NGC i IC objekti

[vlaiv]

Nisi dao podatke o slikanju. Kolika je integracija ovde?

4h ako se ne varam - isto kao i NGC7331 i Cocoon što sam kačio. To je bilo sve u istom periodu, al nisam obrađivao do sad.

Evo nove mete, ovaj put se radi o Bubble nebuli.

Super je Bubble.

[Astro_fun_times]

@kruska
Za bojama sam se zezao dosta. Kada se slika razvlaci i igra sa bojama tu dolazi do zamucivanja signala koji posle izgleda kao nesto sto nije tu ali sam nasao foru.
Na pocetku, pre obrade izdvojim L iz starless slike pa nakon igranja sa bojama zamutim sliku (convolution) i onda dodam taj Luminance koji onda svemu vrati ostrinu.
Imao sam 6 verzija, odlucio sam se za ovu.

Samo skupljaj sto vise sati, za nas koji slikamo iz svetlosno zagadjenih mesta to je jedini spas, sto vise integracije.

Zvezde sam slikao posebno, 20min, zato su takve.
Mada sam imao i stack celokupnog materijala, za razliku od stackiranja svakog filtera posebno, pa je i on rezultirao lepim zvezdama nakon sto se rastegnu i ukloni zelena sa njih.
Ali ovde sam namerno slikao 20min UV/IR filterom da dobijem lepe zvezde.
Nego ne valjda da budu previse rastegnute, onda pretrpaju sliku i dominiraju a akcenat je na nebuli pa je to onda nagadjanje sta je subjektivno lepse kome.

518mm je moja fokalna.

@vlaiv
Slikao sam je ja bez filtera prosle godine i tesko je dobiti te unutrasnje delove bez uskopojasnih filtera.
A opet 4h nije ni malo...
Samo si trebao ukloniti magenta stars invertovanjem slika u uklanjanjem zepene boje i top.
Hvala

[bratislav]

Ako je sistem (teleskop / montaža / nebo) u stanju da snimi određen FWHM a sampling rate je dosta ispod FWHM/1.6 onda je taj sistem over sampled. Jednostavno je tako zbog fizike svetla.

Ovo je kljucna izjava koja ce morati da se analizira dublje. Odakle ti 1.6? Ima li to matematicku podlogu ili je eto neko rekao "FWHM/1.6 je granica". Sledece pitenje je ko je to rekao i zasto?

Nykvistova teorema je verovatno najcesce misquoted teorema u istoriji (tu negde sa Lord Airy-jem). 

Ako se slozimo da je ono sto nam teleskop pruza u praksi kao sliku zvezde (to jest tackastog izvora) Gaussian profil, primena Nykvista u pogledu sampling rate je sasvim jasna. Ako zelis da rekonstruises sve elemente slike ciji spektar ide do beskonacnosti (sto je Gaussian profile by definition), tvoj sampling rate mora da ide isto do beskonacnosti.

No ifs, no buts no maybes.

Ne postoji prazni sampling u astronomiji. Koliko god da oversamplujemo, uvek dodajemo informaciju.
UVEK.

Dokaz u teoriji je ocigledan - procitaj poglavlje o samplingu u teoriji digitalnih signala.
Dokaz u praksi? Upravo vec sugerisana planetarna astrofotografija. Sampling rates u tom slucaju su sto je moguce vise - jedina granica su senzori, jer njihov sum nije beskonacno mali. Tako da biramo najveci moguc sampling a da slika jos uvek ima korisnu informaciju koja moze da se stackuje. Vec sam dao primer koji je ocigledan. Ja sa 12" klasom instrumenta koristim oko 0.08 arcsec/pixel sa "prosecnim" seeingom (oko 2"). Po tvojoj teoriji trebalo bi da koristim 2/1.6 = 1.25 arcsec/pixel. Pokusaj pa ces videti koliko ces detalja skupiti na planetama/mesecu tako. A onda probaj sa najvecim prakticnim tipa 0.1"/pixel pa uporedi.
Isto biva sa deep sky. Koliko god da je sampling visok, nikada nije "emtpy".
Nikad.

E sad u praksi dolazimo do onoga sto se zove kompromis. Sitni piksli skupljaju manje svetla od krupnijih, tako da dolazimo do neke prakticne granice dokle treba ici sa samplingom (opet zbog readout noise-a koji nikad nije nula). Sta je ta prakticna granica je vrlo idividualno, i zavisi od milion drugih stvari (prvo sta moze uopste da se kupi i koliko kosta), kakvo pracenje imamo, koliko varira seeing na tvom mestu, kakav je thermal control tvog teleskopa (postoji i interni seeing!), koliko je optika zaista ostra, ukljucujuci kolimaciju, i jos puno toga.
Ali bottom line je, blanket statements kao vec ranije citirano (tipa "prazna slika", "bacanje vec placenog rucka", "mogli su da dobiju istu sliku sa jednim minutom ekspozicije (umesto 67)" itd) nemaju osnovu ni u teoriji ni u praksi.

BTW, konacno sam stavio jedan moj 120s sub u H-alfa. Nije 32 bita, nema ni smisla da bude 32 bita jer je ASI1600mm svega 14 bita native anyway. 20 darks identicne ekspozicije applied. No bias (1600 doesn't like it).

https://drive.google.com/file/d/1A5Nan20wZDbhdYDhZcB2TPdskGpTN93F/view?usp=sharing

[vlaiv]

No ifs, no buts no maybes.

Ne postoji prazni sampling u astronomiji. Koliko god da oversamplujemo, uvek dodajemo informaciju.
UVEK.

To bi bilo tačno da je profil zvezde idealan Gausov profil - ali nije. Profil zvezde se mnogo bolje može aproksimirati ako uzmemo Airy profil i uradimo konvoluciju sa dva Gausova profila (što je isto što i konvolucija jednim "širim" Gausom jer je konvolucija gausa gausom - gaus). Jedan je seeing a drugi je mount tracking/guiding greška.

Sve u svemu, zbog konvolucione teoreme - vidimo da za ovaj profil važi isti cut off kao i za Airy disk odnosno MTF koji zavisi od aperture.

Šta god da uradiš, ne možeš da pobediš hard limit koji ti nameće prečnik teleskopa.

Ovo je kljucna izjava koja ce morati da se analizira dublje. Odakle ti 1.6? Ima li to matematicku podlogu ili je eto neko rekao "FWHM/1.6 je granica". Sledece pitenje je ko je to rekao i zasto?

Faktor 1.6 sam odredio ja , što analitičkim metodom, što empirijskom potvrdom - simulacijama i na realnim podacima.

Analitička metoda je jednostavna - uzima se Gausov profil i radi se furijeova transformacija da bi se dobio MTF i gleda se gde pada ispod 10%. Obrazloženje je jednostavno - MTF ne utiče na šum i šum je uniformno raspoređen po frekvencijama dok na signal utiče MTF. Za sve frekvencije iznad ove granične frekvencije SNR je 10 puta manji od SNR-a koji smo postigli u samoj slici. Znači da bi morali da potrošimo x100 više vremena na meti da bi mogli da izoštrimo sliku da vrati te frekvencije u originalno stanje a da zadržimo traženi SNR.

Jasno je da je to granica za svaku praktičnu primenu.

Evo i primera / povrde empirijskom metodom:



Levo je proizvoljna slika sa interneta koja je dovoljno dobro sampleovana (puna sitnih detalja) i desno je furieova transformacija (log intensity). Vidimo da postoje detalji na svim frekvencijama do 2 piksela po ciklusu (nyquist sampling).

Zatim tu sliku blurujemo sa FWHM 3.2, odnosno to će biti 3.2 / 2.355 = ~1.36 sigma Gausian (FWHM i sigma se odnose kao 2.355 kod gaussiana).



Vidimo da je nivo detalja u frekventnom domenu pao na oko 4 piksela po ciklusu. Ima i malo signala preko - ali to je zato što je slika sa odličnim SNR-om.

Što se tiče daljih empirijskih podataka - uvek se može uradit FFT na bilo kojoj slici i pogledati gde se u frekventom domenu završava signal i da li je "do ivice" ili se završava mnogo pre - prema centru (slika realno over sampleovana). Ispostavlja se da je granica uvek tu do FWHM/1.6.

[Yagodinac]

No ifs, no buts no maybes.

Ne postoji prazni sampling u astronomiji. Koliko god da oversamplujemo, uvek dodajemo informaciju.
UVEK.

To bi bilo tačno da je profil zvezde idealan Gausov profil - ali nije...

To jeste tačno.
Bratislav je već naveo da je planetarna astrofotografija dokaz, batali teoriju jer ti se ne uklapa sa praksom, a onda to automatski znači da nije dobra teorija a ne praksa. Ovo počinje da podseća na sholastiku... Dakle, oversemplovani snimci pružaju osnovu za dekonvoluciju i to je tako već decenijama, onda je očigledno da sadrže zakopane podatke koje na prvu loptu ne možemo da vidimo. Kao što undersempling proguta informaciju tj detalje tako ih oversempling zakopa. Granica tog "zakopavanja" je fluidna i nejasna i zavisi od mnogo faktora koje ne možeš sve da izračunaš i proglasiš za FWHM/1.6 ili kako god; jednostavno probaš pa vidiš.

[vlaiv]

To jeste tačno.
Bratislav je već naveo da je planetarna astrofotografija dokaz, batali teoriju jer ti se ne uklapa sa praksom, a onda to automatski znači da nije dobra teorija a ne praksa. Ovo počinje da podseća na sholastiku... Dakle, oversemplovani snimci pružaju osnovu za dekonvoluciju i to je tako već decenijama, onda je očigledno da sadrže zakopane podatke koje na prvu loptu ne možemo da vidimo. Kao što undersempling proguta informaciju tj detalje tako ih oversempling zakopa.

O čemu pričaš? Jel možeš bar da pročitaš sa razumevanjem šta sam napisao pre nego što komentarišeš?

[vlaiv]

BTW, konacno sam stavio jedan moj 120s sub u H-alfa. Nije 32 bita, nema ni smisla da bude 32 bita jer je ASI1600mm svega 14 bita native anyway. 20 darks identicne ekspozicije applied. No bias (1600 doesn't like it).

Evo jedne brzinske obrade tog frejma i poređenje sa poređenjem tvoje slike i slike sa Vidojevice koju si ranije okačio:

[Yagodinac]

O čemu pričaš? Jel možeš bar da pročitaš sa razumevanjem šta sam napisao pre nego što komentarišeš?

Odgovori jednom konkretno na jasno postavljeno pitanje, nemoj da vrdaš.
Pitanje: objasni novodobijene detalje kod planetarne fotografije koja je daleko oversemplovana.
Može i Gausovi profili i modularne transformacije i Furije, samo objasni.

[vlaiv]

Pitanje: objasni novodobijene detalje kod planetarne fotografije koja je daleko oversemplovana.

Koja planetarna fotografija je u pitanju? Da li može primer. Ja u životu nisam video detalj preko onog što dozvoljava veličina aperture teleskopa.

[bratislav]

To bi bilo tačno da je profil zvezde idealan Gausov profil - ali nije. Profil zvezde se mnogo bolje može aproksimirati ako uzmemo Airy profil i uradimo konvoluciju sa dva Gausova profila (što je isto što i konvolucija jednim "širim" Gausom jer je konvolucija gausa gausom - gaus). Jedan je seeing a drugi je mount tracking/guiding greška.

Sve u svemu, zbog konvolucione teoreme - vidimo da za ovaj profil važi isti cut off kao i za Airy disk odnosno MTF koji zavisi od aperture.

Šta god da uradiš, ne možeš da pobediš hard limit koji ti nameće prečnik teleskopa.

Pa, ajde da idemo dalje. Airy disc je definisan precnikom teleskopa. Check.

Seeing/guiding/random errors na to primene neku konvolutivnu funkciju F(). Mi ne znamo i apsolutno ne mozemo da znamo kako izgleda F(), i nemoguce je predvideti ili izracunati je. To je potpuno random operacija, i nece se ponoviti prakticno nikad. Rezultat te funkcije na Airy disc je nesto sto poprilicno lici na Gausovu raspodelu.
Gausova kriva (kao i nas profil konvolutovanog realnog PSF), kad se razlozi na komponente (Fourier npr.) sadrzi elemente od freq 0 to beskonacno (po definiciji).
Ukoliko ne uzmes SVE elemente Fourieovog niza (do beskonacnosti) nemoguce je bilo kakvom dekonvolucionom funkcijom restaurirati originalni PSF. A da bi dobio sve elemente moras da samplujes sa frekvencom dva puta vecom od najviseg elementa (konacno Nykvist!).
2 * beskonacko je opet beskonacno, sto ce reci sampling must be infinite.

Mozes uvek da kazes da "close enough is good enough" ali opet ne mozes da ne priznas da je veci sampling precizniji - po definiciji.
Sto ce reci, veci sampling UVEK dodaje informacije. Ne postoji "empty sampling".

QED

Vidis zasto mi treba tabla ili papir i picence :-)

[Yagodinac]

Kao što sam rekao - ovo što pričam važi i za over semplovane i za sve ostale podatke, sa tim što je razlika što kod over semplovanih podataka ne gubimo ništa od detalja dok kod ostalih gubimo.

Ovo je sporno.
Planetarna fotografija je primer oversemplovane do nivoa granica atmsfere. Znači nije 2" ili 1.3 ili 1" po pikselu nego mnogo manje, stavljamo barlowe da dobijemo još žižne daljine. Ti tvrdiš (s jedne strane) da ćeš binovanjem da dobiješ od jednog oversemplovanog frejma SNR kao da si stekovao frejmove, a da nećeš da izgubiš detalje. Ja ti kažem da te detalje gubiš svuda između teorijske granice teleskopa i prosečnog stanja atmosfere (FWHM stavi koliko je kod tebe).

Primer fotke Damjana Piča gde su detalji na Iu i Ganimedu u rangu njegove granice C14 instrumenta (0.33").
Kod desnog Saturna koji je okačio Bratislav vidi se Encke Gap i on je dva piksela, smem da se kladim da je to opasno blizu rezolucije istog. E sad, ajde to redukuj binovanjem na 2" ili 1.4" pa izoštri da vidimo koliko si detalja vratio.

[vlaiv]

Mozes uvek da kazes da "close enough is good enough" ali opet ne mozes da ne priznas da je veci sampling precizniji - po definiciji.
Sto ce reci, veci sampling UVEK dodaje informacije. Ne postoji "empty sampling".

Problem u tvom argumentu je taj što ne uzimaš u obzir konvolucionu teoremu.

Ona kaže da je konvolucija u spatialnom domenu isto što i množenje u frekventnom domenu. Slika Airy funkcije u frekventnom domenu je MTF - koji pada na 0 na cut off frekvenciji i jednak je nuli za svaku višu frekvenciju posle toga.

Množenje MTF bilo čime ne može da proizvede ništa drugo nego isto to ponašanje - sve preko cut off frekvencije je nula zato što: bilo koji broj pomnožen sa nulom daje nulu

Znači da iako mi aproksimiramo PSF sa Gausom - on ima istu osobinu kao i MTF teleskopa - ima striktno definisanu cut off frekvenciju. Jeste da Gaus nikada ne padne na nulu ali to nije tačno za PSF teleskopa (odnosno na frekventni odziv PSF-a).

https://en.wikipedia.org/wiki/Convolution_theorem

In mathematics, the convolution theorem states that under suitable conditions the Fourier transform of a convolution of two functions (or signals) is the product of their Fourier transforms. More generally, convolution in one domain (e.g., time domain) equals point-wise multiplication in the other domain (e.g., frequency domain). Other versions of the convolution theorem are applicable to various Fourier-related transforms.

[vlaiv]

Kod desnog Saturna koji je okačio Bratislav vidi se Encke Gap i on je dva piksela, smem da se kladim da je to opasno blizu rezolucije istog. E sad, ajde to redukuj binovanjem na 2" ili 1.4" pa izoštri da vidimo koliko si detalja vratio.

Gap nije primer koji treba uzeti za priču o rezoluciji jer linije i tačke ne predstavljaju objekte. Mi zvezde vidimo u teleskopu bez obzira što su njihove angularne dimenzije tri reda veličine manje nego ono što je granica rezolucije teleskopa.

Rezolucija je "razlučivanje" odnosno "razlikovanje". Mora postojati dve stvari koje treba razlučiti odnosno razlikovati jednu od druge da bi pričali o rezoluciji.

Zato možemo da pričamo o paru linija ili o paru zvezda ali nema smisla pričati o pojedinačnoj liniji ili pojedinačnoj zvezdi. Kod njih se samo gubi kontrast u odnosu na okolinu ali ih i dalje vidimo (dok kontrast ne postane dovoljno mali - onda prestanemo da ih uočavamo).

Primer fotke Damjana Piča gde su detalji na Iu i Ganimedu u rangu njegove granice C14 instrumenta (0.33").

Uradiću analizu te slike i njene rezolucije u posebnom postu.

[bratislav]

BTW, konacno sam stavio jedan moj 120s sub u H-alfa. Nije 32 bita, nema ni smisla da bude 32 bita jer je ASI1600mm svega 14 bita native anyway. 20 darks identicne ekspozicije applied. No bias (1600 doesn't like it).

Evo jedne brzinske obrade tog frejma i poređenje sa poređenjem tvoje slike i slike sa Vidojevice koju si ranije okačio:

Pa, evo isto tog frejma provucenog kroz NoiseXT (moglo je i agresivnije).
Jos uvek je daleko od informacija u stackiranom frejmu.

[vlaiv]

Što se tiče Damienove slike, prvo da vidimo koja je to rezolucija koju teleskop može da obezbedi.

Pošto je u pitanju 14" teleskop, maksimalna rezolucija je 0.116"/pikselu.

Ganimedu u rangu njegove granice C14 instrumenta (0.33").

Obično ljudi pogrešno misle da Dawes ili Rayleigh kriterijumi imaju veze sa rezolucijom teleskopa što se tiče semplovanja - ali to nije tačno.

Da bi videli koja je to rezolucija - treba uzeti u obzir Nyquistovu teoremu i uzeti duplo veću frekvenciju od maksimalne frekvencije signala. Maksimalna frekvencija signala je definisana MTF odnosno cut off frekvencijom za datu aperturu.

https://en.wikipedia.org/wiki/Spatial_cutoff_frequency

Za talasnu dužinu lambda ćemo uzeti 400nm jer je to najkraća talasna dužina koju želimo da zabeležimo - vidljiva svetlost je od 400nm do 700nm a 400nm ima najveću frekvenciju.

Znači da je frekvencija = 1/lambda * f_odnos

Recimo da uzmemo F odnos od F/10 - dobićemo da je frekvencija 1/(0.4um * 10) = 0.25 ciklusa po mikronu odnosno talasna dužina je 1/0.25=4um.

Piksel treba da je duplo kraći od toga (dva puta semplujemo po toj talasnoj dužini) - znači piksel treba da bude 2um

I imamo rezoluciju kao 2 * 206.3/3556 = 0.116"/px

Ako pretpostavimo da je slika slikana kad je Jupiter bio 46" angularni prečnik a sa slike merimo da je širok oko 780 px to znači da je sampling rate zapravo

46/780 = 0.058"/px - ili tačno duplo manje nego što treba, odnosno da je slika over sample-ovana x2.

Ovo je analiza rezolucije a sad ćemo da proverimo šta kaže stvarna slika (u narednom postu).