seeing

[Frank LarsenModerator Super Nova]

Det var en af de bedste beskrivelser af mekanismen i scintilation jeg har fået længe – vidste godt at det var samme effekt som brydning i vand.

@Søren – Ja jeg er sikker på at Morten refererer til en måling af FWHM i hans billeder.

Men som Lars nævner så virker det til at en simpel måling af FWHM kan give noget usammenlignelige resultater på tværs af systemer og i nogen grad er afhængig af hvor lange eksponeringer man laver. Giver vel også mest mening på systemer der som Bjarne nævner er domineret af seeing og altså ikke arbejder nær sit diffraktion limit som du gør med dit Canon system hvor du næppe vil registrere de helt store forskelle i stjerneafbildningen.

Med mit 30cm teleskop bemærker jeg en tendens til at klare stjerner har væsentligt større målt FWHM end svagere stjerne i et givent billede trods godt fokus og eksponering i det lineære område af sensoren. Jeg har egentlig aldrig overvejet om denne variationdet afhang af eksponeringstiden eller kunne skyldes at seeing/scintillation deformerede stjerneafbildningen væk fra en aproksimeret gauss-klokke form.

DIMM systemer er typisk det der anvendes til at registrere den øjeblikkelige seeing, men kræver en kikkert med ret stor åbning og brændvidde og er ganske kompliceret at få til at virke stabilt.
Den på ORM på Isla de La Palma er så vidt jeg husker netop en 30cm SCT

[BjarneModerator Super Nova]

Der findes en teori for fourier transformen af punktspredningsfunktionen for langtidseksponeringer gennem atmosfæren. Man finder fourier transformationen af den faktiske punktspredningsfunktion ved at multiplicere powerspektrene for atmosfærens langtidsvirkning med powerspektret for teleskopets diffraktion. Det sidste findes som autokorrelationen for teleskopets indgangsåbning. Dette kan gøres grafisk ved at forskubbe åbningen (bestående af både primær og sekundærspejle). Værdien er 1, hvor der er spejle og ellers 0. Arbejdet består i at udregne arealet for de overlappende cirkler ved forskellige værdier for forskydningen. Jeg har på denne måde beregnet en teoretisk PSF for en langtidseksponering med et bestemt teleskop.

Den større FWHM for klare stjerner skylde sikkert, at detektoren går i mætning nær centrum af stjernen.

[steenkhDeltager Planet]

Jeg værdsætter de langhårede forklaringer, men jeg vil også meget gerne have en simplistisk forklaring på hvordan morten i det første indlæg i denne tråd kunne konstatere at seeing var 1.2″ til 1.4″, og om jeg uden specielle instrumenter kan konstatere det samme.

[BjarneModerator Super Nova]

Det ville jeg jo egentlig også gerne vide. På større teleskoper og lange eksponeringer ville jeg anvende FWHM som et skøn over seeingen; men seeingen varierer meget med tiden, og jeg er ikke tankelæser.

[JohnDeltager Nova]

Her forklarer Morten hvordan han beregner seeing https://www.astronet.dk/forum/viewtopic.php?f=56&t=473

[astoftDeltager Planet]

FWHM og seeing.

Kære Bjarne.
Undskyld min lidt uhøflige sprogbrug. Jeg er enig med Frank i, at din fremstilling i #17029 er ganske glimrende.
Har jeg forstået dig rigtigt, så er diffraktionsgrænsen for en linse med åbning d= 0.025 m
dg = 180/π*60*60” * lambda / d * 1.22
eller
dg= 206265” * 0.5E-6m/0.025m *1.22 = 5”

Da min brændvidde er f=200 mm, så svarer denne vinkel til en vis længde, p, på billedsensoren

p= f * dg/ 206265” = 5 mikrometer

Nu er der jo ingen optik, der er diffraction-limited. Hubble Space Telescope har en optik, der er 2 gange diffraktionsgrænsen. Selvom jeg er glad for min Canon 70-200mm zoomlinse, så skal man jo nok ikke regne med, at den er så fremragende.
Den bedste FWHM, som jeg har målt, ligger lidt under 2 Bayer-pixels á 0.086 mm. Det svarer til 17 mikrometer eller 17”. Normalt ligger den på 3-4 i klart vejr. Den værdi kommer jeg frem til ved at analysere en ikke-satureret stjerne i det fotometriske program IRIS ver 5.59 (fra 2010), http://www.astrosurf.com/buil/iris-software.html

Det er derfor nok rigtigt, som Bjarne skriver, at for små instrumenter som mit, spiller seeingen ikke den store rolle. Det er derfor nok en overvurdering af seeingen, hvis man udregner den som

seeing (i”)= FWHM * pixelsize / f * 206265”

Når jeg benytter en pixelstørreelse på 0.086mm på mit Canon EOS 550D, skyldes det, at jeg spalter billederne op i de fire farvelag R G1 G2 og B, når jeg laver fotometri. Den specificerede pixel størrelse er 0.0043 mm fra Canons hjemmeside, men afstanden fra den ene røde pixel til den næste er dobbelt så stor, da billedelementerne ligger i et Bayer-mønster https://en.wikipedia.org/wiki/Bayer_filter
Ideen med at udregne både G1 og G2 er, at forskellen G1-G2 er et godt mål for nøjagtigheden af observationen.

Med venlig hilsen
Søren

Søren Toft - Virum
EOS 200D, 1620mm f/9 Astro Physics eller 200mm f/5.6 Skywatcher AZ-GTI

[steenkhDeltager Planet]

OK, det ser ud til at at seeing bliver udregnet som Full Width at Half Maximum på ud fra pixler i et foto. Da jeg ikke tager fotos, kan jeg forstå at jeg ikke har nogen mulighed for at regne nogen FWHM værdi. Ærgerligt, men forståeligt.

[Forfatter]

Indlæg