Přesná CCD fotometrie

#31

Myslím si, že pokud udržíš měřené a srovnávací objekty v lineární oblasti charakteristiky, a uděláš kalibrační snímky při stejné teplotě, fungovat to bude. Ale doba expozice bude omezená a budeš mít práci si vše pohlídat. Nějak to půjde, ale nebude to moc komfortní a automatizované.

Filtrové kolo by šlo přidělat externí. Nebo šroubovat filtry ručně na 1.25" nos.

foxik · #32

Letos (vlastně už loni) na konferenci proměnářů bylo zmíněno, že se podařilo na praktiku v Krkonoších pomocí levné a dostupné CCD kamery ATIK 16IC B/W napozorovat i tranzit exoplanety (tuším, že dokonce jako dalekohled byl k tomu použit jen teleobjektiv), což ještě před pár lety bylo nepředstavitelné i pro velké dalekohledy s kvalitními čipy . Samozřejmě to u toho ATIKu muselo být v oblasti linearity čipu. A rozhodně zde sehrála roli i správná technika snímání i následného zpracování. Pár informací o tom je zde: http://var2.astro.cz/e-perseus-detail.php?id=1218487384

A někteří pozorovatelé k fotometrii používají, pokud mám správné informace, i DSI od Meade- a s docela kvalitními výsledky!

brat · #33

Ahoj,

zdá se, že limitující faktory pro CCD kamery vhodné pro fotometrii jsou dva. Kamera musí mít 16bitový AD převodník (signál 0 - 65000 ADU) a kamera musí být bez antibloomingu NEBO musíme mít přesně změřenou oblast linearity odezvy kamery a měřit jen v této oblasti. Co to znamená:

A) 16ti bitový převodník
Některé kamery - např. upravené webkamery i některé komerčně prodávané CCD kamery mají nižší dynamický rozsah než 16 bitů (= 65 tisíc odstínů šedi). Např. 12 nebo 14 bitů. To je velmi málo a s těmito kamerami nelze dosáhnout přesnosti lepší než 0,1 mag.
Pokud chceme vyšší přesnost (a to chceme vždy), musí být kamera 16ti bitová.

B) antiblooming (neboli ABG) a non-ABG
Antiblooming je vlastnost CCD čipu. Máme čipy s antibloomingem (s ABG) a bez antibloomingu (non-ABG).
Pokud má ccd čip antiblooming (kamera s ABG), je odezva čipu (napětí, které vytvoří dopadající fotony na 1 pixelu) nelineární. V praxi tedy NEPLATÍ přímá úměrnost - čím větším osvětlením ozařuji čip, tím vyšší hodnotu napětí změřím. Elektronika čipu je vystavěna tak, že po dosažení určitého signálu (z celkem 65 000 ADU) je napětí odváděno mimo čip. Velmi jasné hvězdy tak nikdy nedosáhnou maximálního signálu 65 000 ADU a nedojde k "přetečení" signálu do okolních pixelů, což by vytvořilo "nehezké ocásky" u přeexponovaných hvězd na fotografii.

Pokud máme CCD čip bez ochrany přetečení - bez antibloomingu (non-ABG), dostaneme (pokud je elektronika kamery správně udělána) lineární odezvu v plném rozsahu 0 - 65000 ADU. Pokud je na snímku velmi jasná hvězda, tak ovšem po dosažení maximálního signálu dojde k přetečení signálu do okolních pixelů a k deformaci obrázku hvězdy.

V praxi lze najít různě "silné" antibloomingy u kamer s ABG. Např. DSI kamera od Meade má lineární rozsah jen 0 - 20 000 ADU. Od úrovně 20 kADU se již odezva zakřivuje a pokud vím, tak nikdy nedosáhne signál ani 40 kADU. To je velmi silný antiblooming, jinak řečeno - z našeho pohledu je kamera velmi špatně zkonstruována, protože ani nevyužívá plný dynamický rozsah (deklarovaných 16 bitů).

Oproti tomu za dobře zkonstruovanou kameru s ABG lze považovat ATIK 16 IC B/W COOLED, kde byl změřen "slabý" ale velmi účinný antiblooming na hranici 40 kADU (viz obrázek)

Křivka odezvy CCD kamery ATIK 16 IC B/W COOLED. Graf ukazuje závislost hodnoty pozadí snímku v ADU na délce expozice. Byla snímána rovnoměrně homogenně osvětlená plocha s rostoucí a poté zkracující se expozicí. Na ose x čas expozice v sekundách, na ose y hodnota signálu pozadí v ADU (vždy odečteno na stejném pixelu) FOTO: Petr Kliment

V rozsahu 0 - 40 000 ADU je odezva velmi dobře lineární a lze kameru v tomto rozsahu používat bez problémů k fotometrii.
Signál 40 kADU bohatě stačí ne VELMI PŘESNOU fotometrii na úrovni 0,01 mag a lze s touto kamerou měřit např. i tranzity exoplanet.

Na tomto obrázku jsou vidět výsledky měření tranzitu exoplanety 6 různými přístroji na loňském praktiku pro pozorovatele proměnných hvězd.

Tranzit 2. od zdola je pořízen kamerou ATIK. Na tomto místě bych rád ještě upozornil, že se jedná vůbec o první měření pozorovatelem s touto kamerou a během pozorování se potýkal s problémy způsobenými především špatnou optikou (teleobjektiv dával nesymetrické obrázky hvězd) než nevhodností kamery. Při použití lepší optické soustavy a s autoguidingem lze dosáhnout stejných výsledků jako u horních 4 křivek (pořízených kamerami s regulovaným chlazením a bez ABG).

Martin to popsal přesně - levnější kamery poskytují menší komfort pozorovateli, ale při korektním přístupu k věci a dodržení všech kalibrací lze získat kvalitní výsledky.

Problematika CCD fotometrie je poměrně složitá na popisování. Při praktických ukázkách a osobně lze ale vše objasnit poměrně snadno a rychle.
Proto pořádáme každoročně praktika pro pozorovatele, kde se během týdne naučíte vše potřebné. I letos bude praktikum - proběhne na konci srpna v Krkonoších (ještě to zde budem prezentovat).

Kdybys měl nějaký konkrétní dotaz, neváhej a napiš.

Čau Luboš

brat · #34

Třeba například CCD-G1X2000 od MII. Vypadá to, že fotometrické filtry UVBRI se k ní ani nevyrábějí. Mohlo by to znamenat, že není určena pro taková měření? Patrně ano, jak jsem se před chvílí dočetl - určené pro pointaci. Nemá jiné chlazení kromě ventilátoru. Je však použitelná pro náš účel?
...

Natrefil jsem na zajímavé povídání o testování celé sestavy NWT 200/1000 + EQ-6 + CCD SBIG ST-402ME, jak sám autor v úvodu uvádí, je to dobrá možnost pro fotometrii.

Kamery G1 od MII (www.mii.cz) se ZÁSADNĚ LIŠÍ od kamer G2 téhož výrobce. Předně kamery G1 mají antiblooming a to proto, aby nedocházelo při pointaci k deformaci hvězdy jejím přetečením.
Kamery G2 naopak nemají antiblooming a jako takové jsou vhodné pro fotometrii.

Kromě toho G1 nemají mechanickou záklopku, takže třeba dark snímky lze dělat jen tak, že se zakryje tubus dalekohledu. Větráček na jejich chlazení stačí. Ale chlazení nelze regulovat - nastavit např. -15° a držet se na nich. Oproti tomu G2 kamery mají regulované chlazení, mechanickou závěrku a vestavěné filtrové kolo.

G1 kamery jsou primárně určeny jako levné kamery na autoguiding a G2 jako kamery výzkumné / snímací pro náročné a přesné měření, focení.

Při konzultaci s výrobcem jsem ještě zjistil důležitou věc. Ty G1 kamery s barevnými čipy, které lze použít kromě pointace i na získávání pěkných barevných obrázků, mají tu nevýhodu, že pointace s nimi není tak přesná. Nelze docílit submixelové přesnosti navádění, jako u G1 kamer s černobílými čipy. Je to samozřejmě kvůli tomu, že 1px u barevné kamery je tvořen 2x2 pixely s různou barvou.

Černobílé G1 kamery jsou navíc bez ořezu IR oblasti, takže mají vyšší citlivost např. na červené hvězdy a v praxi lze pointovat i na slabší hvězdy než u barevných verzí. Což se může v řídkých hvězdných polích hodit.

Čau Luboš

grajda · #35

Ahoj. Píšete tady, že linearita kamerky s ABG byla zjišžována pomocí proměnné délky expozice. Kde je záruka, že si kamera dokáže tu expozici opravdu přesně udržet? Jak dlouhé byly expozice a s jakými chybami počítáte? Jak moc se může s kamerou s ABG v lin. rozsahu lišit porovnávačka v magnitudách od měřené hvězdy?

Rád bych časem šel do ST 402, ale kdyby se našla alternetiva za míň peněz...

#36

No, délka expozice, pokud je řízena přímo kameoru (což se děje u krátkých expozic) je řízena přímo HW kamery, což vzhledem k nárokům na přesnost řídících impulsů pro CCD senzor nemůže být problém. Expozici odměřuje MCU kamery nebo nějaký čítač, a přesnost bude velmi vysoká.

Pokud se jedná o delší expozice (řekněme sekundy a více) u některých typů odměřuje kamera, u některých driver na PC. I zde nebude přesnost menší než nějaké desítky až stovky ms, což je vzhledem k délce expozice zanedbatelné.

grajda · #37

Díky za vysvětlení těch expozic.

brat · #38

...
Jak moc se může s kamerou s ABG v lin. rozsahu lišit porovnávačka v magnitudách od měřené hvězdy?

Rád bych časem šel do ST 402, ale kdyby se našla alternetiva za míň peněz...
Ahoj, to je velmi správná otázka, které zodpovězení dost podstatně ovlivní kvalitu a pohodlí pozorování.

Rozdíl magnitud, které můžeš porovnávat v lineární oblasti dostaneš z pogsonovy rovnice.

dm = -2.5 * log (I1/I2).

Pokud dosadíš za hodnotu I1 maximum lineární oblasti (řekněme 40 kADU) a za hodnotu I2 signál nejslabší hvězdy v poli, dostaneš odpověď.

Např. pokud máme maximum lineární oblasti 40000 ADU a nejslabší hvězdu 500 ADU, dostaneš dm = 4.7 mag. Takže budeš moci porovnávat hvězdy s rozdílem až 4,7 mag bez obav z nekorektnosti měření.

Pokud bys ale měl linearitu jen do 20kADU a za předpokladu stejného signálu nejslabší hvězdy jako v minulém příkladu (500 ADU), dostaneš rozdíl 4,0 mag.

U lineární kamery (bez ABG), kde můžeš téměř bezezbytku využít celý dynamický rozsah (s maximem řekněme na 60 kADU) to dělá dm = 5.2 mag.

Řekl bych, že klíčovou roli zde bude hrát i tmavost oblohy. Např. teď jsem kontroloval nějaké mé snímky z krkonoš - na 60s expozici mám pozadí 40 ADU a nejslabší hvězdy 100 ADU. Pokud bych ale měřil v přesvícené městské obloze, tak pozadí může být i 5kADU a pak nejslabší měřené hvězdy budou mít tak řekněme 8 kADU.

To pak velmi výrazně ovlivní rozsah měřených hvězd.
Opět ukázkový výpočet:

Pokud mám linearitu 0 až 20 kADU (kamera DSI) a nejslabší hvězdy 100 ADU, můžu docílit dm = 5.75 mag.
Pokud ale má nejslabší hvězda signál 8 kADU, tak dm prudce klesne jen na dm = 1 mag !!!

Takže opravdu klíčové pro to, zda mohu používat nelineární kameru či ne je poloha pozorovatelny. Pokud jsi ve městě, zapomeň na to. Pokud máš tmavou oblohu, jsi na venkově nebo na horách, lze kameru s ABG použít. ALE AŽ PO PROMĚŘENÍ LINEARITY - viz můj předchozí příspěvek. BEZ ZNALOSTI ROZSAHU LINEARITY NEMŮŽEŠ NA DATA SPOLÉHAT.

Čau Luboš

PS
ST-402 od SBIGu je dobrá a velmi citlivá kamera - má ji i kolega Ladra a používá ji ve spojení se spektroskopem. Nad jeho výsledky kroutili nevěřícně hlavou i profesionálové z Ondřejova... ve smyslu jak slabé hvězdy dokáže proměřit a získat spektrum (nízkodisperzní).

grajda · #39

Ahoj, díky za odpověď. On ten můj dotaz byl však myšlený trochu jinak. Jde o to, že pojem "oblast linearity" je docela dost nepřesnej. Jak dobře je kamera v oblasti linearity lineární? A tím pádem: Pro jaký rozdíl magnitud můžeme odezvu kamery proložit do lineární závislosti natolik, abychom mohli měřit např. s přesností ±0,01m, tj. cca ±0,9%?

Jinak díky i za předchozí odpověď- nenapadlo mě, že bude mít tak velký vliv přesvícení oblohy. Předpokládám však, že to platí jen u slabých hvězd a u těch jasnějších je vliv pozadí díky kratší expozici podstatně slabší. A vůbec, proč má pozadí tak velkou důležitost? To se nedá odečíst? Nebo se snažíš naznačit, že nedovoluje použít delších expozic a tím pádem nám měření slabých hvězd znehodnotí např. fotonový šum, šum převodu v číselné hodnoty u převodníku, vyčítací šum a pod?

brat · #40

Ahoj, díky za odpověď. On ten můj dotaz byl však myšlený trochu jinak. Jde o to, že pojem "oblast linearity" je docela dost nepřesnej. Jak dobře je kamera v oblasti linearity lineární? A tím pádem: Pro jaký rozdíl magnitud můžeme odezvu kamery proložit do lineární závislosti natolik, abychom mohli měřit např. s přesností ±0,01m, tj. cca ±0,9%?

Jinak díky i za předchozí odpověď- nenapadlo mě, že bude mít tak velký vliv přesvícení oblohy. Předpokládám však, že to platí jen u slabých hvězd a u těch jasnějších je vliv pozadí díky kratší expozici podstatně slabší. A vůbec, proč má pozadí tak velkou důležitost? To se nedá odečíst? Nebo se snažíš naznačit, že nedovoluje použít delších expozic a tím pádem nám měření slabých hvězd znehodnotí např. fotonový šum, šum převodu v číselné hodnoty u převodníku, vyčítací šum a pod?
No samozřejmě se předpokládá, že kamera v lineární oblasti bude lineární a to v rámci chyb měření linearity.
V praxi Ti stejně vstupují do kvality měření různé systematické a hrubé chyby (jako je nedokonalý flat field, chyby vedení montáže, špatný seeing, atd.), které způsobují, že dosáhnout lepší přesnosti než 1% je velmi náročné a většinou toho lze docílit jen v rámci jedné noci. Při opakovaném návratu k proměnce po různých najetích na objekt s různě natočeným dalekohledem většinou nedokážem dosáhnout lepší přesnosti než jsou jednotky %.
Nemluvě o různých spektrálních citlivostech jednotlivých čipů a propustnosti použitých filtrů, což vyžaduje provádět korekci na mezinárodní fotometrický systém. A i určení transformačních koeficientů má nějakou chybu...

Pokud chceš dosáhnout co nejvyšší přesnosti v rámci jedné fotometrické sady, stejně je třeba zvolit proměnku a srovnávačku pokud možno stejně jasnou (s rozdílem do 1 mag), abys mohl u obou hvězd mít co nejvyšší možný signál. Aby ses vyhnul systematickým trendům v datech během jedné noci, které mohou být i několik %, je navíc třeba, aby srovnávačka i proměnná měly stejný barevný index - spektrální třídu.

Ad temná obloha.
Ano, samozřejmě že na přesvětlené obloze nemůžeš měřit tak slabé hvězdy jako na tmavé obloze. Jednoduše proto, že signál pozadí snímku (oblohy) bude větší než signál slabé hvězdy při stejné expozici. Vyčítací šum a šum elektroniky je podstatně menší problém než šum příliš osvětlené oblohy.

Čau Luboš

grajda · #41

Díky za info. Předpokládám tedy, že pod pojmem lineární oblast si mám představit to, co jako lineární v rámci chyb ukáže měření. A zbývá poslední. Jak se vyhnout u kamerky ATIK 16 IC nectnosti v absenci FF senzoru? Jak velký to má vliv na přesnost a jak se s tím poprat? Rozostřit hvězdu? Nepointovat? Nevím, nevím...

brat · #42

Jak se vyhnout u kamerky ATIK 16 IC nectnosti v absenci FF senzoru?
Co myslíš tím FF sensorem?

grajda · #43

Viz. http://ccd.mii.cz/art?id=303&cat=1&lang=405 hned na začátku. Předpokládám, že ATIK má elektronickou závěrku, část světla hvězdy může dopadat na "slepá" místa. Jak se s tím proměnkář vypořádává?

brat · #44

Viz. http://ccd.mii.cz/art?id=303&cat=1&lang=405 hned na začátku. Předpokládám, že ATIK má elektronickou závěrku, část světla hvězdy může dopadat na "slepá" místa. Jak se s tím proměnkář vypořádává?
Tak to už bohužel nevím - tak do detailu tu kameru neznám.
Třeba dokáže odpovědět někdo technicky zdatnější v elektronice kamer.

Luboš

#45

O nic nejde, nad pixely jsou mikročočky, které soustředí většinu světla na pixely. A i kdyby ne, o nic nejde. Hvězda je obvykle stejně rozprostřena přes více pixelů, a struktura senzoru je všude stejná.

Ve fotometrii je zaostření na jeden, dva pixely nežádoucí. Je potřeba mít obraz hvězdy dostatečně jemně vzorkovaný.