От чего зависит проницание в астрофотографии

[diant]

Кучи мелких (слабых) звезд, которых больше и они тусклее, и по совместительству ближе расположены друг к другу, для объективов малого фокуса и апертуры (и как следствие, разрешения), просто не разрешаются на отдельные точечные источники, а сливаются и образуют монотонную кашу.

Антон, это можно тоже легко обойти. Во-первых, сравнение можно проводить не при 1 часе накопления, а при 1 секунде например. А во-вторых, у нас имеются высокие галактичексие широты, там звезд кот наплакал, чтобы устроить кашу даже на Семе.

Кстати, давно хотел сказать, да все забывал. Тема то очень важная, имхо, поскольку касается фундаментальных аспектов астрофото.
И мое глубокое убеждение с самого начала было в том, что Гипарион путает проницание по звездам и по протяженным объектам. Просто я искал пути, как это ему объяснить, и попробовал сделать так, чтобы он сам своими же примерами себя убедил. Гипарион, если что прошу прощения за свою напористость. Надеюсь ваши собственные примеры для вас будут убедительны.

[Сергей1981]

Странно почему тогда рассматривая фото на астробине с Леверпульского 2,0м телескопа при его Ф10 он за какие-то 10мин получает картинку на которую мне надо   часы со своими ф5. ))  Апертура сила.

[Сергей Казаков]

Телескоп с меньшей светосиллй при одинаковом диаметре имеет большую проницаемость ,без расписанных простыней выше.

Другими словами, с большим фокусом? при равной апертуре?
... То есть, все-таки, разрешуха?

     Спрашиваю Назара , КрАО ,  как работаете ?
     -- А берем жирный пиксель . Загоняем в него весь хлам
 И получаем 24m !

[diant]

Странно почему тогда рассматривая фото на астробине с Леверпульского 2,0м телескопа при его Ф10 он за какие-то 10мин получает картинку на которую мне надо   часы со своими ф5. ))  Апертура сила.

Сергей, все правильно вы пишите. Апертура однозначно определяет проницание по звездам. И это главный фактор (второстепенные ввиду их несравнимо меньшей значимости пока не упоминаю. А вот по протяженным объектам совершенно точно написал выше Сергей Казаков. Пока объект остается протяженным - что БТА, что мелкий объектив с той же светосилой дадут одинаковый SNR при равных выдержках. Разным будет только размер. Но если привести размеры к одному - тут же SNR с БТА поднимется до небес.

[yacc]

Странно почему тогда рассматривая фото на астробине с Леверпульского 2,0м телескопа при его Ф10 он за какие-то 10мин получает картинку на которую мне надо   часы со своими ф5. ))  Апертура сила.

Это который на Тенерифе на 2.4 км высоты стоит ?
Что-то мне кажется что если на него поставить ваш же сенсор и разместить там где вы снимаете и - будет другой результат )

[hiparon]

Без соответствующего разрешения, которое дает апертура, проницающая способность сама по себе какой смысл имеет? Где я ошибаюсь?

Вроде всё сказал . Увеличения вами приведённые к астрофото отношения не имеют вообще . Зря редуктор - флэтнер 0,63 не используете своём на С6 , результат кратно будет лучше .

['Юрий]

Учите матчасть .

Вот тут лучше
https://astro-talks.ru/forum/viewtopic.php?p=111918#p111918

Хорошая ссылка 
Скопипастю сюда одну фразу от Эрнеста: "При равной апертуре проницание по звездам (до известного предела ) будет лучше у менее светосильного астрографа."

[PavelGhost]

Скопипастю сюда одну фразу от Эрнеста: "При равной апертуре проницание по звездам (до известного предела ) будет лучше у менее светосильного астрографа."

Другими словами у более длиннофокусного.

[diant]

Скопипастю сюда одну фразу от Эрнеста: "При равной апертуре проницание по звездам (до известного предела ) будет лучше у менее светосильного астрографа."

Другими словами у более длиннофокусного.

Мне почему-то кажется, что с нынешними мелкопиксельными матрицами этот "известный предел" наступает очень рано и почти все любительские инструменты сегодня уже не подчиняются этому правилу. То есть труба f/5 даст такое же проницание, как f/10. Рост проницания при падении светосилы происходит по логике тогда, когда диск Эйри еще тонет в одном пикселе. А когда у нас уже нормальный сэмплинг, то падение светосилы приводит уже к пропорциональному размазыванию по пикселам и самой звезды, и фона неба. Если я не прав, поправьте меня, кто знает лучше.

[Mirali]

по теме Щеглов: Проблемы оптической астрономии (.djvu)

Коллеги, обратите внимание на книгу по ссылке. Вроде, в ней совершенно подробно рассмотрены вопросы проницающей силы и в астрофотографии, и в спектрометрии, и в общем случае, начиная со страницы 7 и до 36 (про фотографию - до 29). И формулы есть, и оценки, и примеры. Единственное, что нужно иметь в виду - численные оценки относятся ко времени, когда основным приемником была фотоэмульсия, которая есть нелинейный приемник, в отличие от матриц - ПЗС и КМОП (точнее будет сказать - гораздо МЕНЕЕ линейный приемник, чем матрицы), так как у нее есть порог срабатывания и области недодержки и передержки на характеристической кривой.
Но суть не изменилась - проницание зависит от диаметра объектива, от размера изображения точечного объекта на фотоприемнике, от произведения квантового выхода приемника на время экспозиции (накопления) и от потока от фона (см картинку)
Светосила в формулу НЕ входит. Конечно, для слабых (на уровне фона) ПРОТЯЖЕННЫХ объектов все сложнее, и там светосила очень помогает...
При этом, для фотоэмульсии зависимость от фокусного расстояния все-таки проявлялась - именно из-за ее нелинейности как приемника, и наличия фона - для получения изображения наиболее слабых звезд требовалась проработка фона неба (чтобы фон перешел из области недодержки на линейный участок характеристической кривой эмульсии). чего на слабосветосильном инструменте просто никак не достигнешь. Но и слишком светосильный инструмент не позволял получить самые слабые (для данного диаметра) звезды, так как фон быстро попадал в область пересвета (засвечивал фотопластинку). Поэтому для типичных астрономических фотоэмульсий каждого времени существовали оптимальные светосилы телескопов, при которых достигалассь максимальная для данного диаметра проницающая способность. Для 70-80х готов прошлого века оптимум лежал в районе 1/7 - 1/8, и наиболее оптимальными для астрофотографии были телескопы Ричи-Кретьена, имевшие (как правило) именно такую светосилу
С уважением, Мирали

[yacc]

Светосила в формулу НЕ входит.

Потому что считается что телескоп "достаточно длиннофокусный" - на этот счет есть примечание.
А если он короткофокусный, то есть формула для бета. Если ее подставить, то окажется, что чем светосильнее телескоп, там меньше его проницаемость - у 1/10 она будет выше чем у 1/5 при равном диаметре.

[Mirali]

Потому что считается что телескоп "достаточно длиннофокусный" - на этот счет есть примечание.

Добрый день!
Да, есть примечание - короткофокусным считается телескоп, для которого размер изображения ощутимо меньше размера элемента изображения - случай анндерсамплинга. Когда приемником были пластинки с размером зерна 15-30 мкм, "короткофокусность" достигалась для довольно малых фокусов.
Действительно, давайте подставим в формулу F = p/β с картинки выше характерные параметры для эмульсии и типичного "равнинного" качества изображения:
p = 20 мкм = 2*10^-5 м
β = 2"/206205 = 9.7*10^-6 м
Получим фокусное расстояние короткофокусного телескопа - примерно 2 метра, весьма немало для любительских астрографов!
Если же в формулу подставить характерный размер пиксела для используемых любителями матриц (ну, давайте возьмем 5 мкм - нормально будет для оценки? Сейчас уже часто пикселы меньше), то получим, что короткофокусный телескоп - тот что имеет фокусное расстояние менее 0.5 м
Вот для таких инструментов проницание действительно зависит от фокусного расстояние, но оно (как уже много раз писали выше, и Сергей Казаков, и Антон!) растет РАСТЕТ с ростом фокусного расстояния, то есть, для заданного диаметра, чем НИЖЕ светосила, тем ВЫШЕ проницание по точечным объектам. А за фокусами более 0.5 метра расти перестает. Все РОВНО так, как немного выше написал Антон:

Мне почему-то кажется, что с нынешними мелкопиксельными матрицами этот "известный предел" наступает очень рано и почти все любительские инструменты сегодня уже не подчиняются этому правилу. То есть труба f/5 даст такое же проницание, как f/10. Рост проницания при падении светосилы происходит по логике тогда, когда диск Эйри еще тонет в одном пикселе. А когда у нас уже нормальный сэмплинг, то падение светосилы приводит уже к пропорциональному размазыванию по пикселам и самой звезды, и фона неба. Если я не прав, поправьте меня, кто знает лучше.

С уважением, Мирали

[diant]

Саша, спасибо! Очень понятно и даже приятно тебя читать. На всякий случай добавлю, что под зерном фотоэмульсии понимается не размер микрокристаллов (он редко превосходит 1 мкм), а размер серебрянной частицы после проявки (на самом деле серебрянного дендрита, похожего на клубок пыли в углу пыльной комнаты). Именно эти клубки и определяют разрешение эмульсии (пар линий на мм). Соответственно, для мелкозернистых эмульсий с размером МК порядка 20-30нм клубочки получаются уже совсем мелкие, и разрешение уже в сотни пал линий/мм. Но на мелкозернистые небо почти никогда не снимали - у них чуйка мизерная.

[yacc]

Добрый день!
Да, есть примечание - короткофокусным считается телескоп, для которого размер изображения ощутимо меньше размера элемента изображения - случай анндерсамплинга.

Именно так. Например я просто возьму телеобъектив своего смартфона, его ЭФР примерно 125 мм, а реальное фокусное 14.46 мм, поле зрения 10 на 15 градусов, 3000 на 4000 пикселей.
Проще считать по короткой стороне 10 градусов = 3000 пикселей, 1 градус = 300 пикселей, 1 угловая минута = 5 пикселей.
12 угловых секунд = 1 пиксель
Объект с угловым размером в 2 угловых секунды займет 1/6 часть пикселя и неразрешим.

Ровно тоже самое будет если у астрографа такое же ЭФР, т.е. такое же поле зрения 10 на 15 градусов,  но матрица больше по линейным размерам и пиксель соответственно больше - т.е. какой-нибудь  Askar FMA180 Pro с редуктором на полном кадре 24 на 36мм с 12 мегапикселями.  А ведь фокусное тут на порядок больше.

Это пока чисто геометрия и мы пока кружка эйри не касались. Пусть размер кружка попадает в один пиксель 2 мкм. Тогда радиус - 1 мкм
Для длины волны в L=0.555 мкм мы получаем по формуле r = 1.22 L A, что A ( относительное фокусное расстояние ) = 1.48 - очень светосильный объектив.

И если мы хотим иметь разрешение в  2" то по формуле а ( угловое разрешение в секундах ) = 140/D  будем иметь D = 70 мм. Ну и фокусное 104 мм.
Хотя мы это все проецируем на матрицу всего 3000 х 4000 пикселей или 6 на 8 мм размером и угол поля зрения по узкой стороне будет таков:
1 пиксель  - 2" , 30 пикселей  - 1',  3000 пикселей - 100' = порядка 1.4 градуса. Грубо 1.4 на 2 градуса поле зрения по проекции на матрицу.   

[Mirali]

Саша, спасибо!...
На всякий случай добавлю, что под зерном фотоэмульсии понимается не размер микрокристаллов (он редко превосходит 1 мкм), а размер серебрянной частицы после проявки (на самом деле серебрянного дендрита, похожего на клубок пыли в углу пыльной комнаты). Именно эти клубки и определяют разрешение эмульсии (пар линий на мм)

Антон, спасибо!
Да, все так, и в книге Щеглова об этом же (см картинку)
ОЧЕНЬ рекомендую ее тем, кто желает разобраться в основах астрономических наблюдений (астрофотографии, спектроскопии и т.д)
С уважением, Мирали