Киевский клуб любителей астрономии "Астрополис"

astromagazin.net
* *
Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
22 Липня 2018, 17:16:22

Увійти

Частина 5: Обробка та оцінка зображення

5.1 Огляд

В цій частині буде поданий загальний опис, як перетворити ваші зображення у точну фотометрію, тобто вивірені виміри яскравості змінної зірки в певний момент часу. Основні етапи обробки після отримання зображення це: (1) перевірка, чи всі калібрувальні та основні зображення відповідають умовам фотометрії, (2) застосування калібрувальних кадрів, додатково -- взаємовирівнювання та складання зображень з метою підвищення співвідношення сигнал/шум (SNR), (3) виділення окремих RGB-каналів з зображення/зображень, (4) проведення апертурної фотометрії цільової зірки та зірок порівняння та (5) проведення фінального контроля якості. Майте на увазі, що етапи 2 та 3 залежать від можливостей вашого фотометричного програмного забезпечення і, можливо, мають бути виконані у зворотньому порядку.

Перед тим, як почати, ми припустимо, що ви слідували інструкціям з отримання зображень з Частини 4 та маєте повний набір калібрувальних кадрів разом з вашими основними зображеннями. Підбиваючи підсумок, будьте впевнені, що у вас є:

  • Набір кадрів зсуву (bias), з яких буде утворений майстер-кадр зсуву (щонайменш 16, або, бажано, набагато більше)

  • Набір темнових (dark) кадрів, з яких буде утворений темновий майстер кадр (щонайменш 16, або, бажано, набагато більше)

  • Набір кадрів плоского поля (flat), з яких буде утворений майстер-кадр плоского поля (щонайменш 16, або, бажано, набагато більше)

  • Всі ваші основні кадри

Ми припускаємо, що під час зйомки основних та калібрувальних кадрів ви використовуєте відповідні тривалості експозицій, які забезпечують достатній сигнал однак не допускають насичення зображень зірок, які становлять інтерес для вас. В цій частині буде, зокрема, описано, як перевірити, чи це дійсно так, однак більше ми не будемо обговорювати тут спосіб отримання зображень.

Перед тим, як ви почнете регулярно отримувати дані, вам слід перевірити лінійність камери ― скоріше за все ви зробите це одноразово для кожної камери, яку ви використовуєте, та збережете нотатки про результати для майбутніх спостережень. Також вам слід провести перевірки, які описані у Додатках A та B, щоб вивчити шумові характеристики камери та оцінити, чи достатньо “плоскі” кадри плоского поля ви отримуєте.

5.2 Попередні приготування та оцінка зображень

Перед тим, як обробляти будь-які дані, найкраще зробити вибіркову перевірку декількох зображень, щоб бути впевненим, що вони підходять для фотометрії. Найперше, що потрібно зробити, досить очевидне: перевірте, чи всі зображення мають правильний тип та коректну інформацію у заголовках зображень.

5.2.1 Заголовок зображення

Перед записом зображень ви вибираєте налаштування камери, які ви маєте намір використовувати (довжина експозиції, значення ISO, налаштування балансу білого, тип файлів, значення діафрагми тощо). Перевірте заголовок зображення та упевніться, що ви дійсно отримали те, що хотіли. (Не такий рідкісний випадок, коли ви мали намір встановити діафрагму f/4, однак в холодну, темну глупу ніч ненавмисно встановили зовсім інше значення).

5.2.2 Вихідний формат зображень

Упевніться, що формат вихідних зображень “RAW” (розширення файлу для камер Canon, зазвичай, *.CR2, для камер Nikon -- *.NEF). Зі стисненими файлами “JPEG” формату (*.jpg) корисна фотометрія неможлива. Ваше програмне забезпечення з обробки зображень може перетворити RAW-файли у файли формату FITS. Це очікуване перетворення і це перетворення є повноцінним, воно зберігає всю інформацію оригінального зображення [Примітка від перекладача: майте на увазі, що IRIS (одна з рекомендованих програм з функцією фотометрії) зберігає у перетворених FITS-файлах лише дату та час, коли зображення отримане, та довжину експозиції. Крім того, бібліотека IRIS libdcraw.dll від 19 вересня 2014 року (найсвіжіша на кінець 2017 року) некоректно зберігає експозицію у випадку CR2-файлів Canon 600D, інші не мав змогу перевірити. Бібліотека від 6 грудня 2011 року зберігає експозицію коректно -- див. сайт програми http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm ].

5.2.3 Дата та час отримання зображення

Упевніться, що відмітки часу у заголовках зображень є коректними. “RAW”-зображення має мати відмітку часу, що відповідає моменту, коли зображення отримане. Візьміть до уваги неточності встановлення годинника камери, “літній час” та зміну дати опівночі.

Більшість камер записує час, коли затвор відкрився, тобто початок реєстрації зображення. Ваша фотометрична програма може підлаштувати відмітку часу зображення, або додати додаткове ключове слово у заголовок, щоб час, записаний у заголовку відкаліброваного зображення відповідав середньому часу експозиції:

Tmidpoint = Tstart + 0.5*Texposure [Рівняння 5.1]

Більшість програм фотометрії також намагаються перетворити відмітку часу зображення в UT (Universal Time), на основі інформації про часовий пояс. Варто додатково перевірити, що це перетворення зроблено правильно, принаймні перші кілька випадків використання програми, щоб бути впевненим, що перетворений в UT час запису зображення правильний.

Більшість програм також розраховують Юліанську дату, що відповідає середньому часу експозиції для зображення. Це бажана система запису часу при  відсиланні результатів фотометрії до AAVSO. І знову, варто перевірити, що це перетворення проводиться правильно перші кілька разів використання програми, або якщо ви змінюєте будь-які пов’язані з часом налаштування у програмі або у камері.

5.3 Застосування калібрувальних кадрів, складання та бінінг

Калібрування необхідне для того, щоб виправити ефекти віньєтування та тіней від пилу, від нерівномірної чутливості пікселів та зменшити шуми від різних джерел. Щоб правильно  скорегувати систематичні проблеми зображень, калібрувальні майстер-кадри мають бути застосовані в такому порядку:

1. Створіть майстер-кадри зсуву (bias), темнові (dark) та плоского поля (flat)

2. Відніміть майстер кадр зсуву (bias) від темнового (dark) майстер-кадру та майстер-кадру плоского поля (flat) та від всіх основних зображень.

3. Відніміть темновий (dark) майстер-кадр від усіх основних зображень (але не від майстер-кадру плоского поля (flat), тому що експозиції кадрів плоских полей зазвичай не довші кількох секунд, тому темнова корекція для них не є необхідною).

4. Поділить всі основні кадри на нормалізований майстер кадр плоского поля.

Ваше фотометричне програмне забезпечення має вбудовані методи підготування майстер-кадрів та застосування їх до основних кадрів. Простою мовою, як кадр зсуву, так і темновий кадр віднімаються від зображення (тому що зсув та темновий струм призводять до додавання фону до сигналу), тобто, програмне забезпечення віднімає значення кожного пікселя у кадрах зсуву та темнових від значень відповідних пікселів кадру, до якого застосовується корекція.

Корекція плоского поля, з іншого боку, є мультиплікативною процедурою, тому що різниця в освітленості ділянок поля зору призводить до того, що в певні ділянки поля зору попадає лише частина середнього світлового потоку і ця частина змінюється зі зміною координати у фокальній площини. Програмне забезпечення нормалізує плоске поле таким чином, що середнє значення пікселів стає рівним 1.000 (одиниці), а потім ділить значення кожного пікселя основного зображення на значення відповідного пікселя нормалізованого кадру плоского поля. Наприклад, якщо даний піксель кадру плоского поля має значення 97% від середнього, відповідний піксель основного зображення ділиться на 0.97. Знову ж таки, програмне забезпечення має це робити “за лаштунками”; зазвичай ви маєте лише вказати програмному забезпеченню імена кадрів зміщення, темнових та плоского поля а потім виконувати інструкції, які вам пропонує програмне забезпечення, щоб застосувати кожну корекцію.

5.3.1 Вирівнювання та складання

У більшості проектів DSLR-фотометрії цільова зірка має достатню яскравість, так що її можна легко зареєструвати (тобто визначити її відносні координати на зображенні) на кожній окремій експозиції (кадрі), однак, в деяких випадках (наприклад, у випадку тьмяних цільових об’єктів), може бути необхідно вирівняти та скласти кілька зображень, щоб підвищити ефективне співвідношення сигнал/шум (SNR). Більшість фотометричних програмних пакетів  мають функції для виконання подібних операцій (майже) автоматично. У випадку RAW-зображень DSLR важливо спочатку відокремити кольорові канали RGB для кожного зображення перед вирівнюванням та складанням у єдине кольорове зображення, інакше може виникнути змішування кольорових каналів [примітка від перекладача: не завжди це потрібно. У випадку IRIS розділення на канали перед вирівнюванням та складанням необов’язкове, див., наприклад,  https://www.aavso.org/sites/default/files/publications_files/dslr_manual/AAVSO_DSLR_Photometry_software_tutorials_V1-0.pdf].

Є кілька методів взаємного вирівнювання окремих кадрів, деякі з них можуть давати косметично досконалі зображення зірок, однак шкодити фотометричній інформації. При вирівнюванні зображень для фотометрії програмне забезпечення має використовувати повнопіксельний зсув або лінійну інтерполяцію інтенсивності у випадку субпіксельного зсуву.

Також існують різні методи складання взаємовирівняних кадрів. У випадку фотометрії рекомендують медіанне складання, тому що в цьому методі події, зафіксовані лише на одному або декількох окремих кадрах, такі, як сліди від супутників або космічних частинок, не будуть небажано впливати на кінцеве сумарне зображення.

Якщо ви використовуєте складання окремих зображень, критично вивчіть отримане зображення. Перевірте, чи були окремі кадри коректно взаємовирівняні та перегляньте заголовок зображення, щоб впевнитися, що відмітка часу має сенс [примітка від перекладача: наприклад, IRIS пише у заголовок сумарного зображення незмістовну інформацію або, при використанні функцій типу COPYMED, записує час у нестандартній манері]. Відмітка часу має бути автоматично встановлена у середнє значення для групи зображень, які складалися.

5.3.2 Бінінг

Подібно до складання, бінінг не є обов’язковою процедурою. При використанні біннінгу сигнал в кількох суміжних пікселях комбінується та утворюється зображення меншого розміру, однак з дещо більшим співвідношенням сигнал/шум (SNR). Більшість фотометричного програмного запезбечення має таку функціональність, однак не кожна програма належним чином обробляє Баєрівський масив даних DSLR. Неправильна інтерпретація Баєрівського масиву може призвести до змішування даних від сусідніх R, G та B пікселів, призводячи до того, що зображення після бінінгу стає непридатним для фотометрії. Перед використанням бінінгу перегляньте документацію до вашого програмного забезпечення та розберіться, як саме він робиться, щоб уникнути небажаної поведінки такої процедури.

Щоб уникнути подібних проблем, відокремте кольорові канали RGB для кожного зображення (Розділ 5.4) перед бінінгом.

5.4 Відокремлення кольорових каналів RGB

Як обговорювалось у Частині 2, DSLR-камери мають масив червоних, зелених та синіх фільтрів, накладених на окремі пікселі сенсору, кожен піксель має свій власний фільтр певного кольору. Цей фіксований шаблон, який називається Баєрівським масивом, є фундаментальною особливістю DSLR-камер. Для фотометричного аналізу необхідно розділити індивідуальні кольорові канали зображення та працювати лише з одним кольором за раз. Часто для DSLR-фотометрії використовують лише зелений канал, тому що він найбільш близько співвідноситься з астрономічним фільтром V. Однак, корисна фотометрія може бути також проведена з використанням каналів R (червоного) та B (синього).

Процес відокремлення зелених пікселів від червоних та синіх часто називають “дебаєризацією”, однак, це не зовсім правильно. Дебаєризація (або демозаїкізація) відноситься до процесу створення кольорового зображення (в якому кожен піксель несе значення ADU для R, G та B каналів) з інформації, закодованій у чорно-білому RAW-зображенні. Ми хочемо розділити кольорові канали R, G та B оригінального чорно-білого RAW-зображення, цей процес називається кольороподіл. Отримане зображення (кожного кольорового каналу) також чорно-біле.

Багато з програм фотометрії можуть виділяти індивідуальні кольорові канали з RAW-зображень, хоч ця процедура може бути різною для різних програм. Наприклад, AIP4Win виділяє обидва зелені канали та представляє їх як єдине зображення такого ж розміру, як вихідне зображення. Навпаки, MaxIm DL виділяє кожний зелений канал окремо [примітка від перекладача: IRIS також вміє розділяти кольорові канали RAW-зображення та записувати їх у окремі файли, див. команди SPLIT_CFA та SPLIT_CFA2]. Найкраща процедура -- виділити обидва зелені канали, усереднити їх та проводити фотометрію на отриманному зображенні. Упевніться, що цільова зірка та зірки порівняння не насичені на вихідному або результуючому зображенні.

Кольороподіл може бути зроблений або до, або після калібрування зображень. Не має значення, в якому порядку це робити, якщо всі дані (калібрувальні кадри та основні кадри) обробляються однаково.

5.5 Оцінка зображень після калібрування

На етапі, коли ви записали та відкалібрували зображення, як це описано вище, важливо критично вивчити кілька кадрів, щоб мати впевненість, що вони підходять для фотометрії. Нижче наведений список того, що треба перевірити. Кожна фотометрична програма має свою інструкцію, як перевірити зображення на відповідність цим критеріям.

5.5.1 Розмір та форма зображень зірок

Загалом фотометричне програмне забезпечення очікує, що зображення зірок круглі або лише злегка еліптичні. Надмірна витягнутість (перетворення у треки) може вимагати більшої вимірювальної апертури, що вносить більше шуму. При використанні монтувань без трекінгу експозиція має бути достатньо коротка, щоб мінімізувати розтягування зображень зірок. Міцне монтування також мінімізує артефакти, які виникають внаслідок вібрацій (виляння).

Фотометричне програмне забезпечення, яке ви використовуєте, має мати можливість показувати профіль інтенсивності зображень зірок у вигляді графіку. Профіль не має бути ні надто вузьким, ні надто широким. Ширина профілю зображення зірки описується параметром FWHM: повна ширина на половині максимуму (для більш детального опису див. сторінку Вікіпедії http://en.wikipedia.org/wiki/Full_width_at_half_maximum). Рекомендована величина FWHM зірки на RAW-зображеннях (перед калібруванням та розділенням на канали) має бути не меншою 8-10 пікселів. Така величина вибирається для того, щоб бути впевненим, що зображення має достатню дискретизацію (семплювання) у всіх чотирьох кольорових каналах.

Розглянемо наступний уявний експеримент. Якщо фокус достатньо різкий, все світло від зірки може попасти лише на один-єдиний піксель, наприклад, червоний. Сусідні зелені та сині пікселі в такий ситуації взагалі не відреагують на світло зірки. Фотометрія такого зображення помилкового покаже, що у червоній частині спектру зірка яскрава, однак дуже тьмяна у синій та зеленій частинах. На практиці сфокусовані зображення зірок не точкові, вони мають циркулярно симетричний (приблизно) Гаусовий розподіл інтенсивності з яскравим центром і швидким затуханням до фонового рівня в області діаметром кілька пікселів (Рис. 5.1). Більшість світла зірки попаде лише на кілька пікселів, частина інтенсивності буде розподілена по оточуючим пікселям. Фотометрія такого зображення покаже надлишок яскравості у кольорі центрального пікселя та зменшену яскравість в кольорах сусідніх пікселів.

Якщо зображення зірки дрейфує по сенсору з часом через недосконалість трекінгу, центральний пік буде проходити по багатьох пікселях. Таким чином, яскравість в різних кольорах буде змінюватись в залежності від того, який колір має піксель, на який попадає центроїд зіркового зображення. Рис. 5.2 показує виміряні зоряні величини BVR [Blue-Visual-Red] нової Центавра 2013 року (V1369 Cen), отримані на серії кадрів з надто сфокусованим зображенням, зняті 12 лютого 2014-го року. Криві яскравості B та R демонструють осциляції, які виникли внаслідок дрейфу та періодичної похибки приводу вісі прямого піднесення (RA) монтування. Крива яскравості у V-діапазоні демонструє осциляції з дуже слабкою амплітудою, тому що обидва зелені канали усереднюються, майже повністю пригнічуючи індивідуальні коливання яскравості.


Рис. 5.1. Горішня панель: синтезований Гаусовий розподіл інтенсивності, що представляє різко сфокусоване зображення зірки з FWHM = 2 пікселя. Нижня панель: профіль зображення (ліворуч), що показує яскравий центр та широкі крила недостатньо розфокусованого зображення зірки (праворуч). (Mark Blackford)


Рис. 5.2. Крива яскравості нової Cen 2013 (V1369 Cen) у B-каналі (синя лінія), V-каналі (зелена лінія) та R-каналі (червона лінія), отримана з зображень, відзнятих з недостатнім розфокусуванням. Осциляції -- артефакти, викликані Баєрівським масивом фільтрів, періодичною похибкою монтування та дрейфом через недосконале встановлення полярної вісі. (Mark Blackford)

Експеримент та моделювання показують, що рекомендовані значення FWHM, до яких зображення зірок слід розфокусовувати, мають бути не менші, ніж 8 пікселів, для того, щоб уникнути проблем, пов’язаних з недостатньою дискретизацією (семплюванням) (Variable Stars South Newsletter, January 2015, page 17).

Чи можуть ваші зображення зірок бути надто широкими? Загалом, зображення зірок, більші за приблизно 30 пікселів, можуть бути складними для обробки програмами фотометрії. Також, коли зображення зірок стають ширшими, підвищується ризик того, що світло однієї зірки змішається зі світлом інших та погіршить оцінку яскравості цих сусідніх зірок. Таким чином, перевірте значення FWHM цільової зірки, зірок порівняння та контрольних зірок, щоб бути впевненим, що вони достатньо великі, щоб уникнути недостатньої дискретизації (семплювання), однак у той же час достатньо малі для того, щоб впевнено розмістити фотометричну вимірювальну апертуру навколо зірки і захопити практично все її світло. Оберіть розмір фотометричної вимірювальної апертури, який підходить до зірок, які мають бути обміряні.

Можливо, ваше фотометричне програмне забезпечення має відповідні інструменти для перевірки впливу зміни розміру апертури як на світловий потік, що вимірюється, так і на відношення сигналу до шуму (наприклад, інструмент фотометрії MMT у пакеті AIP4Win). Щоб швидко почати робити прийнятну фотометрію, як відправну точку, встановіть діаметр апертури у значення ≈ 2.5-3 разів більше за FWHM, однак майте на увазі, для подальшої більш детальної роботи, що за вибором оптимального розміру апертури вимірювання стоїть певна наука (див. Розділ 5.6.1 [примітка перекладача: такого розділу в даній редакції керівництва немає; скоріш за все, мається на увазі розділ 6.1.1]).

5.5.2 Максимальне значення ADU та співвідношення сигнал/шум

Зображення цільової зірки, зірок порівняння і контрольних мають бути достатньо яскраві, щоб співвідношення сигнал/шум було хорошим, однак не настількі яскраві, щоб настало насичення. Помістіть фотометрічну вимірювальну апертуру по черзі на кожну з зірок (цільову, порівняння та контрольну) та перевірте два параметри: максимальне значення ADU та співвідношення сигналу до шуму. Максимальне значення ADU має бути нижче рівня насичення камери. Якщо зображення зірок насичені, єдиний вихід -- відзняти зображення по новій, підібравши налаштування так, щоб зменшити максимальне значення ADU. Можливо використати коротшу експозицію, сильніше задіафрагмувати об’єктив або трохи збільшити дефокусування, щоб розподілити світло зірки на більшу кількість пікселів. Відкалібровані основні зображення мають менше значення ADU, яке відповідає насиченню, тому що під час проведення корекції зсуву (bias) від зображення віднімається постійне зміщення (1024 або 2048 ADU).

До речі, вимога уникати насичення пікселів чіпу камери -- одна з найглибших різниць між фотографуванням небесних об’єктів заради “чудової картинки” та отриманням зображень для наукових вимірювань: такі зображення зазвичай виглядають надто м’якими, блідими та розмитими у порівнянні з красивими фотографіями (на яких зазвичай зірки пересвічені, щоб композиція виглядала більш привабливою візуально).

5.5.3 Змішування з зірками фону

Якщо одна (чи кілька) фонових зірок розташована так близько до цільової зірки (або зірки порівняння чи контрольної), що вона частково чи повністю попадає у апертуру вимірювання, світло від такої зірки спотворить (або “забруднить”) фотометрію. Тому критично вивчіть області у беспосередній близькісості до вашої цілі, зірок порівняння та контрольних зірок на предмет існування будь-яких зірок фону -- навіть достатньо тьмяних. Відзначте позиції будь-яких зірок фону, які потенційно можуть перешкодити фотометрії та спробуйте вибрати діаметр апертури вимірювання так, щоб уникнути цих зірок.

Корисно використовувати хорошу програму-планетарій, щоб подивитись, чи є будь-які потенційно заважаючі зірки фону у межах 5 зоряних величин від яскравості цільової зірки, зірок порівняння та контрольних зірок. Можливо ви не побачите такі зірки на вашому зображенні, та, якщо вони існують, вони додадуть сигнал до апертури вимірювання. Кращий підхід до фотометрії у випадку існування таких зірок -- утримувати їх за межами апертури вимірювання. Якщо це неможливо, відзначте у вашому звіті, що такі зірки існують.

Проблема “забруднення” фоновими зірками частіше виникає у випадках, коли використовується навмисне дефокусування. Також, використання монтувань або штативів без трекінгу може призводити до того, що зірки фону змішаються з цільовою зіркою (або зірками порівняння чи контрольними). Використання більш коротких експозицій та складання зображень після калібрування може відновити співвідношення сигналу до шуму, яке було знижене при використанні коротших експозицій.

5.5.4 Однорідність фону

Перевірте повне відкаліброване зображення за двома суб’єктивними критеріями якості: рівність фону та можливу наявність пір’ястих хмар. Збільшить контраст зображення, щоб підкреслити дуже слабку різницю у яскравості, та подивіться, чи помітні сліди “бубликів” від пилу (кільця, що виникають на зображенні завдяки пилу на оптичних поверхнях) або суттєве невиправлене віньєтування (що може свідчити про те, що щось пішло не так під час корегування за допомогою кадрів плоского поля)? Якщо подібні ефекти помітні та вносять варіації, визначені у одиницях ADU, більші за кілька відсотків від величини ADU у максимумах цільової зірки, зірок порівняння та контрольних, вам, можливо, слід визначити причину та переробити процедуру корегування за допомогою кадрів плоского поля.

Інша неоднорідність на зображеннях, яку слід пошукати, це неоднорідність неба як такого. Тонкі пір’ясті хмари та інверсійні сліди від літаків, що непомітні неозброєним оком, можуть виглядати як зміни свічення неба або прозорості. Такі ефекти частіше виникають та становлять проблему у випадку широких полів зору, які характерні для знімків, зроблених стандартними об’єктивами фотоапаратів (тобто таких, які мають фокусну відстань меншу за кілька сотень міліметрів). У випадку зображень з вузьким полем зору, які отримуються за допомогою телескопа, поле зору може бути таким вузьким, що варіаціями свічення неба та поглинання можна знехтувати.

Іноді зображення може містити очевидні артефакти (вогні або інверсійні сліди від літаків, треки від супутників, пір’ясті хмари тощо), однак вони не лежать поблизу ні цільової зірки, ні зірок порівняння, ні контрольних зірок. В такій ситуації ймовірно безпечно ігнорувати ці артефакти та використати зображення для вимірювання. Якщо проблема дійсно у пір’ястих хмарах, то будьте готовими до пов’язаних з ними флюктуаціями в результатах фотометрії. Залежно від проекту, присутність пір’ястих хмар може вимагати від вас брати їх можливий вплив до уваги та критично перевіряти результати вашої фотометрії на предмет впливу таких мінливих умов спостереження або -- у найгіршому випадку -- відкинути отримані зображення та спробувати ще раз наступної ночі.

Скільки зображень ви маєте перевірити? Це залежить, певною мірою, від вашої програми спостережень. Якщо ви вивчаєте зірку, яка змінює свою яскравість дуже повільно (скажімо, зірки типу Міри, характеристики яких змінюються у масштабі часу у кілька місяців), ви, можливо, робите лише кілька зображень на протязі однієї ночі. В цьому випадку критично перевірте одне чи кілька зображень. Як приклад іншого граничного випадку, припустимо, що ви вивчаєте затемнювану подвійну зорю, період якої становить кілька годин. У такому випадку ви робите зображення кожну хвилину або біля того протягом всієї ночі. Протягом такої всенічної сесії все може змінюватись на додачу до зміни яскравості цільової зірки. Тому оберіть кілька зображень і критично їх вивчить: декілька біля початку сеансу ввечері, біля середини та біля кінця сеансу спостережень. Якщо протягом ночі зірки стають більш розфокусованими, це означає, що фокусування вашого об’єктиву змінюється зі зміною спрямування або температури.

У перші кілька ночей, та у перших кількох проектах, роблячи таку критичну оцінку зображень, ви чимало дізнаєтесь про свою камеру та вибір налаштуваннь, які найліпше пасують до обраної цільової зірки (чи зірок) та проекту. Занотуйте налаштування камери, який об’єктив використовувався та будь-які інші умови, які можуть впливати на якість кінцевого зображення. Після невеликої практики ви зможете легко обирати найкращий набір параметрів (особливо довжину експозиції) в залежності від зоряної величини цілі, зірок порівняння та контрольних, об’єктиву або телескопу, який використовується та типових умов вашого місця спостережень.

Тепер, коли ми маємо відкалібровані основні зображення, можемо переходити до наступного кроку: вимірювання сигналів, які отримані від цільової зірки, зірок порівняння та контрольних зірок. Докладно це буде описано в Частині 6.


ОРИГІНАЛ: https://www.aavso.org/dslr-observing-manual


Далі буде…