Astronomi

Menjejaki koordinat heliografi pada CCD

Menjejaki koordinat heliografi pada CCD


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Memandangkan garis lintang dan garis bujur koordinat heliografi, saya ingin meletakkan titik pada gambar CCD dan mensimulasikan pergerakannya untuk jangka masa tertentu. Walaupun saya dapat mengesan pergerakan titik di Matahari, saya tidak dapat meletakkan titik di lokasi yang tepat.

Sebagai contoh, (0,90) sebaiknya diletakkan di tepi kanan Matahari, tetapi dengan kod semasa, ia berada di luar gambar. Isu ini nampaknya dalam skala.

Bolehkah anda nyatakan parameter yang perlu saya ambil kira semasa penskalaan. Saya telah memasukkan skala plat CCD, nisbah jejari Matahari dengan jarak Bumi-Matahari.

Kodnya:

Skala plat %%, ukuran piksel = 0,6 arka sesaat / piksel p = 1 / 0,6% piksel xC = 2048; yC = 2048; %% garis lintang dan garis bujur l = 0 b = -90 x = bulat ((b * s * cos ((l * pi) / 180)) + xC) y = bulat ((l * s) + yC)

-->x = -463&y = 2048dan oleh itu intinya tidak akan dirancangkan.


Menjejaki koordinat heliografi pada CCD - Astronomi

Dari lukisan cakera lokasi kumpulan bintik matahari dapat diukur dari segi garis lintang dan garis bujur heliografi. Bagi setiap kumpulan yang dilihat, garis lintang rata-rata ketika melintasi cakera solar kemudian dapat dikira dan diplot sebagai fungsi masa untuk memberikan carta di bawah (dikenali sebagai rajah rama-rama). Pada permulaan kitaran suria yang baru, bintik matahari biasanya berada di garis lintang tinggi sementara di akhir biasanya di lintang rendah. Saiz maksimum kumpulan yang diukur juga termasuk dalam empat warna: kuning untuk kumpulan yang lebih kecil daripada 100 juta, hijau untuk kumpulan antara 100 juta hingga 500 juta, ungu untuk kumpulan antara 500 juta hingga 1000 juta dan merah untuk kumpulan yang melebihi 1000 berjuta-juta.

Sebelum lokasi bintik matahari dapat dijumpai, kuantiti berikut perlu ditentukan untuk tarikh dan waktu pemerhatian solar: -

Grafik di bawah menunjukkan variasi tahunan dalam empat parameter ini.

Perubahan dalam Bo, P dan diameter jelas dapat dilihat melalui animasi (anda boleh memuat turun animasi ini secara langsung (322 kB)).

Tiga kaedah untuk menentukan garis lintang dan garis bujur heliografi kumpulan bintik matahari dijelaskan di bawah: -

Saya telah menulis tiga program Window 95/98/2000 / XP / NT untuk mengira garis lintang dan garis bujur bintik matahari dengan mudah. Program perisian percuma, Helio v2 ditunjukkan di bawah - satu-satunya input adalah tarikh / masa dan kedudukan bintik matahari (koordinat x dan y berkenaan dengan pusat cakera). Lihat halaman perisian untuk maklumat lebih lanjut untuk ketiga-tiga program.

Dua kaedah seterusnya memerlukan parameter heliografi untuk setiap pemerhatian. Ini dapat diperoleh dari pelbagai sumber astronomi termasuk Buku Panduan Persatuan Astronomi Britain. Sumber-sumber ini memberikan nilai tetap bagi koordinat heliografik Bo, Lo dan P ditambah diameter suria yang jelas dan nombor putaran Carrington. Interpolasi linear boleh digunakan untuk mengira koordinat pada waktu selain 0h UT. Bo positif menunjukkan bahawa garis lintang pusat cakera solar berada di hemisfera utara suria. Lo berkurang dengan masa. P positif menunjukkan bahawa paksi putaran berada di sebelah timur titik utara cakera. Ciri-ciri pada cakera berputar dari anggota badan timur ke anggota badan barat.

Cakera stonyhurst adalah grid garis lintang dan garis bujur heliografi untuk pelbagai nilai Bo.

Mereka digunakan dengan meletakkan grid, dengan nilai Bo terdekat, pada gambar dan menyelaraskan bahagian atas cakera dengan hujung utara paksi putaran (sudut P dari N). Skala garis lintang ke kanan memberikan garis lintang bintik matahari sementara garis bujur yang diimbangi dari pusat cakera dapat diukur dan dengan Lo, garis bujur suatu titik dapat dikira. Di sebelah kiri ialah cakera Stonyhurst separuh saiz untuk Bo = + 7.0 & deg dan -7.0 & deg. Sekiranya Bo adalah + 7.0 & deg, bahagian atas cakera diletakkan sudut P darjah dari titik utara cakera dan cakera berpusing sehingga menutupi keseluruhan gambar. Sekiranya Bo adalah -7.0 & deg maka cakera terbalik sebelum meletakkan P darjah dari titik utara.

Kaedah ini menggunakan kedudukan x dan y titik pada cakera solar di mana paksi x adalah garis timur-barat dan paksi y adalah garis utara-selatan. Bahagian tengah cakera berada di (0,0) dan x positif ke arah timur dan y positif ke arah utara. Sudut berikut kemudian dikira:

di mana appdiam adalah diameter jelas Matahari (dalam darjah) dan diskdiam adalah diameter lukisan cakera (dalam unit yang sama dan x dan y). Dua sudut terakhir, jarak sudut di permukaan Matahari dari pusat cakera ke bintik matahari dan sudut kedudukan bintik matahari dari garis utara-selatan, kemudian digunakan untuk menurunkan garis lintang, B, dan garis bujur heliografi , L:

Sebagai contoh, jika pada 1 Januari 1999 pada 11h 10m, ketika Bo = -3.0 & deg, Lo = 139.5 & deg, P = + 2.1 & deg dan diameter suria yang nyata = 32 '35 ", bintik matahari diukur berada pada x = -27mm dan y = -22mm pada lukisan cakera berdiameter 150mm, kemudian = 0.13 & deg, = 27.5 & deg dan = -129.2 & deg memberikan B = -20.6 & deg dan L = 161.3 & deg.


Menjejaki koordinat heliografi pada CCD - Astronomi

Koordinat heliografi tepat pada objek di Matahari harus diketahui dalam beberapa bidang fizik suria. Salah satu faktor yang mempengaruhi ketepatan pengukuran koordinat heliografik adalah ketepatan orientasi imej suria. Dalam makalah ini kaedah drift yang terkenal untuk menentukan orientasi gambar suria diterapkan pada data yang diambil dengan teleskop suria yang dilengkapi dengan kamera CCD. Faktor-faktor yang mempengaruhi ketepatan kaedah dibincangkan secara sistematik, dan pembetulan yang diperlukan ditentukan. Faktor-faktor ini adalah seperti berikut: lintasan pusat cakera solar pada CCD dengan pemacu teleskop dimatikan, pembiasan astronomi, perubahan deklinasi Matahari, dan distorsi optik teleskop. Kaedah ini boleh digunakan pada mana-mana teleskop solar yang dilengkapi dengan kamera CCD dan mampu mengambil gambar cakera penuh solar. Sebagai contoh untuk menggambarkan kaedah dan aplikasinya, orientasi gambar suria yang diambil dengan heliograf Gyula ditentukan. Sebagai produk sampingan, kaedah baru untuk menentukan distorsi optik teleskop solar dicadangkan.


Menjejaki koordinat heliografi pada CCD - Astronomi

Koordinat heliografi digunakan untuk mengenal pasti kedudukan ciri-ciri suria, terutamanya kumpulan bintik matahari di permukaan Matahari. Mengesan kedudukan kumpulan bintik matahari memberikan maklumat mengenai putaran suria dan tingkah laku pergerakan kumpulan bintik matahari melalui Solar Cycles. Dua koordinat heliografik ditentukan: Carrington dan Stonyhurst. Pengiraan yang digunakan di sini bergantung pada tiga parameter suria, sudut kedudukan P, sudut lintang B 0 dan garis bujur permulaan L 0. Nilai-nilai ini dikira dengan menggunakan Astronomical Almanac untuk masa pemerhatian. Dalam kajian ini, program komputer yang disebut Computer Aided Measurement for Sunspots (CAMS) disajikan. Matlamat utama program ini adalah untuk menentukan garis lintang dan garis bujur heliografi kumpulan bintik matahari selain ciri-ciri lain seperti panjang latitudinal dan longitudinal, kawasan segi empat tepat dan sudut kecondongan. Ini dicapai dengan menghasilkan cakera Stonyhurst yang sesuai untuk sudut P dan B 0 pada masa pemerhatian dan meletakkannya pada gambar yang diimbas. Sejak 2009, CAMS digunakan untuk memproses lukisan solar setiap hari di Istanbul University Observatory.


Adakah lebih murah / lebih mudah untuk memulakan dengan filem?

Saya tidak pernah melakukan astrofotografi dan bahkan baru mengenal astronomi dengan SCT tetapi saya seorang pelajar yang cepat. Saya telah melihat pencitraan CCD tetapi setelah mengemukakan beberapa soalan mendapati bahawa pada SCT 10 "dengan panjang fokus F / 10, medan pandangan cukup kecil dengan pengimejan CCD dengan harga paling rendah dan walaupun dengan pengurang fokus, nampaknya masih kecil saya. Saya menggunakan perisian CCDCalc untuk memeriksa bidang pandangannya. Bagaimanapun, saya tertanya-tanya adakah filem biasa lebih murah dan / atau lebih mudah untuk dimulakan dalam pencitraan astro. Melihat beberapa kamera yang disebutkan, ia mungkin sememangnya sangat murah. Saya tahu saya memerlukan baji, tetapi filem 35mm selain itu harus memberikan bidang pandangan yang sangat besar? Seperti, jika saya membayangkan Orion Nebula, saya harus mendapatkan lebih banyak paparan daripada pengimejan CCD seperti model Meade dan Orion? Terakhir, dengan filem adakah kebanyakan orang hanya melakukan pendedahan yang lebih lama atau adakah orang masih mengambil banyak tangkapan dan menyusunnya dalam perisian seperti Registax - dan jika demikian mengapa dan bukannya hanya melakukan pendedahan yang lebih lama? Terima kasih.

# 2 mikrob

jika saya ingin membayangkan Orion Nebula, saya harus mendapatkan lebih banyak paparan daripada imej CCD seperti model Meade dan Orion?

Dengan f / 10 10 inci anda boleh memuat sekitar 95% nebula orion dalam bingkai kamera 35mm. Pergi ke sini untuk membuat pengiraan (dan untuk memuatkan kalkulator CCD, program yang baik untuk mengira bagaimana sesuatu dibingkai):

Berbanding dengan Meade DSI, FOV jauh lebih besar dengan kamera 35mm dengan margin yang besar.

Saya tertanya-tanya apakah filem biasa lebih murah dan / atau lebih mudah untuk dimulakan dalam pengimejan astro.

Pasti lebih murah untuk memulakan. Selain kos kamera yang lebih rendah, anda tidak memerlukan bahagian atas. Lebih senang? Saya tidak fikir lebih mudah, anda tidak mendapat maklum balas segera seperti yang anda dapatkan dengan CCD.

# 3 Rev2010

Lebih senang? Saya tidak fikir lebih mudah, anda tidak mendapat maklum balas segera seperti yang anda dapatkan dengan CCD.

Heh, titik yang sangat baik! Nasib baik saya lebih mementingkan FOV

# 4 menyusun semula

Filem 35mm adalah kaedah terbaik untuk memulakan astrofotografi. Saya bermula dengan digital dan tidak menyukai semua keributan - bingkai gelap, bingkai berat sebelah, bingkai rata, dan lain-lain. Semua penembakan tambahan itu seolah-olah saya menafikan faedah yang dirasakan daripada tindak balas seketika. Jadi saya pergi filem dan menyukainya. Perkara yang paling penting adalah pergi ke laman langit gelap yang indah!

Angkat kamera lama dan cubalah! Anda hanya akan mendapat beberapa dolar dan anda boleh menggunakan baji tersebut untuk astrofotografi CCD / DSLR jika anda memutuskan untuk menempuh jalan tersebut.

Anda boleh menyusun gambar anda di Registar atau bahkan Registax untuk filem. Sebab anda tidak dapat melakukan banyak pendedahan pendek adalah kerana filem merakam cahaya dengan cara yang tidak linear. Anda meletakkan rakaman filem untuk mengurangkan bunyi / butiran pada foto anda sehingga kelihatan sangat bagus dan halus. Teknik baru saya akan menembak lebih sedikit objek setiap malam tetapi menembak setiap objek dua kali sehingga saya dapat menyusun dua tembakan ketika saya selesai.

Beritahu kami jika anda mempunyai soalan lagi!

# 5 Suk Lee

Terdapat faktor lain - anda boleh mendapatkan tangkapan luas dengan 35mm lebih mudah daripada dengan CCD. Tepuk kamera 35mm anda dengan lensa 50mm pada pelekap yang murah atau pintu barn, dan anda dapat menangkap medan luas yang indah dengan pelaburan yang hampir sama sekali.

Tangkapan galaksi tinggi pada CCD secara teknikalnya mengagumkan, tetapi IMHO pemandangan luas yang lebih indah.

# 6 s58y

Saya bermula dengan digital dan tidak menyukai semua keributan - bingkai gelap, bingkai berat sebelah, bingkai rata, dll.

Tidakkah anda masih memerlukan bingkai rata, walaupun dengan filem (untuk membetulkan vignetting, dll.) Mungkin ada sedikit habuk dengan filem? Atau adakah sifat filem yang tidak linear menyebabkan masalah menggunakan bingkai rata?

# 7 ClownFish

Untuk menjawab soalan anda, "adakah lebih murah untuk memulakan dengan filem?"

Tentunya! Saya mendapati pengimejan filem jauh lebih murah daripada digital, ketika membandingkan hasil yang serupa. Juga, filem lebih memaafkan kesalahan, jadi pemasangan yang lebih murah dapat digunakan.

Tetapi anda mempunyai sistem f / 10, yang hampir mustahil untuk digunakan dengan filem. Anda perlu mengurangkannya dengan pengurang fokus. Walaupun begitu, sistem F / 6 tidak akan mudah, kerana memerlukan pendedahan yang JAUH lebih lama daripada sistem pada f / 4 atau f / 5. Anda pasti memerlukan pengurang fokus. Sementara itu, saya cadangkan anda menggunakan SCT sebagai panduan panduan dan piggyback lensa telefoto 13mm atau 200mm pada ruang lingkup anda. Ini akan memberi anda banyak astrofoto, dan sangat mudah dilakukan berbanding dengan kerja fokus utama.

Tetapi .. kerana ini adalah catatan yang baik, saya akan membahas keseluruhan pandangan saya mengenai pengimejan filem. Inilah hujah yang sering saya dengar: "Gambar filem tidak sebaik gambar CCD!"

Walaupun mereka tidak lagi POPULER, itu pasti bagus. Sekiranya anda membandingkan persediaan HARGA yang serupa, filem akan mengungguli imejan CCD dalam kualiti gambar, resolusi, dan bidang pandangan. Walaupun imager CCD khusus yang mahal dapat dibeli sebagai filem yang bersaing atau berprestasi, kosnya jauh lebih besar daripada penyediaan filem biasa. Juga, PALING astrofotografer amatur tidak membeli kamera CCD digital kelas atas yang sangat mahal ini. Oleh itu, ketika membandingkan penyediaan FILM dengan penyediaan astrofotografer CCD rata-rata, dengan kos yang sama, filem dapat sama atau melebihi mereka. Ini BUKAN mengatakan bahawa fotografi filem lebih unggul daripada semua gambar CCD .. sama sekali tidak! Terdapat kawasan tertentu di mana pengimejan CCD dapat mengungguli filem dengan mudah, seperti pencitraan di langit yang tercemar cahaya dan semasa bulan purnama. Juga, pendedahan INDIVIDU yang lebih pendek dari pengimejan CCD memerlukan usaha yang lebih menuntut pihak jurugambar, terutamanya apabila digabungkan dengan persediaan autoguider. Dan semasa merakam tembakan pembesaran tinggi objek CERAH, seperti bulan atau planet, gambar CCD dan juga kamera web dengan mudah dapat melepasi kualiti filem. Untuk kerja DSO, anda akan dapati filem sebagai medium yang sangat baik, tetapi jauh lebih rendah memulakan kos.

Tetapi menarik untuk membandingkan hasil sebenar antara kedua platform tersebut. Walaupun saya ingin menunjukkan perbandingan antara gambar TERBAIK dari kedua-dua platform dengan persediaan harga yang setanding, saya tidak dapat menjumpai satu pun yang hampir sama dengan hasil yang serupa. Apabila memilih sistem dengan harga, tidak ada perbandingan, hasil filem melebihi CCD dalam segala hal (untuk kerja langit dalam). Jadi di sini saya telah menemui beberapa gambar CCD yang luar biasa tetapi kos sistem ini jauh melebihi sistem filem. Kedua-dua gambar (di bawah) adalah gambar astrofotografi yang sangat baik.

Dalam foto di KIRI, mereka diambil dengan teleskop TAK FSQ 106N APO, pemasangan EM-11, dan kamera SBIG ST-10XME. Jumlah paparan selama 2 1/2 jam. Jumlah kos penyediaan ini melebihi $ 14,000.

Gambar-gambar di KANAN adalah satu paparan selama 40 minit dengan stok Meade LXD75 8 "Schmidt Newtonian, kamera Olympus OM-1 berusia 26 tahun dan filem bernilai $ 7 (Fuji Provia 400F). Jumlah kos persediaan ini di bawah $ 1,500 Anda dapat melihat perbezaan dalam versi yang diperbesar .. tetapi adakah perbezaan ini bernilai lebih dari $ 12,000? Itu terpulang kepada anda.

Dari laman web yang gelap, pengimejan filem juga semudah menunjuk dan menembak (baik, arahkan, panduan dan tangkap). Ini adalah SATU pendedahan tunggal, dengan pemprosesan pasca komputer sama sekali sifar. Tanpa susun, tidak berat sebelah, tidak ada flat, peregangan, atau keseimbangan warna yang lain. Ini terus dari pembangun, tidak lebih mudah daripada itu.

Dan lihat sahaja bidang pandangan itu! Berikut adalah perbandingan filem Meade DSI hingga 35mm. Ingat, filem format sederhana jauh lebih besar. Ini adalah tembakan tunggal M31 selama 40 minit, diambil dengan filem Meade SN8 dan 35mm (Fuji 400F Provia). Bahagian kelabu tengah adalah pandangan melalui DSI. Lihat perbezaannya?

Anda bertanya mengapa banyak pendedahan daripada hanya satu pendedahan lama? Nah, anda BOLEH melakukan banyak pendedahan untuk mengurangkan kebisingan, tetapi tidak banyak bunyi dalam filem. Oleh kerana filem tidak linear, anda memerlukan pendedahan yang panjang untuk menangkap perincian yang lebih lemah. Ini mempunyai kelebihan dan kekurangan.

Pengguna CCD berpendapat pendedahan selama 5 minit adalah panjang.
Pengguna FILM berpendapat 90 minit adalah lama.

Purata tembakan SKY DEEP dengan filem adalah dari 30 hingga 60 minit. Rata-rata DSO dengan CCD adalah dari 1 hingga 3 minit setiap pendedahan. tetapi diulang berkali-kali.

CCD: Dengan mempunyai sub-pendedahan pendek, anda boleh membuang kapal selam yang buruk, dan hanya menyimpan yang terbaik untuk cetakan akhir anda. Juga, kerana kapal selam anda begitu pendek, kesalahan dalam penjajaran kutub tidak begitu jelas.

FILM: Dengan menggunakan filem yang kurang sensitif (vs CCD), anda boleh membetulkan kesilapan dengan cepat dan ia tidak akan muncul pada cetakan akhir. Saya membimbing secara manual, dan dapat membetulkan kesilapan yang pastinya menjadi masalah dengan CCD yang jauh lebih sensitif. Saya pandai membimbing, tetapi tidak bagus. Juga, saya telah membongkar ruang lingkup dan mengetuk jalan keluar bintang panduan, cepat menemukannya lagi, dan terus tanpa kesan buruk. Ini tentu merupakan kelebihan panduan manual juga, kerana pemandu automatik akan hilang, dan harus diset semula.

Bagaimanapun, saya harap orang tidak salah faham tentang saya. Saya tidak mengatakan satu teknik lebih baik daripada yang lain. Ini adalah HOBI dan semestinya MENYUKAI. Sekiranya anda gemar bekerja dengan filem, lakukanlah. Sekiranya anda gemar bekerja dengan imager CCD berteknologi tinggi, lakukanlah. Pada akhirnya, ANDA harus gembira, tidak ada orang lain. Tujuan saya di sini adalah untuk membersihkan salah tanggapan mengenai astrofotografi filem, kerana beberapa perniagaan komersial akan melakukannya. Mengapa mereka .. tidak ada keuntungan di dalamnya? Saya pasti jika Meade menjual kamera filem dan bukannya kamera digital, mereka akan mempunyai banyak perincian pengimejan filem di laman web mereka!

(Menarik untuk diperhatikan bagaimana Meade SN8 menggunakan sekunder yang terlalu besar, yang MENGHORMATI dengan sempurna bingkai FILM 35mm, namun terbuang pada kamera CCD yang lebih kecil. Mereka juga tidak menyebutnya dalam katalog mereka.)


Penentuan tepat bagi Orientasi Imej Suria

Koordinat heliografi tepat pada objek di Matahari harus diketahui dalam beberapa bidang fizik suria. Salah satu faktor yang mempengaruhi ketepatan pengukuran koordinat heliografik adalah ketepatan orientasi imej suria. Dalam makalah ini kaedah drift yang terkenal untuk menentukan orientasi gambar suria diterapkan pada data yang diambil dengan teleskop suria yang dilengkapi dengan kamera CCD. Faktor-faktor yang mempengaruhi ketepatan kaedah dibincangkan secara sistematik, dan pembetulan yang diperlukan ditentukan. Faktor-faktor ini adalah seperti berikut: lintasan pusat cakera solar pada CCD dengan pemacu teleskop dimatikan, pembiasan astronomi, perubahan deklinasi Matahari, dan distorsi optik teleskop. Kaedah ini boleh digunakan pada mana-mana teleskop solar yang dilengkapi dengan kamera CCD dan mampu mengambil gambar cakera penuh solar. Sebagai contoh untuk menggambarkan kaedah dan aplikasinya, orientasi gambar suria yang diambil dengan heliograf Gyula ditentukan. Sebagai produk sampingan, kaedah baru untuk menentukan distorsi optik teleskop solar dicadangkan.

Ini adalah pratonton kandungan langganan, akses melalui institusi anda.


Pendaftaran Gambar

Ahli astronomi sering membandingkan gambar yang diambil pada masa yang berlainan untuk mencari komet, asteroid, bintang berubah-ubah, letupan sinar gamma optik, dan supernova. Mereka juga menggabungkan gambar untuk meningkatkan nisbah isyarat-ke-bising berbanding apa yang dapat mereka peroleh dalam satu integrasi, atau menyusun gambar menjadi mosaik atau gambar warna. Walau bagaimanapun, kerana penunjuk teleskop tidak pernah sama persis dalam dua gambar, gambar itu mesti dibuat secara kebetulan, atau didaftarkan, sebelum gambar dapat dibandingkan. Pendaftaran dengan demikian berfungsi sebagai langkah asas dalam pelbagai proses peringkat tinggi.

Dua gambar dikatakan & quot; daftar & quot; apabila ciri yang sesuai muncul pada koordinat piksel yang sama. Bintang adalah titik rujukan yang ideal untuk gambar, kerana kedua-duanya berlimpah dan tetap di ruang tetapi hampir semua ciri gambar yang jelas dapat digunakan sebagai titik rujukan. Untuk pendaftaran yang tepat, perisian pemprosesan gambar mesti dapat mengira centroid untuk setiap titik rujukan, dalam keadaan baik, hingga lebih baik daripada 0.05 piksel.

Pendaftaran memerlukan gambar & quotmaster & quot yang ciri-cirinya dapat berfungsi sebagai titik rujukan. Dalam gambar & gambar & quotslave & quot, titik rujukan yang sama juga mesti kelihatan. Imej boleh keluar dari daftar dalam terjemahan, putaran, penskalaan, atau gabungan apa pun.

• Terjemahan bermaksud titik rujukan telah beralih dari sisi ke sisi atau ke atas dan ke bawah kerana kesalahan pengesanan dan penurunan deklinasi. Sekiranya gambar hanya diterjemahkan, maka satu titik rujukan diperlukan untuk mendaftarkan gambar.

• Putaran biasanya terjadi ketika kamera CCD dikeluarkan dari teleskop, dan dengan beberapa unit fokus, ketika teleskop difokuskan kembali. Putaran medan yang teruk berlaku untuk kamera CCD yang dipasang pada teleskop alt-azimuth, kecuali untuk jangka masa yang singkat ketika objek melintasi meridian langit. Gambar yang diambil dengan teleskop yang dipasang di khatulistiwa dalam jangka waktu berjam-jam biasanya hanya diterjemahkan, tetapi gambar yang diambil tiga atau empat jam atau pada malam yang berlainan mungkin sedikit diputar jika teleskop difokuskan kembali. Kesalahan penjajaran kutub dalam pemasangan khatulistiwa juga menghasilkan putaran medan. Jarang melihat putaran medan tanpa terjemahan. Untuk membetulkan putaran, perlu mengukur dua titik rujukan.

Gambar 16.11 Kedua gambar ini berbeza dalam terjemahan, putaran, dan penskalaan kerana diambil dengan kamera Buku Masak dengan mod operasi yang berbeza-namun setelah pendaftaran gambar, gambar akan diselaraskan. Untuk mendaftarkan gambar seperti ini, perlu menandakan dua bintang yang sama sebagai titik rujukan di setiap satu.

Gambar 16.11 Kedua gambar ini berbeza dalam terjemahan, putaran, dan penskalaan kerana diambil dengan kamera Buku Masak dengan mod operasi yang berbeza-namun setelah pendaftaran gambar, gambar akan diselaraskan. Untuk mendaftarkan gambar seperti ini, perlu menandakan dua bintang yang sama sebagai titik rujukan di setiap satu.

• Penskalaan biasanya merupakan kesan kecil untuk gambar yang diambil dengan satu teleskop, tetapi gambar yang diambil dengan instrumen yang berbeza menunjukkan perbezaan skala yang besar. Gambar yang diambil dengan teleskop, penapis, atau kamera CCD yang berlainan juga selalu diterjemahkan dan diputar satu sama lain. Dua titik rujukan diperlukan untuk membetulkan perbezaan skala.

16.4.1 Pendaftaran dengan Terjemahan Sahaja

Pendaftaran dalam terjemahan hanya memerlukan mengukur satu titik rujukan pada gambar induk, dan mengukur titik rujukan yang sama dalam setiap gambar hamba. Sekiranya boleh, titik rujukan adalah gambar bintang terpencil yang terdedah kepada kira-kira separuh kapasiti penuh CCD.

Sekiranya koordinat titik rujukan pada gambar induk diukur sebagai vlnj, dan koordinat titik rujukan yang sesuai pada gambar hamba diukur sebagai (xs, y J, maka terjemahannya, Ax dan Ày, adalah:

Koordinat Rujukan untuk Pendaftaran

Gambar 16.12 Titik padat adalah titik rujukan dalam gambar ini, dan titik berongga, di tengah-tengah antara setiap pasangan titik rujukan, adalah pusat putaran dan penskalaan. Gambar astronomi mudah didaftarkan kerana gambar bintangnya menjadi titik rujukan yang sangat baik.

Ax dan Ay menerangkan terjemahan gambar hamba relatif kepada tuan, dalam satuan piksel. Nilai positif x bermaksud titik rujukan telah berpindah ke kanan nilai negatif bermaksud titik rujukan dalam gambar hamba yang tersisa dari pada gambar induk. Untuk pendaftaran, gambar hamba harus diterjemahkan oleh -Ax dan -Ay. Bahagian 12.1 menerangkan mekanik terjemahan gambar.

16.4.2 Pendaftaran dengan Terjemahan, Putaran, dan Penskalaan

Dua titik rujukan diperlukan untuk mendaftarkan gambar yang diterjemahkan, diputar, dan ditimbang antara satu sama lain, dan anda mesti mempunyai beberapa cara untuk memilih pusat untuk memutar dan menskalakan setiap gambar hamba. Sebagai tambahan, jika CCD tidak mempunyai piksel persegi, anda mesti memberikan nisbah aspek piksel gambar (atau gambar).

Pendaftaran dimulakan dengan mengukur koordinat untuk dua titik pada gambar induk, (xml, yml) dan (xm2, ym2), dan dua titik rujukan yang sesuai pada gambar hamba, (xsl, ysl) dan (xs2, ys2). Untuk ketepatan yang baik, titik rujukan harus terletak di sudut bertentangan yang berlainan, jika tidak, sejauh mungkin.

Walaupun pusat putaran dan penskalaan dapat menjadi salah satu titik rujukan, lebih mudah melakukan putaran dan penskalaan pada titik tengah kedua titik rujukan. Lokasi ini sama tanpa mengira putaran atau penskalaan gambar asal, dan sangat sesuai sebagai titik rujukan untuk terjemahan. Oleh itu, persamaan untuk & quotcenter & quot master ini adalah:

Gambar 16.13 Gambar hamba dari Gambar 16.11 kini didaftarkan ke gambar induk.

Perhatikan bahawa kawasan di luar yang asli berwarna hitam — perisian tidak dapat membuat data jika tidak ada. Hanya untuk menendang, balik halaman dengan pantas ke belakang dan ke belakang untuk melihat gambar berkelip dalam tindakan.

Gambar 16.13 Gambar hamba dari Gambar 16.11 kini didaftarkan ke gambar induk.

Perhatikan bahawa kawasan di luar yang asli berwarna hitam — perisian tidak dapat membuat data jika tidak ada. Hanya untuk menendang, balik halaman dengan pantas ke belakang dan ke belakang untuk melihat gambar berkelip dalam tindakan.

dan persamaan yang sesuai untuk pusat gambar hamba adalah:

dan terjemahan gambar yang berkaitan dengan (xm, .ym) dalam gambar induk adalah: Ax = xm-xs

Seterusnya kita mencari orientasi putaran antara setiap pasangan titik rujukan dalam gambar master dan hamba. Walaupun orientasi sebenar mereka sewenang-wenangnya, perbezaan antara orientasi adalah putaran gambar hamba. Orientasi putaran gambar induk adalah:

dan orientasi putaran gambar hamba adalah:

y, i -ysif jadi perbezaan putarannya adalah:

Akhirnya, kami menentukan skala gambar. Skala gambar berkadar dengan jarak antara pasangan titik rujukan. Dalam gambar induk, jarak ini adalah:

dan dalam gambar hamba, jaraknya adalah:

jadi penskalaan gambar hamba berbanding dengan gambar induk adalah:

Langkah terakhir adalah menterjemahkan, memutar, dan menskalakan imej hamba agar sesuai dengan tuan, yang terjemahannya adalah -Ax dan -Ay, putarannya adalah -Ad, dan faktor penskalaan adalah 1 Is. Algoritma untuk terjemahan, putaran, dan penskalaan diliputi dalam Bahagian 12.4.

Untuk perbandingan tepat antara dua gambar, gambar tersebut harus dialihkan dengan jumlah yang sama ke arah yang berlawanan. Untuk gambar induk, terjemahan adalah Ax I2 dan Ay / 2, putarannya adalah Ad / 2, dan faktor penskalaan adalah Js. Untuk bingkai hamba, terjemahannya adalah -Ax / 2 dan -Ay / 2, putarannya adalah -Ad / 2, dan faktor skala adalah

Gambar CCD astronomi berkelakuan sangat baik semasa pendaftaran. Mereka menawarkan banyak titik rujukan, dan sentroid yang dihasilkan tepat hingga sekitar 0,05 piksel. Ini bermakna bahawa kesalahan terjemahan kerana kesalahan pada centroid kira-kira ± 0.1 piksel. Sekiranya titik rujukan berada pada jarak yang baik, kesalahan putaran kira-kira ± 0.01 °, dan kesalahan skala kira-kira ± 0.02%. Pendaftaran dua titik menjamin bahawa sebarang ketidakcocokan antara gambar akan jauh lebih kecil daripada setengah piksel pada semua titik pada gambar. Apabila kesalahan besar berlaku, ia hampir selalu disebabkan oleh titik rujukan yang salah dikenalpasti.

• Petua: Di AIP4Win, akses pendaftaran gambar melalui alat Pendaftaran Multi-Gambar I Pendaftaran juga disatukan ke dalam beberapa alat lain, di mana pendaftaran gambar adalah langkah penting.


MASA

Gambaran keseluruhan

Penting untuk menentukan masa ketika pemerhatian berlaku. Sayangnya, cara standard untuk melakukan ini adalah kompleks dan telah dibuat lebih kompleks oleh beberapa kecelakaan sejarah penafsiran FITS dengan IDL dalam komuniti solar. Di samping itu, masa yang diberikan dalam tajuk tidak ditentukan dengan baik oleh standard FITS atau dokumentasi SOHO.

Masa Rujukan

The de facto (dan kini formal) standard untuk TARIKH-OBS adalah dengan menggunakan masa permulaan pemerhatian. (Beberapa instrumen, misalnya MDI, menggunakan tengah pemerhatian, kerana itu mewakili "waktu min" yang lebih baik untuk pemerhatian secara keseluruhan emptor peringatan!) Untuk masa penyiasatan kritikal, di mana masa min pemerhatian diperlukan, orang dapat menggunakan TARIKH-OBS + KECUALI / 2 sebagai masa pemerhatian.


Koordinat Heliografi

Untuk menentukan apa-apa di fotosfera Matahari, kita perlu mengukurnya dari segi garis lintang dan garis bujur heliografi. Ini berubah mengikut masa kerana:
1) kenyataan Bumi - Jarak matahari berubah
2) putaran Matahari
3) paksi putaran Bumi condong oleh 23.4 & # 176 ke ekliptik
4) paksi putaran Matahari condong oleh 7.25 & # 176 ke ekliptik

Ini dapat dikira setelah kita dapat
1) diameter Matahari yang jelas
2) garis lintang heliografi B0 dari pusat Sundisk
3) garis bujur heliografi L0 pusat Sundisk
4) sudut kedudukan P hujung utara paksi putaran, apabila positif ia berada di sebelah timur titik utara

Di blog kemudian saya akan menyiarkan lebih banyak perincian mengenai pengiraan ini. Di bawah ini adalah Matahari (dengan Sunspot) termasuk sudut kedudukan. Perisian yang digunakan adalah HelioViewer dari Peter Meadows.

Utara didefinisikan dengan mengambil dua gambar dengan modus penjejakan dimatikan ketika menggunakan susunan khatulistiwa. Dengan menarik garis antara dua bintik matahari dan memutar horinzontal ini, kita dapati utara - selatan Matahari.


Menjejaki koordinat heliografi pada CCD - Astronomi

  • Mudah digunakan, & # 8220dorong sini dummy & # 8221 panduan untuk pemula
  • Alat panduan dan analisis yang canggih untuk pengguna berpengalaman
  • Sokongan yang meluas untuk peralatan yang biasa digunakan
  • Peningkatan / pemasangan yang mudah dengan PHD1, termasuk banyak ciri baru
  • Tersedia untuk Windows, Mac, dan Linux
  • Bantuan dalam talian yang luas dan sokongan produk yang responsif

Bermula

PHD2 dilengkapi dengan fail bantuan terbina dalam, yang merupakan kaedah terbaik untuk memulakan PHD2.
Anda boleh mengakses fail bantuan dari menu Bantuan di PHD2, atau anda dapat melihat atau memuat turun manual di sini: HTML HTML.

Untuk pertanyaan mengenai penggunaan aplikasi, pemecahan masalah umum, laporan bug, permintaan fitur, dan pertanyaan mengenai pengembangan PHD2, sila hantar di kumpulan Open PHD Guiding Google.

Baca Cara meminta pertolongan dengan PHD2 untuk mendapatkan petua mengenai cara meminta pertolongan dengan masalah panduan atau melaporkan masalah dengan PHD2.

Berita terkini

Pergi ke Muat turun untuk fail pemasangan dan keluarkan maklumat.

Bruce dan Andy telah menyusun senarai amalan terbaik untuk PHD2. Ini bukan & # 8217t & # 8220must-do & # 8217s & # 8221, tetapi ia mewakili pelajaran yang diperoleh dari pengalaman peribadi dan dari menganalisis beratus-ratus fail log yang merangkumi pelbagai konfigurasi peralatan. Dikemas kini Disember 2019.

PHD2 kini serasi dengan macOS Catalina. Muat turun di sini

Ken telah mengumpulkan beberapa tutorial video mengenai alat penjajaran polar PHD2 baru: Polar Drift Alignment (PDA) dan Static Polar Alignment (SPA)
Mereka boleh dilihat di sini: tutorial penjajaran kutub PHD2.

Bruce telah menyumbang pakej PHD2_Broker baru yang membolehkan anda menggunakan PHD2 dengan pakej automasi CCD Autopilot terbaru (v 5.09.8 atau lebih baru). Anda boleh mengurus sesi pengimejan anda dengan CCD Autopilot sambil membiarkan PHD2 menangani panduan dan dithering secara terkoordinasi. Perincian diberikan dalam dokumen bantuan yang merupakan sebahagian daripada pakej Broker. Muat turun: Muat turun PHD2_Broker

Tutorial mengenai cara menafsirkan Log Panduan anda dan meningkatkan prestasi panduan anda, oleh Bruce Waddington. Amat disyorkan! Muat turun PDF English Français

Tutorial menggunakan alat Pelacakan Komet PHD2 & # 8217s untuk panduan luar paksi pada komet, oleh Lars Karlsson.

Bruce Waddington telah menyumbangkan aplikasi penipisan PHD2 baru. Utiliti yang berguna ini dapat digunakan untuk mengasingkan PHD2 dari aplikasi seperti MaxIm yang tidak mempunyai sokongan bawaan untuk PHD dithering. Muat turun: PHD_Dither 1b

Baru-baru ini Andy Galasso duduk bersama Saluran Astroimaging untuk membincangkan PHD2 melalui Google Hangouts. Anda boleh menonton sesi di sini:

Andy Galasso telah menulis pemapar Fail Log PHD2 ini untuk menggambarkan prestasi panduan anda dengan cepat dan melihat masalah dalam Log Panduan PHD2 anda.


Metodologi

Setelah dijumpai laman web yang aktif secara magnetis (iaitu, membangun topeng rantau aktif cakera penuh, lihat VectorDataReference) masalah pengenalpastian HARP terdiri daripada dua bahagian: pengelompokan aktiviti magnet secara spasial ke dalam objek pada skala wilayah aktif, dan penjejakan objek-objek ini dari gambar ke gambar. Masalah pengelompokan lebih sukar, kerana kemunculan fluks boleh menyebabkan AR yang sebelumnya terpencil bergabung. Ini bermaksud bahawa HARP yang diberikan tidak dapat dinyatakan lengkap sehingga hilang dari pandangan atau diputar dari cakera yang kelihatan. Akibatnya, pembinaan akhir HARP ditangguhkan sekitar sebulan.

Penting untuk mengesan HARP hingga anggota badan, sehingga semua sejarah HARP dapat dipertimbangkan dalam membuat keputusan pengelompokan. Oleh itu, kriteria pengelompokan mengambil kira geometri sfera.

Kami menjangkakan akan mempunyai akses mudah kepada pendahulu dan penerus HARP. Oleh itu, kami mengekstrapolasi kawasan yang mengandungi HARP ke belakang dari mana ia pertama kali dikesan, dan maju dari masa di mana ia hilang, dua hari di setiap arah. (Atau kurang, jika seluruh wilayah akan memutar cakera pada masa ini.) Ini mempunyai kesan memperluas julat T_REC yang berkaitan dengan setiap HARP.

Perhatikan bahawa semasa selang pengisian, semua kata kunci yang bergantung pada kehadiran lapangan sebenarnya akan mempunyai nilai yang HILANG, mis. NPIX, bilangan piksel aktif, dan sentroid berwajaran fluks. Corak nilai yang sama akan berlaku pada masa yang jarang berlaku untuk pengsan HARP yang jatuh sebentar di bawah ambang sepanjang beberapa bahagian sepanjang hayatnya.

Komponen pengenalan HARP terdiri dari dua bahagian, komponen pengelompokan / penjejakan, yang dilaksanakan di Matlab, dan komponen pengambilan data, dilaksanakan sebagai modul JSOC.