Sterrekunde

Volg 'n heliografiese koördinaat op CCD

Volg 'n heliografiese koördinaat op CCD


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.

Gegewe die breedtegraad en lengte van 'n heliografiese koördinaat, wil ek die punt op 'n CCD-beeld plaas en die beweging daarvan vir 'n bepaalde tyd simuleer. Alhoewel ek die beweging van 'n punt op die son kan opspoor, kan ek nie die punt op die presiese plek plaas nie.

Byvoorbeeld, (0,90) moet ideaal aan die regterkant van die son geplaas word, maar met die huidige kode val dit buite die beeld. Die kwessie blyk te wees in skaal.

Kan u asseblief die parameters voorstel wat ek tydens die skaal moet in ag neem? Ek het die plaatskaal van die CCD, die verhouding van die sonstraal tot die aarde-sonafstand, ingesluit.

Die kode:

%% plaatskaal, pixelgrootte = 0,6 boogsekondes / pixel p = 1 / 0,6 %% Radius van die son / aarde-sonafstand a = 0,0046491838 %% skaleringsfactor, omskakel dit in grade s = a * p * 3600 %% sentraal pixels xC = 2048; yC = 2048; %% breedtegraad en lengte l = 0 b = -90 x = rond ((b * s * cos ((l * pi) / 180)) + xC) y = rond ((l * s) + yC)

-->x = -463&y = 2048en die punt word dus nie uitgestippel nie.


Opsporing van 'n heliografiese koördinaat op CCD - Astronomie

Van skyftekeninge kan die ligging van sonvlekgroepe gemeet word in terme van heliografiese breedtegraad en lengtegraad. Vir elke groep wat gesien word, kan die gemiddelde breedtegraad as dit oor die sonskyf vorder, dan bereken en geteken word as 'n funksie van tyd om die onderstaande grafiek te gee (bekend as 'n vlinderdiagram). Aan die begin van 'n nuwe sonsiklus is sonvlekke gewoonlik op hoë breedtegrade, terwyl hulle uiteindelik op lae breedtegrade is. Die maksimum gemete grootte van 'n groep word ook deur die vier kleure ingesluit: geel vir groepe kleiner as 100 miljoenstes, groen vir groepe tussen 100 miljoenstes en 500 miljoenstes, pers vir groepe tussen 500 miljoenstes en 1000 miljoenstes en rooi vir groepe groter as 1000 miljoenstes.

Voordat die ligging van 'n sonvlek gevind kan word, moet die volgende hoeveelhede bepaal word vir die datum en tyd van die sonwaarneming: -

Die onderstaande grafieke toon die jaarlikse variasie in hierdie vier parameters.

Veranderings in Bo, P en skynbare deursnee kan met behulp van 'n animasie gevisualiseer word (u kan hierdie animasie direk aflaai (322 kB)).

Drie metodes om die heliografiese breedtegraad en lengtegraad van sonvlekgroepe te bepaal, word hieronder beskryf: -

Ek het 'n drie Window 95/98/2000 / XP / NT-programme geskryf om die son- en breedtegraad maklik te bereken. Die freeware-program, Helio v2, word hieronder getoon - die enigste insette is die datum / tyd en die posisie van die sonvlek (x- en y-koördinate ten opsigte van die middel van die skyf). Sien die sagtewareblad vir meer inligting vir al drie programme.

Die volgende twee metodes vereis heliografiese parameters vir elke waarneming. Dit kan verkry word uit 'n verskeidenheid astronomiese bronne, insluitend die Handbook of the British Astronomical Association. Hierdie bronne gee gereelde waardes vir die heliografiese koördinate Bo, Lo en P plus die skynbare sondeursnee en Carrington-rotasiegetal. Lineêre interpolasie kan gebruik word om die koördinate op ander tye as 0 uur UT te bereken. 'N Positiewe Bo dui aan dat die breedte van die middelpunt van die sonskyf in die noordelike halfrond van die son is. Lo neem af met tyd. 'N Positiewe P dui aan dat die rotasie-as ten ooste van die noordpunt van die skyf is. Funksies op die skyf draai van die oostelike ledemaat na die westelike ledemaat.

Stonyhurst-skywe is heliografiese breedte- en lengtegraadroosters vir 'n verskeidenheid Bo-waardes.

Dit word gebruik deur die rooster, met die naaste Bo-waarde, op die tekening te plaas en die bokant van die skyf in lyn te bring met die noordekant van die rotasie-as (hoek P vanaf die N). Die breedtegraadskaal aan die regterkant gee die breedtegraad van 'n sonvlek, terwyl die lengte-offset vanaf die middel van die skyf gemeet kan word en met Lo kan die lengte van 'n kol bereken word. Links is 'n halfgrootte Stonyhurst-skyf vir Bo = + 7.0 & deg en -7.0 & deg. As Bo + 7,0 & deg is, word die bokant van die skyf 'n hoek P grade vanaf die noordpunt van die skyf geplaas en die skyf gedraai totdat dit die tekening heeltemal bedek. As Bo -7.0 & deg is, word die skyf omgekeer voordat dit P-grade vanaf die noordpunt plaas.

Hierdie metode gebruik die x- en y-posisie van 'n punt op die sonskyf, waar die x-as die oos-wes-lyn is en die y-as die noord-suid-lyn. Die middel van die skyf is op (0,0) en x is positief na die ooste en y positief na die noorde. Die volgende hoeke word dan bereken:

waar appdiam die skynbare deursnee van die son is (in grade) en diskdiam die deursnee van die skyftekening is (in dieselfde eenhede en x en y). Laasgenoemde twee hoeke, die hoekafstand op die oppervlak van die son vanaf die middel van die skyf tot die sonvlek en die posisiehoek van die sonvlek vanaf die noord-suidlyn, word dan gebruik om die heliografiese breedtegraad, B en lengtegraad af te lei. , L:

As byvoorbeeld op 1 Januarie 1999 om 11h 10m, wanneer Bo = -3,0 & deg, Lo = 139,5 & deg, P = + 2,1 & deg en die skynbare sondeursnee = 32 '35 ", 'n sonvlek gemeet word op x = -27mm en y = -22mm op 'n skyftekening met 'n deursnee van 150 mm, dan = 0.13 & deg, = 27.5 & deg en = -129.2 & deg wat B = -20.6 & deg gee en L = 161.3 & deg.


Opsporing van 'n heliografiese koördinaat op CCD - Astronomie

Akkurate heliografiese koördinate van voorwerpe op die son moet in verskeie velde van die sonfisika bekend wees. Een van die faktore wat die akkuraatheid van die metings van die heliografiese koördinate beïnvloed, is die akkuraatheid van die oriëntasie van 'n sonbeeld. In hierdie referaat word die bekende dryfmetode vir die bepaling van die oriëntasie van die sonbeeld toegepas op data wat geneem is met 'n sonteleskoop toegerus met 'n CCD-kamera. Die faktore wat die akkuraatheid van die metode beïnvloed, word stelselmatig bespreek en die nodige regstellings bepaal. Hierdie faktore is as volg: die baan van die middelpunt van die sonskyf op die CCD met die teleskoopaandrywing afgeskakel, die astronomiese breking, die verandering van die deklinasie van die son en die optiese vervorming van die teleskoop. Die metode kan op enige sonteleskoop gebruik word wat toegerus is met 'n CCD-kamera en in staat is om volle sonskyfbeelde te neem. As voorbeeld om die metode en toepassing daarvan te illustreer, word die oriëntasie van sonbeelde wat met die Gyula-heliografie geneem is, bepaal. As neweproduk word 'n nuwe metode voorgestel om die optiese vervorming van 'n sonteleskoop te bepaal.


Opsporing van 'n heliografiese koördinaat op CCD - Astronomie

Heliografiese koördinate word gebruik om die posisies van sonkragfunksies te identifiseer, veral die sonvlekgroepe op die sonoppervlak. Die dop van die posisies van sonvlekgroepe bied inligting oor sonrotasie en die bewegingsgedrag van sonvlekgroepe oor sonsiklusse. Twee heliografiese koördinate word gedefinieer: Carrington en Stonyhurst. Die berekeninge wat hier gebruik word, hang af van drie sonparameters, posisiehoek P, breedtehoek B 0 en die beginlengte L 0. Hierdie waardes word bereken deur Astronomiese Almanak vir die waarnemingstyd te gebruik. In hierdie studie word 'n rekenaarprogram genaamd Computer Aided Measurement for Sunspots (CAMS) aangebied. Die hoofdoel van die program is om die heliografiese breedte- en lengtegraad van die sonvlekgroepe te bepaal, behalwe ander kenmerke soos die lengte- en lengtelengte, reghoekige oppervlakte en die skuinshoek. Dit word bewerkstellig deur die ooreenstemmende Stonyhurst-skyf vir die P- en B0-hoeke van die tyd van waarneming te genereer en op die gescande tekening te plaas. Sedert 2009 word CAMS gebruik om daaglikse sontekeninge by die Istanbul Observatory van Istanbul te verwerk.


Is dit goedkoper / makliker om met film te begin?

Ek het nog nooit astrofotografie gedoen nie en is selfs redelik nuut in die sterrekunde met 'n SCT, maar ek is 'n vinnige leerder. Ek het na CCD-beeldmakers gekyk, maar nadat ek 'n paar vrae gevra het, is gevind dat op 'n 10 "SCT met 'n F / 10 brandpuntsafstand die sigveld redelik klein is met die goedkoopste CCD-beeldmakers en dat dit selfs met 'n brandverminderaar nog steeds klein lyk. ek. Ek het die CCDCalc-sagteware gebruik om te kyk wat die gesigsveld sou wees. Hoe dit ook al sy, ek wonder of gewone film goedkoper is en / of makliker om mee te begin in astro-beeldvorming. As ek na sommige van die genoemde kameras kyk, kan dit wees regtig goedkoop. Ek weet dat ek 'n wig nodig het, maar dat die 35mm-film behalwe 'n baie groot gesigsveld korrek moet wees? As ek die Orion-newel sou beeld, sou ek baie meer daarvan moes sien as 'n CCD-beeldvormer soos die Meade- en Orion-modelle? Laastens, met die film, doen die meeste mense net langer blootstelling of neem mense nog steeds verskeie skote en stapel dit in 'n sagteware soos Registax - en indien wel, waarom eerder as om net langer bloot te stel? Dankie.

# 2 mikrobes

as ek die Orion-newel sou beeld, sou ek veel meer daarvan sou sien as 'n CCD-beeldvormer soos die Meade- en Orion-modelle?

Met 'n 10 duim f / 10 kan u ongeveer 95% van die orionnevel in die raamwerk van 'n 35mm-kamera plaas. Gaan hierheen om die berekeninge te maak (en laai die CCD-sakrekenaar af, 'n goeie program om te bereken hoe iets omraam word):

In vergelyking met 'n Meade DSI is die FOV baie groter met 'n 35mm-kamera met 'n groot marge.

Ek wonder of gewone film goedkoper is en / of makliker om mee te begin in astro-beelding.

Beslis goedkoper om mee te begin. Behalwe vir die laer kamerakoste, het u nie 'n skootblad nodig nie. Makliker? Ek dink nie regtig dit is makliker nie; u kry nie onmiddellike terugvoer soos wat u met 'n CCD kry nie.

# 3 Rev2010

Makliker? Ek dink nie regtig dit is makliker nie; u kry nie onmiddellik terugvoer soos wat u met 'n CCD kry nie.

Heh, uitstekende punt! Gelukkig is ek meer besorg oor FOV

# 4 redvis

35mm film is 'n uitstekende manier om astrofotografie te begin. Ek het met digitaal begin en nie van al die gedoe gehou nie - donker rame, vooroordeelraamwerke, plat rame, ens. Al die ekstra skietery het vir my gelyk as die negatiewe voordele van onmiddellike reaksie. So ek het gaan fliek en mal daaroor. Die belangrikste ding is om na 'n lekker donker hemelruim te kom!

Tel 'n ou kamera op en gee dit 'n kans! U sal slegs 'n paar dollar weg wees en u kan die wig gebruik vir CCD / DSLR-astrofotografie as u besluit om die roete te volg.

U kan u beelde in Registar of selfs Registax stapel vir film. Die rede waarom u nie regtig veelvuldige kort blootstellings kan doen nie, is omdat die film lig op 'n nie-lineêre manier opneem. U stapel filmopnames om geraas / korrel op u foto's te verminder, sodat dit baie mooi en baie glad lyk. My nuwe tegniek gaan wees om elke aand minder voorwerpe te skiet, maar om elke voorwerp twee keer te skiet sodat ek die twee skote kan stapel as ek klaar is.

Laat weet ons as u nog vrae het!

# 5 Suk Lee

Daar is nog 'n faktor: jy kan wonderlike wyefield-skote met 35 mm makliker maak as met CCD. Klop jou 35mm-kamera met 'n 50mm-lens op 'n goedkoop berg of 'n barndoor, en jy kan pragtige breë velde met amper geen belegging vasvang nie.

Tegniese indrukwekkende opnames van sterrestelsels op CCD is tegnies indrukwekkend, maar IMHO, 'n mooi uitsig op die wye veld, is baie mooier.

# 6 s58y

Ek het met digitaal begin en nie van al die gedoe gehou nie - donker rame, vooroordeelrame, plat rame, ens.

Sou u nie nog plat rame benodig nie, selfs nie met film nie (om reg te maak vir vignettering, ens.) Miskien is daar wel minder stof met film? Of veroorsaak die nie-lineêre aard van film probleme met die toepassing van plat rame?

# 7 ClownFish

Om u vraag te beantwoord, "is dit goedkoper om met film te begin?"

Absoluut! Ek het gevind dat filmbeelding aansienlik goedkoper is as digitaal as ek soortgelyke resultate vergelyk. Daarbenewens is film meer vergewensgesind vir foute, dus kan 'n goedkoper houer gebruik word.

Maar u het 'n f / 10-stelsel wat feitlik onmoontlik is om met film te gebruik. U moet dit met 'n brandverminderaar sny. Selfs dan sal 'n F / 6-stelsel nie maklik wees nie, omdat dit BAIE langer blootstelling benodig as 'n stelsel by f / 4 of f / 5. U het beslis 'n fokusverminderaar nodig. In die tussentyd stel ek voor dat u die SCT as 'n riglyn gebruik en 'n 13- of 200 mm-telelens op u bestek gebruik. Dit gee u baie astrofoto's en is baie maklik om te doen in vergelyking met primêre fokuswerk.

Maar omdat dit 'n goeie posisie is, sal ek my algemene siening van filmbeeld behandel. Hier is die argument wat ek gereeld hoor: "Filmprente is nie so goed soos CCD-beelde nie!"

Alhoewel hulle nie meer so gewild is nie, is dit beslis so goed. As u soortgelyke PRICED-opstellings vergelyk, sal die film beter presteer as CCD-beeldmakers in beeldkwaliteit, resolusie en gesigsveld. Alhoewel duur, toegewyde CCD-beeldmakers gekoop kan word wat die teenstander of die presteer, is die koste daarvan veel groter as 'n tipiese filmopset. Die meeste amateurastrofotografe koop ook nie hierdie duur duur digitale CCD-kameras nie. Wanneer 'n FILM-opstelling met die gemiddelde CCD-astrofotograf-opstelling vergelyk word, kan die film dus teen dieselfde koste vergelyk of oortref. Dit wil nie sê dat filmfotografie beter is as alle CCD-beelde nie ... glad nie! Daar is spesifieke gebiede waar CCD-beelding beter as die film kan presteer, soos beelding in ligbesoedelde lug en tydens 'n volmaan. Die veel korter INDIVIDUELE blootstelling aan CCD-beelding vereis ook 'n minder veeleisende inspanning van die fotograaf, veral as dit gekombineer word met 'n outo-gids. En wanneer skote met helder vergroting van HELDER voorwerpe, soos die maan of planete, geskiet word, kan CCD-beeldmakers en selfs webkams die kwaliteit van die film maklik oortref. Vir DSO-werk vind u film wel 'n uitstekende medium, met baie laer opstart koste.

Maar dit is interessant om werklike resultate tussen die twee platforms te vergelyk. Alhoewel ek 'n vergelyking wou toon tussen die BESTE beelde van albei platforms teen vergelykbare pryse, kon ek nie een vind wat selfs naby die soortgelyke resultate was nie. As u 'n prysstelsel kies, is daar geen vergelyking nie; die filmresultate is in alle opsigte meer as CCD (vir diep lugwerk). Hier het ek dus buitengewone CCD-beelde gevind, maar die koste van hierdie stelsels is baie meer as die filmstelsel. Die twee beelde (hieronder) is uitstekende astrofotografiese beelde.

Op die foto's links is dit geneem met 'n TAK FSQ 106N APO-teleskoop, EM-11-berg en 'n SBIG ST-10XME-kamera. Dit was 2 1/2 uur blootstelling. Die totale koste van hierdie opstelling was meer as $ 14.000.

Die foto's regs was enkele 40 minute blootstelling met 'n Meade LXD75 8 "Schmidt Newtonian, 'n 26-jarige Olympus OM-1-kamera en $ 7 film (Fuji Provia 400F). Die totale koste van hierdie opstelling was minder as $ 1.500. U sien 'n verskil in die vergrote weergawes .. maar is dit die waarde van meer as $ 12.000? Dit hang van u af.

Van 'n donker plek af kan filmbeelding ook so maklik wees soos om te wys en te skiet (wel, wys, lei en skiet). Dit is EEN enkele blootstelling, met absoluut nul rekenaarbewerking. Geen stapeling, geen vooroordeel, geen woonstelle, geen rek, of ander kleurbalans nie. Dit is direk van die ontwikkelaar, dit word nie makliker nie.

En kyk net na daardie gesigsveld! Hier is 'n vergelyking van die Meade DSI met die 35mm film. Let wel, mediumformaat film is nog BAIE groter. Dit is 'n enkele M31-opname van 40 minute, geneem met die Meade SN8- en 35mm-film (Fuji 400F Provia). Die middelgrys gedeelte is die uitsig deur die DSI. Sien u 'n verskil?

U het gevra waarom blootstelling blootgestel word aan net een lang blootstelling? Wel, u KAN veelvuldige blootstelling doen om geraas te verminder, maar daar is nie veel geraas in die film nie. Aangesien film nie lineêr is nie, het u lang blootstelling nodig om swakker besonderhede vas te lê. Dit hou beide 'n voor- en nadeel in.

CCD-gebruikers dink blootstelling aan vyf minute is lank.
FILM-gebruikers dink dat 90 minute lank is.

'N Gemiddelde DEEP SKY-opname met film is van 30 tot 60 minute. Die gemiddelde DSO met 'n CCD is 1 tot 3 minute per blootstelling. maar baie keer herhaal.

CCD: Deur kort subblootstelling te hê, kan u slegte onderwerpe weggooi en net die beste bewaar vir u finale druk. Aangesien u onderwerpe so kort is, is foute in polêre belyning nie so duidelik nie.

FILM: Deur minder sensitiewe film (teen CCD) te gebruik, kan u foute dadelik regstel en sal dit nie op die finale druk verskyn nie. Ek kan handmatig lei en kan foute lei wat beslis 'n probleem met 'n baie sensitiewer CCD sal wees. Ek kan goed lei, maar nie so goed nie. Ook het ek die omvang gestamp en die gidsster uit die veld geslaan, dit vinnig weer gevind en voortgegaan sonder enige nadelige gevolge. Dit is beslis ook 'n voordeel van handleiding, want 'n outogids sou verlore gegaan het en moes herstel word.

In elk geval, ek hoop dat mense my nie verkeerd verstaan ​​nie. Ek sê nie een tegniek is beter as enige ander nie. Dit is 'n HOBBY en is veronderstel om PRET te wees. As u daarvan hou om met film te werk, doen dit. As u daarvan hou om met hi-tech CCD-beeldmakers te werk, doen dit. Uiteindelik moet U tevrede wees, niemand anders nie. My doel hier is om wanopvattings oor astrofotografie van films op te klaar, aangesien min kommersiële ondernemings dit sal doen. Hoekom moet hulle .. daar is geen wins daarin nie? Ek is seker as Meade filmkameras in plaas van digitale kameras verkoop, sal hulle baie besonderhede oor filmbeelding op hul werf hê!

(Dit is interessant om op te let hoe die Meade SN8 'n groot sekondêre gebruik, dat 'n 35mm FILM-raam PERFEKT verlig word, maar op 'n kleiner CCD-kamera vermors word. Dit noem hulle ook nie meer in hul katalogus nie.)


Presiese bepaling van die oriëntasie van die sonbeeld

Akkurate heliografiese koördinate van voorwerpe op die son moet in verskeie velde van die sonfisika bekend wees. Een van die faktore wat die akkuraatheid van die metings van die heliografiese koördinate beïnvloed, is die akkuraatheid van die oriëntasie van 'n sonbeeld. In hierdie referaat word die bekende dryfmetode vir die bepaling van die oriëntasie van die sonbeeld toegepas op data wat geneem is met 'n sonteleskoop toegerus met 'n CCD-kamera. Die faktore wat die akkuraatheid van die metode beïnvloed, word stelselmatig bespreek en die nodige regstellings bepaal. Hierdie faktore is as volg: die baan van die middelpunt van die sonskyf op die CCD met die teleskoopaandrywing uitgeskakel, die astronomiese breking, die verandering van die deklinasie van die son en die optiese vervorming van die teleskoop. Die metode kan op enige sonteleskoop gebruik word wat toegerus is met 'n CCD-kamera en in staat is om volle sonskyfbeelde te neem. As voorbeeld om die metode en toepassing daarvan te illustreer, word die oriëntasie van sonbeelde wat met die Gyula-heliografie geneem is, bepaal. As neweproduk word 'n nuwe metode voorgestel om die optiese vervorming van 'n sonteleskoop te bepaal.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


Beeldregistrasie

Sterrekundiges vergelyk dikwels beelde wat op verskillende tye geneem is om te soek na komete, asteroïdes, veranderlike sterre, optiese gammastraalbarstings en supernovas. Hulle kombineer ook beelde om die sein-ruis-verhouding te verbeter oor wat hulle in 'n enkele integrasie kan verkry, of om saamgestelde beelde in mosaïeke of kleurbeelde te skep. Omdat teleskoopwysing egter nooit presies dieselfde is in twee beelde nie, moet dit toevallig of geregistreer word voordat die beelde vergelyk kan word. Registrasie dien dus as 'n basiese stap in 'n verskeidenheid hoëvlakprosesse.

Daar word gesê dat twee beelde & quotin register & quot is wanneer ooreenstemmende funksies op dieselfde pixelkoördinate verskyn. Sterre is die ideale verwysingspunte vir beelde, omdat hulle beide volop en in die ruimte is, maar feitlik enige goed gedefinieerde beeldfunksie kan as verwysingspunt gebruik word. Vir akkurate registrasie moet die beeldverwerkingsagteware in staat wees om 'n sentroid vir elke verwysingspunt te bereken, onder goeie toestande, tot beter as 0,05 van 'n pixel.

Registrasie vereis 'n & quotmaster & quot-beeld waarvan die funksies as verwysingspunte kan dien. In die & quotslave & quot -beeld of -beelde moet dieselfde verwysingspunte ook sigbaar wees. Beelde kan buite registrasie wees in vertaling, rotasie, skaal of enige kombinasie.

• Vertaling beteken dat die verwysingspunte van kant tot kant of op en af ​​verskuif het as gevolg van opsporingsfout en afdwaling. As beelde slegs vertaal word, is een verwysingspunt nodig om die beelde te registreer.

• Rotasie vind gewoonlik plaas as 'n CCD-kamera van die teleskoop afgehaal word, en by sommige fokusseenhede, wanneer die teleskoop weer gefokus word. Ernstige veldrotasie vind plaas vir CCD-kameras wat op alt-azimuth-teleskope gemonteer is, behalwe vir 'n kort tydperk wanneer die voorwerp die hemelse meridiaan kruis. Beelde wat met 'n ekwatoriaal-gemonteerde teleskoop oor 'n tydperk van ure geneem word, word gewoonlik net vertaal, maar die foto's wat drie of vier uur uitmekaar geneem word of op verskillende nagte, kan effens gedraai word as die teleskoop weer gefokus word. Polêre belyningsfoute in 'n ekwatoriale montering veroorsaak ook veldrotasie. Dit is selde dat veldrotasie sonder vertaling gesien word. Om die rotasie reg te stel, is dit nodig om twee verwysingspunte te meet.

Figuur 16.11 Hierdie twee beelde verskil in vertaling, rotasie en skaal omdat hulle met 'n kookboekkamera met verskillende bedieningsmodusse geneem is - maar na beeldregistrasie sal dit in lyn gebring word. Om beelde soos hierdie te registreer, is dit nodig om dieselfde twee sterre as verwysingspunte in elkeen te merk.

Figuur 16.11 Hierdie twee beelde verskil in vertaling, rotasie en skaal omdat hulle met 'n kookboekkamera met verskillende bedieningsmodusse geneem is - maar na beeldregistrasie sal dit in lyn gebring word. Om beelde soos hierdie te registreer, is dit nodig om dieselfde twee sterre as verwysingspunte in elkeen te merk.

• Skaalvorming is gewoonlik 'n klein effek vir beelde wat met een teleskoop geneem word, maar beelde wat met verskillende instrumente geneem word, toon groot skaalverskille. Beelde wat met verskillende teleskope, filters of CCD-kameras geneem word, word altyd ook vertaal en geroteer. Twee verwysingspunte is nodig om die skaalverskille reg te stel.

16.4.1 Registrasie slegs by vertaling

Registrasie in vertaling vereis dat u slegs een verwysingspunt in die hoofbeeld meet en dieselfde verwysingspunt in elke slaafbeeld meet. Indien moontlik is die verwysingspunte geïsoleerde sterbeelde wat blootgestel word aan ongeveer die helfte van die volle putkapasiteit van die CCD.

As die koördinate van die verwysingspunt op die hoofbeeld as vlnj gemeet word, en die koördinate van die ooreenstemmende verwysingspunt op die slaafbeeld word gemeet as (xs, y J, dan is die vertalings, Ax en Ày:

Verwysingskoördinate vir registrasie

Figuur 16.12 Soliede kolletjies is die verwysingspunte in hierdie beelde, en die hol kolle, halfpad tussen elke verwysingspunt, is die sentrums vir rotasie en skaal. Astronomiese beelde is maklik om te registreer omdat hul sterbeelde uitstekende verwysingspunte is.

Ax en Ay beskryf die vertaling van die slaafbeeld relatief tot die meester, in eenhede van pixels. Positiewe waardes van x beteken dat die verwysingspunt na regs geskuif het negatiewe waardes beteken dat die verwysingspunt in die slaafbeeld links is van die in die hoofbeeld. Vir registrasie moet die slaafbeeld vertaal word deur -Ax en -Ay. Afdeling 12.1 beskryf die meganika van beeldvertaling.

16.4.2 Registrasie met vertaling, rotasie en skaal

Twee verwysingspunte is nodig om beelde te registreer wat vertaal, gedraai en geskaal is in verhouding tot mekaar, plus dat u die middel moet kies om die slaafbeeld te draai en te skaal. As die CCD nie vierkantige pixels het nie, moet u die beeldverhouding van die beeld (of beelde) verskaf.

Registrasie begin deur koördinate te meet vir twee punte op die hoofbeeld, (xml, yml) en (xm2, ym2), en twee ooreenstemmende verwysingspunte op die slaafbeeld, (xsl, ysl) en (xs2, ys2). Vir 'n goeie akkuraatheid, moet die verwysingspunte in diametraal teenoorgestelde hoeke geleë wees, so ver as moontlik van mekaar af.

Alhoewel die sentrums vir rotasie en skaal óf verwysingspunt kan wees, is dit gerieflik om rotasie en skaal aan die middelpunt van die twee verwysingspunte uit te voer. Hierdie ligging is dieselfde ongeag die oorspronklike beelde se rotasie of skaal, en is goed geskik as die verwysingspunt vir vertaling. Gevolglik is die vergelykings vir hierdie & quotcenter & quot van die meester:

Figuur 16.13 Die slaafbeeld van Figuur 16.11 is nou by die meesterbeeld geregistreer.

Let daarop dat gebiede buite die oorspronklike swart is - die sagteware kan nie data skep waar daar geen is nie. Net vir skoppe, draai die bladsy vinnig heen en weer om die prentjie te sien knip.

Figuur 16.13 Die slaafbeeld van Figuur 16.11 is nou by die meesterbeeld geregistreer.

Let daarop dat gebiede buite die oorspronklike swart is - die sagteware kan nie data skep waar daar geen is nie. Net vir skoppe, draai die bladsy vinnig heen en weer om die prentjie te sien knip.

en die ooreenstemmende vergelykings vir die middel van die slaafbeeld is:

en die beeldvertalings relatief tot (xm, .ym) in die hoofbeeld is: Ax = xm-xs

Ons vind vervolgens die rotasie-oriëntasie tussen elke paar verwysingspunte in die meester- en slaafbeelde. Alhoewel hul werklike oriëntasies arbitrêr is, is die verskil tussen die oriëntasies die rotasie van die slaafbeeld. Die rotasiegerigtheid van die meesterbeeld is:

en die rotasiegerigtheid van die slaafbeeld is:

y, i -ysif dus die rotasieverskil is:

Laastens bepaal ons die beeldskale. Die beeldskaal is eweredig aan die afstand tussen die pare verwysingspunte. In die meesterbeeld is hierdie afstand:

en in die slawebeeld is die afstand:

die skaal van die slaafbeeld ten opsigte van die meesterbeeld is dus:

Die laaste stap is om die slaafbeeld te vertaal, te draai en te skaal sodat dit ooreenstem met die meester, waarvoor die vertalings -Ax en -Ay is, die rotasie is -Ad en die skaalfaktor 1 Is. Algoritmes vir vertaling, rotasie en skaal word in Afdeling 12.4 bespreek.

Vir 'n presiese vergelyking tussen twee beelde, moet hulle gelyke hoeveelhede in teenoorgestelde rigtings verskuif word. Vir die meesterbeeld is vertalings Ax I2 en Ay / 2, die rotasie is Ad / 2 en die skaalfaktor Js. Vir die slaafraamwerk is die vertalings -Ax / 2 en -Ay / 2, die rotasie is -Ad / 2 en die skaalfaktor is

Astronomiese CCD-beelde word baie goed gedra tydens registrasie. Hulle bied baie verwysingspunte en die resulterende sentroïede is akkuraat tot ongeveer 0,05 pixels. Dit beteken dat die foute in vertaling as gevolg van foute in die sentroids ongeveer ± 0,1 pixels is. As die verwysingspunte goed gespasieer is, is die rotasiefoute ongeveer ± 0,01 ° en die skaalfoute ongeveer ± 0,02%. Tweepuntregistrasie waarborg dat enige wanaanpassing tussen beelde aansienlik kleiner as 'n halwe pixel sal wees op alle punte op die beeld. Wanneer groot foute voorkom, is dit byna altyd die gevolg van verkeerd geïdentifiseerde verwysingspunte.

• Wenk: In AIP4Win is toegang tot beeldregistrasie via die Multi-Image I Registrasie-instrument Registrasie ook ingebou in verskeie ander instrumente, waar beeldregistrasie 'n noodsaaklike stap is.


TIMING

Oorsig

Dit is belangrik om te bepaal op watter tydstip 'n waarneming plaasgevind het. Ongelukkig is die standaard maniere om dit te doen ingewikkeld en word ingewikkelder gemaak deur sommige historiese ongelukke van FITS-interpretasie met IDL in die sonkraggemeenskap. Daarbenewens word die tyd wat in die opskrif gegee word, nie goed gedefinieer deur die FITS-standaard of die SOHO-dokumentasie nie.

Verwysingstyd

Die de facto (en nou formeel) standaard vir DATUM-OBS is om die begintyd van die waarneming te gebruik. (Sommige instrumente, byvoorbeeld MDI, gebruik die middel van die waarneming, want dit verteenwoordig 'n beter "gemiddelde tyd" vir die waarneming as 'n volledige waarskuwing!) Vir die tydsberekening van kritieke ondersoeke, waar die gemiddelde tyd van die waarneming nodig is, kan mense gebruik DATUM-OBS + UITVAL / 2 as die tyd van die waarnemings.


Heliografiese koördinate

Om enigiets in die fotosfeer van die son te kan definieer, moet ons dit meet aan die hand van die heliografiese breedtegraad en lengtegraad. Dit verander mettertyd as gevolg van:
1) die feit dat Aarde - Sonafstand verander
2) die rotasie van die son
3) die rotasie-as van die aarde word deur 23.4 & # 176 na die ekliptika geneig
4) die rotasie-as van die son word deur 7.25 & # 176 na die ekliptika geneig

Dit kan bereken word sodra ons dit het
1) die skynbare deursnee van die son
2) die heliografiese breedtegraad B0 van die middel van die Sundisk
3) die heliografiese lengte L0 van die middel van die Sundisk
4) die posisiehoek P van die noordelike punt van die rotasie-as, as dit positief is oos van die noordpunt

In 'n latere blog sal ek meer besonderhede oor hierdie berekening plaas. Hieronder is die Son (met Sonvlek) met die posisiehoek. Die sagteware wat gebruik is, was HelioViewer van Peter Meadows.

Noord word gedefinieer deur twee foto's te neem met volgmodus af as 'n ekwatoriale opstelling gebruik word. Deur 'n streep tussen die twee sonvlekke te trek en hierdie horisonlyn te draai, vind ons noord - suid van die son.


Opsporing van 'n heliografiese koördinaat op CCD - Astronomie

  • Maklik om te gebruik, & # 8220push hier dummy & # 8221 gids vir beginners
  • Gesofistikeerde leidraad- en analise-instrumente vir ervare gebruikers
  • Uitgebreide ondersteuning vir algemeen gebruikte toerusting
  • Maklike opgradering / mede-installasie met PHD1, insluitend baie nuwe funksies
  • Beskikbaar vir Windows, Mac en Linux
  • Uitgebreide aanlynhulp en responsiewe produkondersteuning

Aan die gang kom

PHD2 het 'n ingeboude hulplêer wat 'n uitstekende manier is om met PHD2 te begin.
U kan toegang tot die hulplêer verkry vanaf die Help-menu in PHD2, of u kan die handleiding hier sien of aflaai: HTML PDF.

Vir vrae oor die gebruik van die toepassing, algemene probleemopsporing, foutverslae, funksieversoeke en vrae oor PHD2-ontwikkeling, plaas dit op die Open PHD Guiding Google-groep.

Lees gerus Hoe om hulp met PHD2 te vra vir wenke oor hoe u hulp kan vra met 'n leidende probleem of om 'n probleem met PHD2 aan te meld.

Jongste nuus

Gaan na Downloads vir die installasie lêers en besonderhede oor vrylating.

Bruce en Andy het 'n lys van beste praktyke vir PHD2 opgestel. Dit is nie & # 8220must-do & # 8217s & # 8221's, maar dit verteenwoordig lesse geleer uit beide persoonlike ervaring en uit die ontleding van honderde log-lêers wat 'n wye verskeidenheid toerustingkonfigurasies dek. Opgedateer op Desember 2019.

PHD2 is nou versoenbaar met macOS Catalina. Laai hier af

Ken het 'n paar video-tutoriale saamgestel oor die nuwe PHD2-gereedskap vir polêre belyning: Polar Drift Alignment (PDA) en Static Polar Alignment (SPA)
Hulle kan hier besigtig word: tutoriale vir PHD2-polêre belyning.

Bruce het 'n nuwe PHD2_Broker-pakket bygedra waarmee u PHD2 kan gebruik met die nuutste CCD-outomatiese automatiseringspakket (v 5.09.8 of later). U kan u beeldsessies met CCD Autopilot bestuur, terwyl u PHD2 op 'n gekoördineerde manier kan hanteer. Besonderhede word verstrek in die hulpsiedokument wat deel uitmaak van die makelaarspakket. Aflaai: PHD2_Broker aflaai

'N Handleiding oor hoe u u gidsboek kan interpreteer en u leidende prestasie kan verbeter, deur Bruce Waddington. Sterk aanbeveel! Laai PDF af English Français

'N Tutoriaal oor die gebruik van PHD2 & # 8217s Comet Tracking tool vir leiding op komete van die as af, deur Lars Karlsson.

Bruce Waddington het 'n nuwe PHD2-dithering-aansoek bygedra. This handy utility can be used to dither PHD2 from applications like MaxIm that do not have built-in support for PHD dithering. Download: PHD_Dither 1b

Recently Andy Galasso sat down with The Astroimaging Channel to discuss PHD2 via Google Hangouts. You can watch the session here :

Andy Galasso has written this PHD2 Log File viewer for quickly visualizing your guiding performance and spotting problems in your PHD2 Guide Log.


Metodiek

Once localized sites that are magnetically active have been found (i.e., building on the full-disk active region masks, see VectorDataReference) the HARP identification problem consists of two pieces: spatially grouping magnetic activity into objects on the scale of active regions, and tracking these objects from image to image. The grouping problem is harder, because flux emergence can cause formerly isolated ARs to merge. This means that a given HARP cannot be declared complete until it has disappeared from view or rotated off the visible disk. Consequently, final construction of the HARPs are delayed by about a month.

It is important to track HARPs up to the limb, so that all the history of the HARP can be taken in to account in making grouping decisions. Consequently, the grouping criterion takes the spherical geometry into account.

We expect it will be useful to have easy access to the precursors and successors of the HARP. So, we extrapolate the area containing the HARP backwards in time from where it was first detected, and forward from the time where it vanished, two days in each direction. (Or less, if the entire region would rotate off-disk in this time.) This has the effect of expanding the range of T_REC associated with each HARP.

Note that during padding intervals, all keywords that depend on the actual presence of field will have MISSING values, e.g. NPIX, the number of active pixels, and the flux-weighted centroids. The same pattern of missing values will occur at rare times for faint HARPs that briefly fall below the threshold during some part of their lifetime.

The HARP identification component consists of two parts, a grouping/tracking component, implemented in Matlab, and a data ingestion component, implemented as a JSOC module.