Ну кто-нибудь, хоть пару слов по трекам, пока погоды нет
Сейчас скажу. Сначала замечания о самом методе.
Сам метод дреф-скана в применении к наблюдению покрытий имеет несколько критичных параметров:
1). Временное разрешение. Оно напрямую завязано на длительность трека. Дело в том, что неопределённость момента покрытия часто составляет 10-30 секунд. Значит, выдержка должна быть не менее этого времени. Чаще всего при наблюдениях используем выдержку ~1 минута. Для цифромыльниц это недосягаемо -- максимум они позволяют делать кадры с выдержкой 30 секунд. Хорошо, пусть максимальное время 30 с. Тогда встаёт вопрос: какое поле зрения использовать оптимальнее? Т.е. какую кратность использовать, чтобы достичь лучшего временного разрешения? Конечно, максимальную, чтобы трек весь помещался в кадре. Идеал -- длина трека от 1/3 до 2/3 длины кадра. Почему именно такие? Потому что есть виньетирование. Нужно располагать трек максимально центрально на кадре. Виньетирование сильно портит "малину". Если длина трека будет 400 пикселей, то при выдержке 30 с, получим разрешение 30/400=0,075 с/пиксель. Для дрейф-скана временное разрешение в 0,1 с -- это очень хорошо! Но тут вступает в действие противоборствующий параметр 2...
2). Проницание. Ха! Длинный трек, хорошее временное разрешение -- это отлично. Но чем длинее трек (чем дольше выдержка), тем больший запас по проницанию надо иметь!
Примерный расчёт таков.
Сравниваем, какие освещённости создаются звездой на ПЗСке при собирании света в точку и при дрейф-скане.
Имеем "телескопскоп" с апертурой D. Имеем звезду звёздной величины m1. От звезды идёт световой поток Ф – количество энергии, переносимое эл.-магн. волнами в единицу времени через единичную площадку. Иными словами:
Ф = W/(t*S),
где W -- энергия, t -- время экспозиции, S -- площадь входного зрачка (апертура).
Т.к. время в обоих случаях (т.е. при ведении и при дрейф-скане) экспозиции одинаковое, то и поток одинаковый – он определяется апертурой телескопа D! А вот как он будет перераспределяться дальше – вот это и определит разницу в освещённости от звезды на матрице.
Освещённость Е – это отношение потока излучения к площади площадки, которую он пересекает:
E = Ф/S
Случай накопления света в точку:
Весь поток Ф фокусируется в пятнышко площадью S1 = pi*d2/4, где d – диаметр пятнышка. Для простоты можем считать пятнышко квадратным (чтобы было удобнее сравнивать с прямоугольным треком ниже). Тогда его площадь – S1 = d2.
Случай дрейф-скана:
Весь поток фокусируется в трек прямоугольной формы (для простоты), размерами Lхd = S2. Т.к. Ф = const, то:
Е1/E2 = S2/S1 = d*L/d*d = L/d
Формула Погсона гласит:
lg(Е1/E2) = 0,4*dm,
где dm -- искомый нами запас по проницанию. Откуда dm= 2,5*lg(Е1/E2) = 2,5*lg(L/d), или окончательно:
dm = 2,5*lg(L/d)
Теперь про значения d. Это диаметр трека. Он определяется как дисперсией, качеством оптики, так и фокусом телескопа. Для ахроматов при F = 500 мм и D = 102 мм d получался примерно 4 пикселя.
Получаем следующую картинку. Пусть предельное проницание при экспозиции 30 секунд со слежением составляет m1. Нужно посчитать, какие по яркости звёзды мы можем "дрейф-сканить" нашим сетапом при той же экспозиции 30 секунд и желаемой длине трека 400 пикселей (т.е. желаемом временном разрешении 0,075 с/пиксель). Получим:
dm = m2 - m1;
dm = 2,5*lg(L/d) = 2,5*lg(400 пикселей/ 4 пикселя) = 5 (!)
Т.е., чтобы дрейф-сканить нашим сетапом с предельным проницанием, скажем, 14m, при экспозиции со слежением 30 с, и временным разрешением 0,075 с нужен запас в 5m, т.е. мы можем дрейфсканить звёзды не тусклее 14m - 5m = 9m
Как видно, трек в 400 пикселей -- это мечта. При тех же параметрах и длине трека 200 пикселей получим dm = 4,25m, при этом временное разрешение будет не лучше 30/200 = 0,15 с. При длине трека 50 пикселей, dm = 2,74m, временное разрешение 0,6 с. Как видно, нужно иметь в запасе гораздо больше, чем "2-3 вел. слабее чем покрываемая звезда"...
Получается вот такая "весёлая арифметика". Так что всё время приходится искать компромисс между длиной трека (а значит и разрешением по времени) и минимальной яркостью трека, ещё возможном для обработки. Какова эта минимальная яркость относительно фона? Знаний моих в этой области недостаточно, чтобы вычислить этот предел теоретически. Часто принимают, что для нормального детектирования уровень сигнала должен быть на 10 дБ выше среднего уровня фона. На практике же приходится смотреть по ситуации и находить оптимуму "уровень сигнала - разрешение".
3). Привязка начала и конца трека к точному времени. Трек надо привязать к точному времени. При этом нужно знать, что метод "одновременно нажимаем двумя руками кнопку спуска затвора (естественно, выносной затвор, который держат в руке) и секундомера", не особенно подходит для того, чтобы поставить метку начала и конца трека (когда отпускаем затвор одновременно нажимаем на секундомере кнопку и ставим вторую метку) -- разброс срабатывания того же Canon 350D по измерениям Ивана Мхитарова составляет 500 мс (если я правильно помню), для Canon 30D по нашим измерениям задержка срабатывания затвора около 50 мс, по пасспорту 65 мс, по независимым тестам заморского PhD от 65 до 71 мс. Для цифромыльниц значений у меня нет. Впрочем, иногда этой неопределённостью можно пренебречь.
Вообще, привязка трека к точному времени для цифромыльницы мне видется самым проблемным местом...
Советую также почитать нашу с Pova статью
"Оценка пригодности компактных камер для детектирования покрытий звёзд методом дрейф-скана".Теперь по вашему треку. Фокусное расстояние слишком мало -- разрешение получилось 25 пикселей/30 секунд ~ 1 с/пиксель. Это очень грубо -- сравнимо с реакцией новичка на внезапно наступившее покрытие в условиях зимы.
Надо не менее 0,25 с/пиксель, чтобы сам метод имело смысл применять.
Трек слабоват -- распадается на "чётки" (см. превую картинку в аттаче). Нужен ещё небольшой запас по яркости (при данных параметрах!), хотя этот можно считать предельным. Но профиль трека всё равно получается плохим (вторая картинка).
