Astronomie

Verfolgung einer heliographischen Koordinate auf CCD

Verfolgung einer heliographischen Koordinate auf CCD

Angesichts des Breiten- und Längengrades einer heliographischen Koordinate möchte ich den Punkt auf einem CCD-Bild platzieren und seine Bewegung für eine bestimmte Dauer simulieren. Obwohl ich in der Lage bin, die Bewegung eines Punktes auf der Sonne zu verfolgen, kann ich den Punkt nicht an der genauen Position platzieren.

Zum Beispiel sollte (0,90) idealerweise am rechten Rand der Sonne platziert werden, aber mit dem aktuellen Code fällt es außerhalb des Bildes. Das Problem scheint in der Skalierung zu liegen.

Können Sie mir bitte die Parameter vorschlagen, die ich bei der Skalierung berücksichtigen muss? Ich habe die Plattenskala des CCDs, das Verhältnis des Sonnenradius zum Abstand Erde-Sonne, aufgenommen.

Der Code:

%% Plattenskala,Pixelgröße = 0,6 Bogensekunden/Pixel p = 1/0,6 %% Radius der Sonne/Erde-Sonne-Abstand a = 0,0046491838 %% Skalierungsfaktor, umgerechnet in Grad s = a*p*3600 %% Zentral Pixel xC = 2048; yC = 2048; %% Breiten- und Längengrad l = 0 b = -90 x = rund((b*s*cos((l*pi)/180))+xC) y = rund((l*s)+yC)

-->x =-463&y = 2048und daher wird der Punkt nicht geplottet.


Verfolgung einer heliographischen Koordinate auf CCD - Astronomie

Aus Scheibenzeichnungen kann die Position von Sonnenfleckengruppen in Bezug auf heliographische Breiten- und Längengrade gemessen werden. Für jede gesehene Gruppe kann dann der durchschnittliche Breitengrad beim Fortschreiten über die Sonnenscheibe berechnet und als Funktion der Zeit aufgetragen werden, um das unten stehende Diagramm (bekannt als Schmetterlingsdiagramm) zu erhalten. Zu Beginn eines neuen Sonnenzyklus befinden sich Sonnenflecken normalerweise in hohen Breiten, während sie sich am Ende normalerweise in niedrigen Breiten befinden. Auch die maximal gemessene Größe einer Gruppe geht über die vier Farben ein: Gelb für Gruppen kleiner 100 Millionstel, Grün für Gruppen zwischen 100 Millionstel und 500 Millionstel, Violett für Gruppen zwischen 500 Millionstel und 1000 Millionstel und Rot für Gruppen größer 1000 Millionstel.

Bevor der Standort eines Sonnenflecks gefunden werden kann, müssen folgende Größen für Datum und Uhrzeit der Sonnenbeobachtung bestimmt werden:

Die folgenden Grafiken zeigen die jährliche Variation dieser vier Parameter.

Änderungen von Bo, P und scheinbarem Durchmesser können über eine Animation visualisiert werden (Sie können diese Animation direkt herunterladen (322 kB)).

Im Folgenden werden drei Methoden zur Bestimmung der heliographischen Breite und Länge von Sonnenfleckengruppen beschrieben:

Ich habe drei Windows 95/98/2000/XP/NT-Programme geschrieben, um den Breiten- und Längengrad von Sonnenflecken einfach zu berechnen. Das Freeware-Programm Helio v2 ist unten abgebildet - die einzigen Eingaben sind Datum/Uhrzeit und die Position des Sonnenflecks (x- und y-Koordinaten bezogen auf die Mitte der Scheibe). Weitere Informationen zu allen drei Programmen finden Sie auf der Softwareseite.

Die nächsten beiden Methoden erfordern für jede Beobachtung heliographische Parameter. Diese können aus einer Vielzahl von astronomischen Quellen bezogen werden, darunter das Handbook of the British Astronomical Association. Diese Quellen geben reguläre Werte für die heliographischen Koordinaten Bo, Lo und P sowie den scheinbaren Sonnendurchmesser und die Carrington-Rotationszahl an. Mit der linearen Interpolation können die Koordinaten zu anderen Zeiten als 0h UT berechnet werden. Ein positives Bo zeigt an, dass der Breitengrad des Zentrums der Sonnenscheibe auf der solaren Nordhalbkugel liegt. Lo nimmt mit der Zeit ab. Ein positives P zeigt an, dass die Rotationsachse östlich des Nordpunktes der Scheibe liegt. Die Merkmale auf der Scheibe rotieren vom östlichen zum westlichen Rand.

Stonyhurst-Scheiben sind heliographische Breiten- und Längengrade für eine Vielzahl von Bo-Werten.

Sie werden verwendet, indem das Gitter mit dem nächsten Bo-Wert auf der Zeichnung platziert und die Oberseite der Scheibe mit dem nördlichen Ende der Rotationsachse (Winkel P von N) ausgerichtet wird. Die Breitengradskala auf der rechten Seite gibt den Breitengrad eines Sonnenflecks an, während der Längenversatz von der Mitte der Scheibe gemessen werden kann und mit Lo kann der Längengrad eines Flecks berechnet werden. Links ist eine Stonyhurst-Scheibe halber Größe für Bo=+7.0° und -7.0°. Wenn Bo +7,0° beträgt, wird die Oberseite der Scheibe in einem Winkel P Grad vom Nordpunkt der Scheibe platziert und die Scheibe gedreht, bis sie die Zeichnung vollständig bedeckt. Wenn Bo -7,0° ist, wird die Scheibe auf den Kopf gestellt, bevor P Grad vom Nordpunkt platziert wird.

Diese Methode verwendet die x- und y-Position eines Punktes auf der Sonnenscheibe, wobei die x-Achse die Ost-West-Linie und die y-Achse die Nord-Süd-Linie ist. Die Mitte der Scheibe ist bei (0,0) und x ist positiv nach Osten und y ist positiv nach Norden. Es werden dann folgende Winkel berechnet:

Dabei ist appdiam der scheinbare Durchmesser der Sonne (in Grad) und diskdiam ist der Durchmesser der Scheibenzeichnung (in den gleichen Einheiten und x und y). Die beiden letzten Winkel, der Winkelabstand auf der Sonnenoberfläche vom Zentrum der Scheibe zum Sonnenfleck und der Positionswinkel des Sonnenflecks von der Nord-Süd-Linie, werden dann verwendet, um die heliographische Breite B und Länge abzuleiten , L:

Zum Beispiel, wenn am 1. Januar 1999 um 11h 10m, wenn Bo = -3,0°, Lo = 139,5°, P = +2,1° und der scheinbare Sonnendurchmesser = 32' 35", gemessen wurde, wurde ein Sonnenfleck bei x = gemessen -27 mm und y = -22 mm auf einer Scheibenzeichnung mit 150 mm Durchmesser, dann = 0,13 °, = 27,5 ° und = -129,2 °, was B = -20,6 ° und L = 161,3 ° ergibt.


Verfolgung einer heliographischen Koordinate auf CCD - Astronomy

Auf mehreren Gebieten der Sonnenphysik müssen genaue heliographische Koordinaten von Objekten auf der Sonne bekannt sein. Einer der Faktoren, die die Genauigkeit der Messungen der heliographischen Koordinaten beeinflussen, ist die Genauigkeit der Ausrichtung eines Sonnenbildes. In dieser Arbeit wird die bekannte Driftmethode zur Bestimmung der Orientierung des Sonnenbildes auf Daten angewendet, die mit einem mit einer CCD-Kamera ausgestatteten Sonnenteleskop aufgenommen wurden. Die Faktoren, die die Genauigkeit der Methode beeinflussen, werden systematisch diskutiert und die notwendigen Korrekturen ermittelt. Diese Faktoren sind wie folgt: die Bahn des Zentrums der Sonnenscheibe auf dem CCD bei ausgeschaltetem Teleskopantrieb, die astronomische Refraktion, die Änderung der Sonnendeklination und die optische Verzerrung des Teleskops. Die Methode kann auf jedem Sonnenteleskop angewendet werden, das mit einer CCD-Kamera ausgestattet ist und in der Lage ist, Sonnen-Vollscheibenaufnahmen zu machen. Als Beispiel zur Veranschaulichung der Methode und ihrer Anwendung wird die Orientierung von Sonnenbildern bestimmt, die mit dem Gyula-Heliographen aufgenommen wurden. Als Nebenprodukt wird eine neue Methode zur Bestimmung der optischen Verzerrung eines Sonnenteleskops vorgeschlagen.


Verfolgung einer heliographischen Koordinate auf CCD - Astronomie

Heliographische Koordinaten werden verwendet, um die Positionen von Sonnenmerkmalen, insbesondere der Sonnenfleckengruppen auf der Sonnenoberfläche, zu identifizieren. Die Verfolgung der Positionen von Sonnenfleckengruppen liefert Informationen über die Sonnenrotation und das Bewegungsverhalten von Sonnenfleckengruppen über Sonnenzyklen. Zwei heliographische Koordinaten sind definiert: Carrington und Stonyhurst. Die hier verwendeten Berechnungen hängen von drei Sonnenparametern ab, dem Positionswinkel P, dem Breitenwinkel B 0 und dem Startlängengrad L 0 . Diese Werte werden unter Verwendung des astronomischen Almanachs für die Beobachtungszeit berechnet. In dieser Studie wird ein Computerprogramm namens Computer Aided Measurement for Sunspots (CAMS) vorgestellt. Das Hauptziel des Programms ist die Bestimmung der heliographischen Breite und Länge der Sonnenfleckengruppen neben anderen Merkmalen wie Breiten- und Längslänge, rechteckiger Fläche und Neigungswinkel. Dies wird erreicht, indem die entsprechende Stonyhurst-Scheibe für den P- und B 0 -Winkel des Beobachtungszeitpunktes erzeugt und der gescannten Zeichnung überlagert wird. Seit 2009 wird CAMS verwendet, um tägliche Sonnenzeichnungen am Observatorium der Universität Istanbul zu verarbeiten.


Ist es günstiger/einfacher mit Film anzufangen?

Ich habe noch nie Astrofotografie gemacht und bin mit einem SCT sogar ziemlich neu in der Astronomie, aber ich lerne schnell. Ich habe mir CCD-Imager angesehen, aber nachdem ich einige Fragen gestellt hatte, stellte sich heraus, dass bei einem 10-Zoll-SCT mit einer Brennweite von F/10 das Sichtfeld bei den meisten preisgünstigeren CCD-Imagern ziemlich klein ist und selbst mit einem Brennweitenreduzierer noch klein zu sein scheint Ich habe die CCDCalc-Software verwendet, um zu überprüfen, was das Sichtfeld wäre. Wie auch immer, ich frage mich, ob normaler Film billiger und / oder einfacher ist, mit der Astrofotografie zu beginnen. Wenn ich mir einige der genannten Kameras anschaue, können sie es sein hatte für wirklich billig. Ich weiß, ich brauche einen Keil, aber abgesehen davon sollte 35-mm-Film ein viel großes Sichtfeld ergeben? Wenn ich zum Beispiel den Orionnebel abbilden würde, würde ich viel mehr davon im Blickfeld bekommen als ein CCD-Imager wie die Meade- und Orion-Modelle Schließlich machen die meisten Leute beim Film nur längere Belichtungen oder machen immer noch mehrere Aufnahmen und stapeln sie in einer Software wie Registax - und wenn ja, warum statt nur eine längere Belichtung? Vielen Dank.

#2 Mikroben

Wenn ich den Orion-Nebel abbilden würde, würde ich viel mehr davon in der Ansicht sehen als ein CCD-Imager wie die Meade- und Orion-Modelle?

Mit einem 10 Zoll f/10 passen etwa 95% des Orionnebels in den Rahmen einer 35mm Kamera. Gehen Sie hier, um die Berechnungen durchzuführen (und den CCD-Rechner herunterzuladen, ein gutes Programm, um zu berechnen, wie etwas gerahmt ist):

Im Vergleich zu einem Meade DSI ist das Sichtfeld bei einer 35-mm-Kamera deutlich größer.

Ich frage mich, ob regulärer Film billiger und / oder einfacher ist, mit der Astrofotografie zu beginnen.

Für den Einstieg sicherlich günstiger. Abgesehen von den geringeren Kamerakosten benötigen Sie kein Laptop. Einfacher? Ich glaube nicht, dass es einfacher ist, man bekommt kein sofortiges Feedback wie bei einem CCD.

#3 Rev2010

Einfacher? Ich glaube nicht, dass es einfacher ist, man bekommt kein sofortiges Feedback wie bei einem CCD.

He, ausgezeichneter Punkt! Zum Glück beschäftige ich mich mehr mit FOV

#4 rotvis

35-mm-Film ist ein hervorragender Einstieg in die Astrofotografie. Ich fing mit digital an und mochte die ganze Aufregung nicht - Dark Frames, Bias Frames, Flat Frames usw. All diese zusätzlichen Aufnahmen schienen mir die wahrgenommenen Vorteile der sofortigen Reaktion zu negieren. Also ging ich zum Film und liebe es. Das Wichtigste ist, zu einer schönen Dark-Sky-Site zu gelangen!

Nimm eine alte Kamera und probiere sie aus! Sie werden nur ein paar Dollar ausgeben und Sie können diesen Keil für CCD / DSLR-Astrofotografie verwenden, wenn Sie sich für diesen Weg entscheiden.

Sie können Ihre Bilder in Registar oder sogar Registax für Film stapeln. Der Grund, warum Sie nicht wirklich mehrere Kurzbelichtungen machen können, liegt darin, dass der Film das Licht auf nichtlineare Weise aufzeichnet. Sie stapeln Filmaufnahmen, um Rauschen / Körnung in Ihren Fotos zu reduzieren, damit sie sehr schön und sehr glatt aussehen. Meine neue Technik besteht darin, jede Nacht weniger Objekte zu schießen, aber jedes Objekt zweimal zu schießen, damit ich die beiden Aufnahmen stapeln kann, wenn ich fertig bin.

Lassen Sie es uns wissen, wenn Sie weitere Fragen haben!

#5 Suk Lee

Es gibt noch einen weiteren Faktor - Sie können mit 35 mm leichter wunderbare Weitfeldaufnahmen machen als mit CCD. Stecken Sie Ihre 35-mm-Kamera mit einem 50-mm-Objektiv auf eine kostengünstige Halterung oder ein Flügeltor, und Sie können mit kaum Investitionen wunderschöne Weitwinkelaufnahmen machen.

Hochauflösende Aufnahmen von Galaxien auf CCD sind technisch beeindruckend, aber IMHO ist eine schöne Weitwinkelansicht viel schöner.

#6 s58y

Ich habe mit Digital angefangen und mochte die ganze Aufregung nicht - Dark Frames, Bias Frames, Flat Frames usw.

Braucht man da nicht auch bei Film noch flache Frames (um Vignettierung zu korrigieren etc.) Vielleicht gibt es bei Film aber weniger Staub? Oder verursacht die nichtlineare Natur des Films Probleme bei der Anwendung von Flatframes?

#7 ClownFische

Um Ihre Frage zu beantworten: "Ist es billiger, mit Film zu beginnen?"

Absolut! Ich habe festgestellt, dass Filmaufnahmen beim Vergleich ähnlicher Ergebnisse deutlich günstiger sind als digitale. Außerdem ist der Film fehlertoleranter, sodass eine billigere Halterung verwendet werden kann.

Aber Sie haben ein f/10-System, das mit Film praktisch nicht zu verwenden ist. Sie müssen das mit einem Brennweitenreduzierer ein wenig reduzieren. Selbst dann wird ein F/6-System nicht einfach sein, da es eine VIEL längere Belichtungszeit erfordert als ein System mit f/4 oder f/5. Du brauchst auf jeden Fall einen Brennweitenreduzierer. In der Zwischenzeit schlage ich vor, dass Sie das SCT als Leitfernrohr verwenden und ein 13-mm- oder 200-mm-Teleobjektiv an Ihrem Zielfernrohr huckepack tragen. Dies wird Ihnen viele Astrofotos liefern und ist im Vergleich zur Arbeit mit dem Hauptfokus sehr einfach zu machen.

Aber.. da dies ein so guter Beitrag wie jeder andere ist, werde ich auf meine Gesamtansicht der Filmabbildung eingehen. Hier ist das Argument, das ich oft höre: "Filmbilder sind nicht so gut wie CCD-Bilder!"

Sie sind zwar nicht mehr so ​​beliebt, aber genauso gut. Vergleicht man ähnliche PREISE-Setups, übertrifft der Film CCD-Imager in Bezug auf Bildqualität, Auflösung und Sichtfeld. Obwohl teure dedizierte CCD-Imager gekauft werden können, die mit Film konkurrieren oder die Leistung übertreffen, sind ihre Kosten weit höher als bei einem typischen Filmaufbau. Außerdem kaufen die meisten Amateur-Astrofotografen diese sehr teuren High-End-Digital-CCD-Kameras nicht. Wenn man also ein FILM-Setup mit dem durchschnittlichen CCD-Astrofotografen-Setup vergleicht, kann der Film bei ähnlichen Kosten diese erreichen oder übertreffen. Das soll NICHT heißen, dass die Filmfotografie allen CCD-Bildern überlegen ist.. überhaupt nicht! Es gibt bestimmte Bereiche, in denen die CCD-Bildgebung die Leistung von Filmen leicht übertreffen kann, z. Außerdem erfordern die viel kürzeren INDIVIDUAL-Belichtungen der CCD-Bildgebung einen weniger anspruchsvollen Aufwand des Fotografen, insbesondere in Kombination mit einem Autoguider-Setup. Und bei Aufnahmen mit hoher Vergrößerung von BRIGHT-Objekten wie dem Mond oder Planeten können CCD-Imager und sogar Webcams die Filmqualität leicht übertreffen. Für DSO-Arbeiten finden Sie jedoch Film ein ausgezeichnetes Medium, mit viel niedrigeren Anlaufen Kosten.

Es ist jedoch interessant, die tatsächlichen Ergebnisse zwischen den beiden Plattformen zu vergleichen. Ich wollte zwar einen Vergleich zwischen den BEST-Bildern beider Plattformen bei vergleichbaren Preis-Setups zeigen, konnte aber kein einziges finden, das auch nur annähernd ähnliche Ergebnisse lieferte. Bei der Auswahl eines Systems nach dem Preis gibt es einfach keinen Vergleich, Filmergebnisse übertreffen CCD in jeder Hinsicht (für Deep-Sky-Arbeiten). Hier habe ich also einige außergewöhnliche CCD-Bilder gefunden, aber die Kosten für diese Systeme übersteigen bei weitem die des Filmsystems. Die beiden Bilder (unten) sind ausgezeichnete astrofotografische Bilder.

Auf den Fotos auf der LINKEN Seite wurden sie mit einem TAK FSQ 106N APO-Teleskop, einer EM-11-Montierung und einer SBIG ST-10XME-Kamera aufgenommen. Es waren insgesamt 2 1/2 Stunden Exposition. Die Gesamtkosten für diese Einrichtung betrugen über 14.000 US-Dollar.

Die Bilder rechts waren einzelne 40-Minuten-Belichtungen mit einem serienmäßigen Meade LXD75 8" Schmidt Newtonian, einer 26 Jahre alten Olympus OM-1-Kamera und einem Film im Wert von 7 US-Dollar (Fuji Provia 400F). Die Gesamtkosten für dieses Setup lagen unter 1.500 US-Dollar. Sie können einen Unterschied in den vergrößerten Versionen sehen, aber ist dieser Unterschied mehr als 12.000 $ wert?

Von einem dunklen Ort aus kann die Filmaufnahme auch so einfach sein wie Point and Shoot (naja, Point, Guide and Shoot). Dies ist EINE Einzelbelichtung, mit absolut null Computer-Nachbearbeitung. Kein Stapeln, kein Bias, keine Flats, kein Dehnen oder andere Farbbalance. Das kommt direkt vom Entwickler, einfacher geht es nicht.

Und schauen Sie sich dieses Sichtfeld an! Hier ist ein Vergleich des Meade DSI mit 35mm Film. Wohlgemerkt, Mittelformatfilm ist noch VIEL VIEL größer. Dies ist eine einzelne 40-minütige Aufnahme von M31, aufgenommen mit dem Meade SN8 und 35-mm-Film (Fuji 400F Provia). Der mittlere graue Teil ist die Ansicht durch das DSI. Siehst du einen Unterschied?

Sie haben gefragt, warum Mehrfachbelichtungen statt nur eine Langzeitbelichtung machen? Nun, Sie KÖNNEN Mehrfachbelichtungen machen, um das Rauschen zu reduzieren, aber es gibt nicht viel Rauschen im Film. Da Film nicht linear ist, benötigen Sie lange Belichtungszeiten, um blassere Details einzufangen. Dies hat sowohl einen Vor- als auch einen Nachteil.

CCD-Benutzer denken, dass 5-Minuten-Belichtungen lang sind.
FILM-Nutzer halten 90 Minuten für lang.

Eine durchschnittliche Aufnahme von DEEP SKY mit Film dauert 30 bis 60 Minuten. Die durchschnittliche DSO mit einem CCD beträgt 1 bis 3 Minuten pro Exposition. aber viele Male wiederholt.

CCD: Durch kurze Unterbelichtungen können Sie schlechte Unterbelichtungen wegwerfen und nur die besten für Ihren endgültigen Druck behalten. Da Ihre U-Boote so kurz sind, sind Fehler bei der Polarausrichtung nicht so offensichtlich.

FILM: Durch die Verwendung von weniger empfindlichem Film (im Vergleich zu CCD) können Sie Fehler im Handumdrehen korrigieren und sie werden nicht auf dem endgültigen Druck angezeigt. Ich führe manuell und kann Fehler ausleiten, die bei einem viel empfindlicheren CCD definitiv ein Problem darstellen würden. Ich bin gut im Führen, aber nicht SO gut. Außerdem habe ich das Zielfernrohr angestoßen und den Leitstern weit aus dem Feld geschlagen, ihn schnell wiedergefunden und ohne negative Auswirkungen weitergemacht. Dies ist sicherlich auch ein Vorteil des manuellen Guidings, da ein Autoguider verloren gegangen wäre und neu eingestellt werden musste.

Wie auch immer, ich hoffe, die Leute verstehen mich nicht falsch. Ich sage nicht, dass eine Technik besser ist als jede andere. Das ist ein HOBBY und soll SPASS machen. Wenn Sie gerne mit Film arbeiten, tun Sie es. Wenn Sie gerne mit Hightech-CCD-Imagern arbeiten, tun Sie es. Am Ende musst DU zufrieden sein, sonst niemand. Mein Ziel hier ist es, Missverständnisse über Film-Astrofotografie auszuräumen, da nur wenige kommerzielle Unternehmen dies tun. Warum sollten sie... es ist kein Gewinn dabei? Ich bin mir sicher, wenn Meade Filmkameras anstelle von Digitalkameras verkaufen würde, hätten sie viele Details der Filmfotografie auf ihrer Website!

(Es ist interessant zu bemerken, dass die Meade SN8 eine übergroße Sekundärseite verwendet, die einen 35-mm-FILM-Rahmen PERFEKT ausleuchtet, aber für eine kleinere CCD-Kamera verschwendet wird. Sie erwähnen das auch nicht mehr in ihrem Katalog.)


Präzise Bestimmung der Ausrichtung des Sonnenbildes

Auf mehreren Gebieten der Sonnenphysik müssen genaue heliographische Koordinaten von Objekten auf der Sonne bekannt sein. Einer der Faktoren, die die Genauigkeit der Messungen der heliographischen Koordinaten beeinflussen, ist die Genauigkeit der Ausrichtung eines Sonnenbildes. In dieser Arbeit wird die bekannte Driftmethode zur Bestimmung der Orientierung des Sonnenbildes auf Daten angewendet, die mit einem mit einer CCD-Kamera ausgestatteten Sonnenteleskop aufgenommen wurden. Die Faktoren, die die Genauigkeit der Methode beeinflussen, werden systematisch diskutiert und die notwendigen Korrekturen ermittelt. Diese Faktoren sind wie folgt: die Bahn des Zentrums der Sonnenscheibe auf dem CCD bei ausgeschaltetem Teleskopantrieb, die astronomische Refraktion, die Änderung der Sonnendeklination und die optische Verzerrung des Teleskops. Die Methode kann auf jedem Sonnenteleskop angewendet werden, das mit einer CCD-Kamera ausgestattet ist und in der Lage ist, Sonnen-Vollscheibenaufnahmen zu machen. Als Beispiel zur Veranschaulichung der Methode und ihrer Anwendung wird die Orientierung von Sonnenbildern bestimmt, die mit dem Gyula-Heliographen aufgenommen wurden. Als Nebenprodukt wird eine neue Methode zur Bestimmung der optischen Verzerrung eines Sonnenteleskops vorgeschlagen.

Dies ist eine Vorschau von Abonnementinhalten, auf die Sie über Ihre Institution zugreifen können.


Bildregistrierung

Astronomen vergleichen oft Bilder, die zu verschiedenen Zeiten aufgenommen wurden, um nach Kometen, Asteroiden, veränderlichen Sternen, optischen Gammastrahlenausbrüchen und Supernovae zu suchen. Sie kombinieren auch Bilder, um das Signal-Rausch-Verhältnis gegenüber dem zu verbessern, was sie in einer einzigen Integration erreichen können, oder um Bilder zu Mosaiken oder Farbbildern zusammenzusetzen. Da die Teleskopausrichtung in zwei Bildern jedoch nie exakt gleich ist, müssen sie in Übereinstimmung gebracht oder registriert werden, bevor die Bilder verglichen werden können. Die Registrierung dient somit als grundlegender Schritt in einer Vielzahl von übergeordneten Prozessen.

Zwei Bilder werden als "register" bezeichnet, wenn entsprechende Merkmale an denselben Pixelkoordinaten erscheinen. Sterne sind ideale Referenzpunkte für Bilder, da sie sowohl reichlich als auch im Raum fixiert sind, aber praktisch jedes gut definierte Bildmerkmal als Referenzpunkt verwendet werden kann. Für eine genaue Registrierung muss die Bildverarbeitungssoftware in der Lage sein, unter guten Bedingungen für jeden Referenzpunkt einen Schwerpunkt auf besser als 0,05 Pixel zu berechnen.

Die Registrierung erfordert ein "Master"-Bild, dessen Merkmale als Referenzpunkte dienen können. In dem oder den Bildern "Slave" müssen auch die gleichen Referenzpunkte sichtbar sein. Bilder können in Translation, Rotation, Skalierung oder einer beliebigen Kombination nicht ausgerichtet sein.

• Translation bedeutet, dass sich die Referenzpunkte aufgrund von Spurfehlern und Deklinationsdrift von Seite zu Seite oder nach oben und unten verschoben haben. Wenn nur Bilder übersetzt werden, wird ein Referenzpunkt benötigt, um die Bilder zu registrieren.

• Rotation tritt normalerweise auf, wenn eine CCD-Kamera vom Teleskop abgenommen wird, und bei einigen Fokussiereinheiten, wenn das Teleskop neu fokussiert wird. Bei CCD-Kameras, die an Alt-Azimut-Teleskopen montiert sind, tritt eine starke Feldrotation auf, außer für einen kurzen Zeitraum, in dem das Objekt den Himmelsmeridian kreuzt. Bilder, die mit äquatorial montierten Teleskopen über einen Zeitraum von Stunden aufgenommen wurden, werden normalerweise nur verschoben, aber Bilder, die im Abstand von drei oder vier Stunden oder in verschiedenen Nächten aufgenommen wurden, können leicht gedreht werden, wenn das Teleskop neu fokussiert wird. Polarausrichtungsfehler in einer äquatorialen Montierung erzeugen ebenfalls eine Feldrotation. Es ist selten, eine Feldrotation ohne Translation zu sehen. Um die Drehung zu korrigieren, müssen zwei Referenzpunkte gemessen werden.

Abbildung 16.11 Diese beiden Bilder unterscheiden sich in Translation, Rotation und Skalierung, weil sie mit einer Cookbook-Kamera mit unterschiedlichen Betriebsmodi aufgenommen wurden – aber nach der Bildregistrierung werden sie ausgerichtet. Um solche Bilder zu registrieren, müssen in jedem die gleichen zwei Sterne als Referenzpunkte markiert werden.

Abbildung 16.11 Diese beiden Bilder unterscheiden sich in Translation, Rotation und Skalierung, weil sie mit einer Cookbook-Kamera mit unterschiedlichen Betriebsmodi aufgenommen wurden – aber nach der Bildregistrierung werden sie ausgerichtet. Um solche Bilder zu registrieren, müssen in jedem die gleichen zwei Sterne als Referenzpunkte markiert werden.

• Die Skalierung ist normalerweise ein kleiner Effekt bei Bildern, die mit einem Teleskop aufgenommen wurden, aber Bilder, die mit verschiedenen Instrumenten aufgenommen wurden, zeigen große Skalierungsunterschiede. Bilder, die mit unterschiedlichen Teleskopen, Filtern oder CCD-Kameras aufgenommen wurden, werden immer auch relativ zueinander verschoben und gedreht. Zur Korrektur von Skalierungsunterschieden werden zwei Referenzpunkte benötigt.

16.4.1 Registrierung nur mit Übersetzung

Die Registrierung in Translation erfordert nur das Messen eines Referenzpunkts im Master-Bild und das Messen desselben Referenzpunkts in jedem Slave-Bild. Wenn möglich, sind die Referenzpunkte isolierte Sternbilder, die ungefähr der Hälfte der Full-Well-Kapazität des CCD ausgesetzt sind.

Wenn die Koordinaten des Referenzpunkts auf dem Master-Bild als vlnj gemessen werden und die Koordinaten des entsprechenden Referenzpunkts auf dem Slave-Bild als (xs, y J) gemessen werden, dann sind die Translationen Ax und Ày:

Referenzkoordinaten für die Registrierung

Abbildung 16.12 Durchgezogene Punkte sind die Bezugspunkte in diesen Bildern, und die hohlen Punkte in der Mitte zwischen jedem Paar von Bezugspunkten sind die Zentren für Drehung und Skalierung. Astronomische Bilder sind leicht zu registrieren, da ihre Sternbilder ausgezeichnete Referenzpunkte darstellen.

Ax und Ay beschreiben die Übersetzung des Slave-Bildes relativ zum Master in Pixeleinheiten. Positive Werte von x bedeuten, dass sich der Referenzpunkt nach rechts verschoben hat, negative Werte bedeuten, dass der Referenzpunkt im Slave-Bild links von dem im Master-Bild liegt. Zur Registrierung sollte das Slave-Image mit -Ax und -Ay übersetzt werden. Abschnitt 12.1 beschreibt die Mechanik der Bildübersetzung.

16.4.2 Registrierung mit Translation, Rotation und Skalierung

Zwei Referenzpunkte sind erforderlich, um Bilder zu registrieren, die relativ zueinander verschoben, gedreht und skaliert sind, und Sie müssen eine Möglichkeit haben, das Zentrum zum Drehen und Skalieren jedes Slave-Bildes auszuwählen. Wenn das CCD keine quadratischen Pixel hat, müssen Sie außerdem das Pixel-Seitenverhältnis des Bildes (oder der Bilder) angeben.

Die Registrierung beginnt mit der Messung von Koordinaten für zwei Punkte auf dem Master-Bild (xml, yml) und (xm2, ym2) und zwei entsprechende Referenzpunkte auf dem Slave-Bild (xsl, ysl) und (xs2, ys2). Für eine gute Genauigkeit sollten die Referenzpunkte in anderen diametral gegenüberliegenden Ecken so weit wie möglich auseinander liegen.

Obwohl die Zentren für Drehung und Skalierung jeder der Bezugspunkte sein könnten, ist es zweckmäßig, die Drehung und Skalierung am Mittelpunkt der beiden Bezugspunkte durchzuführen. Diese Position ist unabhängig von der Drehung oder Skalierung der Originalbilder gleich und eignet sich gut als Bezugspunkt für die Translation. Dementsprechend lauten die Gleichungen für dieses "Zentrum" des Masters:

Abbildung 16.13 Das Slave-Image aus Abbildung 16.11 wird nun im Master-Image registriert.

Beachten Sie, dass Bereiche außerhalb des Originals schwarz sind – die Software kann keine Daten erstellen, wo keine vorhanden sind. Blättern Sie zur Abwechslung schnell vor und zurück, um zu sehen, wie das Bild in Aktion blinkt.

Abbildung 16.13 Das Slave-Image aus Abbildung 16.11 wird nun im Master-Image registriert.

Beachten Sie, dass Bereiche außerhalb des Originals schwarz sind – die Software kann keine Daten erstellen, wo keine vorhanden sind. Blättern Sie zur Abwechslung schnell vor und zurück, um zu sehen, wie das Bild in Aktion blinkt.

und die entsprechenden Gleichungen für die Mitte des Slave-Bildes lauten:

und die Bildübersetzungen relativ zu (xm,.ym) im Masterbild sind: Ax = xm-xs

Als nächstes finden wir die Rotationsorientierung zwischen jedem Paar von Referenzpunkten in den Master- und Slave-Bildern. Obwohl ihre tatsächlichen Orientierungen willkürlich sind, besteht der Unterschied zwischen den Orientierungen in der Drehung des Slave-Bildes. Die Rotationsausrichtung des Masterbildes ist:

und die Rotationsorientierung des Slave-Bildes ist:

y,i -ysif also ist die Rotationsdifferenz:

Schließlich bestimmen wir die Abbildungsmaßstäbe. Der Abbildungsmaßstab ist proportional zum Abstand zwischen den Referenzpunktpaaren. Im Masterbild beträgt dieser Abstand:

und im Slave-Bild beträgt der Abstand:

die Skalierung des Slave-Image relativ zum Master-Image ist also:

Der letzte Schritt besteht darin, das Slave-Bild zu verschieben, zu drehen und zu skalieren, damit es dem Master entspricht, für das die Übersetzungen –Ax und –Ay, die Drehung –Ad und der Skalierungsfaktor 1 Is sind. Algorithmen für Translation, Rotation und Skalierung werden in Abschnitt 12.4 behandelt.

Für einen genauen Vergleich zwischen zwei Bildern sollten diese gleich weit in entgegengesetzte Richtungen verschoben werden. Für das Masterbild sind die Translationen Ax I2 und Ay/2, die Rotation ist Ad/2 und der Skalierungsfaktor ist Js. Für den Slave-Frame sind die Translationen -Ax / 2 und -Ay / 2, die Rotation -Ad / 2 und der Skalierungsfaktor ist

Astronomische CCD-Bilder verhalten sich bei der Registrierung extrem gut. Sie bieten viele Referenzpunkte und die resultierenden Schwerpunkte sind auf etwa 0,05 Pixel genau. Dies bedeutet, dass die Translationsfehler aufgrund von Fehlern in den Schwerpunkten ungefähr ±0,1 Pixel betragen. Wenn die Referenzpunkte gut beabstandet sind, betragen die Rotationsfehler ungefähr ±0,01° und die Skalierungsfehler ungefähr ±0,02%. Die Zweipunktregistrierung garantiert, dass jede Fehlanpassung zwischen Bildern an allen Punkten des Bildes erheblich kleiner als ein halbes Pixel ist. Wenn große Fehler auftreten, sind sie fast immer auf falsch identifizierte Referenzpunkte zurückzuführen.

• Tipp: Greifen Sie in AIP4Win über das Multi-Image I-Registrierungstool auf die Bildregistrierung zu. Die Registrierung ist auch in mehrere andere Tools integriert, bei denen die Bildregistrierung ein wesentlicher Schritt ist.


ZEITLICHE KOORDINIERUNG

Überblick

Es ist wichtig, den Zeitpunkt anzugeben, zu dem eine Beobachtung stattfand. Leider sind die Standardmethoden dafür komplex und wurden durch einige der historischen Unfälle der FITS-Interpretation mit IDL in der Solargemeinschaft noch komplexer. Außerdem ist die im Header angegebene Zeit weder durch den FITS-Standard noch durch die SOHO-Dokumentation gut definiert.

Referenzzeit

Das de facto (und jetzt formaler) Standard für DATUM-OBS ist die Startzeit der Beobachtung zu verwenden. (Einige Instrumente, z. B. MDI, verwenden die Mitte der Beobachtung, da dies eine bessere "mittlere Zeit" für die Beobachtung als Ganzes darstellt. Vorbehalte!) Für zeitkritische Untersuchungen, bei denen die mittlere Beobachtungszeit benötigt wird, können die Leute verwenden DATUM-OBS + EXPTIME /2 als Zeitpunkt der Beobachtungen.


Heliographische Koordinaten

Um irgendetwas auf der Photosphäre der Sonne zu definieren, müssen wir dies in Bezug auf den heliographischen Breiten- und Längengrad messen. Dies ändert sich mit der Zeit aufgrund von:
1) die Tatsache, dass sich der Abstand zwischen Erde und Sonne ändert
2) die Rotation der Sonne
3) die Rotationsachse der Erde ist um 23.4° zur Ekliptik geneigt
4) die Rotationsachse der Sonne ist um 7,25° zur Ekliptik geneigt

Dies kann berechnet werden, sobald wir haben
1) der scheinbare Durchmesser der Sonne
2) die heliographische Breite B0 des Zentrums der Sonnenscheibe
3) der heliographische Längengrad L0 des Zentrums der Sonnenscheibe
4) der Positionswinkel P des nördlichen Endes der Drehachse, wenn er positiv ist, liegt er östlich des Nordpunktes

In einem späteren Blog werde ich mehr Details zu dieser Berechnung veröffentlichen. Unten ist die Sonne (mit Sonnenfleck) einschließlich des Positionswinkels. Als Software wurde HelioViewer von Peter Meadows verwendet.

Norden wird definiert, indem zwei Bilder mit ausgeschaltetem Tracking-Modus aufgenommen werden, wenn ein äquatorialer Aufbau verwendet wird. Indem wir eine Linie zwischen den beiden Sonnenflecken ziehen und diese horizontal drehen, finden wir Nord - Süd der Sonne.


Verfolgung einer heliographischen Koordinate auf CCD - Astronomy

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Ein Tutorial zur Interpretation Ihres Guide Logs und zur Verbesserung Ihrer Guiding-Leistung von Bruce Waddington. Sehr empfehlenswert! PDF herunterladen English Français

Ein Tutorial zur Verwendung des PHD2’'s Comet Tracking Tools für Off-Axis-Guiding auf Kometen von Lars Karlsson.

Bruce Waddington has contributed a new PHD2 dithering application. This handy utility can be used to dither PHD2 from applications like MaxIm that do not have built-in support for PHD dithering. Download: PHD_Dither 1b

Recently Andy Galasso sat down with The Astroimaging Channel to discuss PHD2 via Google Hangouts. You can watch the session here :

Andy Galasso has written this PHD2 Log File viewer for quickly visualizing your guiding performance and spotting problems in your PHD2 Guide Log.


Methodology

Once localized sites that are magnetically active have been found (i.e., building on the full-disk active region masks, see VectorDataReference) the HARP identification problem consists of two pieces: spatially grouping magnetic activity into objects on the scale of active regions, and tracking these objects from image to image. The grouping problem is harder, because flux emergence can cause formerly isolated ARs to merge. This means that a given HARP cannot be declared complete until it has disappeared from view or rotated off the visible disk. Consequently, final construction of the HARPs are delayed by about a month.

It is important to track HARPs up to the limb, so that all the history of the HARP can be taken in to account in making grouping decisions. Consequently, the grouping criterion takes the spherical geometry into account.

We expect it will be useful to have easy access to the precursors and successors of the HARP. So, we extrapolate the area containing the HARP backwards in time from where it was first detected, and forward from the time where it vanished, two days in each direction. (Or less, if the entire region would rotate off-disk in this time.) This has the effect of expanding the range of T_REC associated with each HARP.

Note that during padding intervals, all keywords that depend on the actual presence of field will have MISSING values, e.g. NPIX, the number of active pixels, and the flux-weighted centroids. The same pattern of missing values will occur at rare times for faint HARPs that briefly fall below the threshold during some part of their lifetime.

The HARP identification component consists of two parts, a grouping/tracking component, implemented in Matlab, and a data ingestion component, implemented as a JSOC module.