Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
31 Жовтня 2025, 21:11:19

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

   Большая часть астрономических наблюдений основана на результатах, полученных буквально на пределе возможностей глаза. Неудивительно, что очень много "открытий", например планеты Вулкан, спутников Венеры, марсианских каналов и т.д., в последствии не подтвердились. Увы, человеческих глаз далеко не всегда объективен. Да и проверить, видел ли на самом деле наблюдатель то или иное явление не представляется возможным. К тому же возможности глаза достаточно ограничены, поскольку его светочувствительные элементы не могут накапливать свет в течении длительного времени. Вот почему фотография с момента своего появления сразу же заняла ведущую роль в астрономических исследованиях. С конца 19-го века практически все крупные телескопы позволяли устанавливать в фокальной плоскости фотопластинки.
   Фотопластинка обеспечила астрономии ряд преимуществ: документальность, возможность изучать одновременно большой участок неба, получать изображение очень слабых объектов. С другой стороны, чувствительность фотопластинок была намного ниже, чем глаза и получить качественные изображения планет было очень проблематично. Были свои сложности и в решении таких задач, как получение точных оценок блеска небесных объектов, поскольку сопоставить потемнение и размеры звезд на фотопластинках со звездными величинами представляло собой нетривиальную задачу. Определенную проблему представляла собой и экономическая составляющая: фотопластинка работает только один раз, а фотопластинки, чувствительные к красным лучам довольно дороги. Не смотря на это, использование фотографических наблюдений в астрономических исследованиях позволило обнаружить множество новых объектов и узнать много нового о нашем мире.
   Принципиально новый инструмент для фиксации изображений в астрономию пришел незаметно. Во второй половине 1960-ых годов инженеры-электронщики разработали устройство для хранения зарядов и передачи их из одной ячейки в другую, которое предполагалось использовать в качестве памяти компьютера. Устройство назвали charge couple device или, сокращенно, CCD. В русском языке используется прямая калька с английского - "Прибор с зарядовой связью" или ПЗС. Такое устройство не нашло применения в качестве памяти для компьютера, но зато оказалось, что его можно использовать, как приемник излучения. Уже в 1975 с помощью ПЗС была сфотографирована планета Уран. ПЗС матрицы были быстро введены в качестве приемников излучения на космических станциях.
   Типичное ПЗС-устройство состоит из множества МОП (или МДП) конденсаторов. Аббревиатуры МОП и МДП расшифровываются, как «металл-окисел-полупроводник» и «металл-диэлектрик-полу¬про¬вод¬ник», соответственно. Такой конденсатор имеет электрод, через который может быть подан положительный заряд, слой диэлектрика и полупроводниковую подложку.

Подякували

6 :Серега, OlegBr, ds40a, gonZo, Acidlex, Vagor

[tlgleonid]

   Если в конденсаторе на электрод подать напряжение, до под действием появившегося электромагнитного поля "дырки" убегают из полупроводника, а в оксиде кремния появляется так называемый обедненный слой. Электроны, возникающие под действием тепла или внешнего излучения накапливаются в узком инверсном слое на границе полупроводник-диэлектрик в потенциальной яме.
   Что бы фотон мог выбить из полупроводника электрон, требуется определенная энергия. Соответственно, и длина волны должна быть короче некоторого значения. Для кремния это 1100 нанометров. Из-за сильного поглощения коротковолнового  излучения в приповерхностном слое конденсатора минимальная полезная длина волны составляет 300-400 нанометров. Таким образом, такой элемент оказывается чувствительным как ко всему видимому излучению, так и к ближнему инфракрасному свету. За счет применения разных материалов можно получать ПЗС с самыми разными кривыми чувствительности.
   Эффективность ПЗС намного превысила все остальные средства накопления света, известные до момента ее создания. Так, в типичной фотопластинке нужно до сотни фотонов, что бы воздействовать на зерно фотоэмульсии и можно было бы выделить источник света. Даже в очень эффективных фотометрах для получения на катоде фотоумножителя одного электрона требуется около десятка фотонов. А вот в ПЗС квантовая эффективность может достигать до 90%, то есть чуть ли не каждый фотон создает в потенциальной яме электрон.
   ПЗС обладают весьма высоким квантовым выходом. Напомним, что в фотографии требуется примерно 100–200 квантов, чтобы создать скрытое изображе¬ние в зерне фотоэмульсии. В фотокатоде для освобождения одного фотоэлектрона тре¬бу¬ется в среднем 10 квантов. Их еще нужно собрать и зарегистрировать. Типичная квантовая эффективность популярного советского ФЭУ-79 составляла около 6%. В благоприятных условиях ПЗС в максимуме спектральной чувствительности обладают квантовым выходом, достигающим 90%, а в среднем по всей области спектральной чувствительности квантовый выход ПЗС составляет 50–60%.
   Еще одно полезное свойство ПЗС - это близость элементарных ячеек со своими потенциальными ямами. Если после накопления электронов в одной из ячеек подключить потенциал к соседней ячейке и увеличивать его, электроны перетекут в потенциальную яму соседней ячейки. Это позволяет организовать процесс считывания информации из целой матрицы таких ячеек.

Подякували

1 :Vagor

[tlgleonid]

   Пусть у нас элементарные ячейки представляют собой прямоугольную структуру (матрицу). При этом каждая элементарная ячейка может накапливать свет независимо. В такой матрице присутствует ряд ячеек, которые закрыты от света. После окончания экспозиции электронная схема, обслуживающая матрицу, подает потенциал на этот ряд и заряд из прилегающего ряда перетекает в этот, нечувствительный к свету ряд. После этого потенциал подается на второй ряд и заряд перетекает во второй ряд из ячеек третьего ряда. И так далее. После этого начинается процесс считывания информации из первого ряда. К крайней ячейке этого ряда примыкает усилитель. Он считывает из этой крайней ячейки заряд, усиливает его и передает на специальный аналого-цифровой преобразователь, которые преобразует значение заряда в число.
   После очистки заряда в крайней ячейке на нее подается напряжение и заряд из соседней ячейки перетекает в крайнюю ячейку. Так последовательно все заряды в крайнем ряду перетекают на соседнюю ячейку. После этого с помощью усилителя и АЦП происходит считывание сигнала из следующей ячейки. Потом происходит снова общая сдвижка и снова считывание и так до тех пор, пока не будет считан весь ряд. После этого все ряды вновь перетекают в соседние и начинается процесс считывания нового ряда. И так до тех пор, пока все не будет считано.
   Может возникнуть вопрос: а за счет чего происходит процесс именно направленного перетекания заряда? Почему на рисунке заряд перетекает из нижних ячеек в верхние, а не наоборот. Это обеспечивается более сложным строением ячейки, чем было изображено на рисунке. На самом деле, каждая ячейка имеет три электрода и, соответственно три потенциальных ямы. Каждый этап перетекания заряда имеет три фазы. На первой фазе весь заряд располагается в яме 1. На второй фазе заряд из ям 1 и 3 перетекает в яму 2, но поскольку яма 3 была пуста, то получается, что заряд перетек из ямы 1 в 2. На третей фазе потенциал подается на третий электрод и заряд перетекает из ямы 2 и ямы 1 соседней ячейки в яму 3. Но в соседней ячейке также весь заряд сосредоточен в яме 2, а яма 1 пуста, в результате чего заряд перетекает из ямы 2 в яму 3. Следующая фаза приведет к перетеканию заряда из ямы 3 в яму 1 соседней ячейки. Элементарную ячейку, состоящую из трех электродов и трех ям называют "пиксель".
   Поскольку пиксели составляют прямоугольную решетку, при указании параметров матрицы может стоять два числа, например 640х480. Это значит, что по одной оси на матрице умещается 640 отдельных пикселей, а по второй оси - 480 пикселей. Общее же число пикселей составит 307200 пикселей. Но, в настоящее время при указании числа пикселей принято использовать другую единицы - мегапиксели. Один мегапиксель составляют 1048576 отдельных пикселей. В настоящее время в астрономии применяются матрицы от 0.3 Мп до 16 Мп и более.
   Не менее важным параметром ПЗС-матриц является размер отдельного пикселя и размер самой матрицы. На практике размеры пикселей у разных матриц могут очень сильно отличаться. Линейный размер пикселя может составлять 2-3 микрометра, а может доходить и до 20 микрометров. Наиболее часто встречаются квадратные пиксели, у которых ширина и длина одинаковы. Такие матрицы удобны, поскольку не искажают геометрических размеров на снимках. Но бывают и неквадратные пиксели и для восстановления геометрических размеров требуется проводить преобразование снимков. Линейные размеры матрицы также легко подсчитать. Если мы имеем матрицу 640х480 с пикселем 6.5мкм, то размеры чипа матрицы составят 4.16х3.12 мм. Нередко в качестве размеров матрицы указывают размер их диагонали, причем в "фотографических дюймах". Появились такие дюймы в результате попытки узнать сторону матрицы в дюймах по величине диагонали и отличаются они примерно в 1.4 раза (корень из 2), то есть 1" равен примерно 17.8 мм. Следовательно, у матрицы с размером 1/2" диагональ равна 8.9мм.
    Знание размеров пикселя и матрицы позволяет нам подобрать оптимальную матрицу под имеющийся телескоп и оценить область неба, которую удастся снять, а также разрешение снимка. Что бы это сделать, нужно вспомнить некоторые сведения из оптики. Например, идеальная оптическая система строит изображение точечного источника света не в виде точки, а в виде крошечного диска (диска Эйри), окруженного дифракционными кольцами. Угловой размер этого диска зависит в первом приближении только от диаметра объектива телескопа и составляет 280/D угловых секунд. То есть, у телескопа с объективом 150 мм угловой диаметр диска Эйри составляет 1.87". Что бы узнать линейный размер диска Эйри на ПЗС-матрице, нужно знать помимо диаметра еще и фокусное расстояние телескопа. 1" секунде соответствует размер F/206265. Например, если фокусное расстояние объектива телескопа равно 1 метру (1000 мм. или 1000000 мкм.) то одной угловой секунде соответствует 4.85 микрон. Поскольку в случае объектива с диаметром 150мм мы получили диск Эйри равным 1.87", то линейный размер этого диска окажется в идеале равным 9.06 мкм. Общая формула вычисления линейных размеров дисков звезды в микронах можно записать, как 1.36*F/D=1.36/A, F-фокусное расстояние телескопа, D- диаметр объектива, A-относительное отверстие. Для светосильных телескопов с относительным отверстием 1:4 диаметр диска Эйри будет равен 5.44 микрон, для умеренных светосил 1:6 - 8.16 микрон, 1:10 - 13.6 микрон.
   Интуитивно может показаться, что лучшим решением будет выбор такой матрицы, что бы диск звезды полностью проваливался в пиксель. Но на самом деле это не так. Посмотрим на рисунок. Если диаметр диска Эйри меньше размеров пикселя, может реализоваться одна из трех схем (иллюстрации 1,2 и 3). В первом случае изображение звезды полностью "провалится" в один пиксель, во втором случае оно рассосредоточится между двумя пикселями, а в третьем случае - между четырьмя. Если звезда проваливается в 1 или 2 соседних пикселя, то мы не можем измерять их положение с точностью выше, чем половина пикселя. В третьем случае по соотношению яркостей в пикселях можно определить положение звезды с точностью около 0.1 пикселя.
   Для фотометрии попадание диска звезды на один пиксель также плохо, поскольку может сказаться неоднородность чувствительности пикселей. Крупный пиксель плох и для любителей художественного фото, ведь это не очень красиво, когда одинаковые звезды оказываются разных размеров и яркости, а некоторые вытягиваются в черточки.
   Слишком мелкий пиксель так же плох. На иллюстрации 6 свет от звезды попадает на 16 пикселей, а ведь света больше не становится! Следовательно, резко падает проницание. Следовательно, для большинства астрономических задач диск Эйри должен быть около 2 пикселей в диаметре, то есть, для телескопов с относительным отверстием 1:4 оптимальный размер пикселя окажется равен 2.7 микрон, для умеренных светосил 1:6 - 4 микрон, 1:10 - 6.8 микрон.

Подякували

1 :Vagor

[tlgleonid]

   Сказанное верно для идеального случая. Но ведь в мире нет ничего идеального. А в реальности свет звезды рассеивается атмосферой и, в некоторой степени, оптикой. В результате на снимке мы увидим не диск Эйри, а пятно рассеяния. Яркость в этом пятне наибольшая в центральной области и спадает при удалении от центра. Если нет проблем с механикой телескопа, пятно будет иметь сферически симметричную форму. Закон спадания яркости в изображении точечного объекта принятно называть функцией рассеяния точки. В англоязычной литературе и программном обеспечении эта функция называется "point spread function" или сокращенно PSF.
   Если на одном и том же снимке исследовать характер функции рассеяния точки для звезд разной яркости, можно увидеть, что они будут иметь практически одинаковую форму и отличаются лишь амплитудой. Увы, нет никакого простого способа записать эту функции в виде простой математической формулы, ибо характер этой кривой будет меняться от кадра к кадру. Можно увидеть только, что в общем она где-то напоминает колоколообразную кривую с характерным максимумом и расходящимися крыльями. По правилам апертурной фотометрии для фотометрии звезд нужно подсчитать суммарную яркость всех пикселей, которые приняли свет звезды после вычета яркости фона ночного неба. Но включать длинные хвосты нецелесообразно, поскольку шумы будут вносить весьма заметный вклад в результат. С помощью методов математической статистики можно показать, что наиболее высокая точность измерений достигается при учете яркостей тех пикселей, где яркость звезды превысила половину яркости самой яркой точки. Диаметр области с яркостью, выше половины максимальной яркости носит название полуширины функции рассеяния точки. В англоязычном программном обеспечении для этой величины введена аббревиатура FWHM.

[tlgleonid]

   При выборе камеры нужно стремится, что бы средняя полуширина функции рассеяния была равна примерно двум пикселям. Но как узнать величину этой средней полуширины? Вопрос совсем непростой. Эта полуширина определяется не только телескопом, но еще и состоянием атмосферы на разных высотах. Следовательно, необходимо еще проводить астроклиматические исследования. В среднем, на равнине редко бывают ночи с полушириной звезд 1" и меньше, обычно это все-таки 2" и более. Не нужно забывать, что в функцию рассеяния точки входит и образование диска Эйри, так-что реально размеры пикселей у матрицы могут быть заметно выше, чем мы считали без учета рассеяния света в атмосфере.
   Помимо геометрических размеров ПЗС-матрицы различаются также и по своим свойствам. Например, свет может падать на матрицу со стороны электродов, а может и с противоположной стороны. Если свет падает со стороны электродов, то говорят о прямой засветке матрицы. В этом случае главная проблема - экранирование света электродом. Бороться с этим приходится путем уменьшения размеров этих электродов или использовать полупрозрачные материалы (например, поликристаллический кремний пропускает свет). Но все равно, из-за интерференционных эффектов кривая чувствительности таких матриц имеет неожиданные провалы. Вот почему, ряд камер в последнее время работают в режиме обратной засветки, когда свет падает на конденсатор с обратной стороны. В этом случае фотоны света попадают на непрозрачный кремний и выбивают электроны с более высокой эффективностью. Увы, при обратной засветке возникают свои сложности. Если толщина конденсатора будет такой же, как и для варианта с прямой засветкой, часть электронов будет попадать в соседние потенциальные ямы, да и вероятность столкнуться с "дыркой" у электрона возрастает. Приходится слой кремния делать тоньше. Если для прямой засветки общая толщина матрицы составляет около 300 микрон, то матрицы с обратной засветкой шлифуют так, что бы их толщина была равной 15 микрон. Выдержать такую небольшую величину с достаточной точностью технологически сложно, и из-за этого чувствительность матрицы оказывается непостоянной, а стоимость таких матриц оказывается достаточно высокой. 
   В зависимости от типа засветки меняется и глубина потенциальной ямы. При обратной засветке она меньше. Что бы понять, насколько это плохо, нужно разобраться с тем, что же такое "потенциальная яма". Дать правильное физическое объяснение в нескольких словах сложно, посему попробуем ограничится аналогией. Представим каждый пиксель в виде некоторого стакана. Большая часть квантов света выбивает электрон, который, как капля, падает в стакан. И если стакан переполнится, то новые капли будут просто вытекать. Глубина потенциальной ямы и размеры пикселя определяют, сколько электронов эта яма может накопить. В современных астрономических ПЗС-матрицах это величина составляет сотни тысяч электронов. Что бы понять, много это или мало, оценим, за какое время свет от звезды заполнит яму
полностью. Если мы используем телескоп с диаметром объектива 110 мм, а ПЗС матрица имеет квантовую эффективность 100% в полосе с шириной порядка 100 нанометров (например, в фотометрической полосе V), свет звезды с блеском около 5 зв. величины приведет к полному заполнению современной матрицы за 1 секунду. Звезде с блеском 10 зв. величины для этого потребуется уже 100 секунд. На практике, конечно же из-за меньшей квантовой эффективности и потерях света время для переполнения окажется раз в 10 больше.
   Если же стакан переполнен, а в него будут продолжать падать капли, вода начнет переливаться в соседние стаканы. При считывании величины накопления (путем переливания воды из стакана в стакан) на изображении появится характерный хвост за яркой звездой. Это явление получило название блюминга и оно наблюдалось на многих ПЗС-матрицах вплоть до недавнего времени. В настоящее время метод борьбы с блюмингом уже найден. Для этого на ПЗС матрицу напыляют дополнительные электроды, которые при достижении количества электронов в потенциальной яме выше определенного числа лишние заряды уводят. К сожалению, площадь этих электродов весьма существенна и может достигать до 30% поверхности пикселя, что снижает квантовую эффективность матрицы.
   Не забываем, что электроны в яме нужно после экспозиции еще и подсчитать. Для этого и существует на матрице усилитель и АЦП. В результате, число электронов в потенциальной яме превращается в значение яркости конкретного пикселя. При этом в большинстве случаев шкала может выбираться достаточно произвольно в зависимости от поставленной задачи. Для примера разберем, как проинтерпретируется две точки u и v в 4 выбранных шкалах A,B,C,D. Как мы видим, в шкале А для первой точки эти значения будут равны 2 и 10, в шкале B - 0 и 3, в шкале С - 0 и 5, а в шкале D - 0 и 1, соответственно.

[tlgleonid]

   Количество значений, которые может принимать каждый пиксель, определяется разрядностью АЦП. Так, если АЦП имеет разрядность 8, то допустимые значения для яркости пикселя будут находится в диапазоне от 0 до 255 (2 в степени 8 ). Для 10-разрядного АЦП диапазон окажется от 0 до 1023 (2 в степени 10). Для 16-тиразрядного АЦП значения яркости пикселей могут принимать значения от 0 до 65535. Чем выше разрядность АЦП, тем больше градаций яркости и тем точнее можно определять блеск звезд а также улавливать тонкие градации яркости. Самые простые ПЗС камеры, которые используют 8-миразрядное АЦП, малопригодны для получения астрономических изображений. С другой стороны, стандартные форматы изображений (jpg, png и т.п.) работают только с 256 градациями яркости. Но, поскольку в этих форматах используются нелинейные шкалы, 8-миразрядных АЦП недостаточно. Даже в дешевых цифровых фотоаппаратах сейчас применяются 10-разрядные АЦП. В Зеркальных камерах используются АЦП с большим числом разрядов, то есть 12 (Canon 350D, Canon400D, Canon 20Da,...) или 14 (Canon 550D). Астрономические камеры преимущественно используют АЦП с 16-тью разрядами. Выбор шкалы осуществляется с помощью настроек камер. Это может быть ISO (определяющий масштаб шкал в цифровых бытовых устройствах) или усиление со смещением в специализированных ПЗС.
   Тут же может возникнуть вопросы: а зачем вообще смещать шкалу, а если уж смещать, то насколько? Оказывается, причина кроется в некотором физическом несовершенстве ПЗС-матриц, у которых определить уровень, соответствующий полному отсутствию электронов в потенциальной яме невозможно. Также нужно понимать, что из-за различных неоднородностей положение нуля будет меняться от пикселя к пикселю. Мешать съемке будет и тепловой шум. Ведь электроны будут выбиваться не только полезными фотонами, но и в результате теплового движения молекул. К сожалению, чем выше температура, тем сильнее уровень шумов, причем растут шумы очень быстро, удваиваясь при повышении температуры на 6-8 градусов. Самое неприятное, что с ростом уровня шумов в такой же степени растет и их дисперсия, то есть неоднородность шумов, поскольку шум - величина случайная. Стоит также упомянуть, что среди сотен тысяч и миллионов отдельных пикселей попадаются некачественные или откровенно нерабочие. Если за определенное время без попадания света на матрицу какая либо ячейка очень быстро заполняется электронами, то о ней говорят, как о горячем пикселе. На конечном изображении из-за них появляются светлые точки. Нерабочие пиксели выдают одно и тоже значение, которое может быть как очень малым, так и достаточно большим. На конечных изображениях такие пиксели проявляют себя как черные или белые точки.
   Что бы учесть эти особенности цифровой обработки, астрофотографы вынуждены проводить калибровку полученных изображений. Для этого делаются специальные калибровочные кадры. Калибровочный кадр для определения нулевого положения каждого пикселя получается путем съемки кадра с максимально короткой выдержкой, какая может быть только получена без освещения матрицы (например 1/1000 с.). Этот кадр называется смещением или offset. (Еще часто используется другой термин - Bias). В русский язык вошло такое словечко для этих кадров, как офсет. Такой кадр состоит из массива значений B[x,y].
   Затем снимается темновой кадр (в английском языке - Dark) для учета теплового шума. Сниматься такой кадр должен при той же температуре и выдержке, что и реальный кадр, только при этом матрица должна быть надежно закрыта крышкой. Так мы получим кадр с массивом значений DB[x,y]. Несложно понять, что в эти значения уже входит офсет и для получения картины собственно шумов нужно их вычесть, то есть темновой кадр должен состоять из массива точек D[x,y]=DB[x,y]-B[x,y]. Если мы имеем реальный кадр с изображением участка неба с массивом значений S[x,y], то для получения истинного изображения нужно вычесть смещение и тепловой шум, то есть I[x,y]=S[x,y]-D[x,y]-B[x,y]. Естественно, что все эти преобразования осуществляет не астрофотограф, а специализированное программное обеспечение.

[tlgleonid]

   В настоящее время калибровка помимо вычета смещения и темнового кадра включает в себя также учет неравномерности яркости изображения из-за виньетирования, несовершенства оптики, а также наличия пылинок в оптической системе. Например, если снять равномерный по яркости фон, то как правило, после вычета смещения и шумов яркость пикселей окажется неравномерной. Как правило, ближе краю кадра фон окажется темнее. Что бы учесть эту неравномерность, снимают равномерно освещенное поле (плоское поле или flat). Получить такое поле можно либо при помощи специальных устройств (лайт-боксов), либо просто съемки естественного или искусственного равномерного фона. Если площадь кадра невелика, годится вечернее (утреннее небо), когда его яркость еще не засвечивает кадр, но и звезд уже не видно. Искусственно получить равномерное поле можно накинув на трубу телескопа или объектив кусок однотонной ткани, которая освещается удаленным источником. Для правильного учета плоского поля нужно вычесть из яркости каждого пикселя смещение и темное поле с выдержкой и температурой, при которой было получено кадр плоского поля: F[x,y]=L[x,y]- Dl[x,y]-B[x,y]. Если найти некое максимальное значение в матрице F[x,y]=Fmax, то итоговое изображение V[x,y]= (S[x,y]-D[x,y]-B[x,y])*Fmax/F[x,y].

[tlgleonid]

   Когда мы говорим о кадре смещения, темновом кадре или о плоском поле, нужно хорошо понимать, что на индивидуальных кадрах эти значения будут зависеть от шумов, отличающихся от кадра к кадру. Из-за этого астрофотографу приходится снимать серию таких кадров, а потом проводить их усреднение. При этом усреднение лучше всего использовать медианное. Медиана набора значений - это такая величина, при которой половина значений оказывается больше данной величины, а половина - меньше. Если число кадров нечетно, то в качестве медианы выбирают число, равное одному из значений, для которого половина значений будет больше, а половина - меньше. Если же число кадров четно, медиана будет расположена посредине между двумя средними значениями.
   Исходя из вышеизложенной информации становится ясно, что выбирать шкалу для конкретной ПЗС-матрицы нужно из свойств величины смещения и теплового шума. Для этого нужно проанализировать гистограмму для кадра. Практически все программное обеспечение, управляющее камерой, позволяет построить данную гистограмму. На гистограмме откладываются по оси абсцисс величина яркости пикселей, а по оси ординат - количество пикселей с данной яркостью. Как правило, для темнового кадра и кадра смещения полученная кривая имеет характерную колоколообразную форму с четко выраженным максимумом. Пик для смещения обычно имеет острую форму, а вот пик для темнового кадра более плавный. Но и та, и другая кривая должны заметно оторваться от левого края, но быть сравнительно невелики по величине - не более 1% от всего допустимого диапазона.

[tlgleonid]

   При получении кадра плоского поля стараются выдержку подобрать так, что бы пик был расположен примерно в средней части динамического диапазона. Для 8-мибитный АЦП это будет около 128, а для 16-тиразрядных АЦП - около 32 тысяч.
   Наверно, все-таки основной недостаток ПЗС матриц связан со способом считывания информации. Как трудно перелить воду из одного стакана в другой, так и сложно перелить весь заряд из одной потенциальной ямы в другую. Всегда могут быть потери. Например, если из тысячи электронов потеряется всего один, то при размере матрицы 1024х1024 от последнего пикселя к усилителю перетечет всего 36% от первоначального заряда. Этот факт долгое время ограничивал размеры матриц. В настоящее время при производстве матриц на кремниевую пластину напыляется специальный легированный слой кремния, повышающий эффективность передачи, в результате чего удается добиться потери максимум одного электрона из сотни тысяч, но и в этом случае при размерах матрицы 4096х4096 пикселей потери могут составить до 4%. Конечно, определенным образом они могут быть учтены при калибровке плоскими полями.
   Последовательное считывание сигнала в ПЗС матрицах приводит к медленности этого процесса. На современных, достаточно крупных матрицах считывание кадра может длиться десятки секунд. Если ПЗС матрица не имеет механического затвора, то в процессе перетекания заряда экспозиция будет продолжаться и появятся дополнительные духи. Наконец, если нас интересует лишь динамика какого-то быстрого процесса, то ПЗС матрицы оказываются малопригодны. Что бы добраться до нужного участка приходится считывать весь кадр.
   В настоящее время альтернативным решением для съемки стало применение КМОП-матриц. Полупроводнивые структуры КМОП восприимчивы к свету и об этом знали еще с 1960-ых годов. Но на практике КМОП матрицы долгое время не использовались, так как для определения величины накопленного заряда требовалось к каждой такой структуре подсоединять свой собственный АЦП. Но вот пришел ХХI век. Чудеса миниатюризации позволили создавать матрицы из КМОП структур, где каждый элемент имел свою электронную обвязку. Такие матрицы в отличие от ПЗС позволяют считывать накопленные заряды с любого нужного участка, да и значения со всех ячеек доступны сразу же после экспозиции. Соответственно и время считывания изображения оказывается очень коротким. Для работы КМОП-матрицам требуется намного меньше энергии по сравнению с ПЗС-матрицами, поэтому они очень быстро распространились по фотоаппаратам, видеокамерам и охранным камерам.
   Основными недостатками КМОП матриц являются меньшая квантовая эффективность и более высокий шум. Более низкая квантовая эффективность связана с тем, что существенную часть пикселя занимает обвязка ячейки. Эта же обвязка создает и дополнительный шум. Данные недостатки вплоть до 2006 года не позволяли серьезно использовать КМОП-матрицы в астрономии. Все изменилось благодаря технологии EXMOR от компании SONY. В основе технологии лежит многослойность самой матрицы, при этом электронная обвязка пикселей оказалась под самим пикселем. Эта технология позволила создать КМОП-матрицы, которые по чувствительность практически не уступают ПЗС. Позже эта технология была усовершенствована путем использования метода обратной засветки.
   Поскольку каждый пиксель КМОП-матрицы имеет свой АЦП, разброс параметров отдельных ячеек все-таки достаточно высок. Это привело к тому, что КМОП-матрицы заняли в астрономической фотографии достаточно узкую нишу. С помощью КМОП-камер удобно снимать планеты, Солнце или Луну, где итоговое изображение получается путем сложения большого числа отдельных кадров. Хороши такие камеры для использованиях в системах автоматического гидирования. Но вот для съемки с длинными выдержками пока используют преимущественно ПЗС-матрицы.
   И КМОП и ПЗ матрицы чувствительны ко всем длинам волн видимого света. Для многих астрономических задач этого достаточно. Но, поскольку мы привыкли видеть мир цветным, черно-белые камеры не очень то применимы для художественной астрономической фотографии. Что бы получить три компонента цвета в цветовом пространстве RGB (R - красный, G - зеленый, B - голубой), необходимо либо делать три кадра с разными цветными фильтрами, либо использовать три матрицы с цветными фильтрами и делить свет на три отдельных пучка или пожертвовав разрешением ставить цветные фильтры перед каждым пикселем. При съемке статичных объектов (туманностей, галактик, комет, звездных скоплений) опытные астрофотографы используют первый метод. Для быстровращающихся планет он не подходит и по этому для них предпочтителен третий метод - использование цветных камер.
   У цветных камер перед каждым пикселем установлен цветной фильтр. Перед половиной из них стоит зеленый фильтр, поскольку наш глаз наиболее чувствителен к зеленому цвету. Еще четверть пикселей закрыта красным фильтром, а оставшаяся четверть - синим. Причем фильтры расположены не как попало, а в соответствии с Байеровским шаблоном. Шаблон называют Байеровским в честь сотрудника компании Кодак Брайса Э. Байера, запатентовавшего его в 1976 году.

[tlgleonid]

   Понятное дело, что поскольку каждый пиксель пропускает лишь неких свой участок света, то сформировать цветную картинку того же разрешения, что и матрица не получится. Возможных выходов из этой ситуации есть два. Первый выход - получить цветное изображение с разрешением в два раза меньшим, чем у матрицы. Второй выход - применить интерполяционный метод демозаичности. Данный алгоритм постоянно совершенствуется, но в его основе лежит достаточно простой принцип. Для каждой точки мы должны получить три компоненты света. Одна компонента у нас уже есть, а две другие получают усреднением значения соседних. Скажем, для пикселя, покрытого красным фильтром, яркость в зеленом канале получают усреднением значений четырех зеленых пикселей, а синего - усреднением яркости четырех синих. Легко понять, что в этом случае мы теряем в пространственном разрешении и изображение становится более размытым. Для борьбы с этим к изображению камерами могут применяться разные методики, такие как шарпинг, изменение контрастности, подавление цифрового шума и т.п. 
   Такие цветные матрицы и математические методы сейчас встречаются повсеместно: в цифровых фотоаппаратах, веб-камерах, видеокамерах, камерах наблюдений и т.п. К сожалению, математические методы, позволяющие улучшить качество изображения на бытовых снимках или видеороликах оказывают медвежью услугу при съемке астрономических объектов. В  обработанных, да и еще сжатых при помощи алгоритмов с потерей информации (jpg, png и т.п.) кадрах становится невозможным установить первоначальную яркость небесных объектов. Производители камер, понимая это, добавляют такую функцию, как запись в файл необработанных данных, полученных непосредственно с матрицы. Такой файл с сырыми данными имеет структуру, которая сильно отличается от производителя к производителю, но называют его raw-форматом.
   Для получения конечных изображений из raw-файлов производители камер предлагают специализированный софт. Есть также дополнительные плагины для фотошоп. Но любители астрономии предпочитают использовать специализированные программы, которые позволяют обрабатывать астрономические изображения и понимают формат raw-файлов некоторого количества камер. Безусловно, абсолютным лидером среди астрофотографов стали цифровые зеркальные камеры Canon. Их популярность связана с возможностью использования большого числа объективов, легкостью покупки кольца для использования с телескопом, честным raw-файлом без какой-либо предварительной обработки, удобством управления камерой с компьютера. Наиболее удобны зеркальные камеры этого производителя, выпущенные после 2008 года, когда у них появился режим "живого воспроизведения", сильно облегчающий фокусировку. При этом "навороты" дорогих зеркальных камер для съемки астрономических объектов роли не играют и можно использовать достаточно дешевые камеры Canon 1100D или 1200D. На астрономических форумах и сайтах можно найти огромное количество красочных фотографий различных небесных объектов, сделанных при помощи таких камер.
   Раз уж камеры Canon оказались упомянуты, нужно обратить внимание еще на один нюанс. Дело в том, что ряд крупных водородных туманностей излучают свет в основном в красной линии Аш-альфа, а эту линию фильтр перед матрицей довольно сильно поглощает. Некоторые астрофотографы, которые планируют снимать водородные туманности меняют штатный фильтр на аналогичный по толщине от компаний Baader или Astronomic. Увы, переделанная камера становится менее пригодной для бытовой съемки, поскольку становится слишком чувствительной к красному свету. Особенно это заметно при съемках на море или в горах. Справедливости ради, нужно упомянуть, что компания Canon производит некоторые модели камер с уже замененным фильтром и со специальным внутренним софтом, позволяющим бороться с краснотой. Но стоят такие модели неоправданно дорого и использовать специализированную астрономическую камеру оказывается предпочтительнее.
   Специализированные астрономические камеры имеют ряд преимуществ. У многих из них имеется система охлаждения, которая в простейшем случае состоит из одного элемента Пельтье. Такой элемент позволяет охладить камеру до температуры на 20 градусов ниже температуры воздуха, что позволяет радикально снизить уровень шумов. В более продвинутых камерах есть датчик температуры, позволяющий поддерживать температуру матрицы (а значит и уровень шумов) на постоянном уровне.
   Если для съемки туманностей и галактик требуются достаточно большие выдержки, то при съемке планет важно накопить как можно большое кадров с небольшой выдержкой и за короткий период времени. Для этого зеркальные цифровые камеры малопригодны. Можно начинать снимать планеты с простыми и недорогими "цифромыльницами" или видеокамерами, а также с веб-камерами. В большинстве своем веб-камеры имеют очень небольшие размеры пикселя и низкую чувствительность. По этому они практически не пригодны для астрономии. Но есть среди них и достаточно интересные. Например, матрица OV9712, применяемая в бытовых веб-камерах, имея размер 1/4" при размерах пикселя 3х3 мкм обладает разрешением 1280х800. Устанавливается она в таких камерах, как MS Lifecam Cinema, HD-5000, HD-6000. В веб-камере 3Com HomeConnect PC digital camera использован другой чип - LZ24BP. Он имеет такие же размеры, но поскольку размеры отдельного пикселя больше (5.6х5.6 мкм.), разрешение камеры составляет 640х480. Но наиболее легендарным является семейство камер, построенных на основе модификаций чипа ICX098 от компании Sony. При разрешении 640х480, размерах пикселя 5.6х5.6 мкм. и общих размерах матрицы 1/4"  они оказываются пригодными для съемки планет в прямом фокусе телескопа и с ними в период с 2006 и по сей день было получено множество прекрасных снимков, где планеты демонстрируют множество деталей. Модификацию чипа ICX098BQ имеют веб-камеры Philips ToUcam Pro (PCVC-740K), Philips ToUcam Pro II (PCVC-840K), Philips ToUcam Pro 3D (PCVC-750K), Philips SPC900NC/SPC880NC и некоторые другие, охранная камера Unibrain Fire-i Digital Board Camera Kolor, а также легендарные астрономические камеры Celestron NexImage и DBK 21 AU04.AS. В веб-камерах Logitech QuickCam Pro 3000, Logitech QuickCam Pro 4000, Philips Vesta (PCVC 675K), Philips Vesta Pro (PCVC 680K), Philips Vesta Scan (PCVC 690K), Orange Micro iBOT Pro, Creative Live Ultra, Creative WebCam NX Ultra использована другая модификация данного чипа ICX098AK.
   Есть еще одна модификация данного чипа - ICX098BL. В отличие от предыдущих она является черно-белой и еще более чувствительной. К сожалению, она используется очень редко. Встретится с этой модификацией можно в промышленной камере Unibrain Fire-i Digital Board Camera и в астрономической камере DMK 21 AU04.AS.
   Достаточно большой интерес представляет более совершенный чип от SONY ICX204, который выпускается в черно-белом (ICX204AL) и цветном (ICX204AK) вариантах. Пиксель имеет квадратную форму со стороной 4.65 микрон и при разрешении 1024х768 общие размеры матрицы составляют 1/3". Разрядность чипа равна восьми, по этому данные камеры можно использовать как камеры для гидирования или для съемки планет. Цветной вариант можно встретить в промышленных камерах Unibrain Fire-i 601 Kolor и Unibrain Fire-i XGA Pro Kolor, а также астрономических камерах Moravian Instruments G1-0800C, DBK 31 AU03.AS Imaging Source, DFK 31 AU03.AS Imaging Source. Черно-белая матрица установлена в промышленной камере  Unibrain Fire-i XGA Pro, а также астрономической камере DMK 31 AU03.AS.
    Еще более крупная матрица с разрешением 1360х1024 и таким же размером отдельного пикселя (сторона 4.65 микрон) имеет маркировку ICX205AK. Форм-фактор матрицы 1/2". В некоторых камерах с данным чипом установлено 16-битное АЦП и камеры становятся пригодными для самых разнообразных астрономических задач. Такими камерами являются цветные Opticstar DS-142M XL и Opticstar DS-142C ICE, а также черно-белые ATiK 314E и Opticstar DS-142M ICE. Цветные камеры Unibrain Fire-i 701 Kolor, Lumenera SKYnyx2-1 Kolor, DBK 41 AU02.AS Imaging Source и черно-белые камеры Unibrain Fire-i 701 Monochromatyczna, Lumenera SKYnyx2-1, Starlight Xpress Superstar, DMK 41 AU02.AS Imaging Source имеют 8-битное АЦП.
   Популярная у любителей за счет достаточно невысокой цены и очень высокой чувствительности камера QHY6 имеет ПЗС-матрицу ICX259AL. Эта черно-белая камера имеет разрешение 752х582 и несколько неквадратный пиксель 6.5х6.25 мкм. Имея 16-битное АЦП, данная камера встречается очень часто и как камера для автогида и даже как камера для съемки объектов далекого космоса. Используют эту камеру и для фотометрии не смотря на черезстрочную структуру изображения. Нужно также отметить, что еще один вариант этого чипа ICX409AL с такими же свойствами установлен в камере Basler Ace acA750, но из-за восьмибитового АЦП данная камера в астрономии применяется очень редко.

[tlgleonid]

   Очень редко встречающаяся камера Opticstar DS-335C также имеет  16-тибитное АЦП и цветной чип ICX262AQ. Это достаточно крупный чип форм-фактора 1/1.8" имеет разрешение 2048 x 1536. Пиксели представляют собой квадрат со стороной 3.45 микрона.
   Среди камер с разрешением 1600х1200 достаточно часто встречается чип ICX274. При размерах пикселя 4.4 микрон форм-фактор матрицы 1/1.8". Камеры с таким чипом встречаются как с 8-мибитным АЦП, так и с 16-тибитным АЦП. Черно-белый вариант чипа ICX274AL установлен в промышленных и охранных камерах Basler Ace acA1600, Lumenera SKYnyx2-2, Unibrain Fire-i 810 и DMK 51AU02.AS. Также он устанавливается в планетной астрономической камере Moravian Instruments G1-2000, а также в полноценных 16-тибитных астрономических камерах Atik 420L и Atik 320E. В промышленной камере Unibrain Fire-i 810 Kolor и в астрономических камерах Lumenera SKYnyx2-2 Kolor, Moravian Instruments G1-2000C установлена цветная версия чипа ICX274AQ.
   Достаточно популярная среди американских любителей цветная 16-тибитная камера Meade Deep Sky Imager III имеет еще более крупный чип ICX285AQ с размерами 2/3". Эта матрица имеет достаточно крупный и малошумящий пиксель со стороной 6.45 микрон и разрешением 1360х1024. Этот же чип можно встретить и в других астрономических камерах, например ATiK 16 HRC или Opticstar DS-145C ICE. В планетной камере Moravian Instruments G1-1400C и в промышленных камерах Unibrain Fire-i 702 Kolor, Unibrain Fire-i 780 Kolor установлен такой же чип, но с 8-битной обвязкой. Есть камеры и с черно-белой модификацией данного чипа ICX285AL причем среди них очень много действительно популярных у любителей: Orion StarShoot Deep Space Monochrome Imager III, Meade Deep Sky Imager PRO III, Opticstar DS-145M ICE, QHY2 Pro , ATiK 314L+, ATiK 16 HR, MagZero MZ-2PRO, Starlight Xpress SXVF-H9, Apogee Ascent A285.
   В редко используемых астрономических 16-тибитных камерах семейства Starlight Xpress SXVF-M5 установлена ПЗС-матрица с разрешением 500х580 и сильно вытянутым пикселем, геометрические размеры которого составляют 9.8x6.3 микрон. Цветная камера имеет модификацию ICX405AK, а черно-белая - ICX405AL. А вот у цветной астрономической камеры Starlight Xpress SXVF-M8C чип ICX406AQ имеет размер 1/1.8", разрешение 2312x1720, а пиксель имеет квадратную форму с размером стороны 3.125 микрон.
   Еще одна подобная астрономическая камера для съемок туманностей Opticstar DS-336C XL использует матрицу ICX412AQ с размерами 1/1.8", квадратным пикселем 3.45 микрон и  разрешением 2048x1536.
   Особенного внимания заслуживает цветной чип ICX413AQ. Он имеет по истине огромные размеры 1.8", крупный квадратный пиксель со стороной 7.8 микрон и большим разрешением 3020 x 2016. Не удивительно, что матрицы с данным чипом пользуются особой популярностью у любителей художественной астрофотографии. К таким матрицам относятся матрицы QHY8, Opticstar DS-615C XL, и Orion StarShoot Pro Deep Space версий 1 и 2.
   Также очень популярны у любителей астрономии недорогие камеры на базе 424 и 429 чипов. Оба чипа имеют черно-белую и цветную версии. Характеристики 424 чипа таковы: разрешение 640х480, квадратный пиксель 7.4микрон и форм-фактор 1/3". 429 чип несколько крупнее и имеет разрешение 752х582 с форм-фактором 1/2", но пиксель немного не квадратный: 8.6х8.3 микрон. Камеры на базе чипа черно-белого чипа ICX424AL: Moravian Instruments G1-0300, Lumenera SKYnyx2-0, Starlight Xpress SXVF-H5, ATiK-16 IC-HS, Atik Titan. Последние две имеют 16-тибитное АЦП. Цветной чип ICX424AQ установлен в восьмибитных Lumenera SKYnyx2-0 Kolor, Moravian Instruments G1-0300C и 16-тибитной ATiK-16 IC-C. Черно-белый чип ICX429ALL установлен в таких культовых камерах, как Meade Deep Sky Imager PRO II, Brightstar Mammut Lyuba L429, QHY6 Pro, ATiK 16, Starlight Xpress SXVF-M7, которые можно назвать лучшими для простых и точных задач, таких как фотометрия звезд и галактик. Черно-белые астрономические камеры Mintron 12V6HC-EX, Watec WAT-902H2 Ultimate и Starlight Xpress Lodestar имеют такой же чип, но 8-битное АЦП.
   В астрономических камерах Starlight Xpress SXVF-M7C, ATiK 16 C и Meade Deep Sky Imager II установлен цветной чип ICX429AKL.
   Есть также ряд других высокочувствительных камер с другими чипами от компании SONY, которые нашли свое применение в астрономии. Черно-белая 16-тиразрядная камера ATiK-16 IC-S имеет чип ICX415AL (1/2", 8.3x8.3микрон, 768x576), Starlight Xpress SXVF-M9 построена на базе чипа ICX423AL (2/3", 11.6x11.2микрон, 752x580), Atik 450L создана на квадратном чипе ICX655AL (2/3", 3.45x3.45микрон, 2448x2048), Atik 428EX с ICX674 (2/3", 4.54x4.54 микрон, 1936x1456), Watec WAT-120N+ с ICX418ALL (1/2", 8.4x9.8, 768x494), Starlight Xpress SXVR-H694 с ICX694ALG (размер 15.99мм., 4.54x4.54микрон, 2750x2200). Цветные камеры для художественного фото туманностей Starlight Xpress SXVR-M25C и QHY8 Pro построены на базе чипа ICX453AQ (1.8", 7.8x7.8микрон 3024x2016). Еще одна интересная камера для цветного астрофото с крупным чипом и высоким разрешением известна, как QHY12, у которой чип ICX493AQA при размере пиксела 5.12 микрон.
   Не менее интересны и камеры семейства Micron, которые хорошо зарекомендовали себя в качестве камер для съемки планет или для гидирования. Самые крошечные из них имеют размер 1/3", размер пиксела 6 микрон и разрешение 752х480. На базе таких чипов сделаны недорогие камеры  QHY5v и QHY 5V-II (Micron MT9V032) и DMK 22AUC03 (Micron MT9V024). Одна из самых популярных камер для гида QHY5 и ее более новая модификация QHY 5-II, а также Starlight Xpress Costar используют чип Micron MT9M001 имеющий более крупные размер (1/2") и при размере пикселя 5.2 микрон разрешение составляет 1280х1024. У камер QHY5t и QHY 5T-II общие геометрические размеры чипа Micron MT9T001 составляют те же 1/2", но размер пикселя заметно меньше (3.2микрона), а разрешение выше (2048х1536). Чип Micron MT9P031 камер QHY 5P-II и DMK 72AUC02 имеет размер пикселя 2.2микрона, но разрешение у камеры составляет аж 2592х1924.
   Профессиональные и полупрофессиональные астрономические ПЗС-камеры имеют очень качественные и малошумящие чипы от Кодак. Помимо низкого уровня шумов и довольно крупных размеров пикселя такие камеры оснащены массой дополнительных приспособлений, таких как многоступенчатое охлаждение с поддержкой заданной температуры, затвор, герметичность с заполнением сухим газом и т.п. Наиболее простыми из таких камер являются камеры черно-белые камеры SBIG ST-402ME, SBIG ST-7XMEI, Moravian Instruments G2-0402 и Apogee Ascent A1, созданные на базе чипа KAF0402ME. Этот чип невелик, его геометрические размеры составляют 6.9х4.6мм., а разрешение составляет 765х510. Но размер отдельного пикселя равен 9 микрон, что гарантирует низкий уровень шумов и высокую чувствительность. Можно также вспомнить о камерах с небольшим разрешением на базе черно-белого чипа KAI0340M или цветного чипа KAI0340MC с фом-фактором 1/3", разрешением 648х484 и квадратным пикселем с поперечником 7.4 микрон. Это такие камеры, как восьмибитная черно-белая камера SBIG ST-i и 16-тибитные Apogee Ascent A340 (у цветной камеры присутствует дополнительная маркировка Kolor).
   Камеры SBIG ST-2000XM, Moravian Instruments G2-2000 и Apogee Ascent A2000 (которые бывают как черно-белые, так и цветные), выполнены на базе чипа KAI2020 с разрешением 1600х1200 и квадратным пикселем с поперечником 7.4 микрон. Размеры самой матрицы 11.8х8.9 мм.  А вот черно-белая камера SBIG ST-9XE и ее аналог Apogee Ascent A260 имея близкие размеры (квадратный чип KAF0261E с поперечником 10.2мм) имеет крупнейшие размеры отдельного пикселя, достигающие 20 микрон в поперечнике. Разрешение при этом у камеры всего 512х512.
   Несколько лучше разрешение у черно-белых камер SBIG ST-1603ME, Moravian Instruments G2-1600 и Apogee Ascent A2, выполненных на базе чипа KAF1603ME. При размере пикселя в 9 микрон и разрешении 1530х1020 размеры самой матрицы составляют 13.8х9.2 мм.
   Достаточно распространены среди любителей, и особенно любителей художественного астрофото, камеры на базе чипов семейства KAF8300, имеющего разрешение 3072х2048 и квадратный пиксель с поперечником 5.4 микрон. Это черно-белые QHY9, Apogee Ascent A8300 и SBIG ST-8300M, а также цветная SBIG ST-8300C.
   Реже используются камеры SBIG ST-3200ME, SBIG ST-10XME, Moravian Instruments G2-3200 с чипом KAF3200ME (14.9x10.0мм., 6.8x6.8микрон 2184x1472), а также Moravian Instruments G3-06300 с чипом KAF6303E (27.7x18.4мм, 9x9 микрон, 3072x2048).
   Определенный интерес вызывают также 16-тибитные камеры ATiK4000 и Moravian Instruments G2-4000, выполненные на базе чипов, семейства KAI4022. Разрешение камер 2048х2048, размер пикселя 6.8 микрон, а геометрические размеры составляют 15.2х15.2 мм.
   Данные камеры выполняются как черно-белыми, так и цветными. Похожи на данные камеры и камеры SBIG STL-4020M, Apogee Ascent A4000, а также Starlight Xpress SXVR-H16, только чип KAI4021, на базе которого они созданы имеет при том же разрешении более крупный пиксель - 7.4 микрон. Соответственно и геометрические размеры у чипа больше.
   Еще крупнее чип KAF10500 у цветной камеры Apogee Ascent A105C. При размере пикселя 6.8 микрон и разрешении 6.8 микрон геометрические размеры матрицы составляют 28.7x20.2 мм.
   Самые дорогие астрономические камеры имеют размер матрицы в виде полного кадра 36.3x24.2 мм и при размере пикселя 9 микрон обладают огромным разрешением 4032x2688. Эти матрицы созданы на базе чипов KAI11002. Примером черно-белых камер можно назвать камеры QHY 11, ATiK 11000, Apogee Ascent A11000, Moravian Instruments G3-11000, SBIG STL-11000M и Starlight Xpress SXVR-H35, а примером цветных - Apogee Ascent A11000C, Moravian Instruments G3-11000C.
   Профессиональные астрономы на больших телескопах используют еще более крупные матрицы, собранные из отдельных блоков, а система охлаждения построена на циркуляции жидкого гелия. Такие камеры очень громозки, но зато позволяют проникнуть в самые глубокие тайны мироздания.

Подякували

2 :Skorpiom, Evgenii

[Серега]

Леонид, супер! Упорядочил и разложил по полочкам!

   Количество значений, которые может принимать каждый пиксель, определяется разрядностью АЦП. Так, если АЦП имеет разрядность 8, то допустимые значения для яркости пикселя будут находится в диапазоне от 0 до 255 (2 в степени .

Лёня,поставь пробел после 8, а то смайл получается (дурацкая напасть)

Подякували

1 :Epopovit_1

[OlegBr]

Леонид, спасибо большое за отличный материал

[Mott]

Aga,

Леня! Цумвуль  Как всегда на высоте 

[SIDEROCRATOR]

Материал энциклопедического уровня!

[M_M]

Возможно, будет интересен список производителей астрокамер:
Apogee http://www.ccd.com/
Atik http://www.atik-cameras.com/
Celestron http://www.celestron.com
DeepSky http://www.deepskyinstruments.com/
FLI http://www.flicamera.com/
Imaging Source http://www.theimagingsource.com/
Lumenera http://www.lumenera.com/
Moonglow Technologies http://www.moonglowtech.com/
Optic Star http://www.opticstar.com/
Orion http://www.orionoptics.co.uk/
QHY http://qhyccd.com/
QSI http://qsimaging.com/
SBIG http://www.sbig.com/
Starlight Xpress http://www.sxccd.com/
ZWO http://www.zwoptical.com/

[AndreyYa]

 Леня, все толково написано, но есть несколько косяков.
1) CMOS сенсоры не имеют 1 ADC/ 1 pixel (для сенсоров больше 1 Mpx). Чаще - 1-2 ADC на строку. Иногда и 1-2 ADC на сенсор, как legacy CCD.
2) Exmor  - не первые крупные CMOS сенсоры. И Exmor  - это не back illuminated sensors. BSI - это Exmor R.
3) Ты уделил камерам на матрице KAF8300 только строки. В реальности они сейчас занимают 70-80% объема всех проданных камер для Deep Sky.