Astronet forum

Peter R wrote: Stoffe, du frågar ofta vilken sampling vi använder. Jag har heller ingen aning vad jag använder, fast jag kan troligtvis räkna ut det men vari ligger intresset?
Inom planetfoto finns det enligt mig andra faktorer som spelar mycket större roll och jag anpassar förstoringen och framerate till seeingen från gång till gång. Enligt mig är det bättre att skaffa sig egen erfarenhet genom att nöta även om det tar flera år och inte bry sig så mycket om teorin.
/*Peter R

Det ligger i intresset för mig att veta om jag ens kan göra ett seriöst försök att fota eller om objektet jag ger mig på är för litet. Dessutom brukar jag själv få den frågan av de många deep sky fotografer som jag känner. Omvänt kan jag säga att om jag ökar förstoringen för mycket så får jag för lite signal och kanske får väldligt låg fps vilket vid dålig seeing inte blir något vettigt resultat att stacka ihop överhuvudtaget. Det är så få kvällar och så lite tid som jag kan mixtra med massor av olika inställningar speciellt planetfoto på planeter i de inre delarna av solsystemet som bara syns korta tillfällen i samband med solnedgång eller soluppgång.
Ser jag att någon fotat t ex Merkurius med en kamera med 5,6 my pixelstorlek på 6000 mm brännvidd, ja då vet jag att den kommer att bli ungefär samma antal pixlar stor på min skärm med min utrustning om jag använder min kamera med 3,75 my pixlar och 4000 mm brännvidd. Då matchar jag samma sampling. Det är därför jag frågar om sampling, använder man dessutom FireCapture som videofångst program så får jag dessutom allt uträknat åt mig i realtid och kan lätt jämföra andras resultat och kan snabbt lära mig om vad som är lämpligt för mig att använda när jag själv vill göra ett försök. Det är även en del av mina förberedelser för att kunna få ett bra resultat. Förstoringen har för mig har enbart för mig att göra om det är bra eller dålig seeing precis som du oxå påpekat, låg förstoring innebär mer signal och då ökar antalet bilder per sekund vilket ger en bättre chans att lyckas frysa de korta tillfällen då det kan vara lite bättre seeing. Den största faktorn för planetfoto är enligt mig den begränsade seeingen vilket man har tur eller otur med att fånga eller inte fånga. Sen vill jag att all utrustning ska vara i så bra intrimning som möjligt och kan jag göra något för att nå bättre resultat som t ex alla funktioner som jag använder i FC så gör jag gärna det för att lyckas bättre. Vissa har varit helt avgörande för mig för att ställa fokus och andra har varit helt oumbärliga för att få planeten att ligga kvar i synfältet när jag sitter och fipplar med fokusinställningarna vilket oxå är en av de svåraste bitarna.

Med andra ord, sampling talar om hur stor bilden blir på skärmen i antal pixlar. F-tal kan man oxå nämna men då måste man oxå tala om hur stor apertur man har och hur stora pixlar ens kamera har för att veta hur stort objektet blir i enheten pixlar på skärmen. Jag kommer att fortsätta att ange sampling och apertur i mina bilder och tycker det är ett mycket bra och tydligt mått på min utrustning. Givetvis borde jag ange både apertur, sampling och f-tal för att vara extra tydlig.

Min slutsats är att för mig personligen går det ut på att skaffa mig erfarenhet för att ta bättre bilder, jag delar dessutom gärna med mig av det jag själv lärt mig till andra precis som jag lär mig mycket av andra. Vi är så få som planetfotar och det det bara kul om vi blir fler och om jag själv kör fast så frågar jag gärna efter hjälp. Jag håller helt och hållet med att det är kraftig översampling som gäller för att kunna ta bra planetbilder, jag är inte helt på det klara med hur den teoretiska delen fungerar med diffraktionsbegränsningen för planetfoto men jag tycker det är intressant med teorin bakom.

Jag kan inget om de fotografiska delarna av detta, men jag ser att Dawes formel finns omnämnd. Den formeln visar bara vad man empiriskt kan förvänta sig för upplösningsförmåga när det gäller dubbelstjärnor (där komponenterna har samma magnitud). För detaljer på planetytor är den inte avsedd. Exempelvis ger Dawes för ett 30 cm teleskop upplösning ca 0.4 bågsekunder, medan praktiska tester visar att man med ett sådant instrument kan nå ca 0.03 bågsekunder om det gäller en mörk formation mot en ljus yta. Alltså minst 10 gånger bättre än Dawes. Visuellt.

M v h
Hans Bengtsson

Det där med upplösning är ju lite knepigt eftersom det beror på vad man definerar med det.

Det med dubbelstjärnorna tillkom antar jag då man antingen bara tittade eller mätte exponeringen på film. Då var det ju bra med ett standardiserat mått på det.

Hittade denna länk där man jämför olika mått på upplösning på dubbelstjärnor:
http://fisherka.csolutionshosting.net/a ... aries.html

Det är ju samma stjärnor i alla fallen men med olika avstånd då man avser de upplösta, i exemplet en bit ner kan man se hur mycket signalen fallit i mitten, dvs mellan stjärnorna om de betraktas som punktformiga objekt.

Skissen är väldigt förenklad, stjärnorna är ju inte prickar som här utan koniska eller gaussformade, klockformade.
Vad som är viktigt, formen bestäms inte av stjärnan utan telskopets upplösning av ett punktobjekt. På ett ytobjekt kan man efterlikna det att varje enskild liten detalj på ytan återges som en sådan här kon, många många tätt sammanpackade. Olika våglängder ger olika stora koner. Sedan tillkommer teleskopets ofullkomligheter som förvärrar det enmer. Jag ser här i illustrationen jag gjorde för länge sedan att jag angett att man kan urskilja de till en 1/3 av avståndet. Kommer inte ihåg om det var visuellt eller elektroniskt uppmätt. Det här är ett lätt fall, är de av olika amplitud så måste de ha större avstånd för att kunna urskiljas.
Men med moderna sensorer kan man mäta mycket små signalstyrke variationer och kan då flytta stjärnorna ytterliggare lite närmare. Ofta brukar man ju använda någon sorts interferensteknik när upplösningen är viktig och därmed få en skenbar stor optisk diameter, fast mest vanligt inom längre våglängder som radioastronomi.

För mig när man pratar om ytobjekt ser jag framför mig de långsamma små variationerna över stora fält, små nyanser av grå signalstyrkor, det ställer stora krav på kontrast i utrustningen, till ex. få optiska element som man har i en Newton. Dessutom en liten sekundärspegel då den fungerar optiskt som ett filter för långsamma spatiala frekvenser.

Skall man se eller upplösa två kratrar (månen till ex.) på en yta är man tillbaks till ett liknande problem som dubbelstjärnor, fast svårare eftersom de inte är svart och vita utan mindre variationer av grått. Men också lättare eftersom man har hög ljusstyrka och kan arbeta med korta exponeringstider.

Och viktigt, bara för att man kan urskilja en prick på en yta betyder det ju inte att man har den upplösningen som pricken har framräknat i bågsekunder. Det är detsamma som att säga att bara för att man kan se en stjärna som alla är i vinkelstorleken millibågsekunder har man inte den upplösningen. Man kan ju se dom med vilket litet teleskop som helst.

MTF mäts ju som lp/mm där lp står för linjepar, dvs växlande svarta och vita linjer och ett upprepad mönster. Det är när man kan urskilja dessa från varandra som man kan tala om upplösning. Och för att vara meningsfyllt måste man ange vid vilken kontrast som man avser.

ps.
Hans, har du någon länk till de fall när de når de upplösningar du nämner med data så man kan verifiera det?

/Lars

Ordet "upplösning" (engelskans "resolution") kan ha vitt skilda innebörd inom astronomin, och ibland har jag sett att Dawes formel används i sammanhang där man menar en helt annan form av upplösning än den som formeln ger.

När Dawes på 1800-talet publicerade sin formel så hade han använt flera olika storlekar på teleskop, men han menade också att den i strikt mening avsåg två stjärnor av magnitud 6 sedda med ett 15 cm teleskop, och att avvikelser från dessa parametrar kunde kräva en viss modifikation av formeln! Men det viktigaste att tänka på är att formeln enbart gäller i det specifika fallet dubbelstjärnor med lika ljusa komponenter, och att komponenterna verkligen ska framstå starka i teleskopet. Dessutom måste seeingen vara god och förstoringen optimal.

Formeln har under årens lopp använts i många sammanhang så snart det handlat om upplösning, även när den varit helt irrelevant. En speciell typ av upplösning, där Dawes skulle resultera i helt felaktiga värden, är den som Sidgwick (Amateur Astronomer's Handbook) kallar "resolution of detail in extended images". Och för planetobservatören är ju detta den form av upplösning som är intressant, där saknar Dawes formel relevans. Sidgwick skriver att "The Dawes criterion ... cannot be applied ..." när det gäller sådan upplösning, och ger som exempel bl.a. att Cassinis delning upptäcktes med 6.5 cm teleskop trots att den bara är 0.5 bågsekunder bred (om man hade använt Dawes skulle krävts 20-25 cm). Vidare kunde man med 28 cm refraktor på Harvard urskilja ett hårstrå som var 0.029 bågsekunder brett. Och W H Pickering kunde med 25 cm se en svart linje (mot ljus bakgrund) med bredd 0.03 bågsekunder. Och så vidare.

Min poäng var att Dawes formel bör användas bara när den är relevant (dvs dubbelstjärnor), och att det vid planetobserverande är upplösningen av detaljer i utbredda objekt (planetytor) som är intressant.

Dawes kallades förresten ofta "Örnögde Dawes" men utan glasögon eller teleskop lär ha varit så närsynt att han inte kände igen sin egen hustru på 10 meters håll!

M v h
Hans Bengtsson