[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
16 Вересня 2024, 23:42:22

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

 Автор mpyat2 12 Листопада 2017, 14:37:00 6541 переглядів Рейтинг: (2 Оцінки) Друк

Частина 4. Отримання зображень

4.1 Огляд процедури отримання зображень

DSLR-фотометрія, в принципі, є дуже простим процесом: візьміть зображення неба, відкалібруйте його, виділить фотометричні дані, обрахуйте за цими даними зоряні величини та відправте ваші виміри для довгострокового архівування. Крок отримання зображень в цій послідовності є найважливішим, оскільки з вхідних даних незадовільної якості неможливо отримати гарний кінцевий продукт.

В цій частині ми заглибимося в деталі підготовчої роботи, яку ви маєте виконати перед зйомкою вашого першого набору даних, розглянемо, як зробити калібрувальні кадри, як знайти потрібне вам зоряне поле за допомогою крихітного видошукача, як отримати зображення та оцінити їхню якість та, наприкінці, розглянемо деякі прийоми роботи та поради від досвічених DSLR-фотометристів.

4.2 Підготовча робота

4.2.1 Записники

Можливо, один з найбільш важливих аспектів наукових спостережень -- хороші записи про те, що ви зробили. Це може здаватись надмірним спрощенням, однак журнал ваших спостережень з записами про обладнання та хід сеансу не лише допоможе вам знайти проблеми у ваших даних або процедурі спостережень, але й дозволить іншим експеріментаторам повторити ваш дослід, якщо в цьому виникне потреба.

Як мінімум, у записах ви маєте вказати дату та час, коли ви зробили зображення, об’єкт, до якого ці зображення відносяться, погодні умови та все те, що йде не так, як очікувалось, протягом вашого сеансу спостережень. Також непогано було б періодично відмічати температуру, вологість, стан неба, оскільки все це може вплинути на якість ваших даних. Не забувайте занотовувати будь-що незвичне щодо сеансу або обладнання. Чи було ввімкнене світло у гаражі вашого сусіда цієї ночі, як це було попередньої? Чи сіла батарея у камері всередині сеансу і ви мали її замінити?

4.2.2 Місце спостережень, монтування та управління камерою

Як у будь-якому сеансі спостережень більшість роботи виконується в темряві. Ви маєте знайти місце для спостережень, вільне від перешкод як з боку неба, так і з боку землі. Не важливо, чи ви використовуєте фотоштатив, чи монтування для телескопа, ви маєте заздалегідь ознайомитись з розташуванням та функціонуванням його елементів управління та особливостями, що можуть бути корисними. Наприклад, яка довжина ніг вашого штативу? Як ці ноги фіксуються? Як працюють фіксатори у головці штативу? Чи має штативна головка швидкоз’ємну платформу (для камери)? Спробуйте під’єднати камеру до монтування вдень та випробуйте екстремальні позиції (наприклад, напрямок у зеніт), щоб пересвідчитись, що ніщо не заважає позиціонуванню, не заплутається і мимоволі не зламається на протязі сеансу.

Щодо камери, ви маєте знайти та вміти користуватися наступними елементами керування та функціями:

• Кільця фокусування та масштабування (на об’єктиві)

• Ручне фокусування (тобто вимкніть автофокус)

• Вимикач стабілізації зображення (вимкніть стабілізацію)

• Час експозиції

• Величина діафрагми

• Значення ISO

• Формат зображення (встановіть у RAW)

4.2.3 Живлення камери

Можливо, один з найбільш неясних “підводних каменів” у DSLR-фотометрії -- випадок, коли камера або втрачає живлення, або батарея наближається до повного розряду. Деякі спостерігачі у минулому відмічали, що фоновий шум камери різко збільшувався, коли заряд батареї зменшувався або після заміни батареї. Здається, це не є проблемою у випадку сучасних камер, однак це треба мати на увазі, якщо ви використовуєте обладнання, старіше, ніж кілька років. Якщо ви плануєте або виконуєте довгий сеанс спостереження (наприклад, приблизно такий довгий, як тривалість роботи вашої батареї), буде доцільно використовувати зовнішнє джерело живлення або мати другу батарею напоготові, якщо зовнішнє живлення недоступне (незручне) у вашому місці для спостережень.

4.2.4 Пошукові мапи

Пошук змінної зірки та зірок порівняння без високоякісної пошукової мапи -- це зазвичай марнування часу, тому не забудьте взяти одну з таких мап з собою у поле. Практична порада: підготуйте пошукові мапи, що відображають ділянки різного поля зору, особливо з полем зору, більшим ніж у камери. Див. Розділ 3.5.1.

4.2.5 План спостережень

Гарний сеанс спостережень починається з добре визначеного плану. Ми пропонуємо створити контрольний список дій, які необхідні для отримання зображень наукової якості, особливо якщо ви тільки почали працювати з DSLR-фотометрією. Які зоряні поля ви збираєтесь спостерігати? Розташування зірок порівняння відносно цілі (тут допоможуть пошукові мапи). Які потрібні налаштування камери? Скільки зображень необхідно зняти? Всі ці пункти мають бути записані в ваш журнал спостережень, який може бути або паперовим, або електронним.

4.3 Джерела шумів та постійне зміщення

Можна було б очікувати, що всі пікселі на зображенні мали б точно однакове значення ADU, якщо б камера освітлювалась повністю рівномірним джерелом світла. Однак, такого ніколи не буває. На детектований сигнал впливають кілька факторів, які включають віньєтування об’єктива або телескопа, нерівномірність чутливості пікселів сенсору, пил на різних оптичних поверхнях, статистика підрахунку електронів, обумовлена випадковим часом прильоту фотонів та шуми електроніки, які генеруються камерою.

Рис. 4.1. Зображення з сильно розтягнутою гістограмою рівномірно освітленого лайтбоксу. (Mark Blackford)

На Рис. 4.1 ми можемо побачити кілька зі згаданих вище артефактів. Круглі плями обумовлені пилом на оптиці, знижена яскравість кутів обумовлена віньєтуванням, вертикальні та горизонтальні лінії виникають завдяки різній чутливості пікселів та шуму електроніки. Хоч це і не очевидно, ці артефакти також присутні у основних зображеннях і мають бути усунені перед фотометричними вимірами.

Щоб правильно врахувати ці ефекти, ви маєте зробити серії калібрувальних кадрів та виконати ряд математичних операцій над вашими основними кадрами, які включають віднімання кадрів зміщення та темнових кадрів, щоб усунути постійну компоненту шуму та ділення результату на кадр плоского поля, щоб усунути ефект віньєтування та нерівномірної чутливості окремих пікселів, а також вплив тіней від пилу. Деталі, як виконувати ці операції, можуть бути знайдені у керівництві до вашого фотометричного програмного забезпечення. В цьому розділі подається детальний опис різноманітних артефактів, що їх намагаються усунути за допомогою калібрування. Для подальшого читання, ми відсилаємо читача до Довідника з обробки астрономічних зображень [Handbook of Astronomical Image Processing by Berry and Burnell (Willman- Bell Publishers)], або подібних джерел.

4.3.1 Випадковий шум

Найбільш легко зрозумілий артефакт зображень -- це випадковий шум. Випадковий шум повністю незалежний для кожного пікселя та кожного зображення. На кожному окремому зображенні візерунок випадкового шуму різний. Зернистість зображень (Рис. 4.2), які відзняті при великих значеннях ISO, обумовлена цим шумом, який додає позитивну або негативну похибку до наших виміряних зіркових величин.

Є два основні джерела випадкового шуму DSLR-зображень. Перший -- шум Джонсона-Найквіста. Цей шум генерується електронікою камери та обумовлений хаотичним тепловим рухом електронів. Його часто називають “шум зчитування”. Друге джерело шуму -- дробовий шум, що відноситься до числа детектованих фотонів N і виникає зі статистичної природи емісії фотонів джерелом. Дробовий шум пропорційний квадратному кореню числа детектованих фотонів.

Рис. 4.2. Дві 120-секундні експозиції, ISO 400, 20°C, пікселі одного і того ж фрагменту двох RAW-зображень. Яскраві пікселі -- імпульси темнового струму, вони однакові на обох зображеннях. Зернистий фон -- випадковий шум, він різний на різних зображеннях. (Roger Pieri)

Випадковий шум присутній як на калібрувальних, так і на основних зображеннях і його не можна усунути. Єдиний шлях зменшення впливу випадкового шуму -- збільшити сигнал (кількість фотонів), використовуючи довші витримки: або роблячи один знімок з довгою експозицією, або складаючи (додаючи один до одного) кілька зображень з коротшою витримкою, якщо є ризик насичення пікселів.

Багато моделей камер мають вбудовані програмні фільтри, які зменшують видимість цього шуму на зображеннях. Це корисно у повсякденній (побутовій) фотографії, однак ці фільтри змінюють оригінальні дані зображення і не мають використовуватись для фотометрії. Таким чином, при отримання зображень для фотометрії, будь-які функції внутрішньокамерного зменшення шуму мають бути вимкнені.

4.3.2 Шум із фіксованим рисунком [Fixed Pattern Noise] (FPN)

На відміну від шуму Джонсона-Найквіста та дробового шуму, шум із фіксованим рисунком (FPN) не є випадковим; він обумовлений технологічними дефектами постійної природи. Якщо конкретні пікселі мають такі дефекти, вони формують рисунок, що повторюється від зображення до зображення. На відміну від випадкового шуму, FPN може бути видалений у процесі калібрування зображень.

Є кілька типів шумів з фіксованим рисунком, які включають зсув та постійне зміщення, “мертві” або “гарячі” пікселі, темновий струм та імпульсний темновий струм. В кількох наступних параграфах ми опишемо кожен з цих типів шуму більш детально.

4.3.3 Зсув та постійне зміщення

Зсув (bias) -- невелика зміна рівня чорного кожного пікселя, він часто пов’язаний з організацією пікселів у рядки та колонки. Він може бути або приблизно однаковий для всіх пікселів, або формувати смуги рівня чорного на зображенні (див. Рис. 4.3). На сучасних сенсорах амплітуда цього зсуву вкрай мала, зазвичай лише кілька ADU.

Примітка: На DSLR-зображеннях є подібні дефекти (смуги), які не повторюються від зображення до зображення і не можуть бути видалені за допомогою калібрування зображень. Ці завади, як правило, пов’язані з хибними сигналами, індукованими цифровими електронними ланцюгами у високочутливій аналоговій електроніці. Однак, вони мають дуже низкий рівень ADU і не становлять великої проблеми.

Деякі камери мають постійне зміщення (systematic offset), передбачене конструкцією. Це однозначно визначене зміщення у кодуванні рівня чорного у файлі зображення. У сучасних камерах величина зміщення часто дорівнює 1024 або 2048 ADU. Це зміщення введене для того, щоб дозволити записувати негативні значення шуму та деякого дрейфу рівня чорного. Цю особливість треба мати на увазі під час фотометричної обробки, тому що таке постійне зміщення має бути відняте перед виконанням будь-яких неадитивних математичних операцій над зображенням, таких, як корекція плоского поля (за допомогою flat-кадрів).

Зсув та постійне зміщення присутнє в усіх основних та калібрувальних зображеннях. Вони видаляються відніманням майстер-кадру зміщення (це обговорюється нижче в цьому розділі).

Рис. 4.3. Майстер-кадр зміщення з сильно розтягнутою гістограмою, на якому видно шум з фіксованим рисунком амплітудою в кілька ADU (ISO 200). Це зображення має як однорідний зсув від 0 ADU, так і смуги, пов’язані з організацією рядків та колонок адресуючої електроніки. (Mark Blackford)

4.3.4 “Мертві” та “гарячі” пикселі

“Мертві” та “гарячі” пікселі -- це пікселі, що не функціонують, як слід. “Мертві” пікселі не реагують на світло та зазвичай мають значення ADU, близькі до постійного рівня зміщення. Гарячі пікселі мають занадто великий темновий струм (див. нижче) та високі значення ADU у порівнянні з нормальними пікселями зображення. Це -- дефекти сенсору, вони допускаються на періферії сенсору, однак їх не має бути зовсім, або лише зовсім невелика кількість у центральних областях.

Рисунок дефектних пікселів повторюється від зображення до зображення і може бути скорегований: спочатку їхні координати записуються у файл (що називається картою дефектних пікселів), а потім значення ADU цих пікселів замінюються у основних і калібрувальних зображеннях значеннями, які інтерполюються з оточуючих нормальних пікселів. Процес такої корекції виконується перед будь-якими наступними кроками калібрування.

“Гарячі” пікселі детектуються у темнових [dark] зображеннях, а “мертві” -- в зображеннях плоского поля [flat]. Порогове значення ADU, що визначає, які саме пікселі будуть вибрані, встановлюється користувачем. Для ISO 100 порогове значення у 500~1000 ADU вище рівня чорного темнових зображень -- нормальна стартова точка. Використовуйте керівництво до вашого фотометричного програмного забезпечення, щоб знайти точний метод створення карти дефектів.

Рис. 4.4. Лінійний профіль, який показує значення ADU впродовж 500-піксельного фрагменту зображення з великою експозицією. Коливання навколо ~2140 відліків (ADU) обумовлені випадковим шумом. Виразні піки -- “гарячі” пікселі. (Mark Blackford)

Створення карти дефектів -- дуже ефективний процес, для підготування такого файлу потрібно мало часу і цей процес не забирає час спостережень. Якщо така функція доступна у вашому фотометричному програмному забезпеченні, її рекомендується використовувати. Карта дефектів може використовуватись на протязі кількох місяців. Її дійсність обмежена процесами старіння сенсору.

Важлива примітка: Заміна дефектних пікселів може провадитись, лише якщо дисретизація зображень зірок надлишкова (тобто вони займають багато пікселів). Якщо дефект виявився у профілі зірки, ви робите припущення щодо того, яке має бути належне інтерпольоване значення і це припущення буде помилковим, якщо сусідні пікселі сильно відрізняються за інтенсивностю.

Рис. 4.5. На DSLR-зображеннях можуть з’являтися горизонтальні стрічки або смугастість. Ці смуги зазвичай мають дуже малий рівень (кілька ADU), вони обумовлені шумами аналогових ланцюгів сенсору, включених перед АЦП. Існують алгоритми для усунення таких артефактів, однак вони не розповсюджені у астрономічному програмному забезпеченні. Віднімання фону, застосоване належним чином, має тенденцію зменшувати вплив цього джерела шумів. (Roger Pieri)

4.3.5 Темновий струм та темнові імпульси

4.3.5.1 Нормальний темновий струм

Фотодіоди у зображуючих CMOS-сенсорах включені у режимі зворотньої полярності. Це означає, що позитивна напруга подається на катод відносно аноду. Струм від джерела напруги через елемент заблокований. Струм, що з’являється у фотодіоді, обумовлений електронами, які вивільняються фотонами, що попадають на фотодіод. Однак є ще додатковий крихітний струм, що також присутній в будь-якому діоді, це зворотний струм, свого роду струм витоку у режимі блокування. Сигнал від нього малий, близько 0.1-1.0 електронів за секунду, він призводить до невеликого збільшення вихідного рівня ADU для пікселя.

Нормальний зворотний струм зафіксований конструкцією сенсору і всі пікселі завдяки ньому мають однаковий позитивний зсув. Відповідне накопичення електронів у пікселі пропорційно часу експозиції. Це призводить до деякого підвищення глобального рівня чорного (більш-менш подібного до фону неба). Фактично це підвищення не помітне на наших зображеннях, оскільки воно компенсується електронікою DSLR-камери. Єдиний залишковий ефект -- це відповідний дробовий шум, який підвищує рівень випадкового шуму на довгих витримках.

Зворотний струм діодів також дуже чутливий до їхньої температури. Він, як правило, подвоюється з ростом температури на кожні 5 або 10°C. Таким чином, електричний заряд збільшується пропорційно часу експозиції і експоненційно залежить від температури сенсору. Хоч самі по собі CMOS-сенсори зазвичай генерують  дуже мало тепла (мають малу потужність розсіювання), процесор камери підвищує температуру камери навколо сенсора. Як правило, камера розігрівається на 10°C після години використання, значно менше, ніж CCD-камери, які потребують охолодження. Нормальний темновий струм є меншою проблемою для DSLR у порівнянні з CCD-камерами.

4.3.5.2 Імпульси темнового струму

Астрофотографія за допомогою DSLR часто страждає від невеликої кількості (~3%) ненормальних пікселів, що мають значно більший темновий струм, ніж нормальні. Ці ненормальні пікселі виглядають на зображенні значно більш яскравими та часто називаються “гарячими” пікселями або “темновими імпульсами” (як приклад, яскраві пікселі на Рис. 4.2). Темнові імпульси не помітні на дуже коротких експозиціях, тому що їхній рівень нижче рівня випадкового шуму в більшості сучасних DSLR-камер; однак, вони стають проблемою на довших експозиціях.

Хоч темнові імпульси -- дійсно дошкульна аномалія у астрофотографії, вони мають менший вплив у фотометрії, якщо світло (навмисно) розподілене на кілька сотень пікселів [завдяки дефокусуванню]. Віднімання фону та cкладання/усереднення також зменшує вплив темнових імпульсів.

4.3.6 Калібрувальні майстер-кадри.

Це часто не враховують, однак, створення калібрувальних майстер-кадрів (що ми відстоюємо далі в цій частині), також вносить деякий додатковий випадковий шум в основні зображення. Щоб мінімізувати цей надлишковий шум, ми використовуємо майстер-кадри зміщення, темнові та плоского поля, які отримані з не менш ніж 16 індивідуальних кадрів, чим більше, тим краще. Сигнал від зображення лінійно росте зі збільшенням числа кадрів, в той час, як випадковий шум збільшується пропорційно квадратному кореню числа кадрів і, таким чином, відношення сигналу до шуму (SNR) покращується зі збільшенням числа кадрів, що сумуються.

4.4 Калібрувальні кадри (зміщення, темнові та плоского поля)

4.4.1 Кадри зміщення

4.4.1.1 Класична корекція зміщення

Шум з фіксованим рисунком, обумовлений зсувом та постійним зміщенням зазвичай видаляється з основних зображень відніманням майстер-кадру зміщення. Майстер-кадр створюється складанням кількох знімків, які зроблені в абсолютній темряві, з дуже короткою експозицією та при тому ж значенні ISO, що і основні кадри.

Кадри зміщення можуть бути зроблені у будь-який час, тому що температура сенсора та налаштування фокусу в даному випадку неважливі. Хмарні ночі -- ідеальний час для підготовки майстер-кадрів зміщення. Встановіть експозицію на найменшу величину, доступну для вашої DSLR-камери (зазвичай 1/4000 секунди), пересвідчиться, що на сенсор не попаде світло (закрийте кришку об’єктива, заблокуйте видошукач, зайдіть у темну кімнату) та зробіть щонайменш 16, або навіть до кількох сотень експозицій. Зверніться до керівництва до вашого програмного забезпечення щодо того, як підготувати майстер-кадр зміщення з цих окремих кадрів. Окремий майстер-кадр зміщення має бути створений для кожного значення ISO, яке ви використовуєте для основних зображень. Ці кадри можуть використовуватись протягом місяців. Час використання обмежений можливим старінням електроніки.

4.4.1.2 Штучна корекція зміщення

Віднімання майстер-кадру зміщення неминуче додає деяку кількість випадкового шуму (навіть у випадку, коли для створення майстер-кадру зміщення використовується кілька сотень окремих кадрів). Замість цього деякі користувачі віднімають штучне зображення, на якому всі пікселі мають одне і те ж саме значення постійного зсуву, тобто 1024 або 2048 ADU. Тим самим з основних та калібрувальних зображень видаляється постійний зсув без додавання надлишкового випадкового шуму, однак на зображеннях залишається шум з фіксованим рисунком (FPN).

4.4.2 Темнові кадри

Існують кілька підходів до корекції за допомогою темнових кадрів. Що ви оберете, залежить від характеристик конкретних зображень, які мають бути калібровані, та можливостей вашого фотометричного програмного забезпечення.

4.4.2.1 Відсутність корекції за допомогою темнових кадрів

Зображення, отримані при експозиціях, менших за 30 секунд при низьких температурах навколишнього середовища можуть не демонструвати значний темновий струм або темнові імпульси. Зазвичай це ситуація, яка має місце при зйомці кадрів плоского поля, коли експозиції не перевищують кількох секунд. В цьому випадку корекція за допомогою темнових кадрів не є необхідною і, фактично, лише додасть випадковий шум без значного покращення точності фотометрії. Рекомендується перевірити характеристики вашої камери при різних температурах та значеннях експозиції перед тим, як відмовитись від темнової корекції.

Проста перевірка -- обробка серії зображень з використанням та без використання темнової корекції; якщо різниця буде складати лише кілька тисячних зоряної величини, це означає, що “гарячі” пікселі не є проблемою. Різниця у кілька тисячних зоряної величини може бути наслідком додавання випадкового шуму під час корекції за допомогою темнового майстер-кадру.

4.4.2.2 Внутрішньокамерна темнова корекція

Багато моделей DSLR-камер мають можливість внутрішньокамерного зменшення шумів для довгих експозицій. Безпосередньо після зйомки основного зображення камера автоматично записує ще одне зображення з точно такою ж експозицією, але не відкриваючи затвор. Друге зображення віднімається від першого перед зберіганням відкорегованого зображення на картку пам’яті або компьютер. Ні оригінальне основне зображення, ні темнове не зберігаються.

На перший погляд це виглядає добре, однак на практиці це не так. Камера використовує лише одне темнове зображення для кожного основного, таким чином, додається значно більший випадковий шум, ніж у випадку темнового майстер-кадру (хоч цей шум і послаблюється певним чином, якщо ви надалі складаєте кілька основних зображень). Більш важливо те, що половина часу спостережень марнується на темнові зображення і кількість основних зображень значно зменшується. Єдина перевага такого внутрішньокамерного процесу це те, що температури, при яких отримуються обидва зображення (основне та темнове) дуже близьки, однак це не є достаньою перевагою, щоб компенсувати всі недоліки такої процедури.

Взагалі, внутрішньокамерне пригнічення шуму для довгих експозицій та подібні опції мають бути вимкнені.

4.4.2.3 Класична темнова корекція

У класичному процесі корекції під час сеансу спостережень знімається щонайменш 16 темнових зображень, з використанням тих самих налаштувань, як і для основних зображень (ISO, довжина експозиції, температура). Будь-які можливі місця проникнення світла до камери мають бути заблоковані (треба закрити видошукач та надіти кришку об’єктиву). Темновий майстер-кадр створюється з цих окремих темнових кадрів. Зверніться до керівництва до вашого фотометричного програмного забезпечення щодо деталей.

Створити набір темнових зображень з таким самим рівнем темнових імпульсів, як і на основному зображенні, важко, тому що температура сенсору DSLR-камери не стабілізована. Щоб послабити вплив зміни температури, дехто робить половину темнових кадрів перед початком зйомки основних зображень, а половину -- після. Таким чином, охоплюється температурний діапазон, у якому зроблені основні зображення і це може призвести до поліпшення темнової корекції.

У DSLR фотометрії рекомендується використовувати класичну темнову корекцію.

4.4.2.4 Темнова корекція, масштабована на довжину експозиції

Вам може знадобитися використовувати різні довжини експозицій для різних цільових об’єктів в залежності від їхньої яскравості. При використанні класичної темнової корекції вам необхідно зробити темновий майстер-кадр для кожної довжини експозиції, за рахунок додаткового часу, витраченого на запис індивідуальних темнових зображень.

Деякі фотометричні програмні пакети мають можливість масштабування майстер-кадру з довгою експозицією так, що він може бути використаний для темнової корекції основних кадрів з коротшою експозицією. Це може працювати досить добре для CCD-камер з підтримкою фіксованої температури сенсору.

Однак, DSLR-камери Canon та Nikon застосовують деяку додаткову обробку, щоб зменшити ефект темнового струму, навіть у випадку RAW-зображень. Ефект такої додаткової обробки полягає в тому, що варіації у темнових зображеннях збільшуються зі збільшенням експозиції, як і очікується, однак середнє значення пікселів не збільшується лінійно; воно залишається на рівні кількох ADU (значення зсуву). Таким чином, масштабована з урахуванням довжини експозиції темнова корекція не рекомендована для RAW-зображень Canon та Nikon. Для інших марок камер це може бути прийнятно, або ні; рекомендується перевірити поведінку темнового струму вашої камери перед тим, як використовувати темнову корекцію, масштабовану з урахуванням довжини експозиції (див. Додаток A).

4.4.2.5 Темнова корекція з оптимізацією

В деяких фотометричних пакетах доступна більш складна процедура (наприклад, у IRIS та MaxIm DL):  темновий майстер-кадр масштабується так, щоб мінімізувати середнєквадратичне відхилення шуму на фінальному зображенні. Ця процедура може врахувати різницю температури між темновими та основними кадрами, навіть зміну температури сенсору протягом сеансу спостережень.

Знову ж таки, оптимізована темнова корекція не рекомендується для використання у випадку ROW-зображень з камер Canon або Nikon з тих же міркувань, що описані в розділі 4.4.2.4 вище.

4.4.3 Корекція плоского поля

Кадри плоского поля -- це зображення рівномірно освітленої поверхні (або іншого джерела, наприклад, неба у сутінках), які виявляють асиметрію та артефакти оптики вашої камери. На відміну від темнової корекції, корекція плоского поля обов’язкова для фотометрії. Кадри плоского поля мають бути записані з тою ж самою конфігурацією камери та телескопа/об’єктива (фокусування, значення діафрагми, ISO тощо), що використовувалась для основних зображень. Час експозиції має бути налаштований так, щоб запобігти насиченню.

Пошук або виготовлення однорідно освітленої поверхні -- несподівано складна задача та призводить до різноманітних, скажімо так, цікавих онлайн-дискусій на форумі та на конференціях AAVSO. Тож ми не можемо (і не наважимось) агітувати за якусь конкретну методику. Перед тим, як представити кілька популярних рішень, ми пропонуємо кілька порад.

Необхідно стежити за тим, щоб кожен з RGB-каналів отримав достатньо світла на кожному  зображенні. В ідеалі рівень має бути близько 2⁄3 максимального значення ADU вашої камери. Більшість DSLR-камер, доступних після (приблизно) 2008 року, мають 14-розрядні аналогово-цифрови перетворювачі (АЦП) з максимальним значенням ADU 214 = 16384 ADU. Більш старі моделі DSL-камер найчастіше мають 12-розрядний АЦП з максимальним значенням ADU 212 = 4096 ADU. Перевірте максимальне значення ADU вашої камери, вимірявши значення пікселів переекспонованого зображення.

Експозиція кадрів плоского поля зазвичай має довжину кілька секунд, так що темновий струм не є помітним; однак сигнали зміщення та зсуву присутні і мають бути видалені в процесі калібрування. Ваше фотометричне програмне забезпечення має впоратись з цією процедурою.

Оскільки вважається, що кадри плоского поля є зображеннями рівномірно освітленої поверхні, вони корегують будь-яке віньєтування або варіації чутливості від пікселя до пікселя (ми припускаємо, що конфігурація камери та телескопу/об’єктиву не змінюється). Однак, тіні від порошинок можуть змінюватись через рух пилу на оптичних поверхнях та зміни налаштувань фокусу. Щоб мінізувати ці ефекти, вимкніть опції ультразвукової очистки сенсору камери. Кадри плоского поля мають зніматися регулярно, однак не має необхідності робити це кожну ніч, якщо ви не змінюєте фокусування або інші параметри.

Як і всі інші стадії корекції, кадри плоского поля привносять додатковий шум до відкаліброваного зображення. Щоб мінімізувати цей шум, майстер-кадр плоского поля робиться з кількох кадрів. Необхідно відзняти щонайменш 16 кадрів, або більше, якщо дозволяє час. Ваше фотометричне програмне забезпечення має можливість створювати майстер-кадр плоского поля з індивідуальних кадрів, використовуючи або усереднення, або медіанну комбінацію. Використання медіанного розрахунку -- зазвичай кращий вибір, тому що зображення зірок (якщо в якості рівномірно освітленого джерела використовується небо у сутінках) або треки космічних променів на окремих зображеннях не будуть негативно впливати на майстер-кадр плоского поля.

Незалежно від того, який метод ви оберете, ви маєте провести випробування, які описані у Додатку B, щоб перевірити рівномірність світимості джерела світла.

4.4.3.1 Використання фону неба у сутінках у якості джерела світла

При фотографуванні з використанням телескопу поле зору зазвичай достатньо мале, так що зображення безхмарного неба у сутінках (воно досить однорідне у масштабі градуса або біля того) можуть бути використані у якості кадрів плоского поля. Час, протягом якого ви можете робити знімки неба для використання в якості кадрів плоского поля, у вечірніх або вранішніх сутінках, обмежений, також, можливо, вам доведеться змінювати довжину експозиції для кожного кадру зі зміною рівня освітленості неба.

Якщо ви робите знімки плоского поля, використовуючи небо у сутінках, краще вимкнути трекінг, щоб будь-які зображення зірок розтягнулися і були по-різному розташовані на кожному кадрі; опція “медіанного комбінування” (а не “усереднення”) вашого фотометричного програмного забезпечення ліквідує сліди зіркових треків на майстер-кадрі плоского поля.

Якщо поле зору більше, ніж градус, що має місце при використанні стандартних або телеоб’єктивів, потрібно використовувати інші методи (непряме освітлення).

4.4.3.2 Кадри плоского поля під куполом обсерваторії

Для зйомки кадрів плоского поля може підійти біла матова дошка, освітлена небом у сутінках або дифузним штучним світлом. Переконайтеся, що ця дошка повністю і з деяким запасом заповнює зображення.

4.4.3.3 Кадри плоского поля за допомогою “лайтбоксу”

Як альтернативний метод, для зйомки кадрів плоского поля можна сконструювати “лайтбокс”, який розташовується перед об’єктивом камери. Такий пристрій дозволяє контролювати рівень освітлення і може бути використаний у будь-який час, замість того, щоб чекати належних умов освітлення в час сутінок. В Інтернеті доступні інструкції з конструювання лайтбоксів. Одна з простих, але ефективних конструкцій описана у “Довіднику з обробки астрономічних зображень” Річарда Беррі та Джеймса Барнела [Handbook of Astronomical Image Processing by Richard Berry & James Burnell].

4.4.3.4 Кадри плоского поля за допомогою електролюмінесцентних панелей

Останні роки стали доступні електролюмінесцентні (EL) панелі, дехто успішно використовує їх для отримання кадрів плоского поля. Вони не такі масивні, як традиційні лайтбокси, їх легко використовувати “в полі”, однак вони можуть бути відносно дорогими. Однорідність світимості деяких EL-панелей далека від ідеальної для використання у фотометрії, тож користувачам рекомендується перевірити однорідність світимості так, як описано у Додатку B.

4.4.3.5 Кадри плоского поля за допомогою комп’ютерного монітора

Монітор комп’ютера може забезпечити поверхню з досить рівномірною світимістю, яка підходить для отримання кадрів плоского поля. Зробіть білий екран (наприклад, відкрийте пустий документ Word) та розташуйте кілька листів білого паперу між екраном та об’єктивом камери, щоб зменшити інтенсивність та розсіяти світло. Експозиції мають бути довжиною у кілька секунд, щоб мінімізувати ефект мерехтіння екрану.

Підійдуть не всі монітори. Деякі мають нерівномірну інтенсивність вздовж екрану або мають залежність інтенсивності від кута зору. Дехто відмічає, що монітори дають погані результати при використанні з короткофокусними об’єктивами.

4.5 Величина ISO та час експозиції

Якщо скласти список з 10 найбільш популярних питань щодо DSLR-фотометрії, то питання про час експозиції, значення ISO та впевненість в тому, що зображення має фотометричну якість, безумовно, зайняли б місця вгорі списку. Вибір цих налаштувань потребує ретельного розгляду як шумових характеристик вашої камери, так і тієї наукової мети, яку ви хочете досягти. В цьому розділі ми розглянемо, як досягти компромісу між чутливістю та точністю та надамо кілька  порад, як визначити оптимальні налаштування.

4.5.1 Налаштування ISO, похибки квантування та динамічний діапазон

Обираючи правильне значення ISO, ми попадаємо між Скіллою та Харібдою. Як це обговорювалось у Частині 2, налаштування ISO просто встановлює коефіцієнт підсилення схеми, яка використовується для зчитування значень пікселів. Можна було б очікувати, що великі значення ISO ідеальні для фотометрії, однак це не завжди так. Якщо значення ISO великі, камера покаже тьмяніші джерела світла, однак підсилиться не лише світло від зірок, а також і шум. Крім того, великі значення ISO зменшують динамічний діапазон камери (діапазон яскравостей зображення). Таким чином, великі ISO обмежують діапазон зіркових величин, які може детектувати камера.

Навпаки, якщо значення ISO замалі, невелика різниця у електричних зарядах не буде помітна і буде перетворена АЦП у одне і те ж саме значення, таким чином ми втратимо у точності детектора. Остання ситуація називається “похибкою квантування”. Можна легко проілюструвати, що таке похибка квантування, у нетехнічній манері, за допомогою зображення чистого блакитного неба на пляжі (див. Рис. 4.6). З повсякденного досвіду ми знаємо, що яскравість ясного неба змінюється плавним градієнтом. Однак, якби камера не могла детектувати тонкі зміни яскравості, ми б одержали на виході зображення, що виглядає досить дивно, на якому небо має вигляд “сходинки”, як на Рис. 4.6.

Рис. 4.6. Небо на цьому зображенні поділено на дискретні інтервали через похибку квантування.

Такі артефакти більш ніж просто потворні. У контексті DSLR-фотометрії це погіршує фотометричну цінність зображення. Зображення пляжу має використовувати сотні різних градацій інтенсивності, щоб адекватно відобразити небо, однак в нашому прикладі, використовується лише п’ять градацій, саме тому небо поділено на п’ять зон нереалістичного вигляду. (Фактично, похибка квантування також має місце і при великих значеннях ISO, однак в цьому випадку вона виникає тому, що підсилення таке велике, що додавання одного електрону підвищує ADU на кілька одиниць)

Встановлення ISO у 200 або 400 має дати гарний баланс між точністю та шумом, менші значення ISO (приміром, 100) кращі для більш яскравих зірок. Таким чином, якщо ваша наукова ціль потребує широкий діапазон зоряних величин, вам, можливо, потрібно використовувати низькі значення ISO. Подібним чином, якщо ви спостерігаєте поле з великою кількістю зірок з невеликим розкидом величин, вам можуть підійти більші значення ISO, якщо при встановленні великих ISO зірки не будуть пересвічені (не буде насичення сенсору).

4.5.2 Час експозиції, насичення та нелінійність

Збираючись робити фотометрію, маємо пересвідчитись, що зображення мають фотометричну якість. Питання того, чи здатний спостерігач встановити відповідну експозицію, щоб уникнути проблем з насиченням та нелінійністю, є критичним.

Розуміння концепції нелинійності потребує короткого, мінімального технічного відступу про те, як DSLR-камери детектують світло. Коли світло попадає на піксель сенсору, воно створює на пікселі електричний заряд, величина якого пропорційна інтенвивності світла. Таким чином, якщо зірка A в два рази яскравіша, ніж зірка B, вона має згенерувати на пікселях, на які попадає її світло, електричний заряд вдвічі більший. Однак, є максимальна величина заряду, який може утримувати кожен піксель. Коли піксель досягає цієї границі, він не може утримувати додатковий заряд, таким чином, додаткові фотони не здатні збільшити заряд, що утримується цим пікселєм. Це називається насиченням. В певному сенсі, будучи насиченим, піксель стає “сліпим” до кінця експозиції і більше не реагує на світло лінійно. Це не шкодить камері, однак означає, що для “насиченої” зірки неможливо отримати фотометрію, яка має сенс. Фотометрія для ненасичених зірок на тому ж самому зображенні не постраждає. На практиці, абсолютно необхідно бути впевненим, що ні цільова зірка, ні будь-яка зірка порівняння, ні контрольна зірка не насичені.

Концепція нелінійності тісно пов’язана з явищем насичення. У нормальних умовах, коли світло з незмінного джерела попадає на піксель, існує прямо пропорційна залежність між часом експозиції (який ми відкладемо на вісі x) та електричним зарядом (інтенсивністю, відкладемо її на вісі y). Наприклад, подвоєння часу експозиції має подвоїти інтенсивність даного пікселя. Однак, для детекторів CCD-типу, коли піксель наближається до насичення, лінійна залежність стає нелінійною. Для зображення зірки, близькому до насичення, наприклад, збільшення часу експозиції на 10% може призвести до збільшення заряду лише на 5% (а не на очікувану величину у 10%). Нелінійність навіть більш небезпечна у фотометрії, ніж насичення, тому що її не так просто виявити. Перевірка лінійності вашої камери -- корисна вправа, див. Додаток E для більш детальної інформації.

Чому ми маємо перейматися насиченням чи нелінійністю? Фотометрія базується на припущенні, що є пряма, лінійна залежність між тим, наскільки яскравою виглядає зоря на зображенні і її фактичною яскравістю. Коли піксель втрачає свій лінійний відгук на світло, це припущення руйнується, тому що електричний заряд, який утримується нелінійним/насиченим пікселєм не відповідає справжній яскравості зірки. На Рис. 4.7, зоря A на одну величину яскравіша за зорю B, однак, якщо зоря A досягне стану насичення, диференціальна величина зміниться з -1 до 0, хоч дійсна яскравість обох зірок не змінилася. Таким чином, важливо знати, при яких значеннях ADU для вашої камери настає насичення.

Рис. 4.7. Припущення про те, що яскравість зірки лінійно залежить від виміряного значення відліків порушується, якщо зірка починає насичувати детектор, як це видно для зірки A.

Найпростіший спосіб уникнути проблем, пов’язаних з насиченням, це утримувати максимальну інтенсивність цільової зірки, контрольної зірки та зірок порівняння на рівні, що нижчий 75% максимального значення для камери. Якщо у вас стара 12-розрядна камера, максимальна інтенсивність буде 212 або 4096 відліків, таким чином, ви маєте утримувати інтенсивність на безпечному рівні, який нижче приблизно 3100 відліків. Для 14-розрядної камери безпечним порогом буде 12300 відліків. Ці значення дещо занижені, однак вони дають деякий запас додаткових значень ADU для того, щоб у різних умовах спостереження, при зміні умов видимості [seeing] або прозорості, зображення зорі не дійшло до стану насичення.

Вибір значень ISO та часу експозиції може забрати значний час. Вам слід звернутися до Таблиць 2.3 та 2.4 в Частині 2 щодо деяких початкових рекомендацій. Кілька ваших перших вечорів, проведених за DSLR-фотометрією, краще витратити на те, щоб отримати “відчуття” найкращих налаштувань камери для фотометрії цілей, які вас цікавлять.

4.6 Пошук та кадрування поля

Напочатку це може бути самою дратівливою частиною вашого навчального процесу, особливо, якщо ви використовуєте фотоштатив. Це якраз те, в чому досвід візуальних спостережень може суттєво допомогти. Ті ж самі проблеми, які виникають під час пошуку зоряного поля під час візуальних спостережень, виникають і у випадку DSLR-фотометрії. Різниця в тому, що в останньому випадку поле зору менше. Нижче наведені деякі рекомендації:

• Навчиться використовувати зоряні мапи для пошуку зоряних полів візуально та/або з використанням бінокля.

• Попрактикуйтесь у пошуку та кадруванні зоряних полів.

• Знайдіть найближчу до вашого цільового зоряного поля яскраву зірку. Використовуйте її для грубого налаштування.

• Дивитися у видошукач камери, яка спрямована високо в небо, складно для багатьох людей. Розгляньте можливість придбання кутового видошукача для камери.

• Придбайте шукач типу “червона точка”, який можна під’єднати до башмаку фотоспалаху вашої камери. Зробіть тестову експозицію та уважно вивчить її на [дисплеї] камери. Використовуйте функції збільшення зображення на дисплеї камери, щоб ідентифікувати астеризми, які можуть допомогти вам налаштуватись більш точно.

4.7 Деякі “хитрощі” у отриманні наукових даних

Перед кінцем цієї частини, ми б хотіли наголосити ще раз на деяких основних пунктах, які допоможуть вам успішно проводити продуктивні спостереження і отримувати гарні (тобто корисні для науки) результати.

Отримуючи наукові дані, будьте впевнені у наступному:

• Налаштуйте камеру на формат RAW (тобто .nef або .nrw у випадку Nikon та .cr2 або .crw для Canon).

• Перевірте, чи встановлена на камері правильно дата та час. Якщо це можливо, встановіть час UTC, а не місцевий. Якщо ви змушені залишити в камері місцевий час, упевніться, що він встановлений максимально точно та акуратно (бажано з точністю до секунди) та ясно вкажіть у вашому журналі спостережень різницю між часом, який встановлений у камері, та часом UTC.

• Злегка розфокусуйте зображення зірок так, щоб вони стали круглими та зяйняли кілька пікселів. Зображення зірок мають бути круглими та повністю заповненими. Якщо вони починають виглядати, як бублики, ви зайшли надто далеко [примітка від перекладача: у випадку рефлектора з великим центральним екрануванням при дефокусуванні зірки майже одразу перетворюються у бублики, так що з цим доводиться змиритися]. Зображення зірок можуть бути досить різними з обидвих боків від фокусу. Поекспериментуйте, щоб визначити, яке дефокусування краще для вашого об’єктиву -- всередині чи поза фокусом.

• Використовуйте функцію зображення у реальному часі вашої камери (live-view) для перевірки фокусування та кадрування зіркового поля, однак вимкніть її, коли ця функція не потрібна. Розігрів камери, коли функція зображення у реальному часі активована, може призвести до збільшення шуму сенсора, світло від дисплея може негативно вплинути на ваше нічне бачення та збільшити непотрібне використання енергії, що особливо важливо, якщо ви використовуєте батарею.

• Отримуйте зображення, використовуючи низькі значення ISO (зазвичай 200-400). Хоч більш високі значення ISO дають більшу чутливість, зображення  страждають від втрати точності (динамічного діапазону).

• Вимкніть будь-які функції пригнічення шуму та інші вбудовані функції обробки зображень камери.

• Вимкніть будь-які функції автоматичної ультразвукової очистки оптики (сенсору) камери.

• Попрактикуйтесь з камерою у приміщенні, перед тим, як виносити її назовні у темряву.

• Працюйте з невеликим набором налаштувань ISO та діафрагми, щоб мінімізувати необхідну кількість наборів калібрувальних кадрів.

• Встановіть баланс білого у “денне світло”, хоч це і не має впливати на RAW-зображення.

ОРИГІНАЛ: https://www.aavso.org/dslr-observing-manual

Далі буде...

 Автор mpyat2 12 Листопада 2017, 14:37:00 6541 переглядів Рейтинг: (2 Оцінки) Друк

Про автора

mpyat2зареєстрований на форумі Київський клуб аматорів астрономії "Астрополіс" 19 Липня 2013, 13:01:44 і з тих пір написав 1650 повідомлень в різних темах. Останнє відвідування: 13 Вересня 2024, 22:18:34 .