Журнал наблюдений покрытий звёзд астероидами

[Quest]

Звёзды 9m и более, покрываемые в феврале:

Rank = 27
01.02.2007 , 19:55 UT
(974) Lioba
TYC 0298-00310-1 mag 9.0
http://www.asteroidoccultation.com/2007_02/0201_974_10125.htm
Дальний Восток - с юга на север. Размер астероида оценивается в 11 км.

Rank = 58
02.02.2007 23:54 UT
(741) Botolphia
HIP 40860 mag 8.4
http://www.asteroidoccultation.com/2007_02/0202_741_9577.htm
Полоса проходит по европейской части России от Питера до Астрахани, а в момент покрытия, звезда должна находиться на высоте около 45 градусов над горизонтом.

Rank = 11
04.02.2007 18:17 UT
(2865) Laurel
TYC 2440-00624-1 mag 8.5
http://www.asteroidoccultation.com/2007_02/0204_2865_9677.htm
Полоса должна пройти по южной Сибири, Забайкалью, Дальнему Востоку. Возможно, что зацепит и южный федеральный округ.

Rank = 85
06.02.2007 16:13 UT
(665) Sabine
HIP 45111 mag 7.1
http://www.asteroidoccultation.com/2007_02/0206_665_8246.htm
Камчатка, Дальний Восток, Сибирь и далее – через центральную Россию! Про астероид пишут что 51 км.

[krypton]

(741) Botolphia
HIP 40860 mag 8.4
Что интересно – Cartes du Ciel показывает, что звёздная величина HIP 40860 составляет 7.27!

 Нет, коллега, по-видимому, в данные CdC закралась ошибка. Другие каталоги подтверждают m_v=8.4^m.

[Астровитянин]

(741) Botolphia
HIP 40860 mag 8.4
Что интересно – Cartes du Ciel показывает, что звёздная величина HIP 40860 составляет 7.27!

 Нет, коллега, по-видимому, в данные CdC закралась ошибка. Другие каталоги подтверждают m_v=8.4^m.

Вы просто немного ошиблись с определением звезды, в каталогах и программе никакой ошибки нет. Блеск 7.27 имеет звезда HYP40890, которая расположена на расстоянии 11' от HYP40860, блеск которой как и полагается 8.42.

[Алексей_Лосюк]

Я - инженер-разработчик (в данный момент - модемного оборудования), я не могу иначе - профессиональная болезнь: кипит наш разум, извилины чешутся и не дают рукам покоя .

Это радует.

Всё равно останется некоторая неопределённость, связанная с положением изображения звезды на матрице: экспонирование нужного участка начнётся где-то между моментами начала и окончания открывания затвора. Вот если бы ещё фиксировать движение затвора...

По-моему, эта трудность преодолима.

Изготовители стремятся сделать движение шторки фотоаппарата более-менее равномерной. В противном случае имела бы место неравномерная плотность изображения: в одной части кадра получалась бы одна экспозиция, а другой – другая.

Достаточно провести эксперимент по измерению средней скорости движения шторки – и задача определения момента начала экспозиции покрываемой звезды становится тривиальной. Ведь выраженные в пикселях координаты, которые имеет заданная точки на картинке, выдаст любой графический редактор. Определяем координату звезды на снимке – и вычисляем, через какое время после начала движения шторка дошла до точки, куда проецируется начало трека покрываемой звезды.

Насколько можно повысить этим способом точность определения момента начала трека? У старых отечественных аппаратов типа "Зенит" шторка полностью открывала кадр в течение примерно 1/30 секунды, или 33 миллисекунд. Следовательно, момент начала экспозиции трека относительно начала движения шторки этим способом можно было определить с погрешностью 3–5 мс. Вряд ли точнее, потому что некоторая неравномерность в движении шторки всё-таки остаётся. Шторки современных импортных камер, вероятно, двигаются быстрее, и погрешность будет ещё меньшей.

К тому же следует учитывать вибрацию камеры, вызванную срабатыванием затвора (и перемещением зеркала), которая неминуемо исказит трек звезды.

Можно поискать в сети прошивку математики камеры, обеспечивающую предподъём зеркала.

Вибрацию, вызванную убирающимся зеркальцем, можно практически свести на нет, если использовать функцию предварительного подъёма зеркальца. По-моему, она есть во всех современных цифрозеркалках.

С вибрацией камеры, вызванной срабатыванием затвора, бороться труднее. Только если применять внешний затвор большого размера, установленный перед объективом телескопа на отдельном штативе – но это уже совсем из области фантастики. Откуда такому хозяйству взяться у любителя? Такие затворы, я слышал, имеются лишь в фотоаппаратах для аэрофотосъёмки да съёмки из космоса. Однако вызванная срабатыванием обычного шторного затвора вибрация меньше по амплитуде, чем от зеркальца. Может быть, вызванное ею "размывание" начала и конца трека звезды не так уж фатально повлияет на точность привязки их ко времени? Это можно выяснить лишь экспериментальным путём...

Толщина треков составила 3–4 пикселя, то есть 4–5" (хотя реально угловой диаметр "искусственной звезды" был равен 0.8").

Тут может быть несколько причин:
1. Неточная фокусировка. Лечится ручной фокусировкой и многократным подбором оптимальной настройки.
2. Банальный пересвет. В этом случае заряд с перенасыщенного пикселя может частично перетекать на соседние. Лечится диафрагмированием.
3. Засветка соседних пикселей за счёт рассеивания света в защитном стекле и цветоделителе матрицы. Не лечится, в разной степени присутствует во всех матрицах.
4. Цветовая интерполяция при преобразовании сигнала с матрицы в формате 12-битного RAW (Bayer-RGB, каждый пиксель содержит информацию только об одном цвете: строки 0, 2, 4... - B-G-B-G..., строки 1, 3, 5... - G-R-G-R...) в 24-битный RGB. Лечится тяжело и нудно путём написания (или использования готовой, но не видел такой) программы, понимающей формат RAW конкретной фотокамеры, для отображения исходного изображения непосредственно в формате Bayer-RGB без интерполяции.

1. Неточная фокусировка исключается. Фокусировка выполнялась тщательно. Снималось множество пробных кадров. Каждый из них рассматривался на мониторе фотоаппарата с максимальным увеличением, после чего вносились коррективы в наводку на резкость. Процедура повторялась до получения наилучшей фокусировки.

2. Передержка не повлияла на толщину трека. Чтобы Вам не пришлось искать иллюстрации в нашем старом сообщении, привожу здесь повторно один из полученных кадров. Для наглядности я увеличил его контраст и масштаб.

Нижний трек, возможно, и передержан. Это – изображение самого светодиода (белого цвета).

Но верхний трек явно недодержан. Это – отражение светодиода в выпуклом зеркале.

Видно, что верхний трек имеет толщину 4 пикселя.

3 и 4. Утолщение трека – не результат рассеяния света в цветоделителе и не следствие преобразования сигнала из RAW в RGB. Это доказывает эксперимент с диафрагмированием объектива телескопа. После того как на телескоп надевалась диафрагма, даже передержанные треки становились заметно тоньше. Таким образом, причиной является плохое качество зеркала телескопа.

Кстати о пункте 4. От нескольких владельцев цифровых фотоаппаратов я слышал удивлённо-обрадованные заявления, что raw-формат именно их фотоаппаратов стала читать версия 8.0 просмотрщика "ACDSee". Кроме того, с raw-форматом (по отзывам хозяев цифрозеркалок) позволяют работать программы, которые прилагаются к фотоаппарату.

Судить об этом сам не могу: цифрозеркалки пока не имею. С прошлого года хочу купить какую-нибудь дешёвую модель для бытовой и, возможно, простейшей астрономической съёмки. Но оказался в тупике из-за того, что в продаже имеется несколько равноценных (если верить рекламе) моделей: "Canon EOS 400D", "Nikon D80", "Sony Alpha DSLR-A100", "Pentax K10D", "Samsung GX-10". Выбрать очень трудно... Может быть, у кого-то есть опыт сравнения этих моделей?

обладателям достаточно светосильной оптики, желающим повысить временнОе разрешение метода дрейф-скана, могу предложить только что пришедший в голову способ: ставите фотокамеру на монтировку с гидированием, говорите ей, что вы в... южном полушарии и радуетесь жизни... Короче, смысл в том, чтобы гидирование велось в противоположном направлении, навстречу звезде. Вот вам двухкратное увеличение разрешения .

Не уверен, что это можно сделать без заметного ухудшения разрешения по времени. Потому что многие приводы, имеющиеся у любителей, ведут неравномерно. Если привод, например, допускает отклонение в ведении на 1" относительно некой средней точки, то это может привести к ошибкам в определении моментов покрытия и открытия, равным 1/15 секунды, то есть 67 мс.

На мой взгляд, лучше довериться вращению Земли: оно гораздо более равномерное, чем вращение каких-то там шестерёнок.  А увеличение масштаба снимка легко добиться применением телеконверторов. Выпускаются конверторы, увеличивающие эквивалентное фокусное расстояние объектива в 2 раза, в 4 раза... Их можно свинчивать последовательно, при этом кратность их умножается.

А того, что трек может не получиться из-за недодержки, при покрытии звезды с блеском 6 m об этом можно не беспокоиться. Камера "Canon EOS 300D" при эквивалентной чувствительности 1600 единиц, апертуре неподвижного телескопа 200 мм и фокусном расстоянии 1200 мм фиксирует (на пределе) треки звёзд до 12 m. Для обработки пригодны треки звёзд на 2 m ярче, то есть до 10 m, – они получаются уже хорошо проработанными. Таким образом, для звезды HIP 29196 имелся запас в 4 m; следовательно, можно было применять конвертор с кратностью до 6.

Насчет предложения А. Лосюка использовать контакты фотовспышки для замыкания цепи пищалки. Параллельно я думал вчера в том же направлении, только планировал использовать встроенную фотовспышку, звук которой я прописывал. Его слышно и видно на диаграмме, правда у моей Sony Cybershot она включается дважды с промежутком в 90 мс.

Исключительно изящное решение. Не требующее привлечения никакого дополнительного оборудования! Можно предположить, что в случае применения фотоаппарата, у которого вспышка включается однократно, начало звука от вспышки должно совпадать с моментом максимального открытия затвора. Интересно, какова продолжительность звука от вспышки? Если порядка 1 мс, то и погрешность синхронизации вряд ли превысит миллисекунд 5. Ещё немного столь же полезной информации от flanker – и я пойду в магазин подбирать себе подходящий цифровой диктофон...

Кроме того, есть ещё один "плюс" в этом методе. Ведь после реализации данной идеи можно будет с гордостью говорить приятелям: вот какая у меня лампа-вспышка мощная – даже при съёмке звёзд демонстрирует свою эффективность!

Алексей, спасибо за информационное обеспечение форума! Надеюсь, погода в последний момент смилуется, и ваши труды не пропадут - наша группа из 5 человек собирается в 14:00 и едет при любых обстоятельствах... И поздравляю со Старым Новым Годом!

Всех – также поздравляю с наступившим!

Насчёт информационного обеспечения – и впредь буду стараться...

А по поводу погоды – не расстраивайтесь: будет и на Вашей улице праздник. Тем более что только в течение ближайшего месяца вблизи Москвы, Твери и Пскова, как ожидается, пройдут полосы ещё нескольких покрытий. Треугольник, заключённый между этими городами, станет на время просто центром аномально высокой частоты покрытий: 4–5 покрытий звёзд ярче 10 m! Обычно такое количество ярких звёзд в одном каком-то пункте покрывается где-то за полгода...

Привожу свежие (от 14 января 2007 г.) обзорные данные Стива Престона о покрытиях в этом "треугольнике".

Москва
Event Summary for Longitude 37.55   Latitude 55.7

     Date       U.T.    Diameter   Durn  Star  Mag Elon         Star               Planet            Alt Dist  Sun Proba-     R.A. (J2000)  Dec.
   y   m  d    h   m     km   "   m/sec   mag drop    o         No.               No Name              o   km  Alt bility   h  m   s      o  '   "

2007 Jan 19   20 30.7    10  0.01   1.2s  9.2  5.4  167     HIP  41088           525 Adelaide         38   140        3%    8 22 58.538   7 37 49.55
2007 Jan 20   16 46.5    70  0.06   7.0s  8.9  4.4  147     TYC 4802-01937-1     547 Praxedis         18   140        0%    6 36 39.689 - 3 29 17.73
2007 Jan 24   22 13.5    21  0.02   3.3s 10.3  6.3  139     TYC 1309-03651-1    2066 Palala           38    70       15%    5 31 27.587  21 26 48.55
2007 Jan 30   19 14.6    23  0.02   4.6s  8.8  6.4  142     TYC 1877-01589-1    2258 Viipuri          58   170        0%    6  9 27.452  24 14 36.63
2007 Jan 31    2 38.0   134  0.12  10.9s 11.5  0.8  143     TYC 3798-01944-1     247 Eukrate          49    70       44%    8 49 28.323  54 10 11.12
2007 Feb 02   23 53.3    30  0.03   2.7s  8.4  5.5  166     HIP  40860           741 Botolphia        46   110        1%    8 20 17.539  25 29 48.08
2007 Feb 11   19 51.1   131  0.10   6.5s 11.0  1.7   90     TYC 1791-00912-1     356 Liguria          34   100       48%    3 10 49.818  27 28  1.72
2007 Feb 12   19 41.2    13  0.01   2.5s  7.0  9.1  127     HIP  28742          7887 Bratfest         54   190        0%    6  4 12.073  25 26 37.90

Тверь
Event Summary for Longitude 35.9   Latitude 56.85

     Date       U.T.    Diameter   Durn  Star  Mag Elon         Star               Planet            Alt Dist  Sun Proba-     R.A. (J2000)  Dec.
   y   m  d    h   m     km   "   m/sec   mag drop    o         No.               No Name              o   km  Alt bility   h  m   s      o  '   "

2007 Jan 20   16 46.5    70  0.06   7.0s  8.9  4.4  147     TYC 4802-01937-1     547 Praxedis         16    70       21%    6 36 39.689 - 3 29 17.73
2007 Jan 24   22 13.9    21  0.02   3.3s 10.3  6.3  139     TYC 1309-03651-1    2066 Palala           39    20       20%    5 31 27.587  21 26 48.55
2007 Jan 30   19 14.9    23  0.02   4.6s  8.8  6.4  142     TYC 1877-01589-1    2258 Viipuri          57    30       18%    6  9 27.452  24 14 36.63
2007 Jan 31    2 38.2   134  0.12  10.9s 11.5  0.8  143     TYC 3798-01944-1     247 Eukrate          50    30       57%    8 49 28.323  54 10 11.12
2007 Feb 02   23 53.6    30  0.03   2.7s  8.4  5.5  166     HIP  40860           741 Botolphia        46   120        1%    8 20 17.539  25 29 48.08
2007 Feb 06   16 17.4    51  0.03   3.3s  7.1  5.7  173     HIP 45111            665 Sabine           12   110       11%    9 11 26.867   8 58 33.37
2007 Feb 11   19 51.0   131  0.10   6.5s 11.0  1.7   90     TYC 1791-00912-1     356 Liguria          34    30       97%    3 10 49.818  27 28  1.72
2007 Feb 12   19 40.9    13  0.01   2.5s  7.0  9.1  127     HIP  28742          7887 Bratfest         54    40        6%    6  4 12.073  25 26 37.90

Псков
Event Summary for Longitude 28.3   Latitude 57.8

     Date       U.T.    Diameter   Durn  Star  Mag Elon         Star               Planet            Alt Dist  Sun Proba-     R.A. (J2000)  Dec.
   y   m  d    h   m     km   "   m/sec   mag drop    o         No.               No Name              o   km  Alt bility   h  m   s      o  '   "

2007 Jan 20   16 46.8    70  0.06   7.0s  8.9  4.4  147     TYC 4802-01937-1     547 Praxedis         12   150        0%    6 36 39.689 - 3 29 17.73
2007 Jan 24   22 14.9    21  0.02   3.3s 10.3  6.3  139     TYC 1309-03651-1    2066 Palala           42   180        2%    5 31 27.587  21 26 48.55
2007 Jan 30   19 16.3    23  0.02   4.6s  8.8  6.4  142     TYC 1877-01589-1    2258 Viipuri          56   140        2%    6  9 27.452  24 14 36.63
2007 Feb 02   23 54.1    30  0.03   2.7s  8.4  5.5  166     HIP  40860           741 Botolphia        49   150        0%    8 20 17.539  25 29 48.08
2007 Feb 06   16 17.3    51  0.03   3.3s  7.1  5.7  173     HIP 45111            665 Sabine            8   100       16%    9 11 26.867   8 58 33.37
2007 Feb 11   19 50.7   131  0.10   6.5s 11.0  1.7   90     TYC 1791-00912-1     356 Liguria          38   140       14%    3 10 49.818  27 28  1.72
2007 Feb 13   17 16.5    25  0.02   2.2s  9.8  5.2  175     TYC 0836-00434-1    1698 Christophe       15    60       12%   10  8 25.924  13 35 24.95
2007 Feb 14    1  9.9   129  0.07  22.0s 11.5  2.3  129     TYC 1323-01504-1     419 Aurelia          13    30       96%    6 18 56.256  19  2 10.00

[flanker]

Исключительно изящное решение. Не требующее привлечения никакого дополнительного оборудования! Можно предположить, что в случае применения фотоаппарата, у которого вспышка включается однократно, начало звука от вспышки должно совпадать с моментом максимального открытия затвора. Интересно, какова продолжительность звука от вспышки? Если порядка 1 мс, то и погрешность синхронизации вряд ли превысит миллисекунд 5. Ещё немного столь же полезной информации от flanker – и я пойду в магазин подбирать себе подходящий цифровой диктофон...

Ага! Еще один сторонник диктофона... (с) wladimir

Звук моей фотовспышки длится 3 мс (предварительная вспышка для устанения эффекта красных глаз - 2 мс). Но Зенит, я помню, фотал со вспышкой только с выдержкой 1/30, значит погрешность синхронизации того аппарата 33 мс. Мой цифровик снимает с 1/1000 с, значит механика другая и ошибка синхронизации меньше.

Sound Forge программа небесплатная, поэтому... э-э-э... нужно искать... альтернативу...

[Serj]

Кстати о пункте 4. От нескольких владельцев цифровых фотоаппаратов я слышал удивлённо-обрадованные заявления, что raw-формат именно их фотоаппаратов стала читать версия 8.0 просмотрщика "ACDSee". Кроме того, с raw-форматом (по отзывам хозяев цифрозеркалок) позволяют работать программы, которые прилагаются к фотоаппарату.

Небольшая ложечка дёгтя: ACDSee понимает рав от многих фотоаппаратов, НО показывает его уже после применения алгоритма дебаеризации. Ведь вы видете цветное изображение, это значит что реальное разрешение по-простому в 2 (а по научному кажется в 1,6 раза) ниже чем в исходнике. А идея Алексея (БК) как раз в том, чтобы видеть и измерять исходные пиксели, вне зависимости от их цвета. Такое изображение я пока видел только на веб-камере после применения этого патча.

[krypton]

Судить об этом сам не могу: цифрозеркалки пока не имею. С прошлого года хочу купить какую-нибудь дешёвую модель для бытовой и, возможно, простейшей астрономической съёмки. Но оказался в тупике из-за того, что в продаже имеется несколько равноценных (если верить рекламе) моделей: "Canon EOS 400D", "Nikon D80", "Sony Alpha DSLR-A100", "Pentax K10D", "Samsung GX-10". Выбрать очень трудно... Может быть, у кого-то есть опыт сравнения этих моделей?

 Алексей, по собственному субъективному опыту: Canon EOS 350D/400D.

Sound Forge программа небесплатная, поэтому... э-э-э... нужно искать... альтернативу...

 Бесплатная альтернатива - Audacity ( http://audacity.sourceforge.net ).

[Алексей_Лосюк]

Но Зенит, я помню, фотал со вспышкой только с выдержкой 1/30, значит погрешность синхронизации того аппарата 33 мс. Мой цифровик снимает с 1/1000 с, значит механика другая и ошибка синхронизации меньше.

В "Зените TTL" механика такая.

Шторки (левая и правая) движутся с одинаковой скоростью в одном направлении. Между ними – щель, через которую и засвечивается плёнка. Чем Уже щель, тем меньшее время засвечивается каждая конкретная точка кадра.

Была одна особая выдержка – 1/30 секунды. При её отработке ширина щели между шторками была в точности равна ширине кадра. То есть сначала отодвигалась одна шторка, а вторая стояла на месте. На какое-то маленькое время (порядка нескольких миллисекунд) кадр плёнки оказывался открытым полностью. Именно в это время замыкался синхроконтакт и успевала сработать вспышка. Таким образом, свет от лампы-вспышки освещал всю площадь кадра. Затем начинала двигаться вторая шторка и закрывала кадровое окно.

Выдержка 1/60 секунды отрабатывалась при той же самой скорости движения шторок (она в "Зените" вообще постоянна). Но ширина щели между шторками составляла уже не полную ширину кадра, а только половину её. Как следствие, кждая точка кадра освещалась лишь половину того времени, в течение которого двигались шторки.

Выдержка 1/125 секунды получалась, когда ширина щели составляла 1/4 ширины кадра, выдержке 1/250 секунды соответствовала ширина щели в 1/8 кадра, выдержке 1/250 секунды – 1/16 ширины кадра. Вот и вся механика.

Поэтому погрешность синхронизации "Зенита" составляла, думаю, 1–5 миллисекунд (продолжительность паузы между полным открытием кадрового окна и вспышкой) и зависела от конкретного экземпляра аппарата.

Если Ваш цифровик позволяет снимать со вспышкой при выдержке 1/1000 секунды, и при этом его затвор – шторный, то это означает, что погрешность его синхронизации будет меньше 1 мс. Надо только придумать и осуществить эксперимент, чтобы узнать величину задержек: 1) между началом движения шторки, открывающей кадровое окно, и началом звука от вспышки; 2) между началом движения шторки и моментом, когда окно полностью открывается (это нужно для вычисления скорости движения шторки).

Sound Forge программа небесплатная, поэтому... э-э-э... нужно искать... альтернативу...

Ну вот, без хорошего половника дёгтя в этой жизни никак нельзя.

Небольшая ложечка дёгтя: ACDSee понимает рав от многих фотоаппаратов, НО показывает его уже после применения алгоритма дебаеризации. Ведь вы видете цветное изображение, это значит что реальное разрешение по-простому в 2 (а по научному кажется в 1,6 раза) ниже чем в исходнике. А идея Алексея (БК) как раз в том, чтобы видеть и измерять исходные пиксели, вне зависимости от их цвета. Такое изображение я пока видел только на веб-камере после применения этого патча.

А это – уже не ложечка дёгтя, а ушат ледяной воды... Я-то надеялся научиться обрабатывать треки звёзд на предмет обнаружения покрытия в монохромном формате (с удвоенным разрешением и без интерполяции). И что же теперь делать? Самому составлять программное обеспечение? Где ж время на всё взять?!

в продаже имеется несколько равноценных (если верить рекламе) моделей: "Canon EOS 400D", "Nikon D80", "Sony Alpha DSLR-A100", "Pentax K10D", "Samsung GX-10". Выбрать очень трудно... Может быть, у кого-то есть опыт сравнения этих моделей?

Алексей, по собственному субъективному опыту: Canon EOS 350D/400D.

Спасибо! Я на "Canon EOS" с самого начала возникновения потребности в новом аппарате и ориентировался. А потом стал сомневаться.

Вот в "Nikon D80" по сравнению с "Canon EOS 400D" отсутствует покровное стёклышко на сенсоре. И "трясётся" для стряхивания пыли не стёклышко, а сам сенсор. Это же хорошо – одним слоем стекла меньше? Или я ошибаюсь?

А в "Sony Alpha DSLR-A100", "Pentax K10D" и "Samsung GX-10" очень привлекательным (на взгляд профана) кажется наличие в корпусе фотоаппарата оптического стабилизатора изображения: "подвешен" на гироскопах сам сенсор. В "Canon" стабилизаторы имеются лишь в некоторых объективах, которые из-за этого становятся очень дорогими (стоимость аппарата с объективом становится почти вдвое дороже). Правда, есть подозрение, что стабилизатор, встроенный в фотоаппарат, существенно менее эффективен, чем встроенный в объектив. Так ли это – не знаю...

[Quest]

(741) Botolphia
HIP 40860 mag 8.4
Что интересно – Cartes du Ciel показывает, что звёздная величина HIP 40860 составляет 7.27!

 Нет, коллега, по-видимому, в данные CdC закралась ошибка. Другие каталоги подтверждают m_v=8.4^m.

Вы просто немного ошиблись с определением звезды, в каталогах и программе никакой ошибки нет. Блеск 7.27 имеет звезда HYP40890, которая расположена на расстоянии 11' от HYP40860, блеск которой как и полагается 8.42.

Да, вы полностью правы! Так что если наблюдение будет удачным, эта пара звёздных глаз... нам подмигнёт!

[Serj]

Мысли о точной синхронизации времени спать не дают. Мысли движутся в сторону уменьшения веса оборудования, и повышения его мобильности.
Может кто подскажет, нет ли в природе высокочувствительного, быстродействующего, а главное компактного фотоприёмника? С ФЭУ связываться не хотелось бы, тяжёлый он, да и для здоровья опасен... Неужели, производят фиг-знает-сколько-мегапиксельные матрицы, а единичный полупроводник сделать невозможно?

Если такие полупроводниковые фотоприёмники существуют, почему бы не попробовать такой вариант (см. рисунок). Тогда останется лишь изготовить небольшую коробочку с усилителями и простенькой логикой записи служебной информации (в том числе о текущем времени внутренних часов, и возможно координат с GPS) в виде последовательности импульсов. Думаю, такая система была бы не слишком дорогой по сравнению с фотоаппаратом или видеокамерой, а главное очень компактной, что необходимо для выездных наблюдений.

Если такая потребность существует, можно кинуть клич в "Телескопостроение". Сделаем мелкую партию, глядишь – и западные наблюдатели обзавидуются.

[Алексей_Лосюк]

Мысли о точной синхронизации времени спать не дают. Мысли движутся в сторону уменьшения веса оборудования и повышения его мобильности.

Может, кто подскажет, нет ли в природе высокочувствительного, быстродействующего, а главное компактного фотоприёмника?

Ответ на этот вопрос Стас Короткий уже дал на http://www.ka-dar.ru/forum/index.php/topic,71.msg4966.html#msg4966 .

Вот что он написал:

Есть у меня в доступе вот такой фотометр: http://www.optecinc.com/optec_011.htm

Надо полагать, у Стаса имеется доступ к инфракрасному фотометру SSP-4. Для наблюдения покрытий он непригоден, так как обеспечивает минимальное время накопления 1 секунда; такое разрешение при наблюдении покрытий не подойдёт.

Зато на соседней страничке (http://www.optecinc.com/optec_012.htm) указанного Стасом сайта находим описание фотометра SSP-5, предназначенного специально для наблюдений покрытий. Его время накопления уже лучше: 1 миллисекунда.

Если я правильно понял, данный прибор можно использовать в качестве "счётчика фотонов" вместо морально устаревших ФЭУ.

Фотоприёмник диафрагмируется, на него проецируется изображение звезды. Фотон, попавший в детектор, рождает электрический импульс. Импульс подаётся на вход частотомера. Частотомер накапливает импульсы в течение заданного времени (например, в течение 1 миллисекунды). После чего сбрасывает счётчик в "ноль" и начинает накапливать импульсы заново, а накопленное за предыдущую миллисекунду число импульсов отправляет в записывающее устройство (например, на компьютер).

В результате получается гистограмма: зависимость количества импульсов от времени. С требуемым при наблюдении покрытий миллисекундным разрешением. Для относительно ярких звёзд можно добиться, наверное, и субмиллисекундного разрешения – предела мечтаний наблюдателя покрытия.

Чтобы получить 10-процентную погрешность в значении фототока, надо накопить в каждый миллисекундный интервал по крайней мере 100 импульсов; чтобы 1-процентную погрешность – уже 10000 импульсов.

Навести такой прибор на звезду и осуществить точное ведение очень трудно (это показали эксперименты в Воронежском университете на 500-мм Ричи-Кретьене).

Если такие полупроводниковые фотоприёмники существуют, почему бы не попробовать такой вариант (см. рисунок). Тогда останется лишь изготовить небольшую коробочку с усилителями и простенькой логикой записи служебной информации (в том числе о текущем времени внутренних часов, и возможно координат с GPS) в виде последовательности импульсов.

Не уверен, что в качестве регистратора подойдёт столь милый Вашему сердцу диктофон. В самом деле: пусть каждую миллисекунду нужно записывать лишь одно число – количество зарегистрированных фотонов (хотелось бы чаще – ну да ладно, на первое время и так сойдёт).

Пусть количество фотонов, зарегистрированных за 1 мс, не превышает 10000. Для кодирования этого числа в виде последовательности импульсов потребуется (не считая синхроимпульсов) 14 штук импульсов (потому что 2^14=16384). То есть частота следования импульсов, которые надо будет записывать, превысит 14 кГц. Справится ли с такой задачей диктофон? Не сольются ли отдельные импульсы в сплошной нечленораздельный шум?

Создайте такой фотометр – а я уж постараюсь упросить знакомых электронщиков разработать и изготовить небольшую коробочку, которая будет выполнять роль частотомера, синхронизирующегося по сигналам от GPS, с памятью и возможностью индикации результатов.

Думаю, такая система была бы не слишком дорогой по сравнению с фотоаппаратом или видеокамерой, а главное очень компактной, что необходимо для выездных наблюдений.

Главное, что эта система обладала бы требуемым разрешением по времени. Дайте мне такую систему – и я переверну весь... То есть я хотел сказать: пусть в этой системе будет хоть 500 килограммов веса – неважно: я установлю её на своего "козла" и буду разъезжать по городам и весям в поисках покрытий...

Но цена такой системы, по-моему, будет великовата; наблюдатель-одиночка вряд ли её осилит.

Так, к примеру, готовый фотометр SSP-5 без принадлежностей и без стоимости пересылки из США стОит 2 килобакса (http://www.optecinc.com/astronomy_price_list.pdf).

[Serj]

Не уверен, что в качестве регистратора подойдёт столь милый Вашему сердцу диктофон. В самом деле: пусть каждую миллисекунду нужно записывать лишь одно число – количество зарегистрированных фотонов (хотелось бы чаще – ну да ладно, на первое время и так сойдёт).

Пусть количество фотонов, зарегистрированных за 1 мс, не превышает 10000. Для кодирования этого числа в виде последовательности импульсов потребуется (не считая синхроимпульсов) 14 штук импульсов (потому что 2^14=16384). То есть частота следования импульсов, которые надо будет записывать, превысит 14 кГц. Справится ли с такой задачей диктофон? Не сольются ли отдельные импульсы в сплошной нечленораздельный шум?

Но я же не предлагаю записывать на диктофон 14-битную последовательность каждую милисекунду, так ни какой частоты дескретизации не хватит. Нам достаточно записать аналоговый сигнал с частотой 1 кГц и амплитудой пропорциональной величине сигнала. Присмотритесь, на картинке это нарисовано.

Но цена такой системы, по-моему, будет великовата; наблюдатель-одиночка вряд ли её осилит.

Так, к примеру, готовый фотометр SSP-5 без принадлежностей и без стоимости пересылки из США стОит 2 килобакса (http://www.optecinc.com/astronomy_price_list.pdf).

Не спорю, готовый фотометр не может стоить дёшево. Но кто не может позволить себе СБИГ, паяют Аудины, и правильно делают, потому что "от каждого по способностям, каждому по потребностям"!

Например, нашёл вот. Цены вроде нормальные. Ещё облазил сайт  производителя - как на выставку сходил, фантастика! Ещё бы кто нибудь за разработку взялся... Эх, ладно, пойду искать головастых электронщиков. 

[Алексей_Лосюк]

Но я же не предлагаю записывать на диктофон 14-битную последовательность каждую миллисекунду, так ни какой частоты дискретизации не хватит. Нам достаточно записать аналоговый сигнал с частотой 1 кГц и амплитудой пропорциональной величине сигнала. Присмотритесь, на картинке это нарисовано.
Например, нашёл вот. Цены вроде нормальные. Ещё облазил сайт  производителя - как на выставку сходил, фантастика! Ещё бы кто-нибудь за разработку взялся... Эх, ладно, пойду искать головастых электронщиков. 

Всё понятно. Я-то обрадовался, что Вы хотите заняться фотометрией явления покрытия с хорошим разрешением по времени. А речь пока идёт о детектировании (обнаружении) покрытия. Фотометрия, похоже, остаётся уделом лишь астрономов-профессионалов.

[1212Lupus]

Может кто подскажет, нет ли в природе высокочувствительного, быстродействующего, а главное компактного фотоприёмника?

SSP-5, предназначенного специально для наблюдений покрытий. Его время накопления уже лучше: 1 миллисекунда.

Есть такой приёмник! 
Называется он лавинный фотодиод (APD). Это современный "заместитель" ФЭУ в тех случаях, когда нежелательно увеличивать громоздкость конструкции детекторов (простите, я ядерщик, посему изъясняюсь согласно своей специализации  ).
Он весьма компактен -- по размерам не превосходит ПЗС-матрицу фотика. Он мало чувствителен к магнитным и радиационным полям (ну, это нас мало должно волновать  ). Питается постоянным напряжением 150-250 В (если кому-то кажется, что это многовато, напоминаю: стандартные ФЭУ питаются напряжением от 800 В до 2500 В). Правда, коэффициент усиления М у него не такой огромный, как у ФЭУ (М=10⁶-10⁷), "всего" 100-300. Зато компактен. Мне кажется, он вполне подойдёт для нужд фотометрии покрытий, т.к. его временное разрешение выше, чем у ФЭУ...
Примерно месяц назад, будучи в коммандировке во Франции, я имел дело с таким лавинником. Приведу пример. Временное разрешение ФЭУ (без применения спецметодик, придуманных ядерщиками ) не превышает 5-10 нс. Это время возникает из ограниченности скорости формирования и продвижения электронного облака внутри ФЭУ.
От нечего делать (было где-то часа 2 ночи... Французы все давно уже спят в своих постелях... И лишь две сгорбленные фигуры восточных славян колдуют в лаборатории  ) мы с напарником решили подключить валявшийся на полу  APD, который уже вставлен в блок с усилителем сигнала (небольшая коробка, 12х4х4 см³). Я отрубил ФЭУ XP 2020 от нашего быстрого сцинтиллятора (BaF₂, время высвечивания быстрой компоненты сцинтилляции 0,6 нс, медленной -- 630 нс). Подрубили APD, питание (-220 В). Выход сигнала -- на цифровой осцилл. Сигнал по амплитуде, естесствено был слабее, но больше 20 мВ. А временное разрешение примерно в 2 раза лучше. Т.е. примерно 20 нс.
Я думаю, такого разрешения вполне хватит для нужд фотометрии покрытий!   
Тут всё упрётся в скорость передачи сигнала и частоту дискретизации уровня сигнала.
Если получится, я заимею один или два таких блока к концу марта... Хочется поэкспериментировать... Только есть проблема софта...
Да. Чуть не забыл о ложке дёгтя. Один такой APD, с которым я имел дело, стоит 25 баксов. Но он специально оптимизирован для нужд эксперимента CMS на ускорителе LHC в CERN'е... Более простой APD, я думаю, стоит дешевле...

Если я правильно понял, данный прибор можно использовать в качестве "счётчика фотонов" вместо морально устаревших ФЭУ.

Извините, Алексей, но это слишком смелое заявление -- о моральной устарелости ФЭУ... Например один миниатюрный ФЭУ фирмы Hamamatsu стоит порядка $3000 (это только сам ФЭУ -- без ничего!). Более "простые" -- от $400. Ну, отечественные можно купить и за $200... К чему эти цены? А к тому, что ФЭУ вовсе не уходят в небытиё. Они по прежнему хозяева лабораторий, в которых "собирают фотоны".

[Алексей_Лосюк]

Называется он лавинный фотодиод (APD).
<…>
А временное разрешение примерно в 2 раза лучше. Т. е. примерно 20 нс.
Я думаю, такого разрешения вполне хватит для нужд фотометрии покрытий!   

Да, разрешение замечательное.

А Вы не знаете, какова эффективность этого детектора к квантам видимого диапазона спектра? ФЭУ, если мне память не изменяет, регистрирует несколько процентов от попадающих на фотокатод фотонов. Лавинный фотодиод, вероятно, меньше?

От звёзд 10–12 звёздной величины поток фотонов в фокусе скромного телескопа получается совсем небольшим. Следует, конечно, всё точно посчитать. Но "навскидку", думаю, даже миллисекундного разрешения должно хватить. Проблемы, вероятно, возникнут не с нехваткой разрешения по времени, а с низкой эффективностью...

Да. Чуть не забыл о ложке дёгтя. Один такой APD, с которым я имел дело, стоит 25 баксов.

25 баксов или 25 тысяч баксов?

Дело в том, что я в прошлом был тоже физиком-ядерщиком. Когда работал в Дубне, наша группа также сотрудничала с французами, немцами и голландцем. И нарисованная Вами картина мне очень близка: иностранцы вечером расходятся по своим гостиничным номерам, а мы торчим в институте часов до трёх ночи...

Наиболее распространены тогда были полупроводниковые детекторы ионизирующего излучения. И стоили они очень дорого. Похоже, лавинные фотодиоды стоят на несколько порядков меньше?

Извините, Алексей, но это слишком смелое заявление -- о моральной устарелости ФЭУ... Например один миниатюрный ФЭУ фирмы Hamamatsu стоит порядка $3000 (это только сам ФЭУ -- без ничего!). Более "простые" -- от $400. Ну, отечественные можно купить и за $200... К чему эти цены? А к тому, что ФЭУ вовсе не уходят в небытиё. Они по прежнему хозяева лабораторий, в которых "собирают фотоны".

Ну и слава богу. Я-то давно из науки ушёл (поскольку она в России не могла служить источником средств к существованию). Поэтому от жизни отстал. Но то, что ФЭУ, как и во времена моей молодости, ещё находят применение, меня только радует.

[1212Lupus]

А Вы не знаете, какова эффективность этого детектора к квантам видимого диапазона спектра? ФЭУ, если мне память не изменяет, регистрирует несколько процентов от попадающих на фотокатод фотонов. Лавинный фотодиод, вероятно, меньше?

В том-то и дело, что наоборот -- квантовая эффективность (КЭ) APD намного выше, чем у ФЭУ. У лучших марок ФЭУ КЭ < 30 % в любом случае. А для APD картина иная. Например, для тех APD, о которых я говорил: для диапазона 300-400 нм КЭ увеличивается с 10% до 70% (!), с 400 нм до 550 нм -- с 70% до 85 %, с 550 нм до 750 нм остеётся на уровне 85%, а затем падает до 25% для 1000 нм. Так что КЭ -- нормальное.
Теперь о цене... Именно $25. Размер входного окна 5х5 мм², толщина около 1 мм. Обычные лавинники имеют входное окно всего 150 мкм -- так что $25 платится именно за размер APD. Хотя и обычные отечественные не так плохи -- рабочий диапазон температур от -60^о до +60^о, чувствительность 5-50 А/Вт, рабочее напряжение 30-45 В, рабочая частота до 1 ГГц...

Наиболее распространены тогда были полупроводниковые детекторы ионизирующего излучения. И стоили они очень дорого.

Ну, сейчас они (т.н. p-i-n-диоды) стоят тоже недёшево... Но APD -- это же не детектор. Это приёмник фотонов. Так что он из "другой оперы"...

Проблемы, вероятно, возникнут не с нехваткой разрешения по времени, а с низкой эффективностью...

Как видно из только что скаанного КЭ высок. Проблемы могут возникнуть из-за малого усиления (М=150-300) сигнала...

Вот что народ на форумах говорит:

1) ЛФД [APD] используются обычно с коэффициентом умножения от 10 до 200. Минимум шума достигается при далеко не максимальном усилении.
2) Преимущества? Быстро восстанавливаются после сильной засветки. Попроще схемотехника. Меньше рабочие напряжения (100-300 В). Меньше цена. Минус - сильная температурная зависимость. Обратный ток. Сравнительно небольшое усиление.

Подробнее, например тут: http://ieeexplore.ieee.org/iel5/7545/20544/00949269.pdf
Или через google.com -- введя "Avalanche photodiodes".

Но то, что ФЭУ, как и во времена моей молодости, ещё находят применение, меня только радует.

В Европе их не используют только в том случае, исли есть сильные магнитные поля, этих приёмников нужно ОЧЕНЬ много (для CMS, например, только для одного калориметра нужно порядка 160000 APD!), и есть сильные ограничения на громоздкость конструкции... В лабораториях в 90% случаев используют ФЭУ. Благо, их японцы и прочие иноземцы научились делать какими угодно по размерам (от 3 см длины и 1 см в диаметре, до табих "бочек" в 40 см в диаметре, какие используются на нейтиринном детекторе SuperKamiokande).

[Алексей_Лосюк]

Теперь о цене... Именно $25. Размер входного окна 5х5 мм², толщина около 1 мм. Обычные лавинники имеют входное окно всего 150 мкм -- так что $25 платится именно за размер APD. Хотя и обычные отечественные не так плохи -- рабочий диапазон температур от -60^о до +60^о, чувствительность 5-50 А/Вт, рабочее напряжение 30-45 В, рабочая частота до 1 ГГц...

Выходит, для наших целей лучше подходят те фотодиоды, которые подешевле?!

Возьмём, к примеру, телескоп с фокусным расстоянием 1200 мм. Хотим подвергнуть "быстрой" фотометрии покрываемую звезду. Для этого нужна диафрагма, вырезающая из фокальной плоскости кружок, которому соответствует угловой диаметр около 30". Значит, диаметр этой диафрагмы должен быть примерно 175 мкм...

Проблемы могут возникнуть из-за малого усиления (М=150-300) сигнала...

Что это означает с практической точки зрения? Что импульс тока на выходе фотодиода будет очень малым, вследствие чего потребуется внешний усилитель с большим коэффициентом усиления? И при этом полезный сигнал будет тонуть в шумах? Шумы-то нам как раз и не нужны...

Минус - сильная температурная зависимость.

Это для наших наблюдений не страшно. Потому что нам нужна не абсолютная фотометрия, а относительная. Причём на очень коротких интервалах времени: чувствительность фотометра должна сохранять постоянное значение в течение буквально всего нескольких секунд, а за это время температура светоприёмника не успеет существенно измениться.

Правильно ли я понял, что основных проблем применения лавинных фотодиодов для наблюдений покрытий – три:

1. Требуются усилитель с большим коэффициентом усиления.

2. Плохое отношение сигнал/шум.

3. Проблемы с наведением и ведением телескопа (высокие требования к механизму ведения, необходимость использования не только искателя, но и гида – или применения бинокулярного телескопа).

[1212Lupus]

Возьмём, к примеру, телескоп с фокусным расстоянием 1200 мм. Хотим подвергнуть "быстрой" фотометрии покрываемую звезду. Для этого нужна диафрагма, вырезающая из фокальной плоскости кружок, которому соответствует угловой диаметр около 30". Значит, диаметр этой диафрагмы должен быть примерно 175 мкм...

Так... Я чего-то не понял... Зачем диафрагма? Похоже, я пропустил важную часть дискуссии. Не подскажете, где об этом говорилось?

Шумы-то нам как раз и не нужны...

А куда от них денешься? ПП -- это и есть ПП...
Можно, конечно, охлаждать APD. Хоть жидким азотом... Но вот только конструкция будет громоздкой...

Правильно ли я понял, что основных проблем применения лавинных фотодиодов для наблюдений покрытий – три:

1. Требуются усилитель с большим коэффициентом усиления.

2. Плохое отношение сигнал/шум.

3. Проблемы с наведением и ведением телескопа (высокие требования к механизму ведения, необходимость использования не только искателя, но и гида – или применения бинокулярного телескопа).

Да. Только тяжесть проблем обратная, нежели указанная вами:
Размер приёмника мал, так что придётся использовать либо хорошую монтировку (дорого!), либо двойной скоп. В любом случае -- наводка и гидирование есть самый проблематичный пункт.
Далее шумы... Ды, из-за малого светового потока и относительно больших собственных шумов APD могут возникнуть проблемы... Придётся брать девайс подороже, до и электронику посложнее воять. Просто усилителем с большим коэффицентом усилиения не обойтись -- он будет усиливать и шумы, в итоге отношение сигнал/шум не улучшится... Этот момент довольно сложный, но имеются решения...
У меня дома есть ФЭУ PM 1911... Есть и готовые платы для него... Только осталось разобраться, что к какому контакту подрубать.  Если не разберусь -- придётся паять заново... Хочу его заюзать для фотометрии -- хотя бы потестить.

[Алексей_Лосюк]

Так... Я чего-то не понял... Зачем диафрагма? Похоже, я пропустил важную часть дискуссии. Не подскажете, где об этом говорилось?

В данной теме об этом ещё не говорилось. Как и вообще не говорилось и о проблемах фотометрии.

Просто необходимый элемент любых фотометров, предназначенных для фотометрии звёзд, – это диафрагма. Нужна она для того, чтобы отсечь свет звёзд, расположенных по соседству от фотометрируемой. Если фотометрировать всё поле зрения телескопа, то это будет означать, что суммируются фотоны от всех звёзд, попавших в поле зрения, да ещё и от фона неба. Кроме того, изображения некоторых звёзд попадут в поле зрения фотометра частично (случайным образом окажутся разделёнными границей поля зрения). В результате на фоне флуктуаций числа фотонов от всех перечисленных источников света изменение сигнала от одной покрываемой звезды просто невозможно будет обнаружить.

Обычно диафрагму в фокальной плоскости делают сменной (или переменного размера). Если при подготовке к наблюдениям станет ясно, что рядом с исследуемой звездой нет звёзд сопоставимой яркости, то диафрагму выбирают побольше. Это облегчает наведение на звезду и гидирование.

Если же рядом с нужной звездой имеется вторая, причём сопоставимая с ней по блеску, то диафрагму приходится уменьшать. Хотя не всегда, это, конечно, будет полезным: можно привести примеры покрытий двойных звёзд, когда расстояние между компонентами составляет доли угловой секунды. Тут уж никакая диафрагма не поможет – остаётся лишь уповать, что при обработке удастся выделить на фоне шумов то малое изменение суммарного блеска звёзд, которое вызвано покрытием одной из компонент звезды.

Размер приёмника мал, так что придётся использовать либо хорошую монтировку (дорого!), либо двойной скоп. В любом случае -- наводка и гидирование есть самый проблематичный пункт.

Тут уж никуда не деться. Если рассматривать профессиональные методы наблюдения покрытий, то и применение профессионального оборудование становится необходимым. Поэтому обсуждение данного вопроса для большинства любителей астрономии (и для меня, в частности) является чисто познавательно-теоретическим: на качественную монтировку денег нет.

Что касается применение "двойного" телескопа, то оно, конечно, не обязательно. Есть и другие пути решения проблемы наведения: убирающееся диагональное зеркальце (как в зеркальных фотоаппаратах) или полупрозрачная призма (как в фотокамерах с экспонированием по системе TTL). Однако, мне кажется, их изготовление и применение в любительских условиях представляет ещё бОльшую сложность, чем изготовление хорошего гида.

[Алексей_Лосюк]

У меня дома есть ФЭУ PM 1911... Есть и готовые платы для него... Только осталось разобраться, что к какому контакту подрубать.  Если не разберусь -- придётся паять заново... Хочу его заюзать для фотометрии -- хотя бы потестить.

Применение ФЭУ или большого (размерами более 200 мкм) лавинного фотодиода немного усложняет оптическую схему фотометра.

Считается, что разные точки фотокатода ФЭУ имеют существенно разную фотоэлектронную эмиссию. Фотокатод имеет размер, выражаемый в миллиметрах, а изображение звезды в фокальной плоскости телескопа – в микронах. Поэтому перед фотокатодом обычно ставят линзу Фабри, которая "размазывает" практически точечное изображение звезды в кружок, проецируемый на фотокатод.