Sterrekunde

Wat is dit met die uitleg van die drie roosters in 'n Bahtinov-masker wat dit op hierdie manier laat fokus?

Wat is dit met die uitleg van die drie roosters in 'n Bahtinov-masker wat dit op hierdie manier laat fokus?


We are searching data for your request:

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

Die vraag Lucky imaging met Celestron 14 - is hierdie resultaat redelik? bevat 'n pragtige voorbeeld van 'n fokustoets met behulp van 'n Bahtinov-masker en die onderstaande afbeelding van Deep Sky Watch se Home Made Bahtinov Focusing Mask & Templates wys hoe die middelste punt links-regs beweeg ten opsigte van die kruispunt van die paar spykers aan weerskante .

Vraag: Maar opties gesproke hoe en waarom gebeur dit? Wat is dit met die uitleg van die drie roosters in 'n Bahtinov-masker wat dit op hierdie manier laat fokus? Waarom lei die veranderende fokus presies tot 'n laterale verskuiwing van een patroon ten opsigte van die ander twee? Wat is dit aan die masker se eienaardige ontwerp wat dit laat gebeur soos dit gebeur?

Opdateer: Hierdie antwoord op Hoe werk 'n Bahtinov-masker? verduidelik meer wat gebeur, maar dit begin nie eers aan te spreek nie Hoekom presies ...

Bron

Sterbeeld geproduseer deur Bahtinov wat masker op verskillende fokusposisies fokus


Die werkbeginsel is die gebruik van afbrekingspieke. 'N Versperring in die ligpad soos die spinnekoppe van 'n weerkaatsertoeskoop skep 'n afbrekingspiek. Die montering van 'n reguit rand voor die teleskoop doen dieselfde (sien skakel hieronder). Ek is nie bewus van 'n artikel wat die presiese fisika verduidelik nie, maar beweeg die fokus beweeg die piek oor die ligbron wat dit skep. Dit is dus die beginsel.

Van hierdie blogpos http://www.geoastro.co.uk/bahtinov.htm

Die Bahtinov-masker bestaan ​​uit drie stelle stawe, A, B en C. Elke stel stawe sal 'n afbrekingspiek skep.

en

Die skynbaar ingewikkelde patroon van die masker kan nou gereduseer word tot die ekwivalent van 'n eenvoudige drie-vinger-steun.

gevolg deur

Die hoekige stawe (B en C) lewer die hoekige spykers en beweeg na links as die fokus na binne getrek word.

in kombinasie met

Die vertikale stawe (A) produseer die sentrale punt, en dit sal na regs beweeg.

dit lei tot

Dit is dan maklik om perfekte fokus te identifiseer, want die sentrale punt moet die twee hoekige spykers halveer. Die menslike oog kan baie goed beoordeel wanneer 'n hoek presies gesny is.

Ek wil die uitvinder vereer deur na hul Russiese forumpos hier te skakel. En nog 'n diffraksie-gebaseerde metode om fokus te bereik. Lees verder oor diffraksie-gebaseerde fokusmetodes: die Scheiner-skyf, Hartmann-masker en Carey-masker. Ook fisika Hierdie webwerf het vrae oor Bahtinov- en Hartman-maskers.


Die beweging van die afbreekpunte is soortgelyk aan die fase-opsporing-outofokus wat al dekades in SLR-kameras gebruik word. Voor die dae van outofokus het baie SLR-kameras 'n gesoekte beeld-soeker wat dieselfde beginsel gebruik het1.

Om dinge eenvoudig te hou, moet ons 'n masker met net twee splete aan die rand van die diafragma oorweeg.

Laat ons nou kyk wat dit doen terwyl ons fokus. Ek gaan dinge in terme van 'n refractor teken, maar die gebruik van 'n reflektor verander nie regtig dinge nie. Hier is dus 'n vereenvoudigde (en drasties) nie om die diagram van die lig wat van 'n ster af kom, deur die twee splete hierbo te gaan en fokus op 'n vlak agter die lens:

Dus, ons het 'n ster aan die linkerkant, twee ligstrale wat die ster verlaat en na die twee gleuwe beweeg, deur die gleuwe gaan, deur die lens gebreek word en op die vliegtuig fokus. Die beeld is in fokus wanneer die twee ligstrale presies op die oppervlak van die vlak weer bymekaar kom. Wat ons dus sien as ons hierna kyk, moet basies 'n enkele reël wees. Ons het regtig twee afbrekingspieke, een van elke spleet, maar omdat ons dit in perfekte fokus gebring het, sal hulle perfek met mekaar ooreenstem. Dus, in vereenvoudigde (en met die hand getekende) vorm, sien ons 'n prentjie soos hierdie:

Twee afbrekingspieke, maar hulle pas perfek by mekaar. Ek het 'n grens tussen die twee getrek, maar in regte besigtiging sal daar nie 'n duidelike grens aan die rand van elke afbrekingspiek wees nie - ons sien basies net een lyn.

Laat ons dus kyk wat gebeur as ons die vliegtuig beweeg, sodat die beeld buite fokus is. Die strale van die lig word steeds in dieselfde mate gebreek, so ons eindig met so iets:

In hierdie geval kan ons sien dat die twee nie op dieselfde punt die fokusvlak tref nie, dus wat ons sal sien, sal twee diffraksiespitse wees wat verkeerd is:

Dit verklaar hoe (sommige van) die punte blyk te beweeg terwyl ons fokus. Dit laat nog 'n voor die hand liggende vraag: hoe kry ons die ander spykers daaraan moenie beweeg as ons fokus? Dit is eintlik redelik eenvoudig. As u terugkyk na die eerste foto hierbo, is daar 'n belangrike feit om op te let. Die splete raak (ten minste ongeveer) aan die opening.

Om die X-vormige afbrekingspieke te vorm, gebruik die Bahtinov-masker splete wat radiaal is. Tegnies beweeg dit nog steeds ('n bietjie), maar dit behels dat die afbrekingspiek oor sy lengte beweeg in plaas van sywaarts, dus dit is selfs in die beste geval baie minder sigbaar. Daar is ook min of niks aan die einde van elke afbrekingspiek nie, dus jy het nie veel om mee te vergelyk om die beweging te sien nie.

Daarbenewens is dit alles verbeterings met die "gebruikerskoppelvlak" om dit makliker te maak om te gebruik: meer splete, noukeurig in lyn met mekaar, projekteer afbreekpunte op mekaar, sodat u kan lyk soos 'n enkele afbrekingspiek wat baie helderder is. Die X-vorm lei u na die plek waar u moet kyk of die spykers behoorlik in lyn is, ensovoorts.

Moet my nou nie verkeerd verstaan ​​nie: dit is belangrik, en beslis deel van die geniale ontwerp, maar die basiese beginsel van hoe / waarom die spykers relatief tot mekaar lyk, bly dieselfde (en waarom sommige beweeg, maar ander lyk nie).


1. Let daarop dat baie afstandmeter-kameras ook fokus op gesplete beeld gebruik het, maar dit het heel anders gewerk - waaroor ek hier praat, is streng die weergawe wat met SLR's gebruik word. 'N SLR met 'n gesoekte beeldzoeker het dieselfde beginsel gebruik as hier. Die verskil is dat dit in plaas van 'n opening met splete 'n paar prisma's in die middel van die soeker gebruik het om lig van naby die rande van die lens te versamel. Maar dit het steeds die basiese idee gebruik om lig van twee teenoorgestelde kante van die diafragma te versamel, en dit langs mekaar te wys, en u fokus deur die prentjies uit mekaar uit te wys. Dit gebruik nie diffraksiespitse nie, want in normale fotografie het u gewoonlik voorwerpe in die prentjie met duidelike lyne daarin. Diffraksiepieke laat ons net onderwerpe neem wat meestal net kolletjies is en lyne daaruit skep.

Diagram vanaf die Wikipedia-bladsy:

Die verskillende gedeeltes van die masker skep verskillende afbrekingspieke deur die gleuwe te gebruik om interferensie te skep gebaseer op die Huygens-Fresnel-beginsel. Die verskillende afdelings skep die verkeerde spits as gevolg van hul radiale oriëntasie.

As die instrument buite fokus is (voor of agter die fokuspunt), is die middelpunte van die interferensiepatrone nie in lyn nie: wanneer die primêre lens of spieël nader aan die masker is as die fokuspunt, sal die 'X' óf na die links of regs van die '|' (afhangende van die oriëntasie en draai wat veroorsaak word deur die res van die optiese trein), en wanneer die primêre punt verder van die masker af is as die fokuspunt, is die teenoorgestelde waar.

Om die vraag te beantwoord: 'waarom beweeg die spykers?' - namate die afstand van die primêre element tot die masker verander, verander die plek waar die strale vanaf die diffraksiepieke sny.

In teorie kan u 'n soortgelyke effek bereik met slegs twee dele splete met verskillende radiale belyning, maar dit sal dit moeiliker maak om die uitgelekte punt presies te vind, want dit sal slegs twee spykers lewer.


Fokusmetodes

Daar is baie verskillende metodes om te fokus, en sommige werk beter as ander.

Baie van hierdie metodes is gedurende die dae van filmastrofotografie ontwikkel en is nie van toepassing op digitale astrofotografie nie.

Vandag is die mees akkurate fokusmetode met sagteware-metrieke, maar dit vereis 'n rekenaar en gt volgens die omvang. Die beste manier is om 'n vergrote Live View te gebruik om u DSLR te fokus.

Die beter metodes is ook meer konsekwent herhaalbaar, wat 'n belangrike oorweging is as gevolg van die tyd en moeite wat ons aan ons stokperdjie bestee.

Hierdie verskillende metodes wissel in akkuraatheid, van die minste akkuraat - fokus met die blote oog op die grondglas van die kamera deur die pentaprisme, tot die akkuraatste: ondersoek 'n ster in 'n werklike toetsblootstelling met sagteware maatstawwe.

Baie van hierdie onderstaande metodes kan goeie resultate lewer as die probleme met fokus in ag geneem word en die beperkings en eienaardighede van elke metode verstaan ​​word.

Ons kan baie wegkom as ons optiese stelsel 'n stadige brandpuntverhouding het. Aan die ander kant vereis vinnige optiese stelsels en hoë resolusie digitale sensors kritieke metodes vir goeie resultate.

Die volgende metodes word min of meer in 'n algemene volgorde van akkuraatheid aangebied, van die minste akkuraat tot die akkuraatste. Die eerste drie is oor die algemeen die minste akkuraat om werklik krities te fokus. 16 en 17 is die akkuraatste.


Inleiding

Presiese optiese metingstelsels soos interferometers bestaan ​​uit 'n ligbron, 'n detector en die optika, gewoonlik 'n straalsplitter. Dit skei die pad van beligting en opsporing van mekaar en help om skuins opstelling of skadu-effekte te voorkom. Die klassieke konfigurasie met 'n polariserende straalsplitter lei tot twee verskillende optiese asse, wat die totale stelsel minder kompak maak en moeilik in lyn kan bring. Om hierdie uitdagings te vermy, is roosters voorgestel as balksplitter in meetstelsels. 'N Voorbeeld van 'n stelsel vir die meting van vryvormige oppervlaktes wat voorgestel is deur Bichra et al. [1, 2] word in Fig. 1 getoon.

Een-as-meetopstelling vir vryvormige oppervlaktes. [2]

In hierdie geval word die lig van die bron gekollimeer en verby die rooster. Die 0 de diffraksie-orde word gebruik vir verligting, hoe hoër ordes word gefiltreer. Terwyl die weerkaatsde lig weer deur die rooster gaan, word net die hoër bestellings wat die inligting oor die oppervlak dra, gebruik vir die opsporing op die sensor. Dit stel 'n mens in staat om 'n enkele optiese as oor die hele stelsel te handhaaf. 'N Beduidende fraksie van die ligintensiteit gaan egter verlore as gevolg van die twee filterstappe. 'N Oplossing hiervoor is die gebruik van 'n rooster met spesifieke polarisasie-afhanklike diffraksie-effektiwiteite. Die skema van hierdie konsep word in Figuur 2 geïllustreer.

Algemene konsep vir die rooster

Gedurende hierdie referaat is die afbrekingsdoeltreffendheid η word gedefinieer as die intensiteit van die onderskeie afbrekingsvolgorde relatief tot die intensiteit van die inkomende lig. Die transversale elektriese (TE) komponent van die liggolfvektor is parallel georiënteer met ons roosterstruktuur en die transversale magnetiese komponent (TM) loodreg op ons struktuur. Vir TE-polarisasie dra die 0de orde al die intensiteit wat oorgedra word ηTE,0→ 1. Die lig is in wisselwerking met die monster tussen twee passasies van die kwartgolfplaat, wat lei tot 'n rotasie van die polarisasievlak met 90 ∘. Vir hierdie TM-polarisasie in die retourpad is die afbrekingsdoeltreffendheid ηTM,0→ 0. Die lig word dus slegs in hoër orde afgetrek. Dit maak die rooster effektief 'n kompakte polariserende balksplitter, wat moontlik slegs uit een materiaal bestaan. Terwyl ons met die ontwerp van so 'n rooster voortgaan, hou ons die volgende vereistes in gedagte:

Diffraksie-doeltreffendheid ηTE,0& gt & gtηTM,0 (ηTM,1& gt & gtηTE,1)

Funksionaliteit oor 'n groot verskeidenheid invalshoeke θi

Vervaardigbaarheid en reproduceerbaarheid (koste-effektiwiteit)

Verdraagsaamheid teenoor vervaardigingsfoute

Die verdraagsaamheid teenoor 'n groot verskeidenheid invalshoeke is nodig om die meting van oppervlakprofiele moontlik te maak, wat die lig nie net loodreg weerkaats nie.

Verskeie benaderings is voorgestel vir die ontwerp van diffraktiewe strukture, wat as polariserende bundelsplitsers dien. In die volgende sal ons eers 'n oorsig gee van die bestaande strukture wat gebruik is, beide met subgolflengte en groter strukture. Dan sal ons by die ontwerpproses van ons baster subgolflengte-gestruktureerde diffraksierooster kom, wat sowel die effektiewe mediumbenadering (EMA) as die streng gekoppelde golf-analise (RCWA) [3] insluit. Die algemene metode kan op ander diffraktiewe elemente met kleiner strukture toegepas word. Daarna sal ons ons eie vervaardigingsproses, insluitend die Soft-UV-Nanoimprint-Litografie [4], voorlê voordat ons die eksperimentele verifikasie bespreek.


Benodig my 6SE kollimasie?

Dus, ek het net 'n Celeston 6SE gekoop en dit met my Bahtinov-masker toegespits. (Was nie 'n perfekte fokus nie, maar naby) en ek neem 'n tydopname van M81 en M82 en Betelgeuse. Ek het opgemerk dat die sterre regs bo van die skoot 'n bietjie buite fokus was, maar kolletjies of in die ergste geval. In dieselfde skoot was sterre links onder egter soos komete. Ek het dit nooit met my ou omvang (127SLT Mak) raakgesien nie. Ek kan nog steeds terugkeer en die 6SE vervang. Wat dink julle? Ek het die foto van Betelgeuse hieronder aangeheg en twee van M82 (Dieselfde beeld - links en regs.) Die sterre aan die linkerkant lyk slegter. Dankie.

Aangehegte kleinkiekies

Geredigeer deur ChrisG2100, 12 Januarie 2016 - 21:06.

# 2 Augustus

Nee, alle SCT's ly aan koma. U kan hulle nie bots nie, u het 'n regstelling nodig.

# 3 ChrisG2100

Baie dankie. Dit is dus koma? Het dit dan net die rande?

# 4 Peter9

Nee, alle SCT's ly aan koma. U kan hulle nie bots nie, u het 'n regstelling nodig.

Geredigeer deur Peter9, 14 Januarie 2016 - 08:49.

# 5 Tel

Hallo Chris, en welkom by CN!

In die eerste plek is dit miskien die beste om vas te stel wat u van u 6SE kan verwag.

Schmidt Cassegrain se omvang is inderdaad aan koma onderhewig, gewoonlik in die omtrek van die gesigsveld. ((U het miskien wel op een of ander stadium gelees dat so 'n SCT 'n plat veld het vir ongeveer 85% van sy totale gesigsveld. (Vandaar die inleiding, veral vir beelding, van meer up-market "Celestron" Edge "-reeks wat probeer regstel vir sulke perifere koma).

Tweedens het u vriendelik foto's gegee om aan te dui wat koma lyk, maar wat ook die volgende vrae laat ontstaan:

In die twee beelde van M82 lyk die sterre in albei gesigsvelde wat u aangebied het, vir my baie dieselfde, ondanks die verskillende posisies van M82, aangesien dit beslis nie ligpunte is nie.

Kan dit nou toegeskryf word aan perifere koma, slegte fokus, ster-sleep / veldrotasie as gevolg van die blootstellingstyd wat u gekies het om met u kamera te gebruik op 'n hoogte- / Azimuth-georiënteerde berg, of 'n kombinasie van een van hierdie beïnvloedingsfaktore? Is, byvoorbeeld, die newel self, (dws M82), eintlik in die middel van u weergawe? (Dit is moeilik om uit die twee beelde te sien).

Om dus seker te wees, dink ek dat dit die moeite werd sal wees om die kollimasie van u omvang te kontroleer (dit kan immers in transito geklop word), en indien nodig die nodige aanpassings maak. U het dan ten minste een veranderlike verwyder wat die rede vir hierdie verskynsel kan beïnvloed.

Nadat u seker gemaak het van die kollimasie, sal ek aanbeveel dat u die hele weergawe visueel bekyk deur gebruik te maak van die keuse van okulêrs wat u beskikbaar het, om vas te stel of enige koma voortduur en dan uiteindelik u kamera koppel en maak 'n beeld van enige helder oop sterretros wat tot u beskikking is met 'n blootstellingstyd van nie meer as 10-15 sekondes nie. Die beeld is miskien dof, maar as u dit hier op CN plaas, kan dit verbeter word om te sien wat dit openbaar.

Laat weet ons as u nie seker is oor die kollimering van u 6SE nie. Ek is seker ons kan u daardeur help.

Geredigeer deur Tel, 13 Januarie 2016 - 10:53.

# 6 ChrisG2100

Baie dankie vir u antwoord en u welkom. Betelgeuse was in die middel van die beeld en M82 regs van die middel. Die beelde was albei 15 sekondes of minder as 6400 ISO op 'n Canon T5. Volgens my grafiek was veldrotasie eers 60 sekondes of langer 'n probleem. Ek het die camara aan die 6SE gekoppel met 'n t-ring en universele 1.25-adapter. Ek het dieselfde effek met my Canon 1000D, dus ek dink nie dit was 'n camara-ding nie. As ek deur die 25 mm-oogstuk gekyk het, het alles goed gelyk en ek het wonderlike fokus op die Maan en Mercurius gekry. Ek kyk na ander foto's wat ek geneem het, en dit lyk asof dit die linkerkant is wat die meeste gely het.

Ek is baie senuweeagtig om die omvang self te benader om eerlik te wees.

Om aan die reddingskant te wees, het ek die omvang van Amazon gekry, ek het dit terugbesorg en sal vandag nog een hê. As ek nie dieselfde probleem het nie, was die omvang buite kollimasie. As ek dieselfde probleem het, is dit 'n koma.

Probeer die volgende paar dae 'n paar nuwe foto's neem en plaas dit en volg dit op.

Celestron 6SE
NexImage 5
Canon T5

# 7 ChrisG2100

Ok, ek het die nuwe 6SE vir 'n draai geneem. Die koma lyk beter - my Bahtinov-masker het gebreek - 'n nuwe een is op pad. Probeer vir 'n goeie fokus, maar kan beter wees. Hoe dit ook al sy, ek het nou blykbaar 'lensflare' op lang blootstelling (10 of 15 sek. 6400 iso) van helder sterre as hulle naby die middel van die beeld is. Dit word beter as ek die blootstelling van 4 "sekonde verlaag of die ster buite die middelpunt plaas. Sien my foto's van Betelgeuse en Alnitak.

Aangehegte kleinkiekies

# 8 blou1961p

U moet die binnekant van die primêre skottel stroom. Dit is 'n pragtige omvang, maar dit is die een achilleshak van die ontwerp. Dit is net te blink aan die binnekant, nou ja, albei skuif eintlik. primêre en sekondêre skottels.

# 9 Tel

Pete kan wel reg wees in sy beoordeling en oplossing, maar aangesien stroom is 'n betreklik betrokke prosedure wat demontering van buisonderdele benodig, is dit iets wat u natuurlik nie ligtelik wil onderneem nie, veral met 'n splinternuwe omvang waarvoor u waarborg. ongeldig deur hierdie aksie.

Daarom sal ek ten minste aanvanklik die volgende ondersoek:

1) Gebruik van 'n douskerm,. verleng die lengte indien nodig

2) Kyk na die moontlikheid dat die blootstelling van hierdie twee helder sterre 10-15 sekondes miskien te lank is. (?) Beskou byvoorbeeld beelde van die perdekopnevel, waar, indien Alnitak in die raam ingesluit word, hoeveel dit onder die lang blootstelling nodig het.

3) Beeldster (s) met 'n soortgelyke helderheid in verskillende dele van die lug. (bv. Polaris).

4) Oorweeg waar u woon. (dit wil sê Betelgeuse en Alnitak se posisies in die jou lug, [lae hoogte], is moontlik onderhewig aan die groter effekte van dikker atmosfeer / grondgebaseerde, stedelike ligbesoedeling)?

5) Vermindering van u ISO-nommer. (As ek my Canon 350D Eos gebruik, gekoppel aan die "Nebulosity 2" -sagteware, stel ek op ISO 400 - 800. (Onthou, die verwerking van post-capture is 'n groot deel van die beeldprosedure).

Ek kan u nie vertel watter gevolge hierdie voorstelle kan meebring nie, maar ek sal dit beslis ondersoek voordat ek stappe doen om te stroom.

Soos genoem, Chris, dit sou net my eerste benadering wees om die probleem te beoordeel, maar ek hoop dit help,

# 10 ChrisG2100

Dit is vir u raad. Op hierdie stadium is ek nie gereed om Flocking te probeer nie. Ek het egter gelees hoe die douskerm kan help en ook 'n ander kykplek kan probeer. Ek woon in 'n baie lig besoedelde gebied. Alhoewel, die park wat ek gebruik, wilde diere het. Die ander aand het 'n coyote by my aangehardloop gekom. Ironies dat ek in 'n groot stadspark is, maar daar gaan jy. Ek sal kyk of dit dieselfde ster op 'n nuwe plek of met die douskerm help. Sal resultate plaas.

# 11 ChrisG2100

My bekommernis is dus dat daar koma aan die kante is en 'lensflare' in die middel is. Dus, dit lyk eers beperkend, en, tweedens, sal ek die "lensflare" kry in skote van dowwer voorwerpe.

# 12 Tel

Met geluk moet u in staat wees om van die fakkel wat u ervaar, ontslae te raak as u 'n douskerm gebruik: indien nodig van 'n lang lengte. As u in 'n minder besoedelde gebied werk, kan dit ook help en ja, dowwer voorwerpe moet minder fakkel veroorsaak. Dit is alles 'n kwessie van eksperimentering, maar met 'n eksterne bron, moet dit moontlik wees om dit te verwyder.

Aan die ander kant is koma, sonder enige korrektiewe lens (e) in die optiese trein, ongelukkig 'n ongewenste verskynsel wat verband hou met die Schmidt-Cassegrain-ontwerp *, alhoewel die toevoeging van 'n f / 6.3-fokusverminderaar / veldafvlak kan help om die effek daarvan te verminder. Die invoering van 'n FR / FF sal egter nietemin die vergroting wat 'n EP kan bied, verminder, maar sy gesigsveld vergroot. Die alternatief is natuurlik 'n Celestron "Edge" OTA, wat met sy ingeboude korrektiewe lens ontwerp is om koma aan die rand van die gesigsveld te verwyder.

* Let op dat die hoeveelheid koma relatief is. Dit is normaalweg baie meer uitgesproke in 'vinnige' Newton-reflektore met 'n kort brandpunt waarvoor die industrie 'n aantal lenings beskikbaar het wat vir koma regstel. Ongelukkig lyk die probleem van koma in die vorm van enige bykomstige lens, sover ek weet, nie aangespreek vir die "stadiger" langer brandpuntsafstand-SCT's nie, behalwe soos genoem, met die ingeboude stelsel van die Celestron "Edge". reeks van 'bestek.

Geredigeer deur Tel, 16 Januarie 2016 - 05:28.

# 13 MisterMann

Haai Chris, ek volg hierdie draad met groot belangstelling. Ek het 'n 8SE vir Kersfees gekry en wil ook in Astrofotografie gaan (Nikon D90). Kon u die probleem oplos of daaruit les?

In verwysing # 6 verwys u ook na "volgens my grafiek". na watter grafiek verwys u? Om net te probeer verstaan ​​watter ander instrumente u uiteindelik sal moet verstaan. Dankie!

# 14 ChrisG2100

Nogmaals dankie vir u hulp. Ek woon in 'n voorstad buite Boston, en ongelukkig is ligbesoedeling regtig sleg hier. Maar ek vind meer webwerwe om na te gaan. Ek kyk na die Dew Shield. Ek sal ook na die VF / FR kyk. Ek wou net nie meer 'n 'glas' tussen my teikens en my camara plaas nie, om voorwerpe dowwer te maak.

Ek gebruik die 6SE en die hoër ISO om op te maak dat die berging ALT / AZ is en onderhewig is aan veldrotasie en nie so goed kan opspoor as 'n duurder EQ-berging nie. Hierdie kit is liggewig en pas by my begroting. Ek eksperimenteer en verwerk die geraas met DSS en Lightroom.

Opdatering: ek sien aan die hand van 'n opname van M42 - ISO 6400 10s enkele raam - van die ander aand (ek het nog niks verander nie) was die fakkel nie teenwoordig nie, alhoewel dit 'n blink teiken is. Dit is 'n verligting.

Aangehegte kleinkiekies

Geredigeer deur ChrisG2100, 16 Januarie 2016 - 11:36.

# 15 ChrisG2100

Baie geluk met die 'scope. Ek gebruik die pdf op Field Rotation deur Bill Keicher. Interessant genoeg teken dit my lug as 'n ruimtelike voorbeeld, maar is daar kaarte vir die hele Noordelike Halfrond. Dit is baie handig as u 'n klomp beelde met behulp van sagteware wil stapel en seker wil wees dat die veldrotasie verminder word. Ek kyk na die Azimuth- en Hoogtehoek van my teiken en kyk dan na die grafiek. Dit vertel my hoe lank my blootstelling kan duur voordat die veldrotasie die skoot beïnvloed. Sien die skakel hieronder. Ek het dit gevind deur 'Alt Azimuth-veldrotasie' te Google.

autostarsuite.net/forums/storage/19/4981/Field Rotation V3.pdf

# 16 Tel

Lyk goed ! Uitstekende beeld van die M42 met geen teken van ster-agterstand nie.

Moenie te veel bekommerd wees oor die bygevoegde "glas" nie. As u besig is met astrofotografie (as u nog nie daar is soos u beeld hierbo aandui nie), sal u dit waardeer:

a) Soms is Barlow-lense en brandverminderings nodig.

b) Selfs met meer 'glas' in plek, sal u siening van die heelal u neem tot groot hoeveelhede wat groter is as wat u 'visueel' kan neem!

Geredigeer deur Tel, 16 Januarie 2016 - 12:29.

# 17 ChrisG2100

Dankie Tel, ek voel ook so om na die heelal te kyk. Ek het vanaand nog 'n paar foto's geneem teen 'n ewe lae sluitertyd, en ek kan die binneste newel sowel as die buitenste dowwer dele kry - net nie op dieselfde foto nie. (Die nuwe Bahtinov-masker het vandag gekom - werk uitstekend.) En geen teken van die fakkel met dowwer voorwerpe nie.

MisterMann, tot dusver sonder die douskerm, kon ek die fakkel regkry deur helder sterre uit sekere middelareas van die beeld te hou OF dit nie te bloot te stel nie. Sien 5 sekondes van Sirius en 15 sekondes van Betelgeuse. (Dit is doodsentrum - baie beter as middel van die middel)

Aangehegte kleinkiekies

Geredigeer deur ChrisG2100, 17 Januarie 2016 - 01:46.

# 18 ChrisG2100

Ok, die dowwer voorwerpe werk tot dusver goed. Maar ek is gefrustreerd met my maanbeelde. My Canon T5 as primêr en afokaal is goed met lae krag, maar hoë zoom (met behulp van Celestron Zoom EP) is onduidelik in afokaal, selfs na verwerking)

En my beelde wat my Neximage 5 gebruik, is slegter. Sonder om te binner, is dit super vaag, ongeag wat, selfs na stapelwerk en verwerking - nie so goed soos my ou Mak Cas 127STL nie. Ek sou verwag dat my 6SE beter of ten minste dieselfde sou wees. Ek gebruik 'n bahtinov-masker om te fokus, maar dit kan steeds nie 'n goeie fokus kry nie. Let wel, met 2x en 4x bining kan die beelde verwerk word en is dit goed. Die boonste twee is van my ou SLT en die onderste beelde van my nuwe 6SE voor en dan na die verwerking. Die maan in albei skote was op dieselfde plek in die lug, maar het 'n paar maande uitmekaar geneem.

Aangehegte kleinkiekies

Geredigeer deur ChrisG2100, 20 Januarie 2016 - 13:10.

# 19 Tel

Voorwaar 'n verskil tussen die kwaliteit van hierdie beelde.

Kan ek voorstel dat daar baie veranderlikes hier by die lees van u boodskap is om die probleem te vertroebel, wat dit moeilik maak om hierdie probleem presies te kry? Daar kan ongetwyfeld 'n toetsregime opgestel word om die saak te bepaal.

Is dit egter waar om te sê dat die kamera wat u gebruik (Canon T5 DSLR of Neximage 5) ook nie hoë definisie-foto's met 'n hoë vergroting lewer nie?

As u saamstem, sou ek ten minste geneig wees om te begin met die kollimasie van die Nexstar 6SE, want dit klink asof dit inderdaad nodig is om aan te pas. (d.w.s. OK by lae maar beslis vaag by hoë vergrotings). (?)

Gegewe goeie sieningstoestande hoe lyk die maan of beter nog Jupiter as dit visueel onder hoë vergroting gesien word?

# 20 ChrisG2100

Dankie vir die inligting. Ek sal sien wat ek met Jupiter kan doen as ek kans kry. Ek wag op 'n goeie tyd om dit te beeld. Ek sal opdateer.

# 21 Tel

In werklikheid het ek vanaand my Nexstar 8i probeer nagaan, want ek het die vermoede dat dit effens uit kollimasie is, maar hoewel dit die dag hier koud en helder was, is die maan altyd aanwesig en die sien is oor die algemeen nie goed nie, so Ek het die idee vir eers laat vaar. Maar om u situasie weer te gee, is ek seker dat u saamstem dat, tenzij die 6SE goed saamgespan is, daar min te verdien is in beeldvoorwerpe.

Met u bostaande beelde noem u egter dat die top twee geneem is met u SLT en die onderste twee via u 6SE. U noem egter nie of al vier met die Neximage 5 geneem is nie, of dit nou op dieselfde brandpunt is, met watter sagteware hulle vasgelê is of watter verwerkingsagteware u gebruik. Dit sal help om te weet.

As u byvoorbeeld 'n beeld van die Maan met groot vergroting sou neem met behulp van die 6SE en u DSLR en dit so ver moontlik sou vergelyk met 'n soortgelyke beeld wat uit die Neximage 5 geproduseer is, sou dit miskien 'n skerper, meer gedetailleerde beeld?

As die antwoord 'Ja' sou blyk te wees, bestaan ​​daar sekerlik 'n verskil tussen die kameras in plaas van 'n probleem met die 6SE. (?)

Is dit sinvol, aangesien dit die soort aspekte is waarna ons moet kyk voordat ons die oorsaak kan bepaal en sodoende effektief kan aflei waar die probleem lê?

Geredigeer deur Tel, 20 Januarie 2016 - 18:37 uur.

# 22 ChrisG2100

Ok, nou ja, al vier die foto's is met die NexImage 5. geneem. Beeld 1 (bo) is die 127 maande gelede geneem en interessant genoeg was dit nie so skerp soos wat ek onthou het nie. Beeld 2 is geneem met die 127, maar met x2-binning. Beeld 3 is 'n gestapelde beeld met die 6SE en beeld 4 is dieselfde gestapelde beeld wat verwerk is as wat ek probeer het om dit op te skerp.

Ek het Icap, wat saam met die Neximage gekom het, op al vier beelde gebruik om dit op te neem, en ek het hulle almal met AS! 2 gestapel en daarna verwerk wavelet dit almal met RegiStax 6. Beide die 127 (wat ek verkoop het en nie meer die gebruik het nie) ) en die 6SE het 'n brandpuntlengte van 1500 mm. Alhoewel ek my afvra of die meniskus op die Mak 'n verskil maak.

Tot dusver kan ek 'n mooi primêre fokusfoto op die maan kry met die DSLR (nuwe topfoto hieronder) en ek kan 'n lekker lae mag na mediese foto kry met die DSLR-afokalie deur die Celeston Zoom EP. Tweede foto is afokaal, maar net een raam en onderste foto is 'n stapel van 100 DSLR afokale JPEG's.

Maar as ek op die Neximage 'n hoë fokus op die afokaal gaan of nie, dan verloor ek die skerp fokus. Ek het deur die fokus van 'n helder ster gegaan en die ringe was amper kol, miskien 'n bietjie of dit was net ek, maar baie beter dan die omvang wat ek teruggekeer het. Ek wonder of dit net die prestasie van die omvang is. (BTW, ek is bewus daarvan dat die Neximage vir hoë mag op Jupiter soos garbarge lyk totdat jy dit verwerk en dieselfde met die maan kan gebeur, maar ek is steeds bekommerd.

Dit is tot op hierdie stadium die hele verhaal.

Aangehegte kleinkiekies

Geredigeer deur ChrisG2100, 20 Januarie 2016 - 23:08.

# 23 Tel

Ek dink dat die 6SE wel 'n sagter beeld kan oplewer as die 127 Mak, maar dit lyk vir my asof die probleem meer te make het met die fotografiese toerusting: (meer spesifiek die Neximage 5 en die verwerking), as die 6SE self, gegewe dit wat u hierbo geproduseer het, beide met die primêre fokus en die fokus van die maan met u DSLR. En natuurlik, net om by te voeg, dat die Neximage 5 nie eintlik veel meer as 'n webcam is nie.

Ek glo vas uit my eie ervaring dat goeie beelding behalwe met alles gelyk is, nie soseer in die kwaliteit van die opname nie, hoewel dit natuurlik belangrik is, maar nog meer in die verwerking.

Registax is inderdaad 'n goeie verwerkingsinstrument, maar natuurlik is Photoshop baie kragtiger, selfs op die vlak waarop ek werk (dws die basiese, CS2). Ek kombineer wel soms verwerkingstegnieke deur gebruik te maak van beide Registax en Photoshop vir planetêre en maanbeelding, terwyl ek soms ook die verwerkingsfunksies in my "Nebulosity 2" -opvangsagteware kombineer tydens die beelding van DSO's.

As ek teruggaan na die wortel van die probleem wat waarskynlik by die Neximage 5 lê, moet ek erken dat ek nie hierdie pakket of die sagtewarepakket ken nie, maar ek kan nie verstaan ​​dat dit nodig is om te "bin" nie. Ek het jare lank 'n eenvoudige Phillips-webcam gebruik en het nog nooit hierdie aspek oorweeg nie en ook geen nut daarvoor gesien nie. Ek het egter verskillende sagteware-opnamepakkette (Amcap, Sharpcap en Craterlet) probeer, en laasgenoemde uiteindelik gekies. Is dit die moeite werd om een ​​van hierdie alternatiewe te probeer as u Neximage 5 dit aanvaar?

Nog 'n vraag wat by my opkom, hou verband met die manier waarop u Neximage fokus. U noem die gebruik van die Bahtinov-masker, maar is dit slegs vir DSLR-fokus? Hoe fokus u u Neximage 5 uit belangstelling?

Dit bring my dan terug by die belangrike verwerking.

Met behulp van P / Shop CS2, het ek die vrymoedigheid geneem om u bogenoemde drie beelde, soos u gesê het, saam met die DSLR / 6SE-kombinasie te plaas, bloot deur die sagteware se outomatiese verwerking, net hier en daar 'n bietjie verder "aanpas". Ek het die resultate hieronder gepos. Ek hoop dat hulle u goedkeuring sal verleen en aantoon dat daar meer besonderhede beskikbaar is as wat op die oorspronklike weergawes getoon word.

As u nie daarvan weet nie, is Photoshop CS2 nou gratis beskikbaar vir u inligting. As u dit nie gebruik het nie, beveel ek u aan om dit te probeer!

Let daarop dat afhangende van of u 'Windows' of 'n 'Mac' het tydens die aflaai, u die toepaslike reeksnommer gevra sal word. Albei syfers word half onder die Techspot-tuisblad verskaf.

Ek hoop dat u hierdie opmerkings nuttig sal vind. Miskien kan ons die potensiële en moontlike tekortkominge van die Neximage 5 ondersoek as u dit goed dink. (?)


Waarom gebruik u nie 'n A7S nie?

bwana4swahili het geskryf:

Trollmannx het geskryf:

Dit is BAIE interessante inligting, en ek het een van die onskuldige vrae wat moeilik kan beantwoord word.

Met my Canon 60Da en die 110 mm-refraktor beland my beperkte grootte gewoonlik iewers rondom 18 mag - en sommige.

Met my Atik 490ex wys die beste beelde (dieselfde opstelling en dieselfde beelde) sterre tot 20 mag.

Op hierdie manier wen die Atik met ongeveer 1,5 magnitude - as dit nie te optimisties is oor die grootteverskil nie - en een grootte is ongeveer 250%. En 'n 1,5-grootte verskil is meer as 400%.

My tipiese blootstelling is 16 x 4 minute (110/620 mm met verkleiner) as ek diep gaan.

So hier is my vraag:

Gaan ons na die beperkte omvang as 'n maatstaf vir sensitiwiteit - gebruik soortgelyke blootstelling en 'n gegewe teleskoop - hoeveel sensitiewer is die A7's as die 60d?

Die punt is: die A7 lyk meer as indrukwekkend as dit kom by uitgebreide ligbronne soos newels en aardse tonele met min lig - maar ek het nog nêrens gesien hoe goed hierdie kamera doen as dit kom by puntbronne soos sterre nie - dit is: beperkend grootte.

Enige praktiese ervaring op hierdie gebied?

Nee (praktiese ervaring) as antwoord op u (laaste) vraag.

Al wat ek kan sê, is dat die A7S by ISO 6400-12800 ongeveer dieselfde sein-tot-ruis lewer as die Canon 60D by ISO 800-1600.

Soos u goed weet, hang die & quotdiepte & quot waarvoor u in astrofotografie kan skiet, af van die aantal fotone wat vasgelê is (diafragma en blootstellingstyd), NIE die hoeveelheid wat u versterk nie (die sein) wat die sensor tref. Ek gebruik die A7S om fotone te versterk, en dit doen dit op 'n baie effektiewe manier, MAAR dit neem nie meer fotone vas nie. Dit vang waarskynlik heelwat minder as my ou 60D. Die A7S doen net 'n beter werk wat die fotone laat sien wat met minder agtergrondinterferensie / geraas vasgevang is, dit wil sê: beter sein-tot-geraas.

Ek het vroeër 15-20x5-15 min geskiet. wissel met die 60D en skiet nou normaalweg 50-60x30-60 sek. gaan met die A7S en kry beter resultate, MAAR ek kan jou nie sê as ek dowwer sterre optel nie. Ek weet dat ek flouer newels opneem.

Miskien kan u uit die stervelde sien in:

In alle eerlikheid verwerk ek normaalweg astro-beelde om sterre & quotinterference & quot uit te skakel en ander funksies na vore te bring, tensy my doel is om die aantal sterre in iets soos die Melkweg te beklemtoon: 85mm @ f / 1.4 op A7R En ja, ek hou ook van die A7R vir astrofotografie. In vergelyking met die A7S op dieselfde grootte beeld, sê nou maar 'n 12 MPixel-beeld, presteer dit baie goed. Vir kleiner teikens wat aggressiewe gewas insluit, kan dit selfs beter presteer, naamlik: hoër resolusie.

Miskien is daar 'n gedeeltelike antwoord op u vraag (e) in die bostaande & quotblathering & quot?

Nie my vraag beantwoord nie, maar tog baie interessante inligting - het goeie vooruitsigte gekry om 'n bob of twee ekstra te verdien, en die geld sal in die sterrekunde geplaas word. Maar ek is glad nie seker hoe ek soveel pret as moontlik kan haal uit die heel laaste astronomiese toerusting wat ek ooit sal koop nie. 'N Hutech-aangepaste Sony is aanloklik - gaan dalk net vir die A6000 as 'n uitproefkamera - maar kyk ook na die Hyperstar wat lekker sal wees om te gebruik met die Atik wat ek het. Maar wil ook nie my geliefde WO 110 mm-refractor prysgee nie.

Wat ek regtig sal waardeer, is 'n ongekoelde astrocamera om net op die omvang te kyk en te laat gaan. Dit is waar die astro-gemodifiseerde A7's die rekening pas. Jim het 'n paar indrukwekkende grafieke getoon wat wys hoe hierdie ding hoër ISO's hanteer, en dat dit - gekoppel aan die ervaring van u ervaring - blyk te wees dat die A7r iets regtig interessant kan hê as dit kom by lae ligintensiteite en uitgebreide voorwerpe (en dat is natuurlik presies wat ons meestal agtervolg).

Die A7s 30-60 sek vs 60Da 5-15 min ding laat my in my stoel spring!

Vir uitgebreide voorwerpe is die klein Atik 490ex nie soveel beter as die 60Da as dit kom by integrasietyd en versadiging nie - maar die lêers van die Atik is baie skoner en gee beter resolusie en het baie beter rooi sensitiwiteit. En baie beter finale uitslae.

Maar die A7r kan in baie opsigte selfs beter wees as die afgekoelde Atik - hoewel nie resolusiegewys nie. Stof tot nadenke hier.

Ek was besig met sterrekunde sedert die 70's en gebruik elke teleskoop wat ek besit het vir die een of ander soort astrofotografie - was vir film en digitaal - maar ek was NOOIT meer verward oor watter toerusting ek sou kon kry vir my toekomstige eskapades tot in die naghemel nie!

Dus baie dankie vir die antwoord - al maak dit my net meer verward.

bwana4swahili het geskryf:

Trollmannx het geskryf:

Dit is BAIE interessante inligting, en ek het een van die onskuldige vrae wat moeilik kan beantwoord word.

Met my Canon 60Da en die 110 mm-refraktor beland my beperkte grootte gewoonlik iewers rondom 18 mag - en sommige.

Met my Atik 490ex wys die beste beelde (dieselfde opstelling en dieselfde beelde) sterre tot 20 mag.

Op hierdie manier wen die Atik met ongeveer 1,5 magnitude - as dit nie te optimisties is oor die grootteverskil nie - en een grootte is ongeveer 250%. En 'n 1,5-grootte verskil is meer as 400%.

My tipiese blootstelling is 16 x 4 minute (110/620 mm met verkleiner) as ek diep gaan.

So hier is my vraag:

Gaan ons na die beperkte omvang as 'n maatstaf vir sensitiwiteit - gebruik soortgelyke blootstelling en 'n gegewe teleskoop - hoeveel sensitiewer is die A7's as die 60d?

Die punt is: die A7 lyk meer as indrukwekkend as dit kom by uitgebreide ligbronne soos newels en landelike tonele met min lig - maar ek het nog nêrens gesien hoe goed hierdie kamera doen as dit kom by puntbronne soos sterre nie - dit is: beperkend grootte.

Enige praktiese ervaring op hierdie gebied?

Nee (praktiese ervaring) as antwoord op u (laaste) vraag.

Al wat ek kan sê is dat die A7S by ISO 6400-12800 ongeveer dieselfde sein-tot-ruis lewer as die Canon 60D by ISO 800-1600.

Soos u goed weet, hang die & quotdiepte & quot waarvoor u in astrofotografie kan skiet, af van die aantal fotone wat vasgelê word (diafragma en blootstellingstyd), NIE die hoeveelheid wat u die fotone versterk (sein) wat die sensor tref nie. Ek gebruik die A7S om fotone te versterk, en dit doen dit op 'n baie effektiewe manier, MAAR dit neem nie meer fotone vas nie. Dit vang waarskynlik heelwat minder as my ou 60D. Die A7S doen net 'n beter werk wat die fotone laat sien wat met minder agtergrondinterferensie / geraas vasgevang is, dit wil sê: beter sein-tot-geraas.

Ek het vroeër 15-20x5-15 min geskiet. wissel met die 60D en skiet nou normaalweg 50-60x30-60 sek. gaan met die A7S en kry beter resultate, MAAR ek kan jou nie sê of ek dowwer sterre optel nie. Ek weet dat ek flouer newels opneem.

Miskien kan u uit die stervelde sien in:

In alle eerlikheid verwerk ek normaalweg astro-beelde om sterre & quotinterference & quot uit te skakel en ander funksies na vore te bring, tensy my doel is om die aantal sterre in iets soos die Melkweg te beklemtoon: 85mm @ f / 1.4 op A7R En ja, ek hou ook van die A7R vir astrofotografie. In vergelyking met die A7S op dieselfde grootte beeld, sê nou maar 'n 12 MPixel-beeld, presteer dit baie goed. Vir kleiner teikens wat aggressiewe gewas insluit, kan dit selfs beter presteer, naamlik: hoër resolusie.

Miskien is daar 'n gedeeltelike antwoord op u vraag (e) in die bostaande & quotblathering & quot?

Nie my vraag beantwoord nie, maar tog baie interessante inligting - het goeie vooruitsigte gekry om 'n bob of twee ekstra te verdien, en die geld sal in die sterrekunde geplaas word. Maar ek is glad nie seker hoe ek soveel pret as moontlik kan haal uit die heel laaste astronomiese toerusting wat ek ooit sal koop nie. 'N Hutech-aangepaste Sony is aanloklik - gaan dalk net vir die A6000 as 'n uitproefkamera - maar kyk ook na die Hyperstar wat lekker sal wees om te gebruik met die Atik wat ek het. Maar wil ook nie my geliefde WO 110 mm-refractor prysgee nie.

Wat ek regtig sal waardeer, is 'n ongekoelde astrocamera om net op die omvang te kyk en te laat gaan. Dit is waar die astro-gemodifiseerde A7's die rekening pas. Jim het 'n paar indrukwekkende grafieke getoon wat wys hoe hierdie ding hoër ISO's hanteer en dat dit - gekoppel aan die ervaring van u ervaring - blyk te wees dat die A7r iets regtig interessant kan hê as dit kom by lae ligintensiteite en uitgebreide voorwerpe (en dat is natuurlik presies wat ons meestal agtervolg).

Die A7s 30-60 sek vs 60Da 5-15 min ding laat my in my stoel spring!

Vir uitgebreide voorwerpe is die klein Atik 490ex nie soveel beter as die 60Da as dit kom by integrasietyd en versadiging nie - maar die lêers van die Atik is baie skoner en gee beter resolusie en het baie beter rooi sensitiwiteit. En baie beter finale uitslae.

Maar die A7r kan in baie opsigte selfs beter wees as die afgekoelde Atik - hoewel dit nie resolusie verstandig is nie. Stof tot nadenke hier.

Ek was sedert die 70's besig met sterrekunde en gebruik elke teleskoop wat ek besit het vir die een of ander vorm van astrofotografie - was vir film en digitaal - maar ek was NOOIT meer verward oor watter toerusting ek sou kon kry vir my toekomstige eskapades in die naghemel nie!

Dus baie dankie vir die antwoord - al maak dit my net meer verward.

Ek het in 1966 my eerste EQ-berg gebou as 'n wetenskapsbeursprojek en bewys dat dit met 'n Brownie 620-filmkamera werk. Ek weet, dit verouder my 'n bietjie!

Die Sony A7R- en A7S-kameras het radikaal verander deur astro-beelding (en lewe). Ek het 'n obsessie gehad met wegdrywing (polêre) belyning, leidende parameters, stelselfleksie, krag vir my skootrekenaar, sagteware vir beeldopname, geleiding, monteringskontrole ens.

Met die A7R en A7S skiet 30-60 sek. subs, ek doen 'n redelike polêre belyning met behulp van die monteerprogramma vir polêre belyning. Ek gebruik 'n Bahtinov-masker om 'n goeie fokus te kry, ek gebruik nie meer 'n skootrekenaar / rekenaar vir beeldvorming nie (dit wil sê: ek hoef nie bekommerd te wees oor die skootrekenaar of die temperatuur te min in die omgewing nie), ens. en 'n paar ekstra batterye vir die kamera (en ek kon die kamera van die 12 volt-stroom afskakel as ek 'n adapter optel). Ek skiet ook nie donker, woonstelle of vooroordeel nie, en ek het nog nie sedert ek die Canon 60D aangeskaf het 'n paar jaar voordat die A7 & # 39 s opgedaag het nie. Die een moderne & kwotool & quot wat ek bygevoeg het, is StarSense vir my Celestron-monteerders. Ek hoef nie eens meer 'n sterre-belyning te doen nie.

Ek noem my huidige modus operandi die lui man se benadering tot astro-beelding. Dit neem regtig die spanning / frustrasie van astrofotografie weg. Dit stel my ook in staat om 2-3 beeldsessies per uur te neem (nie net 2-3 subs per uur nie) om die slegte weer wat ons gereeld aan die oostelike hange van die Rockies kry, te ontwyk.

Bogenoemde het my regtig getref toe ek in Maart 2014 'n astro-beeldvakansie van twee weke na Nieu-Mexiko geneem het. As gevolg van wind, stof, ens., Het ek net drie nagte se redelike beelding gehad. Ek het in die drie nagte naby 70 teikens geskiet met 'n volledige spektrum A7R! (New Mexico Trip - Rodeo, Area, Astro-Imaging). Toe ek by die huis kom, haal ek 'n aantal kleiner teikens uit en bedruip om soveel moontlik besonderhede uit die 36 MPixel-afdelings van die A7R: Trip New Mexico - Drizzled Extracts - Galaxies, Nebulas, Clusters. Met my ou Canon 60D of CCD & # 39s sou ek miskien 2-3 teikens per nag vasgelê het. & # 160Astro-imaging puriste is miskien nie tevrede met die resultate wat ek behaal het nie, maar ek is baie bly!

Ek is steeds beïndruk met die prestasies van A7R en A7S en # 39 in hierdie taamlik duur stokperdjie. En nee, ek besit nie Sony-aandele nie, verkoop Sony-toerusting of kry terugbetalings van Sony. Ek dink bloot dat hierdie twee kameras die beste beskikbaar is op die oomblik vir my astro / nightcape-eise. Maar ek het ook gedink dat die Canon 60D redelik goed was in sy era EN ek is seker daar sal op die een of ander tyd beter kameras wees as die A7R en A7S. & # 160Vir nou is ek gelukkig!

W5JCK het geskryf:

fzrTom het geskryf:

'N Eenvoudige vraag: waarom nie mense wat astrofoto doen en dit kan bekostig, 'n Sony A7S gebruik nie?

A7S interessante kenmerke vir astrofoto:

+ Gewig: slegs 490g

+ Video (maan en planeet): ongekomprimeerde 4: 2: 2 Full HD- en 4K-video

+ Stil luikmodus met elektroniese rolluik (maan en planete): geen trilling nie

+ spieëlloos: geen vibrasie nie

+ ISO-vermoë: DxoMark-telling is die grootste ooit (3700 ISO)

+ Baie hoë dinamiese op 6400 ISO: 10 EV (ek dink nie dat enige ander kamera dit kan doen nie)

MAAR:

- duur: 2500 $

- slegs 12Mp op 'n FF-sensor

- benodig 'n eksterne opnemer vir 4K wat baie kos

Eerstens moet u u vraag regtig kwalifiseer deur ons te vertel in watter soort AP u belangstel. Daar is nagskietskieters wat dinge soos die MW probeer vasvang, en daar is diep lugopsporingsskieters en ander.

Vir ongespoorde (stilstaande driepootmonterings) nagtelike landskappe vind ek dat my a7 en a6000 albei 'n baie goeie werk in donker lugruimtes doen. Ek hoef nooit die ISO verder as 3200 te stoot nie, en selde selfs tot 3200. As sodanig is geraas nie 'n probleem met my a7 en die nagesigte van die hemel nie. Dus geen voordeel met die a7S in die nagskote van die lug nie. Nou is nagskote van stadstraattonele waarskynlik 'n heel ander onderwerp, maar nie van toepassing op ons bespreking hier nie. Ek sal sê dat goeie lense baie belangriker is as die kamera vir naggesigte. 'N Goeie IK, vinnige lens sal u meer verbeter as om 'n nuwe kamera te koop wat toenemend beter is as u huidige.

Ek gebruik nie teleskope nie, maar gebruik soms 'n opsporing met kamera- en kameralense oor redelik kort luike van 2 tot 5 minute. Aangesien my kameras goed presteer met nie-opsporings, baie kort luike-nagesigte, sal dit selfs beter doen met opsporing en langer luike. ISO en linspoed is minder moeilik om op te spoor. Dus weereens geen voordeel om die a7S te hê tydens opsporing nie. Seker selfs 'n nadeel as gevolg van die mindere resolusie en die aanpassing wat daaraan gedoen word om dit die a7S te maak.

Ek het tot verlede somer 'n Canon 60D gehad. Ek beveel hierdie flou kamera nie aan nie, maar selfs dit het 'n redelike werk gedoen.

Die uiteinde is dat die enigste voordeel wat ek vir die a7S kan sien, kan wees as iemand WA- of UWA-nageregvideo's in reële tyd wil neem. Persoonlik dink ek dat die lêergrootte heeltemal te groot is en dat hulle tot die dood toe moet saamgepers om dit op die internet te laai. Ek verkies persoonlik om time-lapse-video's te maak, wat interessanter is vir IMO. Die a7S het dus weereens geen voordeel vir my skietstyle of smaak gehad nie. En BTW, as ek my a6000 gekoop het voordat ek die a7 gekoop het, dink ek dat ek die a7 heeltemal sou deurgegee het. Die a7 is geweldig, maar vir die grootste deel van my naghemelfotografie is die a6000 meer as voldoende en dit is my kamera. Die a7 wen loshande vir WA- en UWA-nagesigte, maar vir amper enigiets anders gryp ek my a6000. Om 800 dollar ekstra vir die a7's te betaal, sou 'n enorme vermorsing van geld gewees het en waarskynlik 'n groot teleurstelling.

Baie dankie vir hierdie opmerking,

Soos u gesê het, moes ek meer akkuraat gewees het oor die soort AP waaraan ek gedink het: om duidelik te wees, was dit hoofsaaklik AP met 'n teleskoop (en diep lug). Waarom het ek hierdie vraag gevra? Verlede week het ek met 'n vriend gesels wat AP doen en wat soms CCD-kameras gebruik, en ons het tot die gevolgtrekking gekom dat die A7S een van die beste CMOS-kamera vir AP is, maar al is dit miskien nie so goed soos CCD-kamera nie vir AP is dit nie so sleg in vergelyking met dit nie, en dit is baie makliker om te gebruik (dit is nie nodig om 'n rekenaar aan die CDD te koppel nie, geen groot kragbron nodig nie.), maar omdat dit net 'n gevoel was, het ek wou jy weet wat die ouens hier aan A7S dink?

Weereens baie dankie aan almal vir u bydrae.

bwana4swahili het geskryf:

Trollmannx het geskryf:

Dit is BAIE interessante inligting, en ek het een van die onskuldige vrae wat miskien moeilik beantwoord kan word.

Met my Canon 60Da en die 110 mm refraktor kom my beperkte grootte gewoonlik êrens ongeveer 18 mag op - en sommige.

Met my Atik 490ex wys die beste beelde (dieselfde opstelling en dieselfde beelde) sterre tot 20 mag.

Op hierdie manier wen die Atik met ongeveer 1,5 magnitude - as dit nie te optimisties is oor die grootteverskil nie - en een grootte is ongeveer 250%. En 'n 1,5-grootte verskil is meer as 400%.

My tipiese blootstelling is 16 x 4 minute (110/620 mm met verkleiner) as ek diep gaan.

So hier is my vraag:

Gaan ons na die beperkte grootte as 'n maatstaf vir sensitiwiteit - gebruik soortgelyke blootstelling en 'n gegewe teleskoop - hoeveel sensitiewer is die A7's as die 60d?

Die punt is: die A7 lyk meer as indrukwekkend as dit kom by uitgebreide ligbronne soos newels en landelike tonele met min lig - maar ek het nog nêrens gesien hoe goed hierdie kamera doen as dit kom by puntbronne soos sterre nie - dit is: beperkend grootte.

Enige praktiese ervaring op hierdie gebied?

Nee (praktiese ervaring) as antwoord op u (laaste) vraag.

Al wat ek kan sê is dat die A7S by ISO 6400-12800 ongeveer dieselfde sein-tot-ruis lewer as die Canon 60D by ISO 800-1600.

Soos u goed weet, hang die & quotdiepte & quot waarvoor u in astrofotografie kan skiet, af van die aantal fotone wat vasgelê word (diafragma en blootstellingstyd), NIE die hoeveelheid wat u die fotone versterk (sein) wat die sensor tref nie. Ek gebruik die A7S om fotone te versterk, en dit doen dit op 'n baie effektiewe manier, MAAR dit neem nie meer fotone vas nie. Dit vang waarskynlik heelwat minder as my ou 60D. Die A7S doen net 'n beter werk om die fotone wat met minder agtergrondstoornis / geraas vasgelê is, te wys, dws: beter sein-tot-geraas.

Ek het vroeër 15-20x5-15 min geskiet. wissel met die 60D en skiet nou normaalweg 50-60x30-60 sek. gaan met die A7S en kry beter resultate, MAAR ek kan jou nie sê of ek dowwer sterre optel nie. Ek weet dat ek flouer newels opneem.

Miskien kan u uit die stervelde sien in:

In alle eerlikheid verwerk ek normaalweg astro-beelde om sterre & quotinterference & quot uit te skakel en ander funksies na vore te bring, tensy my doel is om die aantal sterre in iets soos die Melkweg te beklemtoon: 85mm @ f / 1.4 op A7R En ja, ek hou ook van die A7R vir astrofotografie. In vergelyking met die A7S op dieselfde grootte beeld, sê nou maar 'n 12 MPixel-beeld, presteer dit baie goed. Vir kleiner teikens wat aggressiewe gewas insluit, kan dit selfs beter presteer, naamlik: hoër resolusie.

Miskien is daar 'n gedeeltelike antwoord op u vraag (e) in die bostaande & quotblathering & quot?

Nie my vraag beantwoord nie, maar tog baie interessante inligting - het goeie vooruitsigte gekry om 'n bob of twee ekstra te verdien, en die geld sal in die sterrekunde geplaas word. Maar ek is glad nie seker hoe ek soveel pret as moontlik kan haal uit die heel laaste astronomiese toerusting wat ek ooit sal koop nie. 'N Hutech-aangepaste Sony is aanloklik - gaan dalk net vir die A6000 as 'n uitproefkamera - maar kyk ook na die Hyperstar wat lekker sal wees om te gebruik met die Atik wat ek het. Maar wil ook nie my geliefde WO 110 mm-refractor prysgee nie.

Wat ek regtig sal waardeer, is 'n ongekoelde astrocamera om net op die omvang te kyk en te laat gaan. Dit is waar die astro-gemodifiseerde A7's die rekening pas. Jim het 'n paar indrukwekkende grafieke getoon wat wys hoe hierdie ding hoër ISO's hanteer en dat dit - gekoppel aan die ervaring van u ervaring - blyk te wees dat die A7r iets regtig interessant kan hê as dit kom by lae ligintensiteite en uitgebreide voorwerpe (en dat is natuurlik presies wat ons meestal agtervolg).

Die A7s 30-60 sek vs 60Da 5-15 min ding laat my in my stoel spring!

Vir uitgebreide voorwerpe is die klein Atik 490ex nie soveel beter as die 60Da as dit kom by integrasietyd en versadiging nie - maar die lêers van die Atik is baie skoner en gee beter resolusie en het baie beter rooi sensitiwiteit. En baie beter finale uitslae.

Maar die A7r kan in baie opsigte selfs beter wees as die afgekoelde Atik - hoewel nie resolusiegewys nie. Stof tot nadenke hier.

Ek was sedert die 70's besig met sterrekunde en gebruik elke teleskoop wat ek besit het vir die een of ander vorm van astrofotografie - was vir film en digitaal - maar ek was NOOIT meer verward oor watter toerusting ek sou kon kry vir my toekomstige eskapades in die naghemel nie!

Dus baie dankie vir die antwoord - al maak dit my net meer verward.

Ek het in 1966 my eerste EQ-berging as 'n wetenskaplike projek gebou en bewys dat dit met 'n Brownie 620-filmkamera werk. Ek weet, dit verouder my 'n bietjie!

Die Sony A7R- en A7S-kameras het radikaal verander deur astro-beelding (en lewe). Ek het 'n obsessie gehad met wegdrywing (polêre) belyning, leidende parameters, stelselfleksie, krag vir my skootrekenaar, sagteware vir beeldopname, geleiding, monteringskontrole ens.

Met die A7R en A7S skiet 30-60 sek. subs, ek doen 'n redelike polêre aanpassing met behulp van die hulpprogramma vir polêre belyning, ek gebruik sedert November 2013 geen gidsstelsel nie, ek is nie meer bekommerd oor buiging nie, ek gebruik 'n bedrade afstandsbedieningstimer om subs na die kamerageheue vas te lê, Ek gebruik 'n Bahtinov-masker om 'n goeie fokus te kry, ek gebruik nie meer 'n skootrekenaar / rekenaar vir beeldvorming nie (dit wil sê: ek hoef nie bekommerd te wees oor die skootrekenaar of die temperatuur te min in die omgewing nie), ens. en 'n paar ekstra batterye vir die kamera (en ek kon die kamera van die 12 volt-stroom afskakel as ek 'n adapter optel). Ek skiet ook nie donker, woonstelle of vooroordeel nie, en ek het nog nie sedert ek die Canon 60D aangeskaf het 'n paar jaar voordat die A7 & # 39 s opgedaag het nie. Die een moderne & kwotool & quot wat ek bygevoeg het, is StarSense vir my Celestron-monteerders. Ek hoef nie eers meer 'n sterre-belyning te doen nie.

Ek noem my huidige modus operandi die lui man se benadering tot astro-beelding. Dit neem regtig die spanning / frustrasie van astrofotografie weg. Dit stel my ook in staat om 2-3 beeldsessies per uur te neem (nie net 2-3 subs per uur nie) om die slegte weer wat ons gereeld aan die oostelike hange van die Rockies kry, te ontwyk.

Bogenoemde het my regtig getref toe ek in Maart 2014 'n astro-beeldvakansie van twee weke na Nieu-Mexiko geneem het. As gevolg van wind, stof, ens., Het ek net drie nagte se redelike beelding gehad. Ek het in die drie nagte naby 70 teikens geskiet met 'n volledige spektrum A7R! (New Mexico Trip - Rodeo, Area, Astro-Imaging). Toe ek by die huis kom, haal ek 'n aantal kleiner teikens uit en bedruip om soveel moontlik besonderhede uit die 36 MPixel-afdelings van die A7R: New Mexico Trip - Drizzled Extracts - Galaxies, Nebulas, Clusters. Met my ou Canon 60D of CCD & # 39 s sou ek miskien 2-3 teikens per nag vasgelê het. Astro-imaging puriste is miskien nie tevrede met die resultate wat ek behaal het nie, maar ek is baie bly!

Ek is steeds beïndruk met die prestasies van A7R en A7S en # 39 in hierdie taamlik duur stokperdjie. En nee, ek besit nie Sony-aandele nie, verkoop Sony-toerusting of kry terugbetalings van Sony. Ek dink bloot dat hierdie twee kameras die beste beskikbaar is op die oomblik vir my astro / nightcape-eise. Maar ek het ook gedink dat die Canon 60D redelik goed was in sy era EN ek is seker daar sal op die een of ander tyd beter kameras wees as die A7R en A7S. Vir nou is ek gelukkig!

Dit lyk asof hierdie draad nou eindeloos raak!

Dit lyk asof dit nou die manier is om die gevlekte A6000 te kry - net om te sien hoe die een onder 'n sterrehemel werk. Op die oomblik is dit nie nodig vir FF nie, want my teleskope is nie heeltemal opgewasse nie en die A6000 sal in elk geval die weg wys. As die kamera die Atik en die outoguider en die rekenaar en sulke goed kan vervang, sal die era van selfstandige kameras hier betree word (het nog altyd gedroom oor sterrekunde met meer as 30 sekondes - en nou is ek dalk naby.

As die gemodifiseerde A6000 'n wonderkind is, lyk dit asof die A7's die volgende logiese stap is.

Baie dankie vir die deel van idees en gedagtes oor astrofotografie in die moderne tyd - dit lyk nou of die grondwerke net 'n bietjie vooruit draai!

Neem tyd om te besin oor wat u moet doen - op 60 grade noord word die nagte nou baie kort - en ek moet gereed wees met my nuwe opset in Augustus wanneer die nagte gemaklik lank begin word.Ek is nogal produktief - as die weer dit toelaat - maar op 'n taamlike lui manier. Wil baie goeie resultate hê, maar wil ook dat astrofotografie sonder te veel moeite pret en vermaak en lonend is - teenstrydighede wat in die nabye toekoms 'n bietjie meer geïntegreerd kan wees.


4 HOE's vir AR-uitstallings

Verskeie AR-vertoonstelsels het HOE's as kombinators aangeneem. Om 'n AR-skerm te evalueer, moet faktore soos FOV, oogkasgrootte, vormfaktor, ligdoeltreffendheid en 3D-vermoë in ag geneem word. Om die prestasie van 'n AR-stelsel duidelik te verstaan, gee ons eers 'n kort inleiding van hierdie faktore.

Die FOV bepaal die grootte van die virtuele beeld wat deur die kyker gesien word. Die menslike oog het 'n groot FOV: ~ 160 ° in horisontaal en 130 ° in vertikale rigtings vir elke oog (monokulêre visie). Die oorvleuelende verkyker het steeds 120 ° FOV in die horisontale rigting. Daarom is 'n beskeie skatting dat 'n 80 ° by 80 ° (100 ° diagonale) FOV nodig is vir 'n AR-skerm 'n behoorlike kykervaring. Die grootte van die oogkas bepaal die ruimtelike omvang waarin die oog geplaas kan word wanneer u die beeld sien sonder vignettering of totale verdwyning. Die oogkas moet groot genoeg wees om gebruikers met verskillende ooglokasies en draposisies te akkommodeer. Vormfaktor is 'n ander aspek rakende die dragemak. Vir 'n gemaklike daaglikse dra-ervaring word 'n brilagtige vormfaktor bevoordeel. 'N Ander vertoningskwaliteit is ligdoeltreffendheid, wat dikwels verband hou met die helderheid van die beeld en die kontrasverhouding. Om 'n virtuele beeld waar te neem in 'n helder atmosfeer, is 'n optiese kombinator met 'n hoë doeltreffendheid en 'n helder beeldbron nodig. Ten slotte moet 'n 3D-vermoë oorweeg word vir 'n AR-skerm om lewendige virtuele voorwerpe in die oog van 'n kyker te lewer.

Tabel 1 gee 'n opsomming en vergelyk die sterk- en swakpunte van verskillende vertoonstelsels wat HOE-kombineerders gebruik. Daar moet op gelet word dat die prestasie van 'n spesifieke parameter wat voorheen genoem is, vir elke vertoonstelsel verbeter kan word, maar dikwels ten koste van ander parameters. Hier word die evaluering van elke parameter in Tabel 1 gebaseer op algemene stelselprestasie, terwyl die potensiële koste van verbetering in ag geneem word.

Vertoon tipe FOV (diagonaal) Oogkas Vormfaktor Doeltreffendheid 3D-vermoë
Projeksie Klein (~ 20 °) Groot Lomp Medium Medium
Gratis spasie Medium (≈50 °) Medium Mediuma) a) Dit hang af van die ontwerp van die FOV en die oogkas.
Medium Medium
Integrale beelding Klein (≈20 °) Groot Mediuma) a) Dit hang af van die ontwerp van die FOV en die oogkas.
Medium Hoog
Maxwellian Groot (~ 100 °) Klein Klein Hoog Laag
Golfgids Medium (≈50 °) Groot Klein Laag Medium

4.1 Projeksiekombiner

In 'n projeksie-AR-stelsel, 20, 21, word die vertoonbeeld direk op die kombineerder geprojekteer, wat gewoonlik 'n diffusor HOE is wat met 'n fotopolymeer vervaardig word. Die beeldlig word dan verstrooi en vorm 'n beeld met die fokus op die kombineerder. Soos Figuur 7a toon, vorm die lig wat vanaf die beeldbron geprojekteer word, 'n beeld op die diffuser HOE. Om 'n volkleurskerm te behaal, moet die diffusor HOE drie keer met rooi, groen, blou (RGB) lasers opgeneem word. Gewoonlik is die beeldbron 'n 2D-vertoning, soos vloeibare kristal op silikon (LCOS) of 'n digitale mikrospieëlapparaat (DMD), en die beeldfokus nadat die projeksielens ingestel is op die diffusievlak om die beste beeldresolusie te verkry . Hierdie projeksiestelsel kan meer as een diffusor HOE akkommodeer as gevolg van die hoekige selektiewe eienskap van HOE's. Die veelvoudige beeldvlakke is in staat om 'n 3D-beeld met die regte beeldinhoud op elke vlak te konstrueer. 21 Soos getoon in Figuur 7b, reageer diffusors 1 en 2 op die inkomende lig met verskillende invalshoeke en steur dit nie met mekaar nie. Daarom vertoon diffuser 1 slegs die beeld vanaf projektor 1, en diffuser 2. Die ruimtelike skeiding tussen hierdie twee diffusors vorm 'n meervoudige vertoonstelsel. Deur die vertoningsinhoud te optimaliseer, kan die ligveld van die 3D-voorwerp in twee vlakke ontbind word.

Omdat die beeldfokus egter direk op die HOE is, moet die kyker 'n sekere afstand (~ 1 m) van die HOE hou om 'n goeie kykervaring te kry. Dit beteken dat die projeksiestelsel in AR-toepassings gebruik kan word vir vaste tonele soos uitstallings en advertensies. Vir naby-oogvertonings (NED's) is die kombineerder gewoonlik naby die oog van die kyker, dus die projeksiestelsel is nie geskik nie.

4.2 Vrye ruimte kombineerder

AR-stelsels met 'n vrye ruimte-kombinasie is gewoonlik bedoel vir NED's en is geïmplementeer in kommersiële produkte, soos Meta 2 en DreamGlass. 'N Belangrike optiese element in hierdie stelsel is 'n gedeeltelike weerkaatser, wat nie net as 'n kombineerder gebruik word om die lig na die menslike oog te lei nie, maar ook as optiese vergrootglas vir ekstra optiese krag. Konvensionele kombuise vir vrye ruimtes gebruik gewoonlik gedeeltelike spieëls, wat lei tot 'n kompromie tussen die algehele vermoë en helderheid van die beeld.

Alternatiewelik kan lens-HOE's ook as kombineerders gebruik word. 19, 23 In hierdie geval verdwyn die voorgenoemde afruil in helderheid omdat slegs 'n klein gedeelte van die omgewingslig deur die HOE afgetrek word en die grootste vertoningslig in die oog van die kyker afgetrek kan word as aan die Bragg-toestand voldoen word. Soos in Figuur 7c getoon, is hierdie tipe stelsel gewoonlik pupilvormend, wat beteken dat dit 'n relaisoptiek implementeer om eers die oorspronklike beeld na 'n plek oor te dra en dan die weergawe weer met die lens HOE in die oog van die kyker af te lewer. Die beeldbron kan 'n konvensionele 2D-vertoon of 'n 3D-beeldbron wees, soos 'n digitale holografiese vertoning met behulp van 'n ruimtelike ligmodulator (SLM) en laserligbron. Gewoonlik is die virtuele beeld ver van die kyker af, wat beteken dat die weergawe-beeld naby die fokus HOE is. Vanweë die afbrekende aard van die HOE en die off-axis stelselkonfigurasie, is afwykings soos koma en astigmatisme groot en moet dit aangepak word met 'n gesofistikeerde optiese ontwerp. Alhoewel al die HOE's (fotopolymeer, HPDLC, CLCOE) wat voorheen bespreek is, in hierdie stelsel gebruik kan word, moet hul verskil in hoekrespons in ag geneem word by die stelselvlakontwerp. 19 Soos getoon in Figuur 7d, dui die swart stippellyne die konfigurasie van die opnamebalk aan, met punt F die fokuspunt van die sjabloonlens. Die plaaslike gebied van 'n lens HOE kan as 'n rooster beskou word en het dus 'n hoekbereik waarbinne die invallende strale doeltreffend kan afgelei word. Die strale binne die hoekbereik (rooi strale) het 'n hoë afbrekingsdoeltreffendheid en kan ideaal gelewer word. Maar die strale buite die hoekbereik (blou strale) gaan deur die HOE en word nie afgetrek nie. Hierdie hoekselektiwiteit beteken dat slegs 'n deel van die hele FOV in die oog van die kyker gelewer kan word. In hierdie sin is HOE's met 'n groot hoekbandbreedte soos PVL's meer geskik vir praktiese toepassings.

In die leerlingvormende stelsel is daar 'n verdere kompromis tussen die FOV en die oogkas (of uitgangspupil). Dit is, soortgelyk aan konvensionele deelspieël-optiese stelsels, as gevolg van die behoud van étendue, wat gelyk is aan die produk van die FOV en oogkas. Hier word nie die invloed van die hoekselektiwiteit van 'n HOE in ag geneem nie, wat die stelsel nog verder kan verminder. Die middag word bepaal deur die grootte van die beeldbron (vertoonpaneel) te vermenigvuldig met die numeriese diafragma (NA) van die aflosstelsel. 'N Groter etendue impliseer 'n groter optika, wat vir NED's problematies kan wees as gevolg van die verswakte drakomfort.

4.3 Integrale beeldvervaardiger

Integrale beelding (InI) is 'n belowende tegniek om 'n outostereoskopiese 3D-skerm met blote oog te bewerkstellig. [24] In 'n InI-skerm word gewoonlik 'n lensopstelling gebruik om die lig van vertoonpixels om te sit in strale met willekeurige ruimtelike hoeke. Soos getoon in Figuur 8a, om 'n virtuele 3D-voorwerp te vertoon, kan ons 'n omgekeerde straalsporing op die ruimtelike punte (A en B) uitvoer en die ooreenstemmende pixels op die skermpaneel aanskakel. Dan kan die ligveld op die punte benader word met diskrete stralings. Die afstand tussen die vertoonpaneel en die lensopstelling is gewoonlik gelyk aan die lensfokus (geval 1) om gekollimeerde lig na die lens te verseker en dus 'n groot velddiepte (DOF). Hierdie konfigurasie lewer ook die maksimum aansiggetal op, wat gelyk is aan die aantal afsonderlike strale wat vanaf elke ruimtelike punt uitgestraal word. Die resolusie, wat omgekeerd eweredig is aan die aansiggetal, is in hierdie geval die laagste. Op grond van die beginsel van InI kan die lensopstelling vervang word deur 'n lensopstelling HOE om 'n InI-AR-stelsel te vorm. 5, 20, 21 'n Tipiese opset van 'n InI-gebaseerde AR-stelsel word in figuur 8b geteken. Die projeksiestelsel word gebruik om die oorspronklike beeld van die beeldbron na die fokuspunt van die lensopstelling HOE oor te dra, net soos die vrye ruimte-kombinasiesisteem. Die beeld wat oorgedra word, werk dan op dieselfde manier as wat in Figuur 8a getoon word en produseer die ligveld om virtuele 3D-voorwerpe te vertoon.

As die afstand tussen die lensopstelling en vertoning nie gelyk is aan die lensfokuslengte nie (geval 2), verminder die aansiggetal en kan die beeld wat deur die lens gevorm word, dus 'n hoër resolusie hê. Maar die lig na die lensopstelling is nie meer gekollimeer nie en het 'n uiteenlopende hoek. Dit beteken dat die beeld 'n beperkte DOF het, waardeur die 3D-beeld aansienlik vervaag. Om die probleem van DOF te oorkom, kan laserstraal-skandering (LBS) gebruik word. 5 Soos getoon in Figuur 8c, genereer die LBS-bron laserstrale met verskillende ligintensiteite om 'n beeld te toon. Die laserstrale kan beskou word as 'n groot DOF, selfs na die lensopstelling HOE. Daarom is die projeksiestelsel nie meer nodig nie en word die probleem van DOF ook opgelos. Let op: in hierdie geval is die verwysingsgolf in die opname van die lensopstelling HOE nie meer 'n vlakgolf nie, maar 'n bolvormige golf met die fokuspunt wat ooreenstem met die posisie van die LBS-aftastpunt.

Alhoewel die InI-gebaseerde AR-stelsel 'n 3D-ligveld met regte fokusaanwysings kan lewer, ly dit onder lae resolusie. Die resolusieverlies is eweredig aan die aansignommer van die stelsel. Die aansiggetal stel voor hoeveel diskrete strale vanaf een ruimtelike punt uitgestraal word. In die gevalle wat vroeër bespreek is, is die aansiggetal gelyk aan die lenshoogte gedeel deur die vertoonpixelhoogte (geval 1) of die vergrotingsgetal van die lensopstelling (geval 2). [25] Hoe groter die aansiggetal, hoe gladder is die ligveld en dus des te natuurliker die onscherpte onscherp ons kan kry, maar terselfdertyd beteken dit dat ons 'n hoër resolusieverlies moet dra. Hierdie kompromie tussen resolusie en kyksyfer is inherent omdat die totale inligting (pixelgetal) vasgestel is. Die oplossing van hierdie kwessie bly 'n groot uitdaging vir InI-stelsels.

4.4 Maxwellian View Combiner

'N Maxwelliaanse vertoning, of retinale skandering, gebruik die beginsel van die Maxwelliaanse aansig, [26] wat direk 'n fokusvrye beeld op die retina vorm. Soos getoon in Figuur 9a word die gekollimeerde beeldlig deur 'n lens gefokus en die fokuspunt op die ooglens. Dit maak nie saak hoe die optiese krag van die ooglens verander word nie, die finale beeld op die retina bly altyd in fokus. Die aanpassing van 'n Maxwelliaanse vertoning in AR is eenvoudig deur eenvoudig die fokuslens in Figuur 9a te vervang deur 'n lens HOE. [19 −g, 22, 27] Soos getoon in Figuur 9b, word die ligbron ('n liguitstralende diode (LED) of laser) gekollimeer met 'n lens en beweeg dit in 'n amplitude SLM, wat tipies 'n LCOS is (die reflektiewe optiese uitleg word hier weggelaat). Die gemoduleerde lig word dan deur die lens HOE gefokus en vorm die Maxwelliaanse uitkykpunt. Soortgelyk aan die InI-AR, kan die LBS-beeldbron ook hier aangeneem word om die stelsel te vereenvoudig. Soos aangedui in Figuur 9c, dra die laserstrale wat deur die LBS gegenereer word, reeds die intensiteitsinligting vir die beeld, sodat die lens HOE die laserstraal direk kan saamvoeg om 'n Maxwelliaanse aansig te vorm. Die lens HOE moet in hierdie geval opgeneem word met 'n sferiese verwysingsgolf waarvan die fokus ooreenstem met die LBS-bron.

Die FOV van die Maxwelliaanse aansig word bepaal deur die NA van die lens HOE, wat tot 'n groot waarde kan geskuif word sonder fundamentele beperking. 'N Maxwellian-AR-skerm met 'n horisontale FOV tot 80 ° is getoon. 27 Die grootste probleem van Maxwellian-stelsels is egter die klein oogkassie. Omdat die kykpunt gewoonlik kleiner is as die deursnee van die oogpupil (diameter4 mm), is die grootte van die oogkas van 'n enkele Maxwelliaanse aansig gelyk aan die oogpupiliediameter. Hierdie klein oogkis is ongewens vir dra-ervaring, want 'n klein verkeerde opstelling laat die beeld heeltemal verdwyn. Verskeie benaderings is voorgestel om die oogkas te vergroot. Die eerste een is om 'n straaldupliseerder te gebruik, soos getoon in Figuur 9d. Die straaldupliseerder funksioneer om die inkomende strale te vermenigvuldig, wat bereik kan word deur roosters of meetkundige optika met gedeeltelike spieëls. 27, 28 Die gedupliseerde strale vorm dan verskeie kykpunte wat die effektiewe oogkas uitbrei. Die tweede benadering is die gebruik van modulasie met agterlig. Soos in Figuur 9e getoon, stem verskillende ligbronpunte (A en B) ooreen met verskillende finale kykpunte. In beginsel kan A en B gelyktydig aangesteek word, 19 in welke geval die kykpunte gedupliseer word. Maar dit is ook moontlik om een ​​ligbron tegelykertyd aan te steek, 19, 27 wat oogopsporing benodig om vas te stel watter ligbron ooreenstem met die kykpunt in die oog pupil. Op hierdie manier is die stelsel meer energie-effektief. Die derde benadering is om 'n multiplex-lens HOE, 22 te gebruik, soos getoon in Figuur 9f. Die ligte voorval op die multiplex HOE genereer direk verskeie kykpunte wat ooreenstem met die veelvuldige fokuspunte in die opnameproses.

Alhoewel die oogkas vergroot kan word deur hierdie benaderings, is die skeiding tussen verskillende kykpunte 'n lastige saak. Normaalweg wil ons nie meer as een kykpunt binne die pupil hê nie, want dit lei tot 'n spookbeeld. Die spook verdwyn eers as die oog op oneindig fokus. Dit kan die kykervaring ernstig benadeel. Wanneer die skeiding tussen kykpunte te groot is, kan daar egter 'n gaping in die oogkas wees waar die beeld heeltemal verdwyn. Dit is ook ongewens. Die beste manier om te dink, is om die skeiding tussen kykpunte gelyk te stel aan die deursnee van die oogpupil. Dit sou in beginsel die bogenoemde kwessies moes oplos, maar die deursnee van die oog pupil is ongelukkig nie vas nie, en dit verander in reaksie op die helderheid van die omgewing. Dit is dus uitdagend om 'n perfekte skeiding van kykpunte te kry.

4.5 Waveguide Combiner

Waveguide-skerms het die voordele van 'n brilvormige vormfaktor en groot ontwerpvryheid om hoë beeldprestasies te behaal. 6, 14 Daarom word dit as 'n belowende benadering vir kommersiële produkte beskou. Tans behels die kommersiële produkte wat hierdie benadering gebruik, Microsoft HoloLens 1,2 en Magic Leap 1. Die term "golfgids" verwys na 'n glassubstraat met 'n dikte van ongeveer 1 mm en moet nie verwar word met die konvensionele term in geïntegreerde fotonika nie. As gevolg van die vermoë om groothoekroosters te vervaardig, word HOE's wyd toegepas in golfgeleiderskerms. 6, 10, 14, 18, 29 Die basiese werksbeginsel word in getoon Figuur 10a. Die beeldbron is gewoonlik 'n 2D-vertoonpaneel soos 'n LCOS, DMD of mikro-OLED. Die lig van die paneel word eers deur 'n lensstelsel gekollimeer en dan deur 'n inkoppelrooster gebreek. Die afbreekhoek is groot genoeg om die afgebreekte lig in die golfgids vas te vang deur totale interne weerkaatsing (TIR). Hier kan beide weerkaatsende en oordraagbare roosters gebruik word, mits die afbreekhoek groot genoeg is en die doeltreffendheid hoog is. Na die verspreiding van 'n afstand in die golfgids, tref die lig die rooster van die ontkoppelaar aan, wat die lig in die oog van die kyker koppel. Die koppelaar hier is gewoonlik 'n weerkaatsende rooster om dwaallig te vermy, soos voorheen bespreek.

Vanweë die veelvuldige ontkoppelings kan die oogkas in golflensskerms vergroot word sonder om die FOV in te boet, wat beteken dat die behoud van étendue verbreek word. Dit bring egter ook die probleem van ligte eenvormigheid en doeltreffendheid na vore. Om 'n goeie eenvormigheid te handhaaf, moet die roostereffektiwiteit normaalweg laag wees sodat die ligintensiteit gedurende die hele proses relatief onveranderlik bly. Maar 'n relatiewe lae doeltreffendheid beteken dat die beeld nie helder genoeg is nie en waarskynlik deur die omliggende lig gewas sal word. Daarom is die kompromie tussen eenvormigheid en doeltreffendheid 'n belangrike aspek om in ag te neem in die stelselontwerp. Vir 'n stelsel met matige doeltreffendheid, is die handhawing van goeie eenvormigheid in die hele FOV en oogkas 'n uitdaging in die ingenieurswese as gevolg van die veelvoudige TIR's en uitkoppelings. Soos getoon in Figuur 10b, vir 'n fotopolymerrooster, om eenvormige liguitset te verseker, moet die doeltreffendheid van die ontkoppelrooster 'n gradiënt wees, met lae doeltreffendheid in die begindeel en hoë doeltreffendheid in die einddeel. 6, 14 As die verskillende voortplantingshoeke ook gekyk word, word die situasie taamlik ingewikkeld omdat die gaping tussen elke TIR verskillend is en die uitkoppelposisie van elke hoek wissel. Die optimalisering van die gradiënt-doeltreffendheidsverdeling kan die uniformiteit dus net tot 'n mate verbeter. Om 'n fotopolymeer-rooster met gradiëntdoeltreffendheid te vervaardig, is ook ekstra stappe van blootstelling en maskeer nodig, wat tesame met die hoek-multiplexeringsproses redelik ingewikkeld en duur kan wees.

Om PVG as 'n ontkoppelaar te gebruik, kan 'n ander meganisme wat polarisasiebestuur 6, 29 genoem word, oorweeg word omdat die vervaardiging van 'n gradiënteffektiewe PVG moeilik is. Soos getoon in Figuur 10c, behels die metode 'n polarisasiebestuurslaag (PML) aan die onderkant van die golfgids. Die PML is basies 'n laag van 'n LC-polimeer met ruimtelike wisselende rigting van die regisseur, wat met die foto-uitwysmetode vervaardig kan word met 'n voorafverfmasker. Onthou dat die doeltreffendheid van die PVG uiters sensitief is vir die insetpolarisasietoestand. Met die PML is ons in staat om die polarisasietoestand na elke TIR te bestuur en die PML te optimaliseer om goeie eenvormigheid te verkry. Die optimalisering van die FOV en die oogkas kom egter steeds voor in die komplekse geval van verskillende TIR-gapings, net soos die geval met gradiënt-doeltreffendheidsrooster, en kan die eenvormigheid slegs gedeeltelik verbeter.

Die FOV's in golfgeleiderskerms word beperk deur twee grense van die voortplantingshoek in die golfgids. Die onderste limiet word bepaal deur die kritieke hoek van die glassubstraat, wat verband hou met die materiaalbrekingsindeks volgens θ min = sin - 1 (1 / n). 'N Groter brekingsindeks help om hierdie limiet te verlaag. Die boperk kom uit die oorweging van ontwerp op stelselvlak.'N Groot voortplantingshoek beteken 'n groot gaping tussen twee opeenvolgende TIR's en veroorsaak groot lig-eenvormigheid. Normaalweg oorskry die voortplantingshoek nie 80 ° nie. In 'n praktiese ontwerp moet ons ook die hoekbereik van HOE's in ag neem. Soos vroeër bespreek, het die fotopolymeer-gebaseerde rooster gewoonlik 'n hoekafstand van ongeveer 'n paar grade. Daarom, om die lighoek in die golfgids volledig te bedek, moet verskeie fotopolymerroosters gemultiplekseer word om die hoekbereik te vergroot. 29

'N Ander probleem in die golfgeleiderskerms is die volkleurvermoë. Om die ontwerpuitdagings van volkleure ten volle te begryp, is dit nodig om die basiese beginsels van traliediffraksie na te gaan. Wanneer 'n lig die periodieke indeksmodulasie van 'n rooster teëkom, sal dit in meerdere ordes afgebreek word, soos beskryf in Vergelyking (4). Vir 'n vaste roosterhoogte wissel die breukhoek met die golflengte. As die RGB-kanale in een golfgids gefabriseer moet word deur die stapel of multiplexing van RGB-roosters, is dit nodig om die kruispraat tussen hierdie kanale uit te skakel. Byvoorbeeld, as die rooi lig nie net deur die rooi rooster afgetrek word nie, maar ook deur die groen rooster, weet ons deur ons vorige ontleding dat die afbreekhoeke verskillend is en dat die lig wat deur die groen rooster afgetrek word, verdwynlig word, wat die beeld kwaliteit. Om kruispraat uit te skakel, moet die refleksiebande oor die hele FOV vir RGB-kleure geskei word. 18 Dit is relatief maklik om te doen as die hoekbandbreedte klein is (~ 10 °). Maar as 'n groter FOV nodig is, dan is die skeiding baie moeilik omdat 'n breër hoekbandwydte normaalweg 'n breër spektrale bandwydte beteken. In hierdie geval moet meer as een golfgids gebruik word, wat die stelselvolume verhoog.

Laastens behels alle vorige besprekings oor golfgidsvertonings slegs gekollimeerde lig, want slegs roosters word as die ontkoppelaar en ontkoppelaar gebruik. Die uitvoerbeeld is dus op oneindig geleë. Vir 'n lewendige AR-ervaring is dit egter nodig om virtuele 3D-voorwerpe op 'n eindige diepte met korrekte fokusaanwysings te vertoon. Dit kan bereik word deur die rooster te vervang deur 'n lens-HOE-agtige fotopolymeer lens of PVL. Soos getoon in Figuur 10d, as die rooster HOE vervang word deur 'n lens HOE, is die uitgekoppelde lig nie meer gekollimeer nie, maar uiteenlopend. Maar omdat die TIR-lig gekollimeer is en dus 'n vaste invallingshoek op die lens HOE het, het al die uiteenlopende uitkoppelende lig 'n vaste afwykende punt, wat die fokuspunt van die opnamelens is as die invalshoek dieselfde is as die opnamevlakgolf. Vir ander pixels met verskillende invalshoeke sal die fokuspunt in die horisontale rigting skuif en 'n fokusvlak vorm. Op hierdie manier kan 'n beeldvlak met eindige fokus gegenereer word. Om egter veelvuldige fokusvlakke te genereer vir 'n treffende 3D-beeld, moet ons egter weer verskeie golfgidse met verskillende fokusse stapel.


Hoofstuk 1 - Vezelroosters

Hierdie hoofstuk fokus op die veselroosters wat ontwerp kan word om oor 'n wye verskeidenheid golflengtes te werk, wat strek vanaf die ultraviolet tot die infrarooi streek. Dit beklemtoon die rol van die nie-lineêre effekte. Silikavesels kan hul optiese eienskappe permanent verander as hulle blootgestel word aan intense straling van 'n laser wat in die blou of ultraviolet spektraalgebied werk. Hierdie fotosensitiewe effek kan gebruik word om periodieke veranderinge in die brekingsindeks langs die vesellengte te veroorsaak, wat lei tot die vorming van 'n Bragg-rooster binne-in die kern. Hier word die konsep van die fotoniese bandgap ook bekendgestel en word 'n gedeelte gewy aan die nie-lineêre effekte wat onder aanhoudende golftoestande voorkom. Die verskynsel van modulasie-onstabiliteit word bespreek en die fokus is op voortplanting van optiese pulse deur 'n veselrooster met die klem op optiese solitons. Veselroosters kan gemaak word deur verskillende tegnieke te gebruik wat elkeen sy eie meriete het. In hierdie afdeling word kortliks vier hooftegnieke bespreek, wat gewoonlik gebruik word om veselroosters te vervaardig en bekend as die interne enkeltegeltegniek, die holografiese tegniek met dubbele balk, die fasemaskertegniek en die punt-vir-punt-vervaardigingstegniek. Die verskynsel van nie-lineêre oorskakeling word ook in hierdie afdeling bespreek. Dit illustreer diffraksieroosters wat 'n standaard optiese komponent vorm en wat gereeld in verskillende optiese instrumente soos 'n spektrometer gebruik word. 'N Diffraksierooster word gedefinieer as enige optiese element wat 'n periodieke variasie in die amplitude of fase van die lig daarop kan instel. Dit is duidelik dat 'n optiese medium waarvan die brekingsindeks periodiek wissel, 'n rooster is, aangesien dit 'n periodieke variasie van die fase oplewer wanneer lig daardeur voortplant. Sulke roosters word indeksroosters genoem.


Waarom gebruik u nie 'n A7S nie?

bwana4swahili het geskryf:

Trollmannx het geskryf:

bwana4swahili het geskryf:

Trollmannx het geskryf:

Dit is BAIE interessante inligting, en ek het een van die onskuldige vrae wat miskien moeilik beantwoord kan word.

Met my Canon 60Da en die 110 mm refraktor kom my beperkte grootte gewoonlik êrens ongeveer 18 mag op - en sommige.

Met my Atik 490ex wys die beste beelde (dieselfde opstelling en dieselfde beelde) sterre tot 20 mag.

Op hierdie manier wen die Atik met ongeveer 1,5 magnitude - as dit nie te optimisties is oor die grootteverskil nie - en een grootte is ongeveer 250%. En 'n 1,5-grootte verskil is meer as 400%.

My tipiese blootstelling is 16 x 4 minute (110/620 mm met verkleiner) as ek diep gaan.

So hier is my vraag:

Gaan ons na die beperkte grootte as 'n maatstaf vir sensitiwiteit - gebruik soortgelyke blootstelling en 'n gegewe teleskoop - hoeveel sensitiewer is die A7's as die 60d?

Die punt is: die A7 lyk meer as indrukwekkend as dit kom by uitgebreide ligbronne soos newels en landelike tonele met min lig - maar ek het nog nêrens gesien hoe goed hierdie kamera doen as dit kom by puntbronne soos sterre nie - dit is: beperkend grootte.

Enige praktiese ervaring op hierdie gebied?

Nee (praktiese ervaring) as antwoord op u (laaste) vraag.

Al wat ek kan sê is dat die A7S by ISO 6400-12800 ongeveer dieselfde sein-tot-ruis lewer as die Canon 60D by ISO 800-1600.

Soos u goed weet, hang die & quotdiepte & quot waarvoor u in astrofotografie kan skiet, af van die aantal fotone wat vasgelê word (diafragma en blootstellingstyd), NIE die hoeveelheid wat u die fotone versterk (sein) wat die sensor tref nie. Ek gebruik die A7S om fotone te versterk, en dit doen dit op 'n baie effektiewe manier, MAAR dit neem nie meer fotone vas nie. Dit vang waarskynlik heelwat minder as my ou 60D. Die A7S doen net 'n beter werk om die fotone wat met minder agtergrondstoornis / geraas vasgelê is, te wys, dws: beter sein-tot-geraas.

Ek het vroeër 15-20x5-15 min geskiet. wissel met die 60D en skiet nou normaalweg 50-60x30-60 sek. gaan met die A7S en kry beter resultate, MAAR ek kan jou nie sê of ek dowwer sterre optel nie. Ek weet dat ek flouer newels opneem.

Miskien kan u uit die stervelde sien in:

In alle eerlikheid verwerk ek normaalweg astro-beelde om sterre & quotinterference & quot uit te skakel en ander funksies na vore te bring, tensy my doel is om die aantal sterre in iets soos die Melkweg te beklemtoon: 85mm @ f / 1.4 op A7R En ja, ek hou ook van die A7R vir astrofotografie. In vergelyking met die A7S op dieselfde grootte beeld, sê nou maar 'n 12 MPixel-beeld, presteer dit baie goed. Vir kleiner teikens wat aggressiewe gewas insluit, kan dit selfs beter presteer, naamlik: hoër resolusie.

Miskien is daar 'n gedeeltelike antwoord op u vraag (e) in die bostaande & quotblathering & quot?

Nie my vraag beantwoord nie, maar tog baie interessante inligting - het goeie vooruitsigte gekry om 'n bob of twee ekstra te verdien, en die geld sal in die sterrekunde geplaas word. Maar ek is glad nie seker hoe ek soveel pret as moontlik kan haal uit die heel laaste astronomiese toerusting wat ek ooit sal koop nie. 'N Hutech-aangepaste Sony is aanloklik - gaan dalk net vir die A6000 as 'n uitproefkamera - maar kyk ook na die Hyperstar wat lekker sal wees om te gebruik met die Atik wat ek het. Maar wil ook nie my geliefde WO 110 mm-refractor prysgee nie.

Wat ek regtig sal waardeer, is 'n ongekoelde astrocamera om net op die omvang te kyk en te laat gaan. Dit is waar die astro-gemodifiseerde A7's die rekening pas. Jim het 'n paar indrukwekkende grafieke getoon wat wys hoe hierdie ding hoër ISO's hanteer en dat dit - gekoppel aan die ervaring van u ervaring - blyk te wees dat die A7r iets regtig interessant kan hê as dit kom by lae ligintensiteite en uitgebreide voorwerpe (en dat is natuurlik presies wat ons meestal agtervolg).

Die A7s 30-60 sek vs 60Da 5-15 min ding laat my in my stoel spring!

Vir uitgebreide voorwerpe is die klein Atik 490ex nie soveel beter as die 60Da as dit kom by integrasietyd en versadiging nie - maar die lêers van die Atik is baie skoner en gee beter resolusie en het baie beter rooi sensitiwiteit. En baie beter finale uitslae.

Maar die A7r kan in baie opsigte selfs beter wees as die afgekoelde Atik - hoewel nie resolusiegewys nie. Stof tot nadenke hier.

Ek was sedert die 70's besig met sterrekunde en gebruik elke teleskoop wat ek besit het vir die een of ander vorm van astrofotografie - was vir film en digitaal - maar ek was NOOIT meer verward oor watter toerusting ek sou kon kry vir my toekomstige eskapades in die naghemel nie!

Dus baie dankie vir die antwoord - al maak dit my net meer verward.

Ek het in 1966 my eerste EQ-berging as 'n wetenskaplike projek gebou en bewys dat dit met 'n Brownie 620-filmkamera werk. Ek weet, dit verouder my 'n bietjie!

Die Sony A7R- en A7S-kameras het radikaal verander deur astro-beelding (en lewe). Ek het 'n obsessie gehad met wegdrywing (polêre) belyning, leidende parameters, stelselfleksie, krag vir my skootrekenaar, sagteware vir beeldopname, geleiding, monteringskontrole ens.

Met die A7R en A7S skiet 30-60 sek. subs, ek doen 'n redelike polêre aanpassing met behulp van die hulpprogramma vir polêre belyning, ek gebruik sedert November 2013 geen gidsstelsel nie, ek is nie meer bekommerd oor buiging nie, ek gebruik 'n bedrade afstandsbedieningstimer om subs na die kamerageheue vas te lê, Ek gebruik 'n Bahtinov-masker om 'n goeie fokus te kry, ek gebruik nie meer 'n skootrekenaar / rekenaar vir beeldvorming nie (dit wil sê: ek hoef nie bekommerd te wees oor die skootrekenaar of die temperatuur te min in die omgewing nie), ens. en 'n paar ekstra batterye vir die kamera (en ek kon die kamera van die 12 volt-stroom afskakel as ek 'n adapter optel). Ek skiet ook nie donker, woonstelle of vooroordeel nie, en ek het nog nie sedert ek die Canon 60D aangeskaf het 'n paar jaar voordat die A7 & # 39 s opgedaag het nie. Die een moderne & kwotool & quot wat ek bygevoeg het, is StarSense vir my Celestron-monteerders. Ek hoef nie eers meer 'n sterre-belyning te doen nie.

Ek noem my huidige modus operandi die lui man se benadering tot astro-beelding. Dit neem regtig die spanning / frustrasie van astrofotografie weg. Dit stel my ook in staat om 2-3 beeldsessies per uur te neem (nie net 2-3 subs per uur nie) om die slegte weer wat ons gereeld aan die oostelike hange van die Rockies kry, te ontwyk.

Bogenoemde het my regtig getref toe ek in Maart 2014 'n astro-beeldvakansie van twee weke na Nieu-Mexiko geneem het. As gevolg van wind, stof, ens., Het ek net drie nagte se redelike beelding gehad. Ek het in die drie nagte naby 70 teikens geskiet met 'n volledige spektrum A7R! (New Mexico Trip - Rodeo, Area, Astro-Imaging). Toe ek by die huis kom, haal ek 'n aantal kleiner teikens uit en bedruip om soveel moontlik besonderhede uit die 36 MPixel-afdelings van die A7R: New Mexico Trip - Drizzled Extracts - Galaxies, Nebulas, Clusters. Met my ou Canon 60D of CCD & # 39 s sou ek miskien 2-3 teikens per nag vasgelê het. Astro-imaging puriste is miskien nie tevrede met die resultate wat ek behaal het nie, maar ek is baie bly!

Ek is steeds beïndruk met die prestasies van A7R en A7S en # 39 in hierdie taamlik duur stokperdjie. En nee, ek besit nie Sony-aandele nie, verkoop Sony-toerusting of kry terugbetalings van Sony. Ek dink bloot dat hierdie twee kameras die beste beskikbaar is op die oomblik vir my astro / nightcape-eise. Maar ek het ook gedink dat die Canon 60D redelik goed was in sy era EN ek is seker daar sal op die een of ander tyd beter kameras wees as die A7R en A7S. Vir nou is ek gelukkig!

Dit lyk asof hierdie draad nou eindeloos raak!

Dit lyk asof dit nou die manier is om die gevlekte A6000 te kry - net om te sien hoe die een onder 'n sterrehemel werk. Op die oomblik is dit nie nodig vir FF nie, want my teleskope is nie heeltemal opgewasse nie en die A6000 sal in elk geval die weg wys. As die kamera die Atik en die outoguider en die rekenaar en sulke goed kan vervang, sal die era van selfstandige kameras hier betree word (het nog altyd gedroom oor sterrekunde met meer as 30 sekondes - en nou is ek dalk naby.

As die gemodifiseerde A6000 'n wonderkind is, lyk dit asof die A7's die volgende logiese stap is.

Baie dankie vir die deel van idees en gedagtes oor astrofotografie in die moderne tyd - dit lyk nou of die grondwerke net 'n bietjie vooruit draai!

Neem tyd om te besin oor wat u moet doen - op 60 grade noord word die nagte nou baie kort - en ek moet gereed wees met my nuwe opset in Augustus wanneer die nagte gemaklik lank begin word. Ek is nogal produktief - as die weer dit toelaat - maar op 'n taamlike lui manier. Wil baie goeie resultate hê, maar wil ook dat astrofotografie sonder te veel moeite pret en vermaak en lonend is - teenstrydighede wat in die nabye toekoms 'n bietjie meer geïntegreerd kan wees.


The Herschel Project Night Four: 159 Down, 241 to Go

Ek het tot 08:30 geslaap, goed vir my, want dit is moeilik om laat te slaap as u gewoond is om elke stink oggend om 04:30 op te staan ​​vir werk. Vir sommige het hulle na die voorportaal gesak kranksinnig koekies en sous, en dan terug na die kamer om strategieë te gee oor die aktiwiteite van die komende nag. 'N Kykie na SkyTools het getoon dat daar nie 'n gebrek aan teikens sou wees nie, en dat ek beter van plan was om aan te hou om 'n bietjie langer aan te hou as wat ek die eerste nag gehad het as ek 'n gebed sou hê om die herfs- en winterkonstellasies te sluit.

Ek het vasgestel dat ek in die loop van die dag êrens tyd sou moes afsit vir 'n middagslapie, maar die eerste saak was om myself terug te neem na die CAV, om op die nuwe veld vir die Nova Sedus Star Party en ja, koop 'n paar ASTRO-PERSONE by hul verkopers.

Toe ek op die toegangspad afstap na die ster-party, net wes van my spookhuis op die ou klubveld, voel ek ongemaklik. Ek het geregistreer vir die sterpartytjie, maar het nie op hul veld ingestel nie. Ek het gehoop dat ek welkom sou wees. Ek hoef nie bekommerd te wees nie. Die Nova Sedus ('nuwe begin', glo ek) was net so vriendelik soos die meeste amateurs wat ek in die Verenigde State van Amerika ontmoet. Dit wil sê 'baie vriendelik'. Kort, ek het 'n naamplaatjie gehad en was goed om te gaan.

Ek kon nie help om beïndruk te wees deur wat die NSSP-mense in slegs twee herhalings van hul valsterparty vermag het nie. Benewens 'n uitgebreide waarnemingsveld, was daar 'n ruim gebou vir gesprekke en gebruik as 'n warm kamer / klubhuis. (Hulle het selfs 'n foosball-masjien van katoen en 'n TV met groot skerms gehad!) Eet, soos die vorige keer, word deur die vriendelike en doeltreffende Micki's Kitchen voorsien. Daar was blykbaar baie wisselstroom op die veld vir almal. En bowenal lyk almal wat ek gesien het gelukkig.

Unk is 'n ATB, "amateurteleskoop-KOPER."
Ek moet egter toegee dat alles wat my opgeval het, 'verskaffersreeks' was, 'n reeks tentafdakke waar astro-stuff-handelaars huisves. Terwyl ek geblaai het, was ek bly om die vertoning van 'n ou bekende, Bill Burgess van Burgess Optical, te sien. Ek het onlangs nog nie veel van Bill gehoor nie, maar hy en sy vrou Tammy is steeds sterk, en ek was bly om van hulle te hoor dat hulle voorberei om 'n nuwe reeks verkykers bekend te stel. Ek het altyd gedink die Burgess-verkyker was wonderlik - ek sou nie sonder my betroubare Burgess 15x70's wees nie - en ek is bly dat hulle weer in die einde van die astro-biz kom.

Ja, ja, ek weet: 'Maar wat het jy gekoop, oom Rod, wat het jy gekoop?' Ek het my besteding op beskeie vlakke gehou. Ek gaan voor die 21mm Ethos geld uitvee voor alles gesê word en ek het net 'n nuwe gidskamera, 'n Orion StarShoot, die week vantevore gekoop, so ek probeer spaarsamig wees. Ek het my aankope beperk tot 'n paar rooi ligte van Astrogizmos en 'n boek, Scott Ireland's Photoshop-sterrekunde, van Camera Concepts, wat die grootste verspreiding gehad het wat ek op 'n sterpartytjie in 'n ruk gesien het. Twee groot EZ-ups propvol alles behalwe die kombuiswasbak - en dit was waarskynlik daar. Hulle noem hulself as “Die Sterrekunde Superstore wat na jou toe kom, ”En dit is net wat hulle is.

Ek het lank genoeg by die NSSP vasgehou om vas te stel dat ek nie een van hul vele deurpryse gewen het nie, aangesien u nie verbaas sal hoor nie. Sonder my gelukbringer, juffrou Dorothy, wen ek nooit iets nie. Eerlik gesê, selfs as sy by my is, wen ek nooit veel nie, dit is gewoonlik die een wat die goeie goed huis toe bring. Ek het met leë hande na die Billy Dodd-veld teruggekeer, die uitrusting vinnig oorgedra en spore gemaak vir middagete en die motel in daardie volgorde.

Na afloop van 'n uitstekende ete wat bestaan ​​uit die befaamde Lunch Special by Chiefland's Bar-B-Q Bill's (gesnyde varkvleis, boontjies, taterslaai, patat, knoffelbrood, slaaibak, soet tee, alles vir minder as 15 dollar), en 'n paar uur slaap, as ek nie regtig slaap nie, terug in die kamer, het ek om 16:00 na die veld teruggekeer. opstel te kry. My belangrikste take was om die Denkmeier Powerswitch Diagonal uit die NexStar 11-agterste sel te verwyder, dit te vervang deur 'n Meade f / 3.3-reducer en die Stellacam 2, die draagbare DVD-speler wat ek as beeldskerm gebruik, aan te sluit en die DVD-opnemer aan te sluit wat my red “Meesterstukke.” Gelukkig het ek dit al genoeg gedoen dat daar geen hang-ups was nie.

Sodra Vega en Fomalhaut verskyn het, het ek Big Bertha omtrent gefokus deur die eenvoudige hulpmiddel om Vega so klein te maak as wat ek hom op die skerm kon maak, om Bertha op die sterre te rig, en toe die fokus te verbeter deur blootstelling te verhoog en te werk met dowwer veldsterre. Presiese fokus? Nee, maar ek het 'n aas in die mou gehad om daarvoor te sorg, a Bahtinov-masker.

Unk se B-masker.
'N Wat en 'n whosit? 'N Bahtinov-masker is die snaakse ding wat aan die linkerkant gesien word. Dit pas oor die diafragma van die teleskoop en, wanneer die omvang op 'n helder ster gerig is, lewer dit 'n taamlike eienaardige afbrekingspatroon. As u redelik naby aan fokus is, kry u 'n 'X' van skuins punte rondom die ster. Daar is ook 'n "middelpunt". As u fokus, beweeg hierdie piek (op en af ​​/ links regs, afhangende van die oriëntasie van die masker). As dit presies tussen die diagonale gesentreer is, is u teoreties in perfekte fokus.Die proses is regtig makliker om aan te toon as te vertel en word goed geïllustreer hier.

Aangesien die kritiese fokus met die klein chip van die Stellacam II, veral op die steeds taamlike brandpuntafstand van die C11, selfs verminder met die Meade 3.3, is, het ek besluit 'n Bahtinov is dalk net wat ek nodig het. Die vraag was 'hoe?' Daar is verskeie webwerwe wat patrone sal druk om selfmasker te maak. Dit is miskien 'n goeie opsie vir u, maar die idee dat ek my met die vingers met 'n vingerharde Exacto-mes die baie groewe moes sny, was nie aantreklik nie. Ek sou koop.

Soos altyd, miskien soos die meeste van julle deesdae, en waarskynlik ook nou as sommige van julle, wou ek IETS GOED MAAR GOEDKOOP hê. Aansienlike soek, vernoem en soek later, het ek besluit op 'n masker gemaak deur Farpoint Astronomical Research en verkoop deur Scope City vir slegs $ 22,50 (u sal verbaas wees hoeveel outfits vir so 'n eenvoudige ding wil hê). Scope City, op Califor-nye-ay-manier, is 'n jarelange astro-handelaar, maar waarmee ek nooit sou handel dryf in die loop van die byna drie dekades waarmee hulle besig was nie. Dit blyk my verlies, aangesien hierdie aankoop getoon het dat hulle nie net goeie pryse het nie, maar dat hulle diens ook is uitstaande. Ek het my masker binne 'n paar dae gehad.

Hoe werk die Bahtinov in die veld? Ek het die douskerm tydelik van die NS11 afgehaal en die masker oor die regter geplaas. Dit is mooi, harde plastiek, nie 'n blote film soos sommige mense smous nie, en pas oor die sekondêre rol, wat dit hou. Ek het nog steeds nie 'n motorfokus vir die C11 nie (een van die dae), en daarom het ek my lang, waarnemende metgesel, Pat Rochford, wat laatmiddag met sy seun opgedaag het, by die monitor gestasioneer en vir hom gesê om holler toe die patroon reg lyk. Wat nie lank geduur het nie. Ek twyfel ongetwyfeld dat die Farpoint Bahtinov-masker my in staat gestel het om so goed as of beter fokus te bereik as wat ek ooit met die Stellacam gehad het, en in net 'n fraksie van die gewone benodigde tyd. Om die waarheid te sê, ek het soveel van die resultate gehou dat ek 'n ander een vir die C8 bestel het.

Al wat ek moes fokus, was om onder die EZ-up met die rekenaar en die video-toerusting te sit en Big Bertha na die een teiken na die ander te stuur met NexRemote. Een ding wat ek vinnig vinnig ontdek het? Om uit die dou te wees, selfs onder 'n oop stertafdak, hou u warmer namate die ure inrol. Ek het nie eens die behoefte gevoel om my vaag hoed aan te trek tot ver na middernag nie, en ek het nooit trek my swaarste jas aan. Van die begin af het Bertha en ek goed gevoel en was ons gereed om enige avontuur in die gesig te staar wat die CAT-stam sou tref.

As ek vroeër nie duidelik was nie, laat my meer wees: al hierdie waarnemings is gedoen met die Stellacam 2 op Bertha, my Celestron NexStar 11 GPS. Die spasiëring tussen die kamera en die Meade f / 3.3 brandpuntsverminderaar het 'n f / verhouding van ongeveer f / 4 opgelewer, gee of neem. Die kursief is direk oorgeskryf vanaf my klankbande wat opgeneem is soos ek waargeneem het (of is dit 'wat TV gekyk het'?).

Terwyl ek op 'n bietjie waas gewag het, het ek opgemerk dat die wes-suidweste goed lyk, en daarom draf ons so. Die slang was besig om in te hang, maar het vinnig in die horison gedompel, so daar het ons gegaan en met een prys teruggekom ...

'N Klein en helder oop tros, NGC 6604 (H VIII.15) is ongeveer 5 'dwars en skyn in 'n gesamentlike magnitude van 7,5. Dit is wel in 'n ryk veld en nie goed los daarvan nie. Niks om oor huis toe te skryf nie. Dit hou verband met nevel, maar die nabygeleë Arendnevel, iets waaroor u huis toe kan skryf.

Cluster waargeneem en opgeneem en lug nou magies vry van wolke — min of meer — dit was tyd om te klim af met die valsterfoto's.

NGC 24 (H III.461) is 'n indrukwekkende, indien nie té detail-belaaide sterrestelsel. Soos 'n miniatuur M31 met min armdetail wat in hierdie magnitude 12,1 5,5 x 1,5 'Sc spiraal toon. Helder middelpunt, groot skyf.

NGC 7507 (H II.2) is 'n eliptiese grootte 11, rond, ongeveer 3 'groot. Helder kern met 'n buitenste koevert wat baie effens langwerpig is. Daar is ook verskeie klein en dowwe LEDA-sterrestelsels in die veld.

Soveel vir Sculptor, ah, "beeldhouer" - as u my vra, vertoon Lacaille al die verbeelding van 'n nat wanhoop in sy konstellasiename. Ah, wel, na 'n antieke sterfiguur, Cepheus, die koning van Ethiopië, om te gaan haal waar ek met hom opgehou het.

Die klein trosnevel, NGC 7129 (H IV.75). Op die monitor is daar 'n klein groepie sterre omring deur baie duidelike newelagtigheid met 'n redelik prominente donker baan wat daardeur loop. Visueel vermoed ek dat die newel flou sou wees.

NGC 7139 (H III.696) is aan die dowwe kant, selfs met die Stellacam. Dit is 'n groot planetêre newel, meer as 1 'breed, in 'n ryk sterreveld. Grootte 13.5. Lyk effens ovaalvormig.

Die oomblik toe die omvang ophou swaai, NGC 7354 (H II.705) was duidelik op die skerm. Hierdie planetêre is rond, en daar is iets wat lyk soos 'n donker balk wat die skyf sny. 22 ”in deursnee. Uitstaande voorwerp.

NGC 7419 (H VII.43) is 'n 5 'oop tros met 'n genoteerde grootte van 13. Op die skerm is dit uiters aantreklik, 'n mengsel van helderder en dowwer sterre in 'n uurglasvorm.

Net soos Ram, Vis en Pegasus daarvoor, is Triangulum die uithangplek van tallose sterrestelsels.

NGC 925 (H III.177) is groot en aantreklik. Meer as 10 'lank wys dit spore van een wipende spiraalarm.

SAB sterrestelsel NGC 890 (H II.225) is ietwat langwerpig met 'n helder middelpunt omring deur flou waas. Magnitude is vermoedelik ongeveer 13. Dit is moeilik om met die Stellacam te vertel, maar dit lyk vir my helderder as dit.

NGC 1060 (H III.162) is 'n helder sterrestelsel in 'n veld ryk aan sterrestelsels. In bykomend tot hierdie ronde elliptiese, wat 'n redelik uitgebreide buitekoevert sport, sien ek ten minste 6 ander klein fuzzy-wuzzies in die raam.

NGC 604 (H III.150) is die 'klein' newel in M33. Mooi en gedetailleerd. Vierkantige of halteragtige vorm.

'N Groot en interessante sterrestelsel, magnitude 11.4 NGC 672 (H I.157) is 6 'by 2,5' groot en helder, met 'n sterk langwerpige kern omhul in 'n aansienlike uitgestrekte newelagtige waas. Een spiraalarm is duidelik.

CAPRICORNUS

Die Seebok het sy skat, M30, maar behalwe dat dit meestal afskrikwekkende dowwe sterrestelsels is, soos dit miskien Pan se status as die tweede dowwe sterrestelsel (na Kanker) pas. Sir William het hier slegs 'n enkele stofhaas opgeneem, maar dit is uitstaande:

NGC 6907 (H III.141) is 'n lieflike klassieke spiraal. Die ietwat styf toegedraaide arms is duidelik te sien met die Stellacam II.

As u selfs 'n paar waarnemende seisoene onder die knie het, hoef ek u nie te vertel dat Cetus ook Galaxy Country is nie.

Daar is nie veel naby aan die gesig-op-Sb-spiraal nie, NGC 1070. Dit is rond, miskien effens langwerpig, en in 'n redelike sterryke veld.

NGC 1073 (H III.455) is 'n ietwat vreemde streep met 'n paar maer arms. 'N Uitstekende sterrestelsel ten spyte van redelike swak sien op die oomblik.

Rand-op-spiraal NGC 1032 (H 2.5) is maklik om donker ekwatoriale stofbaan op te spoor. Indrukwekkend, 2 - 3 'dwars op die monitor.

Op beide die POSS-plaat en met die Stellacam, NGC 428 (H II.622) vertoon 'n bietjie bisarre spiraalstruktuur. Moeilik om presies te sê wat daarmee aangaan. 2 - 3 'dwars met een prominente en een gedempte arm.

NGC 1090 (H II.465) is 'n ander sterrestelsel wat die Stellacam besonderhede gee. Soms, as die siening gaan lê, kan ek een dramatiese arm sien wat dit baie soos oom Charlie se M106 laat lyk.

NGC 1087 (H II.466) toon 'n sweempie van goed toegedraaide spiraalarms soos 'n M77. Groot en sterk verlengde mag 11,5 Sc sterrestelsel. Koel.

NGC 357 (H II.434) is redelik aantreklik met 'n helder middelpunt. Dim maar sigbaar. Geen teken van die balk word gesien in beelde met lang blootstelling nie.

In sy POSS-plaat, NGC 991 (H III.434), 'n sterrestelsel van die 13de grootte naby die gesig, vertoon redelik prominente spiraalarms, en ek kan wenke daarvan met die Stellacam en die C11 sien soos die sien verander. Redelik groot, ongeveer 1,5 'oor sy langste as.

NGC 636 (H II.283) is prominent op my skerm, maar daar en in sy beelde is hierdie elliptiese niks meer as 'n helder, ronde fuzzball van 'n paar minute in deursnee nie.

Indrukwekkend en vreemd lyk, NGC 337 (H II.433) pronk met vreemde kromgetrekte arms.

NGC 1035 (H II.284) is 'n interessante klein sterrestelsel wat baie soos 'n kleiner M82 lyk. Rand-on met tikkies donker detail. Daar is 'n valse supernova ', 'n veldster, op een punt van die skyf gestasioneer.

NGC 151 (H II.478) Vertoon intrigerende en ingewikkelde spiraalarms. Groot, ongeveer 3 ', en helder met die Stellacam.

In die Stellacam, hierdie een, NGC 217 (H II.480), lyk 'n bietjie soos 'n miniatuur Flying Saucer-sterrestelsel, NGC 4565. Dit is blykbaar 'n S0 en het 'n helder kernstreek. Mooi, ondanks 'n vermeende magnitude van 13,5.

NGC 1045 (H II.488) is net 'n vlek, effens verleng met 'n uitgebreide buitenste omhulsel en 'n nie-sterre kern. Daar word gesê dat dit 'n lensvormige vorm is.

NGC 171, wat lyk asof dit ongeveer anderhalf minuut groot is, toon 'n sterk spiraalvormige struktuur.

Ah, ja, die saaiste winterkonstellasies, die kronkelende hemelrivier. Aangesien sy koers hom van die Melkweg af wegstuur, is die stroom van Eridanus vol sterrestelsels, waaronder 'n aantal uitstaande ...

NGC 1507 (H II.279) is 'n M108 bedrieër. Stowwerig, naby die rand op die skyf. Baie dun, dunner soos M108 of M82. Miskien 3 'lank.

NGC 1637 (H I.122) is interessant genoeg. Dit is 'n paar minute oor en is 'n naby-gesig op Sc-spiraal. Vertoon een prominente arm en 'n helder kern.

NGC 1618 (H II.524) is 'n ander een wat vir my ietwat lyk soos die Messier-sterrestelsel, M106, met 'n afgeleë, boogende, prominente spiraalarm.

'N Elliptiese, NGC 1700 (H IV.32) is 'n helder fuzzball met 'n langwerpige koevert. Daar word gesê dat een ander prominente sterrestelsel in die raam, NGC 1699, dowwer is as die 14de grootte, maar dit is nie 'n uitdaging vir die C11 / Stellacam nie.

NGC 1600 (H I.158)'n ander elliptiese vorm, is 'n uitblinker in 'n veld gepeper met klein sterrestelsels, waaronder NGC's 1601, 1603 en 1606. 1600 self is helder en langwerpig met 'n nie-sterre kern.

Die Stellacam-vertonings NGC 1779 (H III.500), 'n geblokkeerde spiraal, as 'n klein fuzzball. Die sentrum is verleng sonder dat die sterker se kern vertoon. Dit word gelys as 3 'groot, maar ek sien beslis nie soveel sterrestelsel nie.

NGC 1162 (H III.469) is 'n ronde elliptiese, niks meer nie. Lyk helderder as die vermeende magnitude van 13,5. Moontlik effens verleng.

NGC 1421 (H II.291) lyk cool. Ten minste 3 'oor sy hoofas. Sterker kern en 'n prominente, skerp gehaakte spiraalarm. Vreemd.

'N Helder, elliptiese stofhaas, NGC 1172 (H II.502) word as die grootte 13 en 2 'in deursnee gelys.

NGC 1209 (H II.504) is mooi met 'n helder en langwerpige kern en buitenste omhulsel. Geen detail nie, en ek sou niks van hierdie elliptiese verwag nie.

NGC 1199 (H II.503) is nog 'n langwerpige en kenmerkende elliptiese sterrestelsel. As dit interessant is, is dit omdat hierdie beastie van 3 ', 12,0, in 'n Eridanus-veld swem, gelaai met talle ander sterrestelsels, waaronder NGC's 1189, 1190, 1191 en 1192.

NGC 1114 (H III.449) is 'n ietwat gedempte klein sprite met 'n gegewe magnitude van 13.2. Styf toegedraaide spiraalarms. Daar is 'n dowwe veldster nie ver van sy kern af nie.

Terug na helder ronde elliptiese vorms met NGC 1400 (H II.593). Die veld bevat nog 'n prominente sterrestelsel, NGC 1407.

NGC 1353 (H III.246) is helder van magnitude 12,4, maar ook groot, byna 4 '. Duidelike spiraalarmdetail.

NGC 1332 (H I.60) is 'n groot, helder CD elliptiese in 'n veld met 'n paar klein sterrestelsels, waaronder ESO 548 16, wat prominent is ondanks 'n gerekende sterkte van 15,7. NGC 1332 self is baie langwerpig met 'n kenmerkende, helder middelpunt.

'N Normale, stowwerige spiraal, NGC 1325 (H IV.77) toon goeie besonderhede. Daar is 'n ster van die 11de sterkte net aan die een punt van die sterk langwerpige skyf. Vermoedelik is die sterrestelsel 4 'breed, alhoewel ek nie seker is dat ek soveel daarvan sien nie.

NGC 1187 (H III.245) is pragtig as dit effens dof is vanweë die grootte van amper 5 '. Magnitude word as 11.3 gelys, maar lyk vir my dowwer. Af en toe, as die sien sien neersak, kan ek sien dat hierdie lyk soos M83, 'n versperde spiraal met swiepende arms.

As die lug se kat, Lynx, bekend is vir enigiets, is dit die verre bolvormige tros, NGC 2419. Dit is egter nie waarna ons streef nie. Waarna ons strewe, is sy sterrestelsels, verspreid oor sy donker kuil soos katjies.

NGC 2500 (H III.709), 'n Scd-spiraalvormige sterrestelsel wat op die gesig staar, lyk baie goed. Langwerpig met 'n lap-gewapende voorkoms.

NGC 2541 (H III.710) is regtig laag in die lug, maar wys nog steeds 'n vreemde spiraalarmdetail wat nie in die middel lyk nie.

Daar is nie baie nie NGC 2493 (H III.750). Dit word as 'n lensvormig gelys, maar ek kan sweer ek dink ek sien flou wenke van 'n spiraalarm.

sterrestelsel NGC 2415 (H II.821) is 'n vreemde dingetjie. Hierdie klein 1 'onreëlmatige lyk baie soos 'n planetêre newel.

Terug na die huislike en bekende Orion-gebied van die winterhemel. Dit beteken egter nie dat ons klaar is met eilanduniverses nie. Lepus, die klein haas wat aan The Hunter se voete gebuk is, het 'n dramatiese bolvormige sterretros, M79, maar sy belangrikste prys is, ja, sterrestelsels.

NGC 1832 (H II.292) is baie aantreklik met 'n helder kern en 'n prominente balk. Een duidelike spiraalarm.

NGC 2196 (H II.265) is nog steeds laag in die lug, en in hierdie sien is hierdie mag 12.0 3 'spiraal meestal 'n ronde gloed. Helder kern en langwerpige koevert, maar net sweempies armdetail.

'N Vreemde voorkoms met gedraaide spiraalarms en 'n helder middelpunt, NGC 2139 (H II.264) is met 'n sterkte van 11,6 en is 2,8 'x 2' groot.

CAMELOPARDALIS

Wat is daar in die kameelluiperd te sien? Ek weet daar is 'n ordentlike planeet, maar vanaand is dit meer sterrestelsels

NGC 2366 (H III.748), 'n onreëlmatige sterrestelsel, is groot, meer as 5 'dwars, en selfs met die Stellacam-toename op hoog, is dit net 'n dowwe, langwerpige vlek in 'n yl veld naby 'n driehoek van dowwe sterre.

sterrestelsel MCG 11-9-7 is klein (42 x 32 "), maar duidelik ondanks 'n verbode grootte van 15,3. Soos u sou verwag, is dit net 'n vae punt op die monitor.

NGC 2347 (H III.746) is mooi, en as die siening sak, kan ek 'n bietjie besonderhede uitmaak in hierdie klein spiraal van 13,3 1,7 x 1,3 '. "Patchy, dusty spiral arms" is my indruk.

Na 'n vinnige draf deur Camelopardalis se savanne, was dit al wat sy geskryf het. Ek het nog steeds redelik goed gevoel, ondanks die feit dat ek teen 3 aangekom het, sou ek egter die herfs / winter-HII's opraak, en die gedagte om my duime te draai, terwyl Leo en die res van die lentetros hulself oor die rand van die wêreld en uit die waas wat nou die ooste verdoesel, het nie baie aantreklikheid gehad nie. Ek was nie té koud nie, maar 'n warm bed en drome oor die diep hemelruimtes wat ek hierdie nag bekamp het, het 'n onweerstaanbare aantrekkingskrag gehad.

Volgende keer: Ek is vir die oomblik almal vasgevang op Herschels. Herschel II's, in elk geval. Ek moet nog my Herschel 2500-note opneem SkyTools, maar, vir nou in elk geval, die Groot Enchilada deel van Die Herschel-projek sal buite die bestek van hierdie astro-blog bly.

Wat dan? Twee moontlikhede. As die lug Saterdagaand saamwerk, hoop ek om my splinternuwe Orion StarShoot-outoguider 'n oefensessie op die klub se donker werf te gee. Die pa-geblaasde Wunderground.com sê egter "meestal bewolk" vir Saterdag, dus ek sal gelukkig wees om my ETX-125, Charity Hope Valentine, aan Tanner-Williams te haal vir 'n paar vinnige sukkelgat. As dit is hoe dinge uitdraai, kan u verwag dat een van my semi-gereelde gidse oor astro-computin 'hardewareprobleme moet wees.

Sondag 06 Desember 2009


Pas by simulasies en metings as 'n belangrike drywer vir betroubare ontwerp van die deklaag

Die vergelyking van simbole en die werklike metings van oortollige teiken identifiseer onakkuraathede in modelle en kan ontwerpers help om modelle te verbeter.

Deur S. Lozenko, B. Schulz, L. Fuerst, C. Hartig en M. Ruhm van GlobalFoundries en T. Shapoval, G. Ben-Dov, Z. Lindenfeld, R. Haupt en R. Wang van KLA-Tencor

Abstrak
Numeriese simulasie van metrologiese teikens vir oortrek het 'n de facto standaard geword in gevorderde tegnologie-nodusse. Alhoewel toepaslike simulasiesagteware wyd beskikbaar is in die bedryf, tesame met maatstawwe wat die beste presterende teikens moontlik maak, is die modelvalideringsinstrumente minder ontwikkel. Ons bied 'n benadering van numeriese modelvalidering aan, gebaseer op die vergelyking tussen teikensimulasie-resultate en oortrekmetings op die produk. 'N' Simulasie-tot-meting'-sagteware word in hierdie werk gebruik om die prestasiemaatstawwe en akkuraatheidsvlae van scatterometrie-gebaseerde oorlegteikens te vergelyk wat ontwerp is met behulp van KLA-Tencor AcuRate & # x2122 simulator vir die kritieke lae van 12 nm FD-SOI FEOL stapel en 22 nm FD-SOI BEOL stapel. Ons demonstreer hoe simulasie-tot-maat-ooreenstemming ons in staat gestel het om die model te verifieer, afwykings tussen die model en die produkstapel te identifiseer en 'n verbeterde model op te stel wat die teiken korrek beskryf. Die verfynde teikenstapel is gebruik vir simulasies op die beeldgebaseerde oorlegteiken, wat ons in staat gestel het om ook beter presterende optiese bedekkingsdoelwitte te verkry.

1. Inleiding
Die deurlopende verskerping van die bedekkingsbegroting gedurende die afgelope jaar vestig groot aandag op die probleem van die ontwerp van die deklaagteiken deur alle vooraanstaande skyfievervaardigers. Oorlêbeheer word gewoonlik gedoen na fotoresistiese ontwikkeling tydens die litografiestap deur een van die twee metingstegnieke te gebruik: beeldgebaseerde oorlaag (IBO) of scatterometrie / diffraksie-gebaseerde oorlaag (SCOL / DBO). Optimalisering van teikenontwerp vereis betroubare numeriese simulasie-instrumente. Geskikte simulasiesagtewarepakkette word wyd gebruik in die bedryf, tesame met spesifieke maatstawwe wat die keuse van die beste presterende teikens vir 'n groot stel kandidate moontlik maak, beide vir beeldgebaseerde en diffraksie-gebaseerde meetbenaderings 1-4. Terwyl numeriese simulasies gedurende die stadium van die teikenontwerp 'n standaardpraktyk geword het, bly die validering van die teikenmodel 'n noodsaaklike probleem, wat aandag gee aan die vraag of die simulasie-uitsette ooreenstem met die werklike metings.

'N Getoetsde en geverifieerde numeriese simulator self is nie voldoende om betroubare teikenontwerpe te verkry nie, aangesien enige simulasie gebaseer is op die inkomende stapel- en prosesdata. Sonder voldoende akkurate stapelparameters (veral dikte van filmlae, optiese eienskappe van materiale en geometriese kenmerke van die roosters), kan die simulasie-resultate aansienlik afwyk van die werklike metings, en word dit basies nutteloos.Tipiese bronne van stapelinligting is optiese metrologiese metings (ellipsometrie), sowel as CD-SEM- en TEM-deursnit. In die stadium van tegnologie-ontwikkeling moet metrologiese teikens egter dikwels op die masker geplaas word nog voordat die eerste wafer in die waferfabriek verwerk word. Dus moet teikens ontwerp word gebaseer op prosesaannames met beperkte inligting oor die presiese stapel en optiese eienskappe van die materiale. Hierdie prosesonsekerheid maak die vermoë om die kwaliteit van die stapelmodel te evalueer, van kardinale belang vir die teikenontwerp in die R & amp-fase. 'N Simulasiemodule wat die direkte vergelyking van die gemete data met die gesimuleerde gebruik, is 'n noodsaaklike kenmerk wat by enige simulasiepakket gevoeg moet word. Die doel van so 'n simulasiemodule is om stapelverifikasie uit te voer en, indien nodig, modelaanpassings en verbeterings voor te stel gebaseer op die beste pas van die gemete data om te modelleer met spesifieke prosesvariasies.

In hierdie werk demonstreer ons die teikenontwerpverbetering op verskeie kritieke lae van 'n produk in die R & ampD-fase met behulp van 'n KLA-Tencor simulasie-na-meting (S2M) sagteware-instrument. Die S2M-sagteware-instrument vergelyk berekende maatstafprestasiemaatstawwe en akkuraatheidsvlae vir 'n wye verskeidenheid stapelparameters met die ooreenstemmende gemete hoeveelhede van verskeie plekke versprei oor die gemete wafers. Dit is verantwoordelik vir alle beskikbare hardeware-opstellings in die scatterometry-gebaseerde oortrek (SCOL) -instrument. Dit sluit in verskillende golflengtes en polarisasies van die verligtinglig sowel as verskillende lig-apodiserings. Sodanige vergelyking lewer 'n vinnige skatting van die kwaliteit en akkuraatheidsvlak van die gemodelleerde stapel, en help verder om, op grond van die ooreenstemming van verskillende prosesvariasies, vas te stel watter soort regstelling in die stapel gedoen moet word om die akkuraatheid van die model te verhoog. Alhoewel die huidige weergawe van die S2M-instrument beperk is tot die SCOL-tegnologie, toon ons aan dat die kennis wat u van die S2M verkry het, direk toegepas kan word vir die beeldgebaseerde teikenverbetering.

Die manuskrip is soos volg opgestel. In Afdeling 1.1–1.2 gee ons 'n kort oorsig van die beginsels van scatterometrie-gebaseerde oortrekmetings, waarin die SCOL-teikenargitektuur en teikenprestasiemetings bekendgestel word. Afdelings 1.3–1.4 beskryf die teikensimulasiebeginsel en prestasiemetings wat gebruik word vir die teikenranglys. Afdeling 1.5 word gewy aan die besonderhede van die S2M-vergelykingsalgoritme en in Afdeling 1.6 word daar kortliks gesels oor beeldgebaseerde teikens en verwante akkuraatheidstatistieke. Afdeling 2 bevat twee voorbeelde van verifikasie en aanpassing van die teikenmodel gebaseer op vergelyking tussen simulasies en metings vir twee kritieke lae van 'n produk in die R & ampD-fase. Ten slotte maak ons ​​in Afdeling 3 gevolgtrekkings en gee ons 'n kort opsomming.

1.1. Basiese beginsels oor Scatterometry Overlay (SCOL)
Hier sal ons kortliks die meetbeginsels agter SCOL-tegnologie beskryf en die vereiste teikenargitektuur hersien. Vir verdere besonderhede, verwys ons na artikels 3-5.

Die meetbeginsel agter SCOL is hoekopgeloste scatterometrie met 'n monochromatiese ligbron 5. Die verskillende generasies van Archer ™ -gereedskap het verskillende beligtingsopsies, wat wissel van verskillende bronne met een golflengte in die sigbare lig (400-800 nm) tot die afstembare laser wat die hele sigbare ligspektrum 6,7 dek. 'N SCOL-teiken bestaan ​​uit vier selle waar twee selle vir X gebruik word en die ander twee vir Y-oortrekmetings onderskeidelik in hul traliewektorrigting (Fig. 1, links). 'N Eenheidsel van 'n deklaag bestaan ​​uit 'n reflekterende diffraksiestruktuur van die rooster-oor-rooster. Die lig wat na diffraksie vanaf die teiken gereflekteer word, word op die pupilvlak van die instrumentmikroskoop versamel. Elke punt in die versameling pupilvlak stem ooreen met 'n ander polêre en asimutale diffraksiehoek. Die numeriese diafragma van die versamellens word hoog genoeg gekies om die ± 1 ste diffraksie-orde te versamel. Die roosters van die teiken word in die lae geplaas waarvan die bedekking gemeet moet word en word die huidige laag of boonste rooster genoem en die vorige laag of onderste rooster. Albei roosters het 'n gelyke toonhoogte van die orde van die liggolflengte wat vir metings gebruik word. Hierdeur kan u die ± 1ste ordes in die versameling pupilvlak vasvang, sodat dit nie oorvleuel met die nulorde-kol nie en volledig in die numeriese diafragma ingesluit word (Fig. 1, regs). Die intensiteitsverdelings van die eerste orde diffraksie kolle in die pupilvlak word gebruik vir die berekening van die oortrek. Die litografiese wanaanpassing lei tot die relatiewe verskuiwing tussen die huidige en vorige roosters in die rooster-oor-rooster struktuur, wat daartoe lei dat die simmetrie tussen die + 1 ste en -1 ste diffraksie ordes breek. Hierdie intensiteitsverskil tussen die +1 ste en die -1 ste diffraksie-orde seine is 'n maatstaf van die oortrekwaarde.

Dus definieer ons die term van 'n "differensiële sein" as 'n aftrekking van die -1ste orde sein vanaf die + 1 ste een:

waar p die indeks van 'n pixel in die versameling pupilvlak aandui, wat ooreenstem met 'n afbreekhoek. Die subteken i = 1,2 verwys na 'n teikensel. Om die oortrekwaarde te kan kwantifiseer, word twee selle benodig vir elke meetrigting met 'n sekere geïnduseerde skuif, f0 , in teenoorgestelde rigtings. Dan is die totale verkeerde belyning tussen die boonste en onderste rooster vir die twee selle:

Tipiese waardes van f 0 is ongeveer 20 nm. Ons haal die oortrekwaarde uit die twee differensiële seine wat ooreenstem met die twee selle 4. Die oortrekwaarde word vir elke pixel op die pupilvlak afsonderlik gedefinieër. 'N Geweegde gemiddelde, wat die bydrae van die sensitiewer pixels vergroot, word dan toegepas om die enkele resultaat van die oortrekwaarde te kry.

In die huidige werk het ons 'n KLA-Tencor Archer 500LCM-stelsel met 'n monochromatiese ligbron gebruik. Die beligtingsvlek word beperk deur 'n veldstop tot 'n enkele teikensel tegelyk. Die meetinstrument bied drie hoofknoppies wat die meetomstandighede definieer: golflengte (λ), beligtingsmasker of apodizer ('n keuse tussen normale beligting of buite-asbeligting) en ligpolarisasie. Ses enkelgolflengtebronne is beskikbaar, versprei oor die sigbare golflengte (400-800 nm). Polarisasie-instelling bepaal sowel die beligting as die versamelde ligpolarisasie. Ons verwys na lig as P-gepolariseerd wanneer die elektriese veldvektor parallel met die rooster is en S-gepolariseerd as dit loodreg op die rooster is. Drie verskillende verligter-apodiseerders is beskikbaar: twee bied 'n as-beligting en kry die naam 'Top-Hat' (TH) en 'Focus Assist' (FA) en die derde 'n buite-as-beligting - 'Quadrupole' (QP). Die TH apodizer word minder gebruik in produksie-oortrekmetings, maar is 'n belangrike deel van die simulasie van die vergelyking van die metings.

Figuur 1. Links: Skematiese tekening van 'n tipiese SCOL-teiken, waar elke paar diagonale selle gebruik word vir die oortrekmeting in die traliewektor-rigting. Regs: 'n dwarsaansig van 'n enkele teikensel wat 'n rooster-oor-rooster struktuur bevat. Die roosters word gevorm in die lae waarvan die oortrek gemeet moet word en word daarna verwys as 'huidige laag' en 'vorige laag'. Die invallende en gediffrakteerde lig sowel as 'n versamel pupil wat die 0 de, ± 1 ste diffraksie-ordes vang, word skematies getoon.

1.1. Teiken prestasiemaatstawwe
In hoekopgeloste scatterometrie word die afgeleide lig in die pupilvlak versamel, wat die duidelike oortrekwaarde vir elke punt op die pupilvlak gee. Daarom bevat hierdie leerlingbeeld 'n groot hoeveelheid inligting beskikbaar vir die evaluering, benewens die geweegde gemiddelde bedekkingswaarde. Hierdie inligting oor die homogeniteit van oortrek oor die pupilvlak word beskryf deur verskillende teikenprestasiemetings, of sogenaamde akkuraatheidsvlae, wat gelyktydig met die oortrekwaarde bereken en gerapporteer word. Die Archer 500LCM-stelsel bereken meer as tien akkuraatheidsleutels vir X- en Y-rigtings van elke meetpunt. Die akkuraatheidsleutels kan in verskeie groepe verdeel word wat die verskillende eienskappe van die pupilbeeld kenmerk: eenvormige oortrek in loodregte rigting, geldigheid van die berekeningsalgoritme van die oortrek, pupilgeraas, teikengevoeligheid vir oorleg en teiken robuustheid vir moontlike prosesvariasie 8. Hierdie akkuraatheidsmetings is die belangrikste spelers tydens die outomatiese proses om die resepte te optimaliseer wat die beste resepte kies. Maar nog belangriker, die akkuraatheidstoets is 'n direkte manier om die resepstabiliteit in produksie te monitor.

1.2. Teikensimulasiebeginsel
Na die bekendstelling van die meetmetode van die scatterometrie in die vorige afdeling, gee ons nou 'n oorsig van die teikensimulasiemetodes wat gebruik is.

Numeriese simulasies van die diffraksiepatroon vanaf 'n SCOL-teiken word uitgevoer deur Maxwell se vergelykings op te los met behulp van die RCWA-metode (Rigorous Coupled Wave Analysis) wat opgeneem is in die KLA-Tencor-sagtewarepakket genaamd AcuRate. Die invallende beligting word voorgestel as 'n superposisie van plat golwe wat onder diskrete hoeke val. Elke hoek kom ooreen met een pixel van die CCD-registrasie-sensor op die pupilvlak. On-as (TH, FA) en buite-as (QP) apodiseerders word afsonderlik gesimuleer.

Twee verskillende groepe invoerparameters word na die simulator gevoer: parameters wat die stapel kenmerk (diktes van die lae en materiaalverspreidings) en teikenontwerpparameters wat tydens simulasies gevarieer word om die teikenprestasie vir daardie spesifieke stapel te optimaliseer. Laasgenoemde bevat die toonhoogte van die onderste en boonste roosters, CD (kritieke dimensie) van die roosters, half-skuif skuif wat onderskei tussen 'n 'bar-over-bar' (deur ons aangedui as F = 0) en 'n 'trench-over' -bar ”(deur ons aangedui as F = 1) -konfigurasies, en verskillende segmentasies van die roosterstawe.

'N Ander belangrike stel invoerparameters is sogenaamde "prosesvariasies". Dikte van verskillende stapellae op produksiewafels kan wissel van die wafer sowel as van wafer tot wafer as gevolg van die onstabiliteit van die vervaardigingsproses. Soos reeds genoem, is die diktes in die R & ampD-fase slegs ongeveer bekend, en die moontlike omvang daarvan word gedefinieer op grond van prosesaannames en nie op inline-metingsdata nie. Selfs wanneer die dikte van 'n sekere laag presies gedefinieër word soos wat die proses behoorlik gekalibreer is, kan die invloed van die daaropvolgende vervaardigingsprosesse dit aansienlik verander. Afwyking van werklike laagdiktes van nominale gemodelleerde waardes kan lei tot sterk agteruitgang van die teikenprestasie, roosterresonansies 9 veroorsaak en teikens onbruikbaar maak. Daarom is dit belangrik om op die stadium van die modellering te verseker dat die gekose SCOL-teiken 'n sekere hoeveelheid variasies in laagdiktes met redelike prestasie kan hanteer. Prosesvariasies (PV) kan afsonderlik op elke stapelaag toegepas word en stel 'n reeks waarin die dikte van die laag of die CD van 'n rooster tydens die simulasie gevarieer word. Die simulasie word gewoonlik gedoen vir die nominale stapel en vir die uiterste perke van die PV-reeks ("Nominal-PV" en "Nominal + PV" -waardes), met die veronderstelling dat 'n lineêre gedrag van die teikenprestasie binne die PV-reeks is.

Die RCWA oplosser bereken die Jones-matriks wat geassosieer word met elke beligtingshoek vir elke relevante diffraksie-orde (verste veld). In ons geval is dit die orde van ± 1ste en 0de. Die sagteware is dan verantwoordelik vir die bydraes van die betrokke optiese stelselelemente (soos lense en polariseerders) om die Jones-matrikse in intensiteite te omskep. Ons neem veral rekening met 'n polariseerder (in die beligtingspad) en 'n ontleder (in die versamelpad), wat op 0 of 90 grade ingestel is, afhangende van die aangewese gereedskapopstelling van "P-gepolariseerd" of "S-gepolariseerd" lig onderskeidelik. Die resultaat van die oplosser is die versameling van pupilbeelde, soortgelyk aan dié wat met die CCD-kamera van oortrekmeetgereedskap verkry word, vir elke gesimuleerde teikengetrie en hardeware-opstelling.

1.3. Teiken prestasiemaatstawwe vir simulasie
Soortgelyk aan die metings word gesimuleerde pupilbeelde gebruik om 'n aantal hoeveelhede te bereken wat die SCOL-teikenprestasie kenmerk, naamlik akkuraatheidsstatistieke. Vir die doel van teikenontwerp is hierdie maatstawwe die basiese kriteria van die teikenseleksieprosedure: die rangorde van die teikens gebaseer op die akkuraatheidsstatistieke word gebruik om die beste presterende en robuuste teiken- en gereedskapopstelling te vind.

Een van die belangrikste maatstawwe vir simulasie is die sensitiwiteit-vir-oortrek (SE [1 / nm]), wat die aanwyser is van die meetbaarheid van die teiken vanuit die presiese oogpunt (of sein-ruis-verhouding). Die wiskundige definisie van SE is die gedeeltelike afgeleide van die differensiële sein ten opsigte van die bedekking. As ons die differensiële seine van twee teikenselle benader volgens die eerste term van 'n Fourier-reeks (slegs anti-simmetriese terme) 4, en verder aanvaar ons 'n klein wanopstelling tussen die lae met betrekking tot die toonhoogte, die sensitiwiteit-vir-oorlaag per leerlingpixel kan geskryf word as:

vir elk van die teikenselle (i = 1,2). D 1(p) en D 2(p) is die differensiële seine van +1 st en -1 ste diffraksieordes van die selle met + f 0 en - f 0 vooraf ingevoerde skofte. Van hierdie resultaat word 'n gemiddelde maatstaf, SE, afgelei, wat 'n vorm is van 'n sein-genormaliseerde opsomming oor die pixels, sodat SE die afmetings van [1 / lengte] het. Hierdie maatstaf dui aan hoe sensitief 'n teiken is vir die verskuiwing tussen die boonste en onderste rooster (oortrek).

Die tweede belangrike parameter is die "Pupil-Complexity-Index" (PCI) wat die sterkte van die teiken vir die prosesverwerking kenmerk. PCI neem diskrete waardes van 0 of 1 en dui aan of die funksie in (3) sy teken binne die pupil verander. 'N Tekenverandering dui op die bestaan ​​van 'n resonansie, wat 'n skielike verandering in die berekende oortrek binne die pupil beteken, en kom gewoonlik voor as gevolg van interferensie tussen die boonste en onderste roosters vir sekere teikengetrieë en meetomstandighede. Daarom, waar 'n verandering van die teken opgespoor word (PCI = 1), moet die gepaardgaande teiken en meetopstelling van die hand gewys word, terwyl die teken- en metingsopstelling stabiel is ten opsigte van die tekenverandering (PCI = 0). oortrek bereken uit leerlingbeelde. Wiskundig is die definisie van PCI:

en Sbl is die totale leerlingarea waar D1-D2& gt0, terwyl Sn is die totale leerlingarea waar D 1-D2& lt0. Die F drumpel die parameter moet teoreties gelyk wees aan nul, maar in die praktyk word dit gelyk aan 'n klein getal geneem, sodat 'n verandering in teken vir 'n klein aantal pixels as gevolg van ruis geen invloed op die waarde van PCI het nie.

1.4. Simulasie-tot-meetinstrumentbenadering
Die vergelyking van simulasies met metings word met behulp van KLA-Tencor S2M sagteware uitgevoer. Dit vergelyk die teikenprestasiemaatstawwe en akkuraatheidsvlae wat uit die meetinstrument vir oortrek gehaal word, met die uitset van die AcuRate-simulator in twee stappe. Die eerste stap pas maatstawwe en vlae afsonderlik vir elke gereedskapopstelling (golflengte, apodiseerder, polarisasie), waar maatstawwe op die Y-as geteken word en gereedskapopstelling op die X-as. Die tweede stap korreleer gemeet en gesimuleerde resultate tussen verskillende gereedskapopstellings.

Die metings word op verskillende plekke op die water uitgevoer om die bestaande teikenprestasiemodulasie te dek as gevolg van die prosesvariasie oor die wafer. Die simulasie word op een teiken gedoen met die veelvuldige prosesvariasies wat toegepas word. Parameters van die stapel (dikte, CD) word in verskillende stappe binne die gedefinieerde PV-reeks gevarieer. Vergelykings tussen simulasie en meting word gedoen vir alle moontlike resepopstellings (hardewarekonfigurasies). Die foutstawe vir elke punt van die vergelykingsdiagram word gedefinieer deur die variasie van die meetwaardes oor die wafer en deur die invloed van die toegepaste PV op die gesimuleerde maatstaf. Die goedheid van ooreenstemming vir elke gereedskapopstelling kan dan beoordeel word as die oorvleueling tussen meet- en simulasie-foutbalke — die aanpassing is perfek wanneer foutstawe volledig oorvleuel.

Figuur 2. Multidimensionele foutbalke, wat die ideale oorvleueling van gemete en gesimuleerde resultate demonstreer: gemete maatstafbereik (groen blokkie) is volledig vervat binne die gesimuleerde maatstafbereik (geel blokkie). Kolletjies dui die werklike meetdatapunte aan, wat binne die gesimuleerde prosesvariasiegebied (groen) of buite (rooi) kan wees.

As meerdere maatstawwe terselfdertyd vergelyk word, is die kruising van gemete en gesimuleerde waardes nie meer 'n oorvleueling van 1D-foutstawe nie, maar kan dit voorgestel word as 'n hipervak ​​- 'n n-dimensionele vak waar n die aantal vergelykende statistieke is. Dit word in figuur 2 skematies voorgestel vir die geval van twee maatstawwe, waar die oorvleueling van gesimuleerde en gemete waardes vorm kry van reghoeke (2D hyper-box). Ons verwag dat elke meting wat op 'n ander plek op 'n wafer uitgevoer word, in die reghoek sal pas wat gedefinieer word deur die totale ruimte van gesimuleerde prosesvariasies.

Die tweede deel van die ooreenstemmende proses is om die korrelasie tussen verskillende gereedskapopstellings te kontroleer, dit wil sê verskillende kombinasies van golflengte van ligbeligting, polarisasie en apodizer. 'N Lineêre korrelasie-plot word gedoen waar die gesimuleerde en gemete waardes van 'n maatstaf op die X- en Y-as ooreenkomstig geteken word en elke punt op die plot 'n ander gereedskapopstelling voorstel. Daarna word 'n kleinste vierkante lineêre pasvorm uitgevoer en die bepalingskoëffisiënt R2 sowel as die helling van die paslyn word beoordeel om die pasvorm te evalueer. Ideaal gesproke moet die gesimuleerde metrieke waardes gelyk wees aan die gemete, wat 'n perfek reguit paslyn met 'n helling van eenheid sal lewer. Veelvuldige nie-gesimuleerde effekte wat in die metings voorkom, lei egter tot die afwyking van datapunte vanaf die reguit lyn. Nie-gesimuleerde effekte sluit in, maar is nie daartoe beperk nie, meetgeluide wat opvallend word by die lae vlakke van gemete seine, afwykings van werklike materiaalverspreidings en werklike teikenafmetings van die gemodelleerde, verskillende asimmetrieë in die diffraksieroosterelemente asook sel-tot-sel verskille in 'n teiken en teiken drukbaarheidskwessies.

'N Lineêre korrelasie soos hierbo beskryf word uitgevoer vir elke gemete plek op die wafer en vir elke gesimuleerde prosesvariasie. Die prosesvariasie met die hoogste R² word dan gekies uit al die prosesvariasies vir elke meetlokasie, wat wys watter prosesvariasie die beste by die eksperimentele data pas. In die ideale geval, wanneer die gesimuleerde model perfek ooreenstem met die teiken op die wafer, moet die beste korrelasie wees met die nominale stapelparameters op al die gemete plekke.Enige afwyking van die standaard ontwerpte stapel, soos diktevariasies oor die wafer, verskille in materiaalverspreidings, CD-vooroordele as gevolg van ets- of litografieprosesse, lei daartoe dat die beste korrelasie verkry word vir een van die gemodelleerde prosesvariasies. Metings op verskillende plekke laat ons bepaal hoe stabiel die korrelasie oor die wafer is, en gee die eerste wenk oor die rede vir die wanverhouding. Ten einde die goedheid van ooreenstemming te kwantifiseer, word 'n "korrelasietelling" bereken as 'n verhouding van die aantal plekke met 'n goeie lineêre korrelasie (R2 & GT0.64) tot die totale aantal meetpersele. Die drempelwaarde van R2 = 0.64 word gekies op grond van ervaring met baie verskillende stapels en weerspieël die vlak van akkuraatheid wat bereik kan word in die vergelyking tussen gesimuleerde en gemete data.

Konsekwente korrelasie met 'n sekere PV stel ons in staat om te identifiseer watter deel van die model verbeter kan word en watter stapelparameters geverifieer moet word met behulp van onafhanklike tegnieke (bykomende stapeldikte-metings by verskillende vervaardigingstappe, dwarsdeursnee, CD-SEM / TEM-metings).

Daarom bereik simulasie met ooreenstemmende metings twee doelwitte: enersyds maak dit 'n vinnige validering van die model moontlik en identifiseer andersyds die problematiese areas en gee dit die wenke vir die verbetering van die model. As u verder gaan, kan die S2M-proses herhaaldelik herhaal word: na elke lopie word die SCOL-teikenmodel weer aangepas op grond van die beste korrelasie-PV en 'n nuwe simulasie word uitgevoer. Die resultate van die nuwe simulasie word weer met die meting vergelyk en die naasbeste korrelerende PV word geneem om die model verder te verbeter en sodoende die model op te lewer wat die on-wafer SCOL-teiken die beste beskryf.

Om saam te vat, verbeter die simulasie-tot-meetvermoë die doelwitontwerpsiklus duidelik, wat 'n kwaliteitstoets van die model bied en stelselmatige modeloptimalisering moontlik maak. Figuur 3 toon die rol van die S2M-sagteware in die teikens-ontwerpsiklus.

Figuur 3. Overlay teikens ontwerp siklus en die rol van simulasie-tot-meting vergelyking in teikenseleksie.

1.5. Beeldgebaseerde deklaag-teikensimulasie en verwante akkuraatheidsmaatstaf.
Die beeldgebaseerde tegnologie is dekades lank ingestel vir oortrekmetings, en as gevolg van die volwassenheid en kostedoeltreffendheid is dit die voorkeurmetode vir die nodusse tot 28 nm. Onder 28 nm gaan die beeldgebaseerde en diffraksie-gebaseerde tegnologieë parallel ontwikkel en dien die nuutste skyfievervaardigers met twee alternatiewe oplossings, elk met sy eie voordele vir die spesifieke produksiestappe 6. 'N Basiese beginsel van die beeldgebaseerde oorlegtegnologie is die verwerking van die gewone teikenbeeld, wat deur die CCD-kamera in die fokusvlak van die mikroskoop versamel word. Die mees algemene teiken wat vir hierdie tegnologie gebruik word, is die AIM ® target 10. Aangesien enige oortrekmeting gebaseer is op die breking van die teiken in simmetrie, kan enige ander asimmetrieë, wat nie verband hou met die verskuiwing van die oortrek nie, die meetresultate beïnvloed. Daar is twee belangrike benaderings om goeie en akkurate teikens te bereik. Enersyds moet die teikens op grond van die produkontwerpreëls ontwerp word om te verseker dat die nominale proses en die moontlike variasies daarvan nie die simmetrie en drukbaarheid daarvan beïnvloed nie. Aan die ander kant moet die kwaliteit van die gedrukte teikens in produksie beheer en gemonitor word. KLA-Tencor se sagtewarepakket AcuRate word gebruik om AIM-teikens te ontwerp gebaseer op dieselfde insetdata en soortgelyke simulasiebeginsels as vir SCOL (beskryf in onderafdeling 1.3). Die AIM-teikens word gerangskik op grond van hul spesifieke akkuraatheidstatistieke. Die belangrikste maatstawwe is "Qmerit" en "kontraspresisie". Met die Archer 500LCM-stelsel kan u dieselfde metings vir elke meetpunt meet en hul gedrag in produksie monitor. Die Qmerit-akkuraatheidsleutel, wat die asimmetrie van die teiken aanspreek, en die toepassing daarvan vir die opstel van resepte en prosesmonitering, is breedvoerig in verskeie publikasies 7,11-14 beskryf. Kontraspresisie is 'n maatstaf wat die beeldkontras voorstel en dus die sein-ruis-verhouding van die versamelde teikenbeeld 9 aanspreek. Die beeldkontras is 'n voorvereiste vir goeie teikenpresisie tydens meting.

2. Simulasie tot meetvergelyking
2.1. Voorbeeld 1
In die eerste voorbeeld demonstreer ons 'n vergelyking tussen simulasies en meting vir 'n SCOL-teiken in die FEOL-stapel van 'n 12nm FD-SOI-tegnologieproduk. Die teiken moes ontwerp word voordat die volledige strukturele leer beskikbaar was, gedeeltelik gebaseer op prosesaannames, sonder presiese kennis van sekere laagdiktes. Die bedekking moes gemeet word tussen die ontwikkelde maskerlaag en die vorige laag, bestaande uit epitaksiaal gegroeide SiGe en dun Si-lae bo-op 'n oksied / Si-wafer (Fig. 5a). Die doelwit is gesimuleer met behulp van KLA-Tencor AcuRate sagteware, met voldoende groot hoeveelheid PV's om moontlike dikte afwykings van die aangenome nominale waardes te verreken.

Die oortrekmetings is op die Archer 500LCM-instrument op 17 terreine uitgevoer, eweredig oor die wafer versprei, en oortrekdata, sowel as maatstafverrigtingsmetodes en akkuraatheidsvlae is versamel vir al die moontlike hardeware-opstellings - kombinasies van golflengte, polarisasie en apodizer. Ons het die S2M-sagteware gebruik om die maatstawwe van hoofbelangstelling te vergelyk & die Sensitivity-to-Overlay en Pupil Complexity Index. Die foutbalk-plot van gemete en gesimuleerde waardes van SE-maatstawwe vir elke hardeware-opstelling gee 'n intuïtiewe insig in die ooreenstemmende kwaliteit (Fig. 4). Strakke foutbalke vir die meetdata wys daarop dat gemete SE-waardes eenvormig oor die wafer is en implisiet die goeie eenvormigheid van die vervaardigingsproses bevestig. Die wisselvalligheid van wafer tot wafer is in hierdie geval nie geverifieer nie. Die breë foutstawe vir die gesimuleerde datapunte is te wyte aan groot PV's wat tydens simulasies toegepas is - laagdiktes is tot 15% gewissel om onakkurate in die prosesaannames en moontlike onsekerhede van die vervaardigingsproses te verreken.

Die lineêre korrelasie-plot tussen die gemete en gesimuleerde SE-waardes het die beste pas by die model, waar laag A-dikte 9,3 nm groter was as die nominale. Die korrelasie was konsekwent op al die gemete plekke op die wafer, met R2 = 0,96, maar die helling het voorgestel dat die gemete sensitiwiteit gemiddeld 1,5 keer hoër was as wat simulasies voorspel het (Fig. 5b). Die voorgestelde dikteverskil van 9,3 nm lyk haalbaar, aangesien die gemodelleerde dikte van laag A gebaseer is op aannames en nie op werklike stapelmeting nie. Die presiese dikte van laag A (verwys na die stapel in fig. 5a) is nog nie geverifieer met behulp van onafhanklike metings tydens die skryf van hierdie vraestel nie. Die nuwe, verbeterde model is geskep met die heraangepaste dikte van laag A en die vergelyking tussen die simulasie en metings is herhaal (Fig. 5b, effense lyn). Die beste korrelasie hierdie keer was met die dikker oksiedlaag, met R2 = 0,96 en 'n soortgelyke helling. Die oksieddikte is egter 'n streng beheerde parameter, en 'n verskil van 1,5 nm wat uit die model uitgekom het, het grootliks onwaarskynlik gelyk. Daarom het ons deur al die gesimuleerde PV's gekyk en tegelykertyd na die korrelasie met 'n hoë R2 en 'n helling naby eenheid gesoek. Twee kandidate is gevind: in die eerste model was die dikte van die SiGe-laag 1 nm hoër en in die tweede een was die Si-dikte 1 nm laer. Albei modelle het in wese dieselfde optiese effek voorgestel - groter traphoogte tussen die Si- en SiGe-lae. Maar omdat die Si-dikte presies bekend en beheersd was, was dikker SiGe die mees redelike uitkoms van die simulasie (Fig. 5b, stippellyn). Met die dikte van SiGe met 1 nm verhoog, het die ooreenstemming tussen die gemete en gesimuleerde waardes van SE perfek geword: die helling van 0,94 en R2 = 0,92 was goed binne wat beskou word as 'n goeie pasmaat vir hierdie tipe metings en modellering.

In die stadium van die teikenontwerp was die presiese topografie van Si / SiGe-koppelvlak nie bekend nie en is die struktuur gemodelleer as 'n eenvoudige reghoekige trappie van 'n sekere hoogte. Die uitkoms van die S2M-vergelyking het ons daartoe gelei om die struktuur in meer besonderhede te bestudeer. 'N TEM-deursnit het die S2M-bevindings bevestig: eerstens was die dikte van die SiGe-laag inderdaad

1,2-1,5 nm groter as wat aanvanklik gemodelleer is, en die topografie van die Si / SiGe-koppelvlak was ingewikkelder as 'n eenvoudige reghoekige stap. Die verskil tussen die reële en gesimuleerde topografie, sowel as die materiaalverspreidingsverskil in die grensgebied, kan die oorblywende afwykings tussen simulasies en metings uitmaak. Uit die praktiese oogpunt speel hierdie afwykings geen belangrike rol nie: klein variasies in SE (in die orde van 1e-4) sal waarskynlik nie 'n merkbare invloed op die oortrekmetings hê sodra die SE-waarde vir die geselekteerde teiken hierbo is nie 'n aanbevole drempel van 0,001-0,002 1 / nm. Om dieselfde rede het ons die nie-nul-onderskep-waardes van die lineêre korrelasie-plotte, wat laer as 0,5e-3 was, verwaarloos. Daar moet ook op gelet word dat die ooreenstemming tussen die gemete en gesimuleerde SE-waardes vir die verbeterde model vir die hardeware-opstelling # 8, gekies as die beste presteer deur die gereedskapsprogrammatuur (Fig. 4).

Figuur 4. Die foutbalk-plot van SE-maatstaf vir alle beskikbare hardeware-opstellings toon 'n beter pasmaat vir die verbeterde model in vergelyking met die oorspronklike. Die meetfoutstawe dui op die lae wisselvalligheid van SE oor die wafer. Simulasie-foutbalke bied 'n vinnige visuele beoordeling van die sensitiwiteit van die teiken vir prosesvariasies by elke metingstoestand.

Die PCI-metrieke vergelyking het 'n baie goeie ooreenkoms getoon tussen gesimuleerde en gemete waardes vir die meeste hardeware-opstellings. Vir die beste hardeware-opstelling # 8 was die gesimuleerde waardes van PCI nul vir al die prosesvariasies, wat beteken dat die teiken robuust is ten opsigte van die diktevariasies in die stapel.

Die simulasie-tot-meting-vergelyking wat hier aangebied word, is uitgevoer vir die "X" -selle van die SCOL-teiken - die paar selle wat die oortrek in X-rigting meet. Alhoewel die gesimuleerde struktuur perfek simmetries is en "Y" -selle identies is aan "X" -selle, kan die vervaardigingsproses lei tot verskille in die patroon van strukture, gerig in ortogonale rigtings. Die ooreenstemming is herhaal met behulp van teikenprestasiemetings en akkuraatheidsvlae van die "Y" -paar selle van die bestudeerde SCOL-teiken en het vergelykbare resultate opgelewer.

Figuur 5. (a) Skematiese deursnit van die gesimuleerde teikenstapel, bestaande uit die patroonweerstandlaag en 'n vorige epitaksiale SiGe-laag. Een periode van die roosters in X-rigting word getoon. Die lineêre korrelasie-plotte tussen die gemete en gesimuleerde waardes van SE-metrieke vir die oorspronklike (b) en verbeterde (c) SCOL-teikenmodelle. 'N Goeie korrelasie met een van gesimuleerde prosesvariasies dui op die verskil tussen die vervaardigde stapel en die model en dui die maniere aan om die model te verbeter. Vir die oorspronklike model was die beste korrelasie met 'n dikker laag A (9,3 nm hoër as nominaal). Vir die verbeterde model word twee korrelasies getoon: 'n dikker oksiedlaag (ruit, soliede lyn) en 'n dikker SiGe-laag (sirkels, onderstreepstreep), gekies as die beste kandidaat. Die gemete SE-waardes op die persele word gemiddeld oor 17 meetpersele gemeet.

Die verbetering van die SCOL-teikenmodel hierbo beskryf, het ons ook in staat gestel om 'n beter stel beeldgebaseerde deklaagteikens 10 vir dieselfde FEOL-stapel te ontwerp. Die gesimuleerde presisie van die oorspronklike AIM-teikens wat ontwerp is met behulp van AcuRate-sagteware, het bo die aanbevole drempelwaarde van 0,5 uitgekom (Fig. 6a). Die teikens is dus in die stadium van ontwerp as van lae gehalte beskou en kwalik meetbaar. Die moontlikheid van optiese beeldgebaseerde oortrekmeting is betwyfel vir die veronderstelde FEOL-stapel as gevolg van die lae kontras van die vorige laag. Toe ons die aangepaste laagdiktes van die verbeterde SCOL-model op die AIM-teikenmodel toepas, het die gesimuleerde presisiewaardes byna met die faktor twee afgeneem en was dit binne die spesifikasiegrens vir die meerderheid van die teikens. Dit stem ooreen met die eksperimenteel waargenome AIM-teikenprestasie en maak die ontwerp van beter presterende teikens moontlik en kies 'n groter populasie teikenkandidate in 'n drumpelgebaseerde keuringsproses.

Die modellering van AIM-teikens bied 'n sintetiese mikroskoopbeeld waarmee die ontwerper die kontras visueel kan beoordeel. Ons het die eksperimenteel verkrygde mikroskoopbeelde van die Archer 500LCM-stelsel vergelyk met die gesimuleerde vir een van die kandidate onder die verskillende teikens (Fig. 6b). Die vergelyking van beelde is ingewikkeld vanweë die feit dat die kontras in die beeld wat deur die gereedskap geneem word, afhang van die intensiteit van die invallende lig, gereedskapoptika, CCD-integrasietyd en van instrument tot instrument kan verskil. Dit is dus 'n suiwer kwalitatiewe vergelyking wat 'n indruk van die teikenprestasie gee. Die vorige laag AIM-strukture het 'n swak kontras wat die oortrekmeting uitdagend maak, terwyl die huidige laagkontras goed is en geen probleme behoort te veroorsaak nie.

2.2. Voorbeeld 2
Die tweede voorbeeld illustreer die modelvalidasie van die SCOL-teiken wat ontwerp is vir die BEOL via 'n laag van 22 nm FD-SOI-tegnologie. Die teiken word gebruik om die bedekking tussen die huidige ontwikkelde weerstandlaag en 'n vorige metaallaag te meet. Die teikenelemente is in die ortogonale Y-rigting gesegmenteer om verenigbaarheid met die ontwerpreëls te bereik (Fig. 7a). Soortgelyk aan die vorige geval, is die oortrekmetings op die Archer 500LCM-stelsel op 13 terreine regoor die wafer uitgevoer en is SE- en PCI-maatstawwe met behulp van S2M vergelyk.

Die eerste aanduiding van 'n wanverhouding was 'n ander beste hardeware-opstelling wat deur die instrument gekies is in vergelyking met die voorspelling deur die model. Vergelyking van metrieke waardes verkry vanaf die oorspronklike model het dadelik aangedui dat die model onbetroubaar was: 'n lae korrelasie met die metings (Fig. 7b) sowel as 'n wanverhouding in PCI-waardes is waargeneem. Die beste korrelasie was om 'n hoër (+ 3nm) weerstandsdikte aan te dui, maar R2 = 0,48 het aangedui dat die model die teiken verkeerd beskryf en dat die gesimuleerde PV-reeks nie in staat was om die vereiste modelregstelling te identifiseer nie.

Figuur 6. (a) Simulasie van AIM-teikens met die stapelparameters verkry uit die verbeterde SCOL-model toon aan dat die teikens binne die spesifikasiegrens vir presisie is en geskik is vir metings. (b) Gesimuleerde mikroskoopbeelde van een van die kandidaat-AIM-teikens stem kwalitatief ooreen met die beelde wat op die Archer 500LCM verkry is.

Tydens die modeloorsig is uitgevind dat die integrasieskema verander is nadat die teiken in die produksie geïmplementeer is en die dikte van een van die lae (Laag B op Fig. 7a) aansienlik verander is en buite die gesimuleerde PV-reeks was. . Die aanpassing van laag B-dikte aan die korrekte waarde het die aanpassing verbeter, maar die beste korrelasie was met die 20 nm hoër CD van die patroonweerstand. Na aanleiding van die benadering wat in die eerste voorbeeld beskryf is, is verskeie herhalings van die modelaanpassing uitgevoer. Die modelleringsresultaat het voorgestel dat die resist CD voortdurend verhoog word tot 60-80 nm groter as die nominale waarde. Die verifikasie wat daarop volg, het bevestig dat die weerstand-CD inderdaad hoog was. Volgens CD-SEM-metings was die CD van die ontwikkelde weerstandspatroon gemiddeld 60 nm groter langs die X-as en 20 nm groter langs die Y-as in vergelyking met die SCOL-teikenontwerp. Die vergelyking van metings met simulasies het dus nie net gelei tot 'n verbeterde teikenmodel nie, maar ook tot 'n dieper begrip van die prestasie van litografieprosesse.

Figuur 7. (a) Skets van die gesimuleerde 3D-stapel. Die teikenstapel bestaan ​​uit die patroonweerstandlaag en 'n vorige metaal (Cu) / inter-laag diëlektriese (ILD) laag. Een periode van die roosters in x-rigting word getoon. Roosters word gesegmenteer in die reghoekige y-rigting vir die nakoming van ontwerpreëls. (b) Die gesimuleerde SE-waardes van die oorspronklike model toon lae korrelasie met die metings. (c) Na korrelasie van die model verbeter die korrelasie van gesimuleerde en gemete SE. Die gemete SE-waardes op die persele word gemiddeld oor 13 meetlokale.

Die pasvorm, verkry met die verbeterde model (Fig. 7c), waar R2 = 0.85 en helling = 0.75, laer is as die wat in die vorige voorbeeld behaal is, kan te wyte wees aan 'n aantal faktore. Enersyds is die BEOL-stapel wat in hierdie model gebruik word, ingewikkelder as die in die eerste voorbeeld. Die stapel bevat verskeie FEOL / MOL en 'n paar onderliggende BEOL-lae en is dus baie meer geneig tot variasies in die vervaardigingsproses. Aan die ander kant is die numeriese simulasie in drie dimensies uitgevoer, en daarom het die wanverhouding tussen werklike en gesimuleerde struktuurgeometrie langs die Y-as addisionele bronne van foute ingebring.

3. Gevolgtrekkings
In hierdie werk het ons gedemonstreer hoe die vergelyking tussen simbole met teiken teiken en werklike metings ons in staat stel om die onakkuraathede in die modelle te identifiseer en die verbeterde modelle te bou wat die teikens korrek beskryf. Met behulp van die 'simulasie-na-metings'-sagteware korreleer ons die uitset van AcuRate-teikensimulator met die metings op die produk wat op die Archer 500LCM-stelsel uitgevoer is, vir twee kritieke maatstawwe van scatterometrie-gebaseerde teikens -' sensitiwiteit-vir-oortrek 'en' leerlingkompleksiteit indeks ”. Die simulasies is uitgevoer met inagneming van groot prosesvariasies - moontlike afwykings van stapelparameters van die nominale waardes.

In die eerste geval van 'n 12 nm FD-SOI FEOL-teiken het die oorspronklike teikenmodel gelei tot 'n 1,5 keer wanverhouding tussen gesimuleerde en gemete oortreksensitiwiteit. Met korrelasie van verskillende gesimuleerde prosesvariasies aan die meetdata kan die verskil tussen die model en die werklike produkstapel geïdentifiseer word. Die verbeterde model behaal 'n goeie korrelasie van 'sensitiwiteit-vir-bedekking'-maatstaf met R2 = 0,92 en 'n helling naby eenheid, wat die ontwerp van beter presterende teikens moontlik maak. Die opgedateerde teikenstapel is dan gebruik vir beeldgebaseerde teikensimulasie, wat 'n stel AIM-teikens met presisie-metrieke binne die aanbevole spesifikasiegrense bied.

In die tweede voorbeeld van 'n 22 nm FD-SOI BEOL-teiken het die oorspronklike model 'n lae korrelasie van sensitiwiteit vir die gemete data verskaf met R2 = 0,48. Verskeie iterasies van simulasie tot meetvergelyking het die korrekte diktes van die stapellaag en CD-waardes geïdentifiseer, wat bevestig is deur onafhanklike CD-SEM-metings.Die gekorrigeerde stapelparameters het 'n model opgelewer wat die teiken beter beskryf, met R2 = 0,85 en 'n helling van 0,75 vir die maatstaf "sensitiwiteit-vir-oortrek".

Die simulasie met die vergelyking van die meting maak dus 'n vinniger teikenontwerpsiklus moontlik. Dit bied 'n vinnige kwaliteitstoets van 'n model, identifiseer die afwykings tussen die model en die werklike stapel en gee wenke vir die verbetering van die model.

ERKENNINGS
Ons wil ons dank betuig aan Dmitriy Likhachev, Steffen Brunner en Robert Melzer vir die verskaffing van optiese eienskappe van filmstapelmateriaal en aan Diana Grosser en Marko Koedel vir die plasing van teikens op die produkte. Ons wil ook Chen Dror, Mark Ghinovker van KLA-Tencor Israel bedank vir hul ondersteuning met AcuRate-sagteware en aan Eitan Hajaj vir die generering van AcuRate-templates.

  1. Adel, M., Tarshish-Shapir, I., Gready, D., Ghinovker M., Dror, C., Godny, S., & # 8220Stack and topography verification as an impactable for computational metrology target design & # 8221, Proc. SPIE 9424, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXIX, 94240D (2015)
  2. Kim, Y.-S., Hwang, Y.-S., Jung, M.-R., Yoo, J.-H., Kwon, W.-T., Ryan, K., Tuffy, P., Zhang, Y., Park, S., Oh, N.-L., Park, C., Shahrjerdy, M., Werkman, R., Sun, K.-T., Byun, J.-M., & # 8220Verbeter die volledige wafer-oortreksel op die produk met behulp van rekenaarontwerpte proses-robuuste en toestelagtige metrologieteikens & # 8221, Prok. SPIE 9424, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXIX, 942414 (2015)
  3. Tarshish-Shapir, I., Hajaj, E., Gray, G., Hodges, J., Zhou, J., Wu, S., Moore, S., Ben-Dov, G., Dror, C., Lindenfeld , Z., Gready, D., Ghinovker, M., Adel, M., & # 8220Overlay metrology performance voorspelling getrouheid: Die faktore wat 'n suksesvolle teikenontwerpsiklus moontlik maak & # 8221, Proc. SPIE 9778, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXX, 97782J (2016)
  4. Ben-Dov, G., Tarshish-Shapir, I., Gready, D., Ghinovker, M., Adel, M., Herzel, E., Oh, S., Choi, D.-S., Han, SH , El Kodadi, M., Hwang C., Lee, J., Lee, SY, Lee, K., & # 8220Metrologiese teikenontwerpsimulasies vir akkurate en robuuste metings van die scatterometrie-oortrek, & # 8221 Proc. SPIE 9778, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXX, 97783B (2016)
  5. Adel, M., Kandel, D., Levinski, V., Seligson, J., Kuniavsky, A., & # 8220Diffraction order control in overlay metrology: a review of the roadmap options, & # 8221 Proc. SPIE 6922, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXII, 692202 (2008)
  6. Hsu, S. C. C., Pai, Y. Ch., Chen,, Yu, Ch. C., Hsing, H., Wu, H.-Ch., Kuo, K. T. L., Amir, N. & # 8220Scatterometry or imaging overlay: a comparative study, & # 8221 Proc. SPIE 9424, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXIX, 942409 (2015)
  7. Dettoni, F., Shapoval, T., Bouyssou, R., Itzkovich, T., Haupt, R. en Dezauzier, C., & # 8220 Beeldgebaseerde verbeterings van die oortrekmeting van 28 nm FD-SOI CMOS kritieke stappe, & # 8221 Prok. SPIE 10145, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXXI, 101450C (2017)
  8. Lee, H. et al. “Verbetering van akkuraatheid van die oortrekmeting deur ontwerp en algoritme” Prok. van SPIE Vol. 9778 97781H-2 (2016)
  9. Bringoltz, B. et al. & # 8220Akkuraatheid in optiese oortrekmetrologie, & # 8221 Prok. SPIE 9778, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXX, 97781H (2016)
  10. Adel et. al. "Prestasiestudie van nuwe gesegmenteerde oortrekmerke vir gevorderde waferverwerking," Prok. van SPIE Vol. 5038 (2003)
  11. Shapoval, T., Engelmann, J., Kroh, C., Schmidt, N., Agarwal, S., Ramkhalawon, R., Cangiano, A., Debarge, L. and Haupt, R., & # 8220Etch process monitoring moontlikhede en oorsaakanalise, & # 8221 Advanced Semiconductor Manufacturing Conference (ASMC), 10.1109 / ASMC.2016.7491088 (2016)
  12. Shapoval, T., Schulz, B., Itzkovich, T., Durran, S., Haupt, R., Cangiano, A., Bringoltz, B., Ruhm, M., Cotte, E., Seltmann, R., Hertzsch, T., Hajaj, E., Hartig, C., Efraty, B., Fischer, D., & # 8220 Invloed van die proses-geïnduseerde asimmetrie op die akkuraatheid van oortrekmetings, & # 8221 Proc. SPIE 9424, metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXIX, 94240B (2015)
  13. Ruhm, M. et al., & # 8220Overlay laat litho: impak van nie-litho prosesse op oortrek en vergoeding, & # 8221 Proc. SPIE 9231, EMLC, 92310O (2014)
  14. Klein, D. et al., & # 8220Kwaliteitstatistiek vir akkurate oortrekbeheer in & lt20nm-nodusse, & # 8221 SPIE 8681, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXVII, 86811J (2013)
  15. Amit, E., Adam, I., Lamhot, Y., Peled, E., "Spectral tunability matters," SPIE 2017, Donderdag 2 Maart, sessie 15, 17:10, KLA-Tencor Israel (Israel) [10145 -114]
  16. Peled, E., Amit, E. et al., "Spektrale afstemming vir akkuraatheid, robuustheid en veerkragtigheid," SPIE 2018, Dinsdag 27 Februarie, Sessie 7 [10585-27]

Hierdie referaat is oorspronklik aangebied by SPIE Advanced Lithography 2018: S. Lozenko, T. Shapoval, G. Ben-Dov, Z. Lindenfeld, B. Schulz, L. Fuerst, C. Hartig, R. Haupt, M. Ruhm, R Wang, & # 8220 Wissel tussen simulasies en metings as 'n belangrike drywer vir betroubare ontwerp van die deklaag, & # 8221 Proc. SPIE 10585, Metrologie, inspeksie en prosesbeheer vir mikrolitografie XXXII, 105851E (13 Maart 2018) doi: 10.1117 / 12.2297011


Kyk die video: Wat is ISO, diafragma en sluitertijd? - Uitleg! (Februarie 2023).