Разрешающая способность телескопа и астрокамера
Разрешающая способность телескопа и выбор оптимальной астрокамеры тесно связаны. Давайте разберем, как эти параметры соотносятся и как подобрать камеру, оптимально подходящую для вашего телескопа.
Разрешающая способность телескопа определяется его апертурой и выражается как минимальное угловое расстояние между двумя точками, которое телескоп способен различить. Она зависит от диаметра объектива или зеркала телескопа и длины волны света, на которой проводится наблюдение.
Формула для расчета разрешающей способности (в радианах) телескопа:

θ=1.22*λ/D


где:


  • θ — разрешающая способность в радианах,
  • λ — длина волны света,
  • D — диаметр апертуры телескопа.

Для видимого света (средняя длина волны около 550 нм) эта формула упрощается до:


θ≈138/D


где θ в секундах дуги, а D в миллиметрах.

Оптимальный размер пикселя камеры


Чтобы оптимально использовать разрешающую способность телескопа, важно правильно подобрать размер пикселя камеры. Этот процесс называют "сэмплированием". Сэмплирование определяется соотношением размера пикселя камеры и углового размера объекта, проецируемого на матрицу камеры.


Оптимальное сэмплирование описывается как "критическое сэмплирование", при котором каждый пиксель улавливает примерно половину разрешающей способности телескопа. Это достигается, когда угловой размер пикселя камеры составляет примерно половину углового разрешения телескопа.

Пересемплирование (Oversampling)

Пересемплирование происходит, когда размер пикселя камеры слишком мал относительно разрешающей способности телескопа. Это означает, что телескоп и камера захватывают больше данных, чем нужно для того, чтобы соответствовать разрешающей способности оптики.

Преимущества пересемплирования:

  1. Улучшение детализации: Пересемплирование может захватывать больше деталей, что особенно полезно при хорошем качестве атмосферы (seeing) и при обработке изображений.
  2. Улучшение контраста: Оно может помочь улучшить контрастность мелких деталей на изображении.

Недостатки пересемплирования:

  1. Большие файлы: Изображения будут иметь больший размер файлов, что увеличивает требования к хранению и обработке.
  2. Шум: Пересемплированные изображения могут быть более шумными, так как каждый пиксель захватывает меньше света.

Недосемплирование (Undersampling)

Недосемплирование происходит, когда размер пикселя камеры слишком велик относительно разрешающей способности телескопа. Это означает, что изображение на матрице камеры не полностью использует разрешающую способность оптики.

Преимущества недосемплирования:

  1. Меньше шума: Недосемплированные изображения могут быть менее шумными, так как каждый пиксель захватывает больше света.
  2. Меньшие файлы: Изображения будут иметь меньший размер файлов, что облегчает хранение и обработку.

Недостатки недосемплирования:

  1. Потеря детализации: Недосемплированные изображения могут терять мелкие детали, что может быть критично для объектов с высокой угловой разрешающей способностью.
  2. Меньший контраст: Мелкие детали могут быть менее контрастными и менее различимыми.

Какой подход лучше?

Выбор между пересемплированием и недосемплированием зависит от ваших целей и условий наблюдения:
  1. Для планетарной астрофотографии: Пересемплирование предпочтительнее, так как требуется максимальная детализация и контраст мелких объектов.
  2. Для съемки глубокого космоса: Легкое пересемплирование или критическое сэмплирование (где размер пикселя близок к оптимальному) могут быть предпочтительными для получения наилучшего баланса между детализацией и шумом.
  3. Условия наблюдения: В условиях плохого качества атмосферы (seeing) недосемплирование может быть предпочтительным, так как турбулентность атмосферы ограничивает разрешающую способность, и пересемплирование может не дать преимуществ.

Расчет оптимального размера пикселя


Угловой размер одного пикселя камеры определяется по формуле:

Pixel scale = 206265*Pixel size/F

где:

  • Pixel scale - угловой размер пикселя в секундах дуги,
  • Pixel size - размер пикселя камеры в микрометрах,
  • F - фокусное расстояние телескопа в миллиметрах,
  • 206265 - константа, является коэффициентом преобразования, который переводит микрометры (размер пикселя) в угловые секунды, принимая во внимание фокусное расстояние телескопа в миллиметрах. Один радиан равен 206265 угловых секунд. Эта константа получается из соотношения:

1 радиан=180×3600/π≈206265

угловых секунд. Это соотношение используется для преобразования линейных размеров объекта на фокальной плоскости в угловые размеры на небе.

Для критического сэмплирования, угловой размер пикселя должен составлять половину разрешающей способности телескопа:

Pixel scale = θ/2

Пример расчета
Предположим, у нас есть телескоп с апертурой 200 мм и фокусным расстоянием 1000 мм. (У меня как раз есть такой телескоп т.н. Ньютон) и рассчитаем разрешающую способность и оптимальный размер пикселя камеры.
Разрешающая способность моего телескопа:
θ ≈138/200 = 0.69 секунд дуги
Оптимальный размер пикселя:
Pixel scale ≈ 0.69/2 ​= 0.345 секунд дуги
Теперь рассчитаем размер пикселя камеры:
Pixel size = 0.345×1000​/206265 ≈ 1.67 мкм
Таким образом, для данного телескопа оптимальный размер пикселя камеры составляет примерно 1.67 мкм.
А вообще друзья, все это не так уж и важно, т.к. качество фото будет зависеть от качества сигнала который вы получите (отсутствие светового загрязнения, точное гидирование, состояние атмосферы ) и вашего уровня обработки фото. Мой опыт показывает, что вышеописанное может стать критическим только при экстремальных несоответствиях - которые не возможно сегодня добиться, т.к. оборудование типично и универсально.
Полезные ссылки:

  1. CCD Suitability - калькулятор для автоматического определения всего того, что написано выше.
  2. Расчет поля зрения и разрешения ПЗС-камеры для телескопа (объектива)

Источники:

HOW TO CAPTURE THE CLEAREST ASTRO IMAGES
Made on
Tilda