Full frame mono – hvad skal man gå efter

[jesperDeltager Neutron star]

Hej igen,

Jeg har kigget på nogle fits’er fra M27 i h-alpha og M64 i L. Deyt lader til jeg var for hurtigt ude med 1″ meldingen , FWHM ligger i bedste fald lidt under 2″ på dem jeg har kigget på. Her er et par eksempler:

http://www.astrofoto.dk/FWHM/M27_TEC140_990_ATIK_5_min_Ha_20_juni_2010-011.fit

http://www.astrofoto.dk/FWHM/M64_ATIK_FFC_3_min_L_26_marts_2011_NP127is-059.fit

Sjovt nok er L filter billedet det bedste. Maxim måler nogle af stjernerne til 1.7″.

Jesper2012-05-16 14:06:40

[mortenDeltager Super Nova]

Glæder mig til at se på den i weekenden (er på farten – uden pc!)

[jesperDeltager Neutron star]

Paul, det er helt rigtigt at der er en sammenhæng mellem bølgelængde og opløsning. Airy disken er mindre ved korte bølgelængder. Et teleskop har derfor større opløsningsevne i blå end i rød.

For seeingen forholder det sig modsat, men der er sammenhængen mere statistisk. Man kan f.eks godt komme ud for at grøn er mindre påvirket af seeing end rød, men det omvendte forekommer oftere. Jeg har relativt ofte fået bedre planetbilleder i rød end i IR pass, men meget sjældent bedre blå end IR pass. Der kan også være nætter hvor det stort set er ens i alle filtre. Den overvejende tendens er dog at lange bølgelængder viser bedre seeing end korte.

[Mogens ZachariasenDeltager Super Giant]

Hej,

Jesper, det var meget interessant med de fit filer du lagde op.

Kikkede nærmere på de små stjerner på din M27 fit.

De fleste små stjerner er skævt fordelt over nogle få pixler. Det bliver dog udjævnet når flere optagelser stackes.

Fandt én stjerne som var præcist placeret på pixlerne.

Den dannede en fint kryds, bestående af tre pixels på kryds. Det midterste var mest belyst.

FWHM var 2,1 x 2,0px

Omregnet svarer det til ca. 1,94” x 1,85”

Men da stjernen reelt dækker 3 x 3px, svarer det til ca. 2,77” x 2,77”

Ved sammenligning med dit farvebillede fandt jeg svagere stjerner på dit fit billede, men de har ikke mindre FWHM.

Ser vi på dit færdige billede, så er stjernens FWHM vokset fra 2,1 x 2,0px til 3,5 x 4,2px. Svarende til ca. 3,23” x 3,88”

Til gengæld dukker der så et hav af stjerner frem, som ikke ses, eller gemmer sig i støjen på det rå billede.

Det kan I se på denne blinker:
http://www.lolland-astronomi.dk/mogens/Jespersm27ani.gif

Har ændret farvebilledet til s/h, så gif formatet ikke ødelægger strukturen i billedet.

Data:

Jesper har brugt en TEC 140 f:7 (980mm) refraktor.

Jeg har regnet jeg frem til at den har en skala i brændplanet på: 0,00476mm pr buesekund.

Og kameraets pixler er: 0,0044 x 0,0044mm

Og så lige en ting mere:

Vi bruger normalt FWHM. Full Width at Half Maximum.

Men, på den side jeg linkede til:
http://geogdata.csun.edu/~voltaire/pixel.html , bruges: FWFM

Har googlet mig frem til at det betyder: Full Width at Fiftieth Maximum.
Lyder som en strengere måde at måle på eller….??? Stjernens profil er jo noget bredere længere nede.

NASA har også brugt FWFM i forbindelse med Hubble teleskopet:
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1990/04/image/a/

The HST image is a thirty-second exposure taken by the Wide Field/Planetary Camera. The picture shown was extracted from the area observed by the WF-3 OCD using the F555W broadband filter. The measured width of star profiles (FWFM) gives a good indication of the angular resolution. For the Las Campanas picture, the FWFM is 1.1 arcseconds, typical of exposures from the best ground observations. The FWFM of the stars in the HST picture is about 0.8 arcseconds, which points out the remarkable increase in resolution of the HST even at this early stage of the focusing task.

Nogen her som ved mere om FWFM ?

Mvh
Mogens

Forhandler
Astro Optics

Mogens Zachariasen2012-05-16 14:20:45

Mvh
Mogens

[jesperDeltager Neutron star]

Tak for dit arbejde Mogens.

Du skriver: Men da stjernen reelt dækker 3 x 3px, svarer det til ca. 2,77” x 2,77” Det kan man jo godt sige, men er FWHM ikke den normale målestok for stjernediametre?

Det er naturligt nok at stjernediametrene vokser lidt i det stackede og stretchede billede. Dels er tonerne manipuleret sådan at de svage dele boostes, hvilket også påvirker stjernernes Bell kurve. Dels er der brugt Unsharp Mask, som gør Bell kurven mere skarpt firkantet.

FWFM kender jeg ikke, det må være noget for Morten.

[mortenDeltager Super Nova]

Hilsen fra Barcelona,

Med stor fare for at virke docerende, det er ikke tilsigtet:

Pointen ved fwhm (og fwfm) er, at hvis fordelingen af fotonindfald er normal med samme varians, men naturligvis forskellige middelværdier, for forskellige stjerner, så er fwhm konstant, uanset hvor kraftig stjernen er. Det bryder dog sammen med saturerede stjerner, og det sammenbrud er værre jo højere oppe man måler. Da vi altid har saturerede stjerner, giver fwfm måske en mindre variation, når der sammenlignes hen over forskellige objektet. Jeg vil tro, at pga den krumme kurveform ved 1/50 er der nok større statistisk usikkerhed på fwfm end på fwhm, hvor man måler på en pæn lige kurveform. Just my 5 cents.

PS

Da jeg ikke VED noget om dette er ovenst. intet andet end gætterier. Når jeg måler på centroid variationer i guidelogfiler, så er de næsten normalfordeltemorten2012-05-16 17:31:10

[paul Nova]

Hej Jesper!

Tak for info og viderebringelse af erfaringer.

Ja der er som sagt en sammenhæng mellem teoretisk opløsningsevne og frekvens ligesom der er en sammenhæng mellem hvor meget de forskellige bølgelængder påvirkes i negativ retning af en given seeing.

Men udover at det er rart at vide at der er sådan en sammenhæng kunne det også være rart at vide præcis hvor meget en given bølgelængde påvirkes af en given seeing i forhold til en anden bølgelængde i det synlige spektrum.

Der må være en helt fast sammenhæng her, og har umiddelbart svært ved at tro at den ene dag påvirkes 500nm mere end 700nm mens det er omvendt den næste dag….forholdet burde være en fysisk konstant med fordel til de lange bølgelængder.

Hermed ikke være sagt at det altid er en fordel at optage i de lange bølgelængder på en given dag med dårlig seeing og på et givent objekt idet påvirkningen fra dårlig seeing blot er en ting af flere at tage hensyn til.

Blot kunne jeg godt første tænke mig at vide om der er en lineær sammenhæng eller en formel der kan beskrive forholdet mellem bølgelængde i det synlige spektrum og graden denne bølgelængde påvirkes. F.eks om en 20% længere bølgelængde i det synlige spektrum påvirkes 20% mindre af dårlig seeing.

Jeg må lede lidt videre på nettet for at se om jeg kan finde et svar.

[jesperDeltager Neutron star]

Hej Paul,

Der er ikke en fast og konstant sammenhæng mellem seeing og bølgelængde, kun en stærk tendens til at længere bølgelængder oplever bedre seeing. Som nævnt kan man sagtens opleve nætter hvor det modsatte er tilfældet. Jeg kan ikke underbygge den påstand med andet end ca. 20 års erfaring, men jeg er ret sikker på at hvis du spørger andre erfarne planetfotografer vil de sige det samme. Seeing er et højest kompliceret (meteorologisk) fænomen, der er dårligt 2 nætter der er helt ens hvad det angår. Chancen for at finde en “unormal” nat er størst hvis man sammenligner IR pass filtre med et almindeligt rødt filter. Relativt ofte vil det røde filter vise bedst resultat, og relativt ofte viser 685nm filter bedre seeing end 807nm.

[paul Nova]

Hej Jesper!

Jeg har som alle andre stor respekt for dine erfaringer og dine præstationer taler for sig selv.

Blot er jeg nysgerrig af natur og er derfor helt konkret på udkig efter en formel/kurve hvis den findes der kan beskrive i hvilken grad forskellige bølgelængder påvirkes af seeing på samme måde som der er en helt konkret sammenhæng mellem bølgelængde og i hvilken grad disse afbøjes igennem atmosfæren / i en linse af et bestemt materiale.

Jeg ved godt at lysets gang gennem atmosfæren er en meget kompliceret affære, men hvis den er så kompleks at man ikke kan opstille en formel / lave en kurve for i hvilket grad forskellige bølgelængder forholdsvis påvirkes må der også findes en videnskabelig afhandling der beskriver dette forhold, en sådan er jeg selvfølgelig også meget interesseret i at finde.

Har fundet et link herunder der måske indeholder en formel hvis nogen herinde er istand til at læse den?

——–

The seeing also varies with the wavelength according to the fowllowing equation :

http://www.astro.auth.gr/~seeing-gr/seeing_gr_files/theory/node17.html

PS. Det faktum at de forskellige bølgelængder afbøjes forskelligt på deres vej gennem atmosfæren betyder jo også at bølgelængderne i et smalt spektrum afbøjes mindre forskelligt end bølgelængderne i et bredt spektrum, hvilket taler for at man får skarpere billeder af denne årsag jo smallere bånd man optager i, hvorfor man måske kan konkludere at et 3nm filter i teorien giver skarpere billeder end et 7nm filter der har over dobbelt så bredt et spektrum.

Om det har nogen som helst praktisk betydning ved jeg så endnu ikke.

[jesperDeltager Neutron star]

Hej Paul,

Formler er ikke min stærke side, men jeg kan se at seeing er defineret via en lang eksponering, altså et gennemsnit af de små bevægelser. Det betyder at det er anderledes en hvad jeg omtalte ovenfor, nemlig planetfoto, hvor man fryser seeingen med korte eksponeringer og aligner/stacker sig frem til et færdigt billede. Ikke desto mindre er jeg skeptisk overfor at definere noget så mangeartet og komplekst som seeing ved en simpel formel. Der burde efter min bedste overbevisning være et hav af variable i sådan en formel. Kig f.eks på Meteoblues måde at definere de dele der indgår i atmosfærisk seeing, og som i sig selv (er jeg sikker på) er en forsimpling af den virkelige verden. Alene jetstrømmen kan man aldrig rigtig forudsige virkningen af, blot at den som regel er skadelig for seeingen.

http://www.meteoblue.com/en_GB/weather/forecast/tab/kastrup_dk_7664/b/6

[paul Nova]

Hej Jesper!

Ja planet foto med tusindvis af korte eksponeringer til at vælge af kaldes jo også “lucky imaging” hvor man kun udvælger og stacker alle de heldige billeder hvor seeing var god i et splitsekund og kan nok kun delvist sammenlignes med deepsky foto hvor man optager gennemsnits seeing over flere minutter.

Hvis du kan lave optagelser med 1/200 sekund kan man måske næsten se bort fra seeing.

Selvom jeg fortsat har stor respekt for dine erfaringer er det fortsat mere nogle konkrete videnskabelige målinger og mindre erfaringer jeg her er på udkig efter og som kan bruges til at udvide forståelsen af hvordan lyset ved forskellige bølgelængder opfører sig gennem atmosfæren.

Turbulens og forskellige temperaturlag m.m. i atmosfæren virker som en masse linser der bryder lyset uanset at det er et kompliceret forløb hele vejen ned gennem atmosfæren.

De fleste materialer har et større brydningsindeks overfor kortbølget lys end langbølget lys, hvorfor det giver mening for mig hvis langbølget lys efter at have været afbøjet et par milliarder gange ned gennem atmosfæren samlet set er mindre ude af kurs end kortbølget lys der får et større knæk hver gang det rammer en ny luftlinse.

Jeg vil som sagt fortsat gerne finde nogle videnskabelige målinger der be eller afkræfter dette forhold.

http://da.wikipedia.org/wiki/Optisk_dispersion

“for langt de fleste materialers vedkommende er brydningsindekset større overfor kortere end overfor længere bølgelængder (dvs. blåt lys brydes mere end rødt).”

[Mogens ZachariasenDeltager Super Giant]

Jesper,

Jo, det er nok rigtigt at programmer som Maxim og Astroart og andre, typisk bruger FWHM. Og måske er FWHM den normale målestok for stjernediametre. Ved det ikke. (Måske bruges FWHM fordi det er en god standard ved fotometri….???)

Og så bruges FWFM måske til at finde den mindst mulige fotografiske stjernediameter for et givent setup.

(The smallest star images (FWFM) that can be expected for any photographic imaging system).

Prøvede bruge Star Aberrator til at kikke på en stjernes profil. (Perfekt optik uden fejl).

FWFM er 1/50 oppe.

Hvis vi tager en refraktor, så er linien FWFM lige over max for den første diffraktionsring.

Tager vi en Schmidt-Cassegrain, så går linien FWFM igennem den første diffraktionsring. (Brydningen fra den centrale obstruktion resulterer i mere lys i første diffraktionsring).

Diameteren på Airy Disk på FWFM linien er dobbelt så stor som på FWHM linien.

Jeg kunne godt tænke mig at se en præcis definition på FWFM, men ud over (The smallest star images (FWFM) that can be expected for any photographic imaging system), har jeg ikke kunne finde noget.

Mvh

Mogens

Forhandler

Astro Optics

Mvh
Mogens

[jesperDeltager Neutron star]

Hej Mogens,

Full width at half maximium bruges vist nok i mange sammenhænge. Du kan se en præcis deffinition her: http://en.wikipedia.org/wiki/Full_width_at_half_maximum

For en stjerne forstår jeg det sådan at det er den diameter hvor værdien falder til det halve af den maximale værdi. For fejlfri teleskoper over en vis størrelse (80mm?) er det i praksis seeingdisken der bestemmer FWHM på lange eksponeringer, ikke Airy disken. Airy disken (målt på himlen) bliver mindre med øget apertur, men seeing disken forbliver samme størrelse. Derfor får man ikke øget opløsning og mindre stjerner ved at bruge større teleskoper så snart seeingdisken er større end Airy disken. Men selvfølgelig mere lys.

[mortenDeltager Super Nova]

FWFM vil nok vaere taettere paa de stjernestoerrser man faktisk ser paa sit billede.

Styrken i FWHM er at man kan tale om FWHM for et helt billede, fordi alle stjerner har samme FWHM, HVIS der ikke er støj, OG fotonspredningen domineres af normalfordelt seeing ( se Formel i jespers wiki link)

[mortenDeltager Super Nova]

Hej Igen

Tak for de to frames Jesper. De er helt nede på omkring 2″ opløsning. Det er imponerende og 20% bedre end det bedste jeg kan opnå med et spejl. Det passer jo perfekt med din erfaring med de små stjerner med en refraktor.

To overvejelser.

1) FWHM i NB og i L. Vi ved alle, at vi får mindre FWHM i NB end i L. Dette passer ikke med den måde FWHM er defineret, hvis seeingen er dominerende og fotonerne spredes svarende til en normalfordling. Jeg tror en væsentlig faktor for de større FWHM i L er den clipping som vi altid ser af stjerner i L (selv i Jespers billede af M64).

Et lille regneeksperiment:

På billedet nedenfor ses FWHM at blive 1.3 gange større i det klippede billede til højre. Det er nogenlunde, hvad vi ser, og jeg tror at den væsentligste forklaring på de små stjerner i NB ligger i, at der er mindre (elller ved 3nm formodentligt ingen) clipping. Stjernerne ser selvfølgelig større ud i L, men det skyldes, at det vi ser på chippen svarer mere til hvad der foregår i bunden af kurven (tættere på FWFM).

http://dl.dropbox.com/u/27494488/clipping%20%20og%20fwhmr.jpg

2) De små stjerner i refraktoren. Som Jesper skriver, så er der mange problemer med spejle, ikke mindst termiske (spejlseeing). Airy discen i Jespers superrefraktor er ca 1″. Seeingen kører Airy discen den rundt i manegen, og jeg har på nedenstående billede ladet den køre rundt svarende til at 99,5% af fotonerne kommer inden for +/-1″, svarende til en seeing på 2″. Nedenfor på billedet er vist samme øvelse med en Airy disc på 1.5″. Det ses at det resulterende billede på chippen er ca 1/4 gange større ved en Airy disc på 1.5 end det er med en Airy disc på 1

https://www.dropbox.com/s/25ut831p1kdfl4i/airy%20and%20seeing.JPG

D.v.s. Selvom seeingen er dobbelt så stor som ens systems Airy disc, så spiller det stadig en rolle om Airy discen er 1″ eller 1.5″ på en god dansk nat.

Jeg er godt klar over, at ovenst er forsimplet, ikke mindst fordi seeingen ikke kører Airy discen rundt som en perfekt cirkel, men alligevel. Jeg er også godt klar over at det måske er banalt, at man skal lægge Airy discen til seeingen for at få ens FWHM, jeg følte bare jeg blev lidt klogere af ovenst øvelse.

morten2012-05-19 13:30:23

[Forfatter]

Indlæg