и нормализованная (0..fwhm..1) для гауссовской функции, пока ее не применяют к конкретному снимку с его масштабом. Астро сиинг измеряют тоже в fwhm, в ".
В PGMania применяется алгоритм расчета, при котором fwhm не зависит от размера пятна звезды, но зависит от R("/px), mean и st.deviation.
Результатом является fwhm ", который на моих собственных снимках укладывается в разумные значения и вопросов не вызывает. Например, для sw25012 и QHY5III178M на остывшем скопе и темном осеннем небе в деревне, система выдает типовой fwhm порядка 2,5-3,5" в L канале с 30-60 сек. выдержкой.
Fwhm  не может быть меньше сиинга на момент съемки и в принципе не может быть меньше 3.3*R, т.к. это размер минимальной точки, в принципе рисуемой системой. В моем случае R=0.41"/px, в вашем 1,61.
Я так думаю. Может меня  кто поправит.

[mo]

и в принципе не может быть меньше 3.3*R

Я не спец, но, мне кажется, ты смешал озвученный тобой выше принцип "как нужно строить пиксельный масштаб астрографа" с "каким может быть fwhm".

Представь фото на 100мм объектив крупным пикселем. FWHM будет меньше 3.3*R.

R - это размер пикселя в угловых секундах?

Один из доступных мне астрографов имеет размер пикселя 1.31". При этом FWHM с замерами четырьмя программами (MaximDL, DSS, PixInsight и CCD Inspector) бывает от ~1.5".

Или я не так тебя понял?

[passer_by]

Еще обратите внимание на генерируемые им магнитуды звезд и сравните их со стеллариумом, например.

Ну мереть магнитуду  по растянутому, суммарному снимку это еще  тот маразм.
Вообще то, указанная вами, звездочка имеет магнитуду в 13.76m (нижний скрин из Aladin).
По поводу fwhm все просто - безразмерная величина, характеризующая состояние неба и качество используемой оптики.
К примеру снимок выполнен в городе, 600 сек. фокусное 2930мм. пиксель 6.9. Галочка поставлена . (первый скрин)

[p.v.]

Мы уходим от темы звездных скоплений и добром это, как всегда, не кончится. Тем не менее, чисто из научного интереса, имеет смысл копнуть глубже и расставить точки над i.

Берем статью из википедии https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%83%D1%88%D0%B8%D1%80%D0%B8%D0%BD%D0%B0
и читаем,что там написано:
Договорённость, что «ширина» подразумевается по уровню половинной амплитуды широко используется в обработке сигналов для определения полосы пропускания, которая определяется как ширина частотного диапазона в котором ослабление сигнала не превышает половины его исходной мощности (в отличие от энергии!) или мощность составляет как минимум половину исходной. На языке обработки сигналов ослабление на 3 дБ (в 2 раза в линейной шкале), или ширина сигнала по уровню половинной мощности.
В случае нормального распределения полная ширина на уровне половинной амплитуды определяется выражением:...
далее следует длинная формула и ее приведение к упрощенному виду:
fwhm=2,355* сигма (ст.распред.)
эта замечательная функция ничего общего с нашим случаем не имеет, к слову)
читаем дальше там же:
В астрономии принято использовать понятие FWHM для описания качества изображения точечного источника излучения. Традиционно указывается FWHM в угловых секундах, что характеризует степень спокойствия атмосферы. Чем меньше FWHM, тем выше разрешение снимков и больше проницание. В лучших горных астрономических обсерваториях мира (Мауна-Кеа, Параналь (Чили), Майданак) атмосфера позволяет получать изображения с качеством FWHM порядка 1" бо́льшую часть наблюдательного времени. FWHM меньше 0.5" на Земле практически не встречается. В средней полосе России FWHM в спокойную ночь составляет порядка 2"-3".

У меня встречный вопрос. Что подразумевают под FWHM  указанные тобой программы. Как они его считают, по понятным причинам не спрашиваю. Понятно, что считают примерно одинаково. И моя программа выдает сопоставимый с DSS результат. С той разницей, что свой алгоритм я знаю, а чужие нет и они нигде не описаны.

Как я понимаю,что такое  fwhm, который считается в pgmania?
В философском смысле это отклонение в худшую сторону от идеальной точки, определяемой разрешением системы. На эти отклонения влияют:
а) сиинг
б) болтанка сетапа, смаз
в) накопление сигнала (распухание звезд)

Можно ли получить fwhm в 2" на объективе, имеющем разрешение в 10"? Мой ответ - нет. Это бессмыслица.
Какая может быть полоса пропускания у системы, не пропускающей сигнал с данной частотой? НОЛЬ.

R - это размер пикселя в угловых секундах?

Нет. R - это критерий Релея в "/px,деленный на 3.3. В случае c дипскаем критерий Релея я заменяю на сиинг в 1,5-2". Проще говоря, R - это масштаб снимка или scale.

Вот кусок про FWHM из описания к максиму https://starizona.com/acb/ccd/software/maxim_focusing.aspx :
This is the width of the star image at half the peak value of the star, a common measure of focus, seeing, and resolution.
Из него следует, что речь идет о некоем венегрете из фокусировки, сиинга и разрешения.
Но нет ответа на вопрос - что будет с fwhm одной и той же звезды, снятой разными системами или разными выдержками.
Вопрос не так тривиален, как кажется после беглого прочтения статьи из википедии, а ответ недоказуем, увы.

[Ihtamnet II]

Конечная картинка все равно рассматривается "в пикселях", а не в секундах. Поэтому fwhm важен как раз в пикселях. И на снимке он отличный - менее 2.
Чтобы максим показывал в секундах нужно там поставить галочку, открыть окошко кнопкой Calibrate и поставить еще галочку - брать данные из заголовка fits. Тогда, например, окажется, что fwhm уже стал 3-4. И это вроде как нехорошо. Однако, повторю, имхо важнее размер звезд именно в пикселях, так как именно это создает визуальное впечатление от картинки. А то можно сделать масштаб 0.5пикс на секунду, а потом звезды на снимке получаются плюхами на 10 пикселей. Так что андерсэмплинг до разумных пределов в данном случае (звездные скопления) только выигрывает, имхо.

[passer_by]

Берем статью из википедии https://ru.wikipedia.........

И прежде всего читаем самый верх:

Этот перевод статьи с другого языка требует улучшения

Далее - принято все таки писать: Рэлея.

Можно ли получить fwhm в 2" на объективе, имеющем разрешение в 10"? Мой ответ - нет. Это бессмыслица.

Ну почему так категорично? Как Вы считаете FWHM? Даже если сигнал провалился в один, два пикселя, FWHM рассчитывается, к примеру,  на основании построения нормального распределения функции и ширина сигнала на половине высоты вполне может быть меньше диаметра пикселя.

Нет. R - это критерий Релея в "/px,деленный на 3.3. В случае c дипскаем критерий Релея я заменяю на сиинг в 1,5-2". Проще говоря, R - это масштаб снимка или scale.

Дык все таки критерий Рэлея или масштаб снимка? Это две совершенно разные вещи. К тому же критерий Рэлея  зависит от длинны волны, на которой он измеряется.

Вот кусок про FWHM из описания к максиму https://starizona.com/acb/ccd/software/maxim_focusing.aspx :
This is the width of the star image at half the peak value of the star, a common measure of focus, seeing, and resolution.
Из него следует, что речь идет о некоем венегрете из фокусировки, сиинга и разрешения.

И тут Максимка совершенно прав, именно винегрет, я бы даже сказал - оливье. И какой вам ингредиент на данном этапе выбрать - это ваш выбор, что вы хотите определить/сделать выводы.

[p.v.]

Далее - принято все таки писать: Рэлея.

Тогда уж Рэйли, если гнаться за точностью в именах (John Strutt, 3rd Baron Rayleigh), но никак не Рэлей, хоть это и принято в определенных кругах. Мне ближе РЕлей или РЕйли. Но если говорить Рэйли, то народ просто не поймет, о ком идет речь. Поэтому оставим на вкус и цвет.

Этот перевод статьи с другого языка требует улучшения

Мне не требуется перевод. Я дал ссылку, дальше фиолетово - кому читать в оригинале кому требовать улучшения перевода и от кого.

Ну почему так категорично?

потому что бессмыслица. причем здесь чья-то надуманная категоричность?

Дык все таки критерий Рэлея или масштаб снимка?

В чем сложность отличить критерий Релея от масштаба снимка? У вас с этим трудности? Выше была объяснена связь. Не путайте людей.
Для Вас лично - я выбираю масштаб исходя из критерия Релея таким образом, чтобы 3,3px уложились в него. Пример - кР=0,54". Масштаб R= 0,54"/3.3
И причем здесь полоса пропускания? Мне понятно что кР для разных частот разный и если я не упоминаю об этом в контексте, то это говорит лишь о том, что это не важно в данном случае.

И тут Максимка совершенно прав, именно винегрет

А никто и не спорит. У меня тоже применяется нетривиальный подход к расчету fwhm

Если на этом со словоблудием закончили, перейдем к делу.

к примеру,  на основании построения нормального распределения функции и ширина сигнала на половине высоты вполне может быть меньше диаметра пикселя.

поясните, плз, как вы собираетесь получить fwhm меньше пикселя на дискретном сигнале и чему будет равен этот fwhm? половине амплитуды, нулю или бесконечности?
я так думаю, что гаусс тут уже не работает, потому как он определен для непрерывной функции, для которой можно вычислить standart deviation. Чему будет равна standart deviation для одного пикселя? даже если он будет =1, то fwhm будет =R или кР/3.3 . Но тогда этот венегрет не собирается, поскольку все проваливается в пиксель. Тогда какой смысл его считать для одного пикселя и кивать при этом на максим?

[passer_by]

поясните, плз, как вы собираетесь получить fwhm меньше пикселя на дискретном сигнале и чему будет равен этот fwhm? половине амплитуды, нулю или бесконечности?

Только после того, как вы ответите на мой предыдущий вопрос о вашем

нетривиальный подход к расчету fwhm

, плз. И я думаю все станет на свои места.

[p.v.]

плз чего? алгоритм расчета? не смешите.
тут достаточно написано Звездные скопления

[passer_by]

Ну вот все и стало на свои места...

[buklikovx]

Скребу по сусекам. 
IC4665 в Змееносце.
Снято 3 июня 2016 года в пригороде подмосковного Раменского (оранжевая зона).
SW10' f/5+Paracorr2+QHY8L+QHY5 на внеосевике+NEQ6Pro
22x300s+54x30s
80% от оригинала.

[Sanni]

Красивые звёзды.

[hard Noi 2]

Сусеки бездонные! В "белые ночи" и такая красота.
 

[Moonchild]

Скребу по сусекам

хороший сусеки, однако. приятный снимок

[artym]

47 Туканов и один маленький Магеллан
То, что не стал снимать, не впечатлило после пробной сборки, но выкидывать совсем жалко.

Newton 200 f4+TS CCorrector
Canon5DaII
9х10min

[Тот самый Кеплер]

NGC457

RGB 20-20-20 (2 min per exp)
Astrosib RC360, FLI PL-09000

http://kepler-observatorium.ru/index.php?option=com_content&task=view&id=138&Itemid=5