- Dette emne har 177 svar og 6 stemmer, og blev senest opdateret for 10 år, 8 måneder siden af swr. This post has been viewed 6485 times
-
Indlæg
-
swr- Giant
BjarneT wrote: Brønddybden bør egentlig måles i elektroner. Kender du gain = elektroner per digital enhed?
Den er målt i elektroner. ADC’en er kun 14 bit, så man kan højest udlæse 16384 trin fra hver pixel. Jeg gætter på at gain ved ISO100 er omkring 2,75 men jeg ved det faktisk ikke. Man kan i al fald brænde billedet ud (max ADC) ved overbelysning på ISO 100. Ved højere ISO kan man detektere hver elektron, men har til gengæld et lavere dynamikområde. Uanset hvad kan man max få 16384 trin for hver farve.
Din brønddybde er sikkert i digitale enheder fra ADCen, så du skal faktisk gange 44972 med gain for at få den fysiske brønddybde. Er de 4 farvedele hver kvadratiske eller er de til sammen kvadratiske?
Begge dele. En farvepixel kombineres ud fra de fire RAW pixels der ligger rundt om. Nabofarvepixlen kombineres ud fra de fire pixels der er rundt om det næste midtpunkt mellem fire RAW pixels. D.v.s. at to RAW pixels går igen, mens de andre to er nye.
Hver RAW pixel indgår således i 4 farvepixels, undtagen ved kanterne hvor de kun indgår i to, samt i de fire hjørner hvor de kun indgår i en farvepixel.
Der er således en række og en kolonne mindre farvepixels end der er RAW pixels, da farvepixels dannes i skæringspunkterne mellem RAW pixels.
Hvis man bruger alle 14 bit fra de tre farver i RAW billedet til at lave et farvebillede, kunne man teoretisk lave 42bit farvepixels, men så vidt jeg ved afrunder de fleste programmer farvepixels til 32bit?
Bjarne- Super Nova
OK. Så mangler jeg kun brændvidden, så skalaen kan beregnes.
swr- Giant
Som reference til hvor meget de nye DSLR sensorer er forbedret inden for de nærmeste år, kan nævnes at det Canon Rebel XT 350D kamera Mike Durkin har brugt i hans præsentation har en read-out noise på 21.6e set i forhold til 2.6e på Nikon D800. Det burde derfor være muligt at få endnu bedre målenøjagtighed end Mike Durkin har opnået, med et mere moderne kamera.
swr- Giant
Brændvidden er enten 560mm, 1960mm eller 2800mm hvis det skal være med teleskopet.
Med almindelige objektiver har jeg to zoom (16-35mm og 28-300mm) samt et fast 50mm, men de er langsomme i forhold til det teleskop der er på vej.
Bjarne- Super Nova
SWR wrote: samt et fast 50mm, men de er langsomme i forhold til det teleskop der er på vej.
Hvad er åbningsforholdet for 50mm objektivet?
swr- Giant
f1,8
Bjarne- Super Nova
Det er ikke en ulinearitet i detektoren. Den er enten i pixelforstærkeren eller er en følge af kapacitetsændring ved opladningen af detektorelementet (pixlen). Keplers E2V CCD skal korigeres op med 2% for lave ladninger og ned med 2% for høje ladninger.
Det er meget vanskeligt at lave en konstant lyskilde på 0.1% niveau. Jeg forsøgte med en tritiumkilde. Den var for ustabil. Jeg endte med en pulserende stabiliseret diode, som var slukket under åbning af en irisblænde.
Den letteste løsning er at lade andre lave målingen.
Problemet med scintillationen er at selv en midling over mange, mange optagelser ikke kan slå støjen ned. Eller rettere: det kan den godt; men så er alle de interessered ting sket, når man endelig når den lave støj.
Kepler fitter baggrunden med et polynomium, som så fratrækkes under stjernen; men det forudsætter flatfeltning, som meget let kan indføre ekstra fejl. I dit tilfælde vil det meste være mørkestrøm, som varierer helt anderledes end lysfølsomheden. Jeg vil derfor helst helt undgå flatfeltning. Jeg opfatter eksperimentet som en scintilationsmåler, der skal bestemme grænsen for nøjagtigheden.
Du kan så senere udvidde metoden med flere finesser.
Jeg forestiller mig at man definerer nogle ganske bestemte pixler omkring de interessante stjerner. Man summerer så altid de samme pixler, idet man holder stjernerne centrerede. Man flytter nu feltet, så der ikke er stjerner i de udvalgte områder. Baggrunden vil variere med tiden, så billedet med de tomme områder skal skaleres, så baggrunden i middel over et stort område (uden for stjernerne) bliver ens på de to typer optagelser, altså med og uden stjerner i områderne.
Det minder mig om bias. Der må være en bias på de rå optagelser, da ADCen altid konverterer positive spændinger, så man må have adderet en spænding. Bias skal ikke skaleres, så alle billeder skal have bias fratrukket. Kan man bestemme bias for din CMOS? Den fratrækkes vel ikke automatisk? Eller gør den?
swr- Giant
Det ved jeg faktisk ikke. Nikon og andre fabrikanter er ikke særligt åbne omkring detaljerne på deres sensorer.
Sony har en side med data på deres sensorer, da de sælger til mange fabrikanter, men Nikon er en stor kunde og får specialfremstillet sensorer som ikke kan købes af andre kunder, og hvor databladet ikke er tilgængeligt.Jeg har fundet denne side med målinger på diverse sensorer:… men desværre er der ikke rigtigt nogle resultater fra nogle af de nyere sensorer.Jeg leder videre efter bedre data.
swr- Giant
PS: De ADC’er jeg arbejder med til dagligt i små microprocessorer har rail-to-rail konvertering uden bias. F.eks. har de fleste processorer med en enkelt 3,3V forsyning, et lineært ful-scale område fra 0V til 3,3V.
Jeg ved ikke om sensorkredsløbet arbejder rail-to-rail, men man kan godt lave rail-to-rail opamps, så hvis det bare er en simpel integrator burde det være muligt at lave det uden bias, men det er rent gætværk fra min side. Jeg har aldrig set andet en grove principskitser for en CMOS sensor.
Bjarne- Super Nova
Vi er altså lidt på herrens mark. Jeg tror ikke at en moderat ulinearitet betyder noget for testen, hvis man vælger stjerner med næsten samme signal svarende til cirka halvdelen af fuld brønd. Det må vel komme an på en prøve, om der er bias eller ej. En serie optagelser med en metalhætte over objektivet i et mørkt rum med voksende eksponeringstider vil afsløre bias. Hvis der ikke er noget bias, vil et plot af middelsignal mod eksponeringstid gå gennem nul. Det vil derimod gå gennem (0,bias), hvis der er en positiv bias.
Det vil også være interessant at vide, om mørkestrøm eller baggrunden fra en mørk himmel er størst. De vokser begge med tiden; men en variation af blændeåbningen vil afsløre sagen, da blænden ikke kan påvirke mørkestrømmen (men det kan temperaturen selvfølgelig).
Bjarne- Super Nova
Selvfølgelig har Andy Young behandlet scintillationen. Det er nok værd at læse, hvad han skriver:
http://adsabs.harvard.edu/full/1993Obs…113…41Y
Det viser at jeg tog fejl. Den aftager med 1/sqrt(t). Den aftager derimod ikke som 1/sqrt(d^2) = 1/d; men kun med 1/d^(2/3). Problemet er at dens størrelse ikke afhænger af fotonfluksen. Hvis fotonstøjen er mindre end scintillationsstøjen ved en eksponering på 1s, så vil den også være mindre end scintillationsstøjen ved en eksponering på 100000s. Man kan ikke vinde ved at forlænge eksponeringstiden. Dette kan man ved at opsplitte et teleskop i mange mindre teleskoper.
Hvis vi tager 10000 teleskoper med en diameter på 3cm, så svarer det til et teleskop med en diameter på 3m sådan rent lysmæssigt. Scintillationsstøjen reduceres med en faktor sqrt(10000) = 100 for de mange små teleskoper. Scintillationsstøjen reduceres kun med en faktor 100^(2/3) = 10000^(1/3), altså kubikroden af 10000 = 21.5. Man har altså kun en fordel på en faktor lidt under 5 ved at bruge 10000 teleskoper.
Dette forklarer vist, hvorfor man fik penge til Kepler.
swr- Giant
Ok … en faktor 5 er vel også bedre end ingenting.
Hvad er den principielle forskel på at tage 1 billede på 10000 teleskoper frem for at tage 1000 billeder på 10 teleskoper?Hvis Scintillationsstøjen varierer med tiden, er det så ikke to sider af samme sag?
Bjarne- Super Nova
Problemet er turbolens i atmosfæren. Atmosfærens egenskaber i 2 punkter er ikke uafhængige, hvis punkterne er tæt på hinanden. Det drejer sig om det refraktive index, som bestemmer lyshastigheden. Støjen burde falde omvendt med kvadratroden af teleskopets areal eller eksponeringstiden, hvis de enkelte dele af atmosfæren var uafhængige. Men dette er ikke tilfældet for scintillationsstøjen, hvis scintillationen fra diametralt modsatte sider af teleskopåbningen er korrelerede. Støjen varierer omvendt med kubikroden af teleskopets areal i stedet for kvadratroden af arealet. Hvis man opsplitter et teleskop og flytter de mindre teleskoper langt væk fra hinanden, vil scintillationerne ikke længere være korrelerede, så den samlede støj varierer omvendt med kvadratroden af det samlede areal.
Men hvorfor skal man ikke ligeledes tage kubikroden af eksponeringstiden for det store teleskop? Man skulle tro at scintillationerne i endepunkterne at integrationsintervallet også var korrelerede. Det er de også, hvis eksponeringstiden er sammenlignelig med den tid, som det tager vinden at passere teleskopåbningen. Denne tid vil normalt være en del kortere end 1s. Normale eksponeringstider er meget længere en denne tid. Dette svarer til at flytte de små teleskoper langt væk fra hinande. Scintillationsstøjen varierer derfor omvendt med kvadratroden af eksponeringen; men det er kun tilfældet, hvis eksponeringen er lang. Det gælder ikke for 1/100 s. Argumentet snød mig i første omgang.Jo, man vinder noget ved at splitte et stort teleskop op i mindre teleskoper, hvis man flytter dem langt fra hinanden. Men man vinder ikke så meget at scintillationen bliver mindre end fotonstøjen. Man vinder mere ved at flytte teleskopet op i atmosfære, og helst helt udenfor atmosfæren.
swr- Giant
Jeg kan sikkert ikke komme langt nok ned i lukketid med et ukølet DSLR kamera og et lille amatørteleskop, til at det har nogen indflydelse på scintillationsstøjen. Den lave udlæsningsstøj selv ved lidt højere ISO hjælper i den rigtige retning, men det relativt små teleskoper vi råder over, så der skal nok lidt længere eksponeringer til. I princippet kan man vel nøjes med netop at få baggrundsstøjen en anelse over udlæsningsstøjen, og så bare tage tilsvarende flere billeder.
Jeg kan desværre ikke finde gode målinger af lineariteten på et D800. Der er kun generelle betragtninger om at lineariteten er god fordi det hele er integreret på samme chip, så de følsomme analoge signaler har kortest mulig vej til ADC’en. Signalbehandlingen er integreret sammen med hver pixel, og der sidder en ADC ud for hver række pixels ved kanten af pixelarrayet. Det minimerer vejen, spredningskapaciteter og støjfølsomheden. Samtidig kan billedet læses hurtigt, fordi de mange ADC’ere kan køre parallelt. CMOS har samtidig et lavt strømforbrug, så egenopvarmningen minimeres. Man kan også minimere egenopvarmningen ved at undlade at bruge Live-view og andre strømkrævende funktioner.
SWR 2013-05-17 19:07:41
Bjarne- Super Nova
SWR wrote: Jeg kan sikkert ikke komme langt nok ned i lukketid med et ukølet DSLR kamera og et lille amatørteleskop, til at det har nogen indflydelse på scintillationsstøjen.
Der er kun generelle betragtninger om at lineariteten er god fordi det hele er integreret på samme chip, så de følsomme analoge signaler har kortest mulig vej til ADC’en. Signalbehandlingen er integreret sammen med hver pixel, og der sidder en ADC ud for hver række pixels ved kanten af pixelarrayet. Det minimerer vejen, spredningskapaciteter og støjfølsomheden.
Det var ikke meningen at du skal ned på helt korte lukketider. Det var kun en undskyldning for min dumme misforståelse. Ideen var at måle scintillationsstøjen ved nogle “fornuftige” lukketider, dvs nogle sekunder. Den er størst ved anvendelse af linsen med f = 50mm, og du vil ikke få problemer med at måle den, da den måske er 5% eller 0.05 mag. Den svarer til en fotonstøj fra kun 400 elektroner. Hvis stjernen har halv brønd for 2x2x9 pixler, dvs 300×20000 = 6×10⁶ elektroner. Fotonstøjen er under 0.05%, dvs 100 gange mindre end scintillationsstøjen. Forudsætningen er at mørkestrømmen ikke er over måske 1000 elektroner per pixel i den eksponeringstid, som giver 20000 elektroner i de 9 pixler, som dækker den defokuserede stjerne. En faktor hundrede burde kunne opdages.
Men alt dette er blot formodninger. Jeg vil forsøge at skønne over antal elektroner fra en V=3 mag stjerne med en eksponeringstid på 10s. Kan jeg mon antage at din linse transmiterer 50% af lyset, og at åbningsforholdet er 1.8. Så har jeg denne her paratviden at vi modtager 1000 visuelle fotoner per Å fra en V = 0 stjerne (Vega). Kan man mon regne med at RGB filtrene har en bredde på 1000Å. Inkluderer den opgivne kvanteeffektivitet mon filtrene? Filtrene er vel en integreret del af detektoren?
- Emnet 'Kan man slå Kepler fra jorden?' er lukket for nye svar.