White balance / colour balance korekcija u RGB astrofotografiji

[Yagodinac]

Ne, baš obrnuto, ja isključivo gledam VT magnitudu a ona je merena na 505nm. Dakle, kakav god da ima odziv aparat - dve zvezde petnaeste magnitude na slici moraju da izgledaju isto. Pričamo o VT sistemu, u BT zaboravi zasad.
BT magnitudu (435nm) ponekad pogledam, čisto da vidim boju zvezde. Ako je tu magnituda veća nego kroz V filter onda je zvezda plava a ako je manja onda je crvena. Mislim, ovo je maksimalno uprošćavanje i nebitno je u suštini; bitna je VT (tzv vizuelna) magnituda.

[vlaiv]

... Dakle, kakav god da ima odziv aparat - dve zvezde petnaeste magnitude na slici moraju da izgledaju isto. ...

Da, ali samo pod uslovom da su iste spektralne klase. Ako nisu, nece izgledati isto. To je bar moje vidjenje, mozda gresim. U krajnjoj liniji, mozemo ovo isprobati i eksperimentom - naci deo neba gde se nalaze 3 zvezde - sve tri priblizno iste magnitude a od toga dve sa istom spektralnom klasom pa proveriti.

[Yagodinac]

U pravu si. Spektralna klasa utiče, s tim što ja mislim da su te razlike generalno mnogo manje, odnosno da to nije primarni razlog odstupanja od V vrednosti. Ovih dana sam non-stop na poslu, ali ostaje to da proverim kad stignem.
Dakle, radna hipoteza je:
- da se zvezde 15 mag iste spektralne klase na istom snimku ne razlikuju;
- da se eventualne razlike mogu pripisati promenljivim;
- da se zvezde 15mag različitih spektralnih klasa obavezno razlikuju, jer je i odziv Dslr-a kroz spektar nepravilan.

[vlaiv]

Dodao bih korekciju na trecu hipotezu:

Zvezde 15mag razlicite spektralne klase se na snimku razlikuju u najvecem broju slucajeva - sto zavisi od spektralnog profila svake zvezde i odziva senzora. Znaci postoji mogucnost da kod nekih kombinacija DSLR - spektralna klasa1 i isti DSLR spektralna klasa2 budu na snimku istog intenziteta - kod drugog DSLR-a sa drugacijim odzivom to ne bi bio slucaj, ili za dve druge spektralne klase kod istog DSLR-a. Moja pretpostavka je da se u vecini slucajeva razlikuju a da mozda postoji par izuzetaka gde su greske takve da kod obe zvezde daju isti rezultat (razlicite greske daju isto odstupanje od prave vrednosti pa je konacna vrednost ista).

Takodje nesto sam razmisljao, nije potrebno da trazimo zvezde iste magnitude, dovoljno bi bilo da se na snimku nadje par zvezda iste klase i par zvezda razlicite klase i da odstupanje magnituda kod ovih zvezda ne bude vece od recimo 5-6 magnituda. Pod uslovom da nema saturacije ni jedne zvezde i da se stackuje dovoljno snimaka da se dobije dovoljan dinamicki opseg mozemo da poredimo magnitude na snimku i izracunamo razlike izmedju magnituda - za ovo nije potrebna precizna kalibracija jer necemo raditi sa apsolutnim vrednostima vec samo sa relativnim magnitudama u odnosu na referentnu zvezdu na slici.

[Yagodinac]

Ajde videću šta i kako, blaženo pojma nemam kakva je krivulja za 20d ili 40d. To prvo da iskopam, pa da razmislim da li pojedinačne RAW-ove da analiziram ili kompletne stekirane TIF-ove. Ne razumem zašto da gledam različite magnitude kad je sve ovo totalno nekalibrisano... Imamo brdo nepoznatih u jednačini a onda da dodamo još jednu... Dobio bih nevalidne rezultate.

Plus je problem sa svetlijim zvezdama jer sve to reflektor presaturira, dakle, neka 10-15mag je idealna.

[vlaiv]

Sto se tice razlicitih magnituda dve iste spektralne klase - trebalo bi da odnos intenziteta ne zavisi od opsega koji se koristi (QE krive pojedinacnih boja, filtera i sl).

Evo ukratko na sta mislim:

neka je g(f) funkcija koja predstavlja svetlost zvezde u fotonima u jedinici vremena (ne moramo gledati druge jedinice poput snage ili slicno, dovoljno je broj fotona). I s(f) funkcija QE krive senzora (za bilo koji opseg, totalna osetljivost znaci QE senzora + filter objedinjeno u jednu krivu)

Totalan broj fotona od zvezde je : integral u opsegu f1, f2 od g(f)*s(f) gde su f1 i f2 one frekvencije gde prestaje kriva QE (gornja i donja frekvencija posle kojih je s(f)=0 ).

Za dve zvezde iste spektralne klase funkcija g se ponasa kao: c1*g(f), c2*g(f) - c1 i c2 su koeficijenti u odnosu na magnitudu 0 za datu spektralnu klasu - (koliko puta je zvezda svetlija, recimo za razliku od mag5 odnos c1 i c2 ce biti priblizno 100 puta). Zato i kazemo da je ista spektralna klasa - kriva ima isti oblik samo je intenzitet razlicit (ovo striktno nije tacno jer svaka zvezda ima svoja neka odstupanja od "idealne" krive za tu spektralnu klasu ali cemo te male varijacije zanemariti).

Buduci da su c1 i c2 konstante mogu se izvuci ispred integrala - s(f) (odziv senzora) svakako ne zavisi od c1 i c2 ...

Iz ovog vidimo da za dve zvezde iste spektralne klase (isto osnovno g(f)) totalan broj fotona (integral c*g(f)*s(f)*vreme integracije) moze da se poredi kao c1 prema c2 - ostatak u racunici je isti. Prema tome dve zvezde iste spektralne klase se mogu porediti bez obzira kakav je s(f).

Iz ovog rezona proizilazi zasto se ne mogu porediti dve razlicite spektralne klase - g(f) je razlicito pa ce i integral biti razlicit - isti razlog zasto su magnitude za razlicite opsege razlicite - V i B i R recimo cak i za istu zvezdu - tada s(f) varira (razlicit odziv filtera) dok g(f) ostaje isto - integral ima drugaciju vrednost.

Znaci u opstem slucaju se mogu porediti dve zvezde razlicite klase i snimljene sa dva razlicita senzora samo pod uslovom da se merenje kalibrise / normalizuje u zavisnosti od g(f) i s(f).

[Yagodinac]

Ali onda da razjasnimo prvo dve stvari. Da li je 20d striktno linearan sa porastom broja fotona? Drugim rečima da li je razlika između pete i desete magnitude zaista 100 puta? Za film znamo da je potpuno nelinearan posle kratkog vremena, tipa nekoliko minuta. Zato je film potpuno nepodesan za astrometriju. Za Dslr se takođe zna da postoje odstupanja i da je neophodna mukotrpna kalibracija, a ja bih to ako može da izbegnem.
I na kraju kako u Photoshopu meriti magnitudu? Mogu samo da upoređujem one za koje znam da su ista magnituda.

[vlaiv]

Hm, da zanimljivo pitanje linearnosti, ne znam pouzdano, ali koliko vidim na internetu moderni ccd i cmos senzori se generalno smatraju linearnima sem na ekstremnim krajevima (blizu minimuma i maksimuma), znaci da bi na "radnom" delu trebalo da budu linearni, u svakom slucaju dovoljno linearni za nase potrebe?

Sto se tice merenja, predlazem vrlo jednostavnu metodu: Stackovati u DSS, mislim da metod stackovanja nije bitan za nase potrebe tako da moze bilo koji, isto tako mislim da je ok koristiti kozmeticku izmenu slika (mrtvi pikseli, hot pikseli i slicno), mislim da za nase potrebe nece praviti preveliku razliku. Fits ucitati u ImageJ, prebaciti u 32bit (image/type/32bit), uzeti recimo zeleni kanal (image/stacks/stack to images), pronaci deo neba koji je prazan (koliko god je to moguce), obeleziti zonu (rectangular selection - prvo dugme na toolbar-u) i uraditi analizu (analyze / measure). Trebalo bi da se dobije niz vrednosti (min, max, stddev, median i slicno). Pod Analyze/Set measurements se moze ukljuciti tipovi merenja ako nisu ukljuceni. Zatim se deselektuje zona i uradi se Process/Math/Subtract i oduzme od citave slike vrednost median-e koju smo dobili merenjem. Ovako bi trebalo da dobijemo sliku bez uticaja neba. Zatim se obelezi zvezda koja se meri (opet rectangular selection ili kruzni sa zvezdom u centru) i dovoljno "okoline" al treba voditi racuna da nema drugih zvezda u selekciji i opet se uradi Analyze / measure. Ovog puta nam trebaju parametri Area i Average value - pomnozimo ta dva i dobijemo kumulativnu kolicinu fotona od zvezde ...

[kruska]

VaskoGM, hvala na objasnjenju gradiva.
Savrseno za svakoga (for dummies) koji bi da nauce doslovno kako se radi.