Astronomické fórum

MilAN píše: Při hodně "dolování" a za vzniku jinak na nekoukatelném snímku dovedu z 3s expozice vytáhnout i 17 mag z 10" - ale více už to nejde.

To tedy znamená, že za 3s expozice se hvězdy kolem 20mag vůbec nenaexponují? Žádný signál nevznikne, ani s tak velkým průměrem objektivu?
Znamená to, že můžu takových 3s subexpozic složit tisíce a hvězdy kolem 20mag tam prostě nebudou?

Mě jde o tuto teorii. Není třeba řešit koukatelnost snímku.

To, že nevydoluješ takovou hvězdu z 1 snímku, neznamená, že tam při složení třeba 100 snímků nebude bez problémů viditelná. 3 sekundová expozice je už dost, to není případ těch 0,001s expozic. Stále platí, že rozhodující je celková expozice.
Takhle se běžně fotí pohyblivé objekty, třeba asteroidy. Na jednotlivém snímku je nenajdeš, po složení 30-40 snímků dílčí expozicí 3s se dostaneš na 19. mag a asteroid tam je vidět-

Já sad nikdy nedostanu přímou odpověď.
Tak ještě jednou: To tedy znamená, že za 3s expozice se hvězdy kolem 20mag vůbec nenaexponují? Žádný signál nevznikne?

Maser píše:Já sad nikdy nedostanu přímou odpověď.

to poznám.

MilAn píše:Bylo by možné do těch úvah zavést matematiku, ale je tu tolik proměnných a tolik neznámých, že je daleko jednodušší si to zkusit. Tady si myslím, že teoretizování je na úrovni šarlatánství .

Neuveriteľné, ale konečne sme sa v niečom zhodli .

Maser píše:Já sad nikdy nedostanu přímou odpověď.
Tak ještě jednou: To tedy znamená, že za 3s expozice se hvězdy kolem 20mag vůbec nenaexponují? Žádný signál nevznikne?

Co to je " nevznikne signál" _?
Prostě jeho stopy ze snímku nevydoluješ , je to utopené v šumu. Aby se to z něho "vylouplo", je potřeba zvýšit celkovou expoziční dobu. A je skoro jedno, jestli to bude více krátkých nebo méně ale delších jednotlivých časů. . Co na tom není pochopitelného. Je to analogie vizuálního pozorování
malým dalekohledem nevidíš, větším ano. Součin plocha objektivu * "expoziční čas" je nutně potřeba zvětšit - v případě oka lze jen změnit ten objektiv. U té fotky je zase jedno, jestli zvýším expoziční čas nebo plochu objektivu, k detekci potřebuje opět aby byl součin větší ( viz reciproční zákon)

A takhle to vypadá u fotky : 1x2s a 10 x 2s. V obou případech upraveno na maximum, brutálně až po mez detekovatelnosti zvětšené na 150% . Tak snad ten rozdíl je vidět ( vlevo cca 16,5 mag)

MilAN píše:Co to je " nevznikne signál" _?

Tím myslím to, že kamera vůbec nezaznamená, za tak krátký čas, žádné dopadající fotony, protože jich je hodně málo za daný časový úsek.

Tak pokud při 3s exp. není v pixelu žádný signál od velmi slabých hvězd, tak jak to, že se tam při průměrování většího počtu 3s expozic najednou vykouzlí?
Přeci průměr nulových hodnot je pořád nula.
Ale pokud tam ten signál je, jen je utopený v šumu, tak se zviditelní tím, že ten šum potlačím tím průměrování více expozic?


Psal si, že si mám svojí teorii opravit.

Maser píše:Já mám za to, že u Romana koukám na snímek s expozicí 4s, jen je průměrováním snížena hodnota šumu na tolik, že vyleze i slabý signál.

O to se celou dobu svými otázkami snažím. Ale pořád nechápu, kde je chyba.

Možná, že si jen ne úplně rozumíme, že se nebavíme úplně přesně o tom samém.

Jen takovou poznámku.
Od hvězdy 20m dopadne na průměr 10"(250mm muj ) cca 35 Fotonů /s . Otázka je pak jak se přemění na signál . Já to počítám takto 35* 0,7* 300*0,25 /7*0,5 =130 ADU. (foton nebo elektron/ADU=1).
0,7= propustnost soustavy , 300 = čas v sec , 0,25 = vše pásmová účinnost senzoru ( zjištěno z grafu citlivosti),
7= počet pixelu na které se signál rozloží ,0,5= koeficient vztazěný k realitě .
Rozptyl hodnot ADU na snímku za 300sec je cca 200. Na hranici detekovanosti za 300 sec je cca 19m možná 19,3m .
Z toho vyplývá , že takto vypočtený dosah jedné expozice, aby byla hvězda detekovatelná, je 260/200ADU (200-rozptyl ADU) .
Samozřejmě , že bude k tomto mnoho výhrad , je to moje experimentování a nikomu ji nevnucuji.
Jen chci , deklarovat , že signál od hvězdy 20m , není zas tak malý .

Ještě doplnění :
Pro 3 sec je to 1,3 ADU. Rozptyl Adu mám cca 40 ADU. Na detekci potřebuji 52.
poměr 52/1,3=40 = cca 4m pak dosah 19-4= 15m.
Pro dekovatelnost bych pak potřeboval minimálně 40*40 expozic(4800sec) pro snížení toho rozptylu na 1 .
Při subexpozici 300sec pak stačí jen 300*6 =1800sec ?

Asi malinko OT:

SharpCap na to v placené verzi má nástroj Smart Histogram. I ta teorie okolo, a pokus o vysvětlení téhle problematiky, mi přijde jako seriózní.

Maser píše:...
Tak pokud při 3s exp. není v pixelu žádný signál od velmi slabých hvězd, tak jak to, že se tam při průměrování většího počtu 3s expozic najednou vykouzlí?
Přeci průměr nulových hodnot je pořád nula.
Ale pokud tam ten signál je, jen je utopený v šumu, tak se zviditelní tím, že ten šum potlačím tím průměrování více expozic?
...

Poslednou vetou si si perfektne odpovedal na svoju otázku.

Signál z modelových 3s expozícií nie je nulový. Presnejšie niekedy je, niekedy nie je. Fotóny nedopadajú na detektor rovnomerne, ale náhodne. Niekedy počas 3s expozície nedopadne žiaden, niekedy dopadne jeden, niekedy aj dva... V priemere je to ale tak málo, že voči okolitému šumu ten signál zaniká. Ak ale necháš dopadať fotóny na rovnaké miesto dostatočne dlho, tak ti ich tam napadá dostatok, aby si ich už vedel odlíšiť od okolitého šumu. Ten šum je totižto stále náhodný, ale dopadajúce fotóny zo zdroja svetla (z hviezdy) sú už nie náhodné, hoci nemusia dopadať rovnomerne.

Ak si to chceš pozrieť naživo (najlepší zážitok je na vlastné oči), nafoť si sériu 100 - 200 bias snímkov. Postupne si sčítaj 2, 4, 8, 16, 32, 64, ....
Na jednom obrázku uvidíš len náhodný šum, prípadne nejaké veľmi slabé vzory. S postupným sčítavaním sa začnú objavovať tie nenáhodné prvky v obraze a uvidíš to, čo si predtým nedokázal detekovať. Presne tento princíp platí aj pre snímanie hviezd.

Malá praktická ukážka. Záver si každý snáď vyvodí sám a netreba toľko tej teórie okolo ... Naľavo snímok 1x1 sekunda bez darku, napravo 1000x1000ms + rovnaký počet "darkov". Zostava TS APO 5"/f8 + ASI 1600mmc bez filtra chladená na -15 stupňov, gain 300. Na klik väčší.

Je vidět, že 1x1s se nerovná 1000x0,001s.

U skládání snímků preferuji median, nicméně u malých hodnot počtu fotonů v pixelech je průměr podstatně rozdílný od medianu, median umí ale pěkně vymazat extrémní hodnoty, jako např. stopy letadla, satelitů apod.

Median počtu elektronů (15;5;1;2;1;0;10) v sedmi jednotlivých pixelech sedmi snímků je roven dvěma fotonům, zatímco průměr je roven 4,8 fotonu.

Psion píše:Je vidět, že 1x1s se nerovná 1000x0,001s.

Jasně že ne, 1ms je dost extrém a už se to tu psalo. . Ale v podstatě je výsledek podobný , to znamená, že rozhoduje celková doba expozice. Celá diskuse začala tím, že 2500 x 4s není jako expozice 10.000 s , ale je to 4s. To by zde znamenalo že k té 1s by bylo potřeba přiřadil 1ms. No a to by asi vypadalo trochu jinak

Áno psion, presne na to som chcel v skratke poukázať a ukončiť tieto nekonečné teórie . Skladám tiež mediánom, aj z dôvodov, ktoré si spomenul. Prípadne použivam aj sigma-kappa ...

Milan, tá 1ms vs 1s bola nastavená schválne vzhľadom na diskusiu. A vlastne, už aj tie 4 sekundy sú na astrofoto extrém ...

PS: a teda ani tých 2500x4 sekundy nie je to isté, ako 1x10000sekúnd ...

Roman (Rick) píše:Skladám tiež mediánom

To není úplně dobý nápad. Medián produkuje více šumu než klasický průměr. Výhodnější je průměr + nějaký rejekční algoritmus. Pro větší počet snímku je nejvhodnější Linear Fit. Je dobré taky zkontrolovat, zda rejekční algoritmus odstraňuje opravdu jenom to, co má. Pokud začne odstraňovat částečně i šum, tak ve výslednem snímku je paradoxně více více šumu než je nutné ...

Já chápu, že astrofotografie má být hlavně zábava - ale občas by bylo dobré si i něco přečíst nebo vyzkoušet. Je škoda zbytečně znehodnocovat pracně nasbírané fotony.

Bill: jasne, že som si o tom čo to prečítal a aj vyskúšal ... ale už je to OT aj v tejto OT téme ...