Astronomi

Hvordan blev præcisionsastrometri udført inden digital billeddannelse?

Hvordan blev præcisionsastrometri udført inden digital billeddannelse?


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.

Satte de bare en linjal på den fotografiske plade? Der må have været krævet en hel del præcision for at opdage Neptun fra dens indflydelse på f.eks. Uranus.


Forud for digital billedbehandling blev fotografiske pladegenegativer analyseret med scanning mikrodensitometre for at fremstille astrometriske kataloger. Mange af disse kataloger er stadig i brug i dag, de er værdifulde kilder til tidlige epokepositioner, der muliggør korrekt bevægelsesmåling.

For flere detaljer kan du se beskrivelserne af SuperCosmos-projektet http://ssa.roe.ac.uk// (som er baseret på Schmidt-plader) eller UCAC4-kataloget, http://ad.usno.navy.mil / ucac / readme_u4v5, som bruger plader til at få positioner og rette bevægelser for svage stjerner.

I de gode gamle dage, før selv disse kataloger eksisterede, ville astronomigrupper have kopier af hele Schmidt og Palomars himmelundersøgelser. Du placerer den relevante plade på en massiv, betonbaseret, hydraulisk X, Y-målemaskine med et kikkertmikroskop. Du måler sæt af standardstjerner, får en 6-koefficient tilpasning til at konvertere x og y til RA og Dec, derefter finde dine objekter på pladen, måle x, y, beregne RA og december. Derefter snap en polaroid til brug som søgekort ved teleskopet.

Jeg gjorde dette så sent som i 1995 før fremkomsten af ​​Digitalized Sky Survey.


Mikrometre og blink-komparatorer tillod betydelig præcision.

Pluto blev opdaget ved hjælp af sidstnævnte.


Svarskranke

Du kan selv se for enhver dato og placering ved hjælp af det gratis Stellarium-program (http://stellarium.org/).

Konstellationen, som Solen er i set fra jorden, afhænger ikke mærkbart af den nøjagtige placering af observatøren på Jorden. Det afhænger mest af årstiden. Her er de omtrentlige dage af året, hvor solen går ind i en ny konstellation:

  • Vædderen: 18. april
  • Tyr: 14. maj
  • Tvillingene: 21. juni
  • Kræft: 20. juli
  • Leo: 10. august
  • Jomfruen: 16. september
  • Vægt: 31. oktober
  • Scorpius: 23. november
  • Ophiuchus: 29. november
  • Skytten: 17. december
  • Stenbukken: 19. januar
  • Vandmanden: 16. februar
  • Fiskene: 12. marts

Den "omtrentlige" del er, at Solen kan være op til en dag tidligere eller senere end de citerede datoer, ligesom årstidens start kan være en dag tidligere eller senere end gennemsnittet. (Faktisk er det kalenderen, der er tidligt eller sent med hensyn til fænomenet.) På grund af equinoxernes nedgang, skifter disse datoer med ca. 1 dag hvert 70 år.

Kan jorden undslippe tyngdekraften fra solen ved hjælp af et sort hul på vej mod vores solsystem?

Jeg tænker, dette er kernen i dit spørgsmål


Jorden føler en nul nettokraft. Vil det hjælpe jorden med at flyve væk?


For det første er nul nettogravitationskraft mellem to store objekter bestemt mulig, ja, ikke ligefrem nul, ikke i mere end et øjeblik alligevel, men tæt på nul, absolut muligt, men om det fører til, at et objekt flyver er mere kompliceret. Det afhænger af den relative bevægelse af de 3 objekter.

Månen kredser for eksempel om Jorden, men set fra Månens synspunkt er Solen omkring 333.000 gange mere massiv end Jorden og omkring 388 gange længere væk (i gennemsnit) når Månen er mellem Jorden og Solen (390 gange når månen er på den modsatte side af jorden, igen i gennemsnit. Der er en vis variation derinde).

Fordi tyngdekraften falder med afstandens firkant, betyder 388 gange mere fjernt ca. 151.000 gange mindre G-kraft på den relative afstand, men med 333.000 gange mere masse, oplever Månen faktisk mere end to gange tyngdekraften fra solen, end den kommer fra Jorden, så selvom jorden fra Månens overflade er meget større end Solen, er solens masse tilstrækkelig til at udøve et større tyngdekraft.

Så hvis du ved en eller anden magisk kraft greb et greb om Jorden og stoppede den fra at bevæge sig og greb fat om Månen og stoppede den også, så lad Månen gå, Månen ville falde mere mod Solen end Jorden forårsager, at tyngdekraften i den retning er over dobbelt så meget. (Bed dette store magiske væsen om ikke at give slip på Jorden, for hvis han gør det, ville Jorden også falde i solen).

Det er ikke helt det samme som dit scenario, men det påpeger, at nul nettogravitation ikke styrer, hvor et objekt ender. Månen kredser både om jorden og solen, og den befinder sig i en stabil kredsløb omkring jorden, selvom den føler mere tyngdekraft fra solen. Det skyldes, at månen er inde i den stabile del af jordens bakkesfære.

I dit scenario kan en passerende genstand, der er massen af ​​en anden stjerne, dog helt sikkert trække jorden væk fra solen. Det behøver ikke engang at opnå en nettogravitation for at opnå det, og det skal heller ikke være næsten så massivt.

Billedet nedenfor dækker jorden, der kredser om solen. Hvis du bringer nettogravitationen til nul, krymper i teorien "F" i diagrammet til nul, og Jorden fortsætter lige i retning V i den periode og øger afstanden til solen. Kilde

Jordens tangentialhastighed i forhold til solen er 30 km / s, og dens flugthastighed er bare kvadratroden på 2 gange den, ca. 42,5 km / s, så en acceleration af jorden på 12,5 km / s eller bevægelse af jorden til en kredser lidt uden for Mars 'bane og holder hastigheden den samme ville begge fungere (eller en kombination af de to).

Modellen er lidt mere kompliceret, fordi en tyngdekraftsassistent, som også ville ske i dit scenario, og en tyngdekraftsassistent kan arbejde begge veje og øge eller mindske kredsløbshastigheden. Afhængig af passets retning er det muligt, at en forbipasserende stjerne kan skubbe Jorden tættere på Solen, endda passere udenfor, hvis den sænker jordens hastighed ved hjælp af tyngdekraften. At trække det væk er ikke det eneste mulige resultat.

Mere om tyngdekraftsassistenter her, kort og længere.

Som James Kilfinger påpeger, er stjerner, der passerer så tæt, yderst ekstremt sjældne, så denne slags ting sker praktisk talt aldrig til alle praktiske formål. Det er meget mere sjældent end en dinosaur-dræbende meteor for eksempel. Det er meget usandsynligt.


[Evaluering af nøjagtigheden og nøjagtigheden af ​​en fødevareregistreringsundersøgelse med digital billedsupport i realtid]

Introduktion: madundersøgelser bruges til at bestemme forbruget af mad og næringsstoffer på befolknings- og / eller individniveau, skønt de undervurderer indtagelsen med 37% eller mere. Indførelsen af ​​nye teknologier, såsom det digitale billede af den del af forbruget, kan bidrage til at reducere estimeringsfejl for kalorier og visse makronæringsstoffer. Formål: at evaluere nøjagtigheden og nøjagtigheden af ​​madregistreringsmetoden understøttet med digital billeddannelse i realtid til estimering af kalorieindtag og makronæringsstoffer hos unge voksne under hensyntagen til den vejede madrekord (WFR) som en referencemetode. Metoder: frokostindtag blev evalueret tidligere sendt til en WFR på 58 forsøgspersoner. Før og efter indtagelsen fangede hver deltager et billede af deres forbrugsdele og udfyldte en madrekord. Forsøgspersonernes ernæringsstatus blev bestemt. Den statistiske analyse blev udført med medianer, Kruskal-Wallis og overensstemmelse med Bland-Altman (p & lt; 0,05). Resultater: Den højeste andel af forsøgspersoner præsenterede normal ernæringsstatus (72%) og 80% udviste gennemsnitlig kardiovaskulær risiko. Der blev fundet signifikante forskelle mellem de tre metoder ved estimering af indtag for kalorier, proteiner, lipider. Undervurderingen af ​​kalorier og lipider falder fra 32% til 25,8% og lipider fra 47% til 24,4%, når man bruger et digitalt billede til at understøtte estimeringen af ​​indtag. Konklusioner: fødevareposten suppleret med et digitalt billede af de forbrugte portioner giver bedre overensstemmelse med referencemetoden (WFR) ved estimering af kalorier, proteiner og lipider, hvilket forbedrer metodens nøjagtighed og nøjagtighed.

Introducción: las encuestas alimentarias son utilizadas para la determinación del consumo de alimentos y nutrientes a nivel poblacional y / o individual, aunque subestiman la ingesta en un 37% o más. La introducción de nuevas tecnologías como la imagen digital de la porción de consumo, podría contribuir a disminuir el error de estimación para calorías y determinados macronutrientes. Objetivo: evaluar la precisión y exactitud del metodo de registro apoyado con imagen digital en tiempo real en la estimación de ingesta de calorías y macronutrientes en adultos jóvenes, considerándose como método de referencia el registro por pesada (RPP). Metodo: se evaluó la ingesta del almuerzo sometido previamente a un RPP de 58 sujetos. Antes y después de la ingesta, cada participante capturó una imagen de sus porciones de consumo y completearon un registro de ingesta. Se determinó el estado nutricional de los sujetos. El análisis estadístico se realizó con medianas, Kruskal-Wallis og concordancia con Bland-Altman (p & lt 0,05). Resultat: borgmester proporción de los sujetos nuværende - ernæring ernæringsmæssig normal (72%) og 80% præsenterer riesgo kardiovaskulær promedio. Se encontraron diferencias significativas entre los tres metodos al estimar la ingesta en calorías, proteínas y lípidos. La subestimación de calorías y lípidos disminuye del 32% al 25,8% al utilizar una imagen digital como apoyo a la estimación de ingesta y lípidos de 47% al 24,4%. Konklusioner: el registro complementado con imagen digital de las porciones consumidas presenta mejor concordancia con el metodo de referencia (RPP) and estimación de calorías, proteínas y lípidos, mejorando la precisión y exactitud del metodo.

Nøgleord: Ingestión de alimentos. Registro. Fotografía. Encuesta nutricional. Præcision. Exactitud de los datos ..


Linux

& # 8211 Der er ikke behov for en indbygget driver.
& # 8211 Vores ASI120MM / MC kamera er ikke særlig kompatibelt med Linux.
& # 8211 USB3.0-kameraer anbefales til Linux-brugere og er fuldt kompatible med USB2.0-værten.
Denne TRÅDE kan hjælpe dig, hvis du vil prøve vores ASI120MM / MC kameraer på Linux.

Fra ZWO

Plugins til tredjepartssoftware

Capture-software

StellarMate

Version 1.5 Opdateret 14. oktober 2020 Kræver USB3.0-kameraer Understøtter iOS 10.0.1 og nyere


Påkrævet astrometrisk præcision (i enheder af både WFI-pixels og μas) til de forskellige videnskabssager, der er diskuteret i afsnit. 2.

SektionerVidenskabssagAstrometrisk præcision
2.1Bevægelser fra dværgsatellitter i LG 2,2 × 10 - 4 pixel år - 1 25 μ som år - 1
2.2Bevægelse af stjerner i den fjerne MW-stjernede glorie ≤ 2 × 10 - 4 pixel år - 1 ≤ 25 μ som år - 1
2.3Lavmasse ende af subhalo massefunktionen 1,8 × 10 - 4 pixel år - 1 20 μ som år - 1
2.4Påvisning og karakterisering af exoplaneter ≤ 9 × 10 - 5 pixel ≤ 10 μ som
2.5MW-bulens struktur ≤ 9 × 10 - 5 pixel ≤ 10 μ som
2.6Stjernedannelse i MW ≤ 4,5 × 10 - 4 pixel år - 1 ≤ 50 μ som år - 1
2.7Isolerede sorte huller og neutronstjerner 4,5 × 10 - 4 pixel 50 μ som
2.8Intern kinematik i GC'er ≲ 1,8 × 10 - 4 pixel år - 1 Μ 20 μ som år - 1

Bevægelser fra lokale gruppegalakser

Rækkevidden og rækkevidden af ​​WFIRST-astrometri supplerer og udvider Gaia- og Large Synoptic Survey Telescope (LSST) astrometri. Figur 1 sammenligner rækkevidden af ​​aktuelle og planlagte PM-undersøgelser med PM'erne svarende til kendte hastigheder og afstande af LG-objekter. Da de kendte orbitale og interne hastigheder i næsten alle tilfælde henviser til den radiale komponent, er disse kun beregnet til at repræsentere størrelsesorden, man kan forvente for PM'erne (faktisk, som i tilfældet med M31, kan de orbitale PM'er være betydeligt mindre end det udledes af målinger af radial hastighed alene). Fra denne figur er det klart, at for at måle PM'er for satellitter ud over Mælkevejens (MW) viriale radius vil kræve bedre præcision, end LSST kan opnå, ved større afstande (og dermed svagere størrelser). Dette er WFIRSTs mulighedsvindue.


Indhold

Med nogle få undtagelser anvender astronomisk fotografering lange eksponeringer, da både film- og digitale billedbehandlingsenheder kan akkumulere lysfotoner over lange perioder. Mængden af ​​lys, der rammer filmen eller detektoren, øges også ved at øge diameteren på den primære optik (målet), der anvendes. Byområder producerer lysforurening, så udstyr og observatorier, der foretager astronomisk billeddannelse, er ofte placeret på fjerntliggende steder for at tillade lange eksponeringer uden at filmen eller detektorerne er oversvømmet med vildt lys.

Da Jorden konstant roterer, drejes teleskoper og udstyr i den modsatte retning for at følge stjernernes tilsyneladende bevægelse (kaldet døgnbevægelse). Dette opnås ved hjælp af enten ækvatorial eller computerstyret altazimuth-teleskopmontering for at holde himmellegemer centreret, mens jorden roterer. Alle teleskopmonteringssystemer lider af inducerede sporingsfejl på grund af ufuldkomne motordrev, teleskopets mekaniske nedbrydning og atmosfærisk brydning. Sporingsfejl rettes ved at beholde et valgt sigtepunkt, som regel a guide stjerne, centreret under hele eksponeringen. Nogle gange (som i tilfælde af kometer) bevæger det objekt, der skal afbildes, så teleskopet skal holdes konstant centreret om det objekt. Denne vejledning udføres gennem et andet sammonteret teleskop kaldet en "guide omfang"eller via en eller anden type"guider uden for aksen", en enhed med et prisme eller en optisk stråledeler, der gør det muligt for observatøren at se det samme billede i teleskopet, der tager billedet. Vejledning blev tidligere udført manuelt under hele eksponeringen med en observatør, der stod ved (eller kørte inde) ved teleskopet korrektioner for at holde et krydshår på ledestjernen. Siden fremkomsten af ​​computerstyrede systemer opnås dette ved hjælp af et automatiseret system i professionelt og endda amatørudstyr.

Astronomisk fotografering var en af ​​de tidligste typer videnskabelig fotografering [2] og næsten fra starten blev den diversificeret i underdiscipliner, som hver har et specifikt mål, herunder stjernekartografi, astrometri, stjerneklassifikation, fotometri, spektroskopi, polarimetri og opdagelsen af ​​astronomiske objekter. såsom asteroider, meteorer, kometer, variable stjerner, novaer og endda ukendte planeter. Disse kræver ofte specialudstyr såsom teleskoper designet til præcis billeddannelse, til bredt synsfelt (såsom Schmidt-kameraer) eller til arbejde ved specifikke lysbølgelængder. Astronomiske CCD-kameraer kan afkøle sensoren for at reducere termisk støj og for at lade detektoren optage billeder i andre spektre, såsom i infrarød astronomi. Specialiserede filtre bruges også til at optage billeder i bestemte bølgelængder.

Udviklingen af ​​astrofotografi som et videnskabeligt redskab var banebrydende i midten af ​​det 19. århundrede for det meste af eksperimenter og amatørastronomer eller såkaldte "gentleman scientists" (skønt det ikke altid var mænd som i andre videnskabelige områder). [1] På grund af de meget lange eksponeringer, der var nødvendige for at fange relativt svage astronomiske objekter, måtte mange teknologiske problemer overvindes. Disse omfattede at gøre teleskoper stive nok, så de ikke sank ud af fokus under eksponeringen, opbygge urdrev, der kunne rotere teleskopmonteringen med en konstant hastighed og udvikle måder til nøjagtigt at holde et teleskop rettet mod et fast punkt over en lang periode med tid. Tidlige fotografiske processer havde også begrænsninger. Daguerreotype-processen var alt for langsom til at optage andet end de lyseste objekter, og den våde plades kollodionsproces begrænsede eksponeringer til den tid, pladen kunne forblive våd. [4]

Det første kendte forsøg på astronomisk fotografering var af Louis Jacques Mandé Daguerre, opfinder af daguerreotype-processen, der bærer hans navn, som i 1839 forsøgte at fotografere Månen. Sporingsfejl i styringen af ​​teleskopet under den lange eksponering betød, at fotografiet kom ud som et utydeligt uklart sted. John William Draper, professor i kemi i New York University, læge og videnskabelig eksperimentator formåede at tage det første vellykkede fotografi af månen et år senere den 23. marts 1840 og tog et 20 minutter langt daguerreotype-billede ved hjælp af en 5-tommer (13) cm) reflekterende teleskop.

Solen kan have været første gang fotograferet i en daguerreotype fra 1845 af de franske fysikere Léon Foucault og Hippolyte Fizeau. Et mislykket forsøg på at skaffe et fotografi af en total solformørkelse blev foretaget af den italienske fysiker Gian Alessandro Majocchi under en solformørkelse, der fandt sted i hans hjemby Milano den 8. juli 1842. Han gav senere en redegørelse for hans forsøg og de Daguerreotype-fotografier, han fik, hvori han skrev:

Et par minutter før og efter totaliteten blev en iodiseret plade udsat i et kamera for lyset fra den tynde halvmåne, og der blev opnået et tydeligt billede, men en anden plade udsat for lyset fra coronaen i to minutter under totaliteten viste ikke det mindste spor af fotografisk handling. Ingen fotografiske ændringer blev forårsaget af lyset fra koronaen, der blev kondenseret af en linse i to minutter under helheden på et papirark fremstillet med bromid af sølv. [5]

Solens solkorona blev første gang med succes afbildet under solformørkelsen den 28. juli 1851. Dr. August Ludwig Busch, direktøren for Königsberg Observatorium, instruerede en lokal daguerreotypiker ved navn Johann Julius Friedrich Berkowski til at afbilde formørkelsen. Busch selv var ikke til stede ved Königsberg (nu Kaliningrad, Rusland), men foretrak at observere formørkelsen fra nærliggende Rixhoft. Teleskopet, der blev brugt af Berkowski, var fastgjort til Königsberg heliometer med 6 + 1/2-tommer (17 cm) og havde kun en blænde på 6,1 cm (2,4 tommer) og en brændvidde på 81 tommer (32 tommer). Begyndende umiddelbart efter begyndelsen af ​​totaliteten eksponerede Berkowski en daguerreotype-plade i 84 sekunder i fokus på teleskopet, og ved at udvikle et billede af koronaen blev der opnået. Han udsatte også en anden plade i ca. 40 til 45 sekunder, men blev forkælet, da solen brød ud bag månen. [6] Mere detaljerede fotografiske studier af solen blev foretaget af den britiske astronom Warren De la Rue startende i 1861. [7]

Det første fotografi af en stjerne var en daguerreotype af stjernen Vega af astronom William Cranch Bond og daguerreotype-fotograf og eksperimentator John Adams Whipple den 16. og 17. juli 1850 med Harvard College Observatory's 15 tommer store refraktor. [8] I 1863 brugte den engelske kemiker William Allen Miller og den engelske amatørastronom Sir William Huggins den våde kollodionspladeproces til at opnå det første fotografiske spektrogram nogensinde af en stjerne, Sirius og Capella. [9] I 1872 optog den amerikanske læge Henry Draper, søn af John William Draper, det første spektrogram af en stjerne (Vega), der viste absorptionslinjer. [9]

Astronomisk fotografering blev ikke et seriøst forskningsværktøj indtil slutningen af ​​det 19. århundrede med introduktionen af ​​tørpladefotografering. [10] Det blev først brugt af Sir William Huggins og hans kone Margaret Lindsay Huggins i 1876 i deres arbejde til at optage spektrene af astronomiske objekter. I 1880 brugte Henry Draper den nye tørre pladeproces med fotografisk korrigeret 28 tommer (28 cm) brydningsteleskop lavet af Alvan Clark [11] til at gøre en 51-minutters eksponering af Orion-tågen, det første fotografi af en tåge, der nogensinde er lavet. Et gennembrud inden for astronomisk fotografering kom i 1883, da amatørastronom Andrew Ainslie Common brugte tørpladeprocessen til at optage flere billeder af den samme tåge i eksponeringer op til 60 minutter med et 36 tommer (91 cm) reflekterende teleskop, som han konstruerede i baghaven af sit hjem i Ealing uden for London. Disse billeder viste for første gang stjerner for svage til at kunne ses af det menneskelige øje. [12] [13]

Det første all-sky fotografiske astrometriprojekt, Astrographic Catalogue og Carte du Ciel, blev startet i 1887. Det blev udført af 20 observatorier, der alle brugte specielle fotografiske teleskoper med et ensartet design kaldet normale astrografier, alle med en blænde på omkring 13 tommer (330 mm) og en brændvidde på 3,4 m (11 fod) designet til at skabe billeder med en ensartet skala på den fotografiske plade på ca. 60 buesekunder / mm, mens den dækker en 2 ° × 2 ° synsfelt. Forsøget var at nøjagtigt kortlægge himlen ned til den 14. størrelse, men den blev aldrig afsluttet.

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede blev den verdensomspændende konstruktion af brydningsteleskoper og sofistikerede store reflekterende teleskoper specielt designet til fotografisk billedbehandling. Mod midten af ​​århundredet kæmpede gigantiske teleskoper som Hale-teleskopet på 200 cm og det 120 cm store Samuel Oschin-teleskop ved Palomar Observatory grænserne for filmfotografering.

Der blev gjort nogle fremskridt inden for fotografiske emulsioner og inden for teknikkerne til dannelse af overfølsomhed over for gas, kryogen afkøling og lysforstærkning, men startende i 1970'erne efter opfindelsen af ​​CCD blev fotografiske plader gradvist erstattet af elektronisk billeddannelse i professionel og amatør. observatorier. CCD'er er langt mere lysfølsomme, falder ikke ned i følsomhed over lange eksponeringer som film gør ("gensidighedsfejl"), har evnen til at optage i et meget bredere spektralområde og forenkler lagring af information. Teleskoper bruger nu mange konfigurationer af CCD-sensorer, herunder lineære arrays og store mosaikker af CCD-elementer svarende til 100 millioner pixels, designet til at dække fokusplanet for teleskoper, der tidligere brugte 10–14 tommer (25-36 cm) fotografiske plader. [1]

I slutningen af ​​det 20. århundrede fandt fremskridt inden for astronomisk billeddannelse sted i form af ny hardware med konstruktionen af ​​kæmpe multispejl og segmenterede spejlteleskoper. Det ville også se introduktionen af ​​rombaserede teleskoper, såsom Hubble Space Telescope. Ved at operere uden for atmosfærens turbulens, spredte omgivende lys og vejrudsving kan Hubble-rumteleskopet med en spejldiameter på 2,4 meter registrere stjerner ned til den 30. styrke, ca. 100 gange lysere end hvad 5- meter Palomar Hale-teleskop kunne registrere i 1949.

Astrofotografi er en populær hobby blandt fotografer og amatørastronomer. Teknikker spænder fra grundlæggende film og digitale kameraer på stativer op til metoder og udstyr rettet mod avanceret billeddannelse. Amatørastronomer og amatørteleskopproducenter bruger også hjemmelavet udstyr og modificerede enheder.

Medieredigering

Billeder optages på mange typer medier og billedbehandlingsenheder, inklusive reflekskameraer med en linse, 35 mm film, digitale reflekskameraer med enkelt linse, enkle amatørniveauer og kommercielt fremstillede astronomiske CCD-kameraer, videokameraer og endda slukkede på professionelt niveau. -hylde-webkameraer tilpasset til lang eksponering.

Den konventionelle over-the-counter film har længe været brugt til astrofotografering. Filmeksponeringer spænder fra sekunder til over en time. Kommercielt tilgængeligt farvefilmlager er udsat for gensidig svigt over lange eksponeringer, hvor følsomhed over for lys med forskellige bølgelængder ser ud til at falde fra i forskellige hastigheder, når eksponeringstiden øges, hvilket fører til et farveskift i billedet. Dette kompenseres for ved hjælp af den samme teknik, der anvendes i professionel astronomi til at tage fotografier i forskellige bølgelængder, som derefter kombineres for at skabe et korrekt farvebillede. Da filmen er meget langsommere end digitale sensorer, kan små fejl i sporing korrigeres uden meget mærkbar effekt på det endelige billede. Filmastrofotografi bliver mindre populært på grund af de lavere løbende omkostninger, større følsomhed og bekvemmeligheden ved digital fotografering.

Siden slutningen af ​​1990'erne har amatører fulgt de professionelle observatorier i skiftet fra film til digitale CCD'er til astronomisk billeddannelse. CCD'er er mere følsomme end film, hvilket giver meget kortere eksponeringstider og har en lineær reaktion på lys. Billeder kan tages i mange korte eksponeringer for at skabe en syntetisk lang eksponering. Digitale kameraer har også minimale eller ingen bevægelige dele og evnen til at betjenes eksternt via en infrarød fjernbetjening eller computerdeling, hvilket begrænser vibrationer. Enkle digitale enheder såsom webkameraer kan modificeres for at give adgang til fokusplanet og endda (efter klipning af nogle få ledninger) til fotografering med lang eksponering. Der bruges også digitale videokameraer. Der er mange teknikker og dele af kommercielt fremstillet udstyr til fastgørelse af digitale spejlreflekskameraer (DSLR) og endda grundlæggende pege- og skyde-kameraer til teleskoper. Digitalkameraer på forbrugerniveau lider under billedstøj ved lange eksponeringer, så der er mange teknikker til afkøling af kameraet, herunder kryogen køling. Virksomheder med astronomisk udstyr tilbyder nu også en bred vifte af specialbyggede astronomiske CCD-kameraer komplet med hardware og behandlingssoftware. Mange kommercielt tilgængelige DSLR-kameraer har mulighed for at tage eksponeringer i lang tid kombineret med sekventielle (time-lapse) billeder, der gør det muligt for fotografen at skabe en film af nattehimlen.

Efterbehandling Rediger

Både digitale kamerabilleder og scannede filmbilleder justeres normalt i billedbehandlingssoftware for at forbedre billedet på en eller anden måde. Billeder kan lyses op og manipuleres på en computer for at justere farve og øge kontrasten. Mere sofistikerede teknikker involverer at tage flere billeder (undertiden tusinder) til sammensatte sammen i en additiv proces for at skærpe billeder for at overvinde atmosfærisk se, negere sporingsproblemer, frembringe svage objekter med et dårligt signal / støj-forhold og filtrere lysforurening ud.

Billeder af digitalkameraer har muligvis også brug for yderligere behandling for at reducere billedstøj fra lange eksponeringer, herunder at trække en “mørk ramme” og en behandling kaldet billedstabling eller "Skift-og-tilføj". Kommercielle, freeware og gratis softwarepakker er tilgængelige specielt til astronomisk fotografisk billedmanipulation. [14]

Hardware redigering

Astrofotografisk hardware blandt ikke-professionelle astronomer varierer meget, da fotograferne selv spænder fra generelle fotografer, der skyder en eller anden form for æstetisk tiltalende billeder til meget seriøse amatørastronomer, der indsamler data til videnskabelig forskning. Som en hobby har astrofotografi mange udfordringer, der skal overvindes, der adskiller sig fra konventionel fotografering og fra det, der normalt ses i professionel astronomi.

Da de fleste mennesker bor i byområder, skal udstyr ofte være bærbart, så det kan tages langt væk fra lysene i større byer for at undgå byforurening. Urban-astrofotografer kan bruge speciel lysforurening eller smalle båndfiltre og avancerede computerbehandlingsteknikker for at reducere det omgivende bybelysning i baggrunden af ​​deres billeder. De kan også holde sig til billeddannelse af lyse mål som solen, månen og planeterne. En anden metode, der bruges af amatører for at undgå lysforurening, er at opsætte eller leje tid på et fjernstyret teleskop på et sted med mørk himmel. Andre udfordringer inkluderer opsætning og justering af bærbare teleskoper til nøjagtig sporing, arbejde inden for begrænsningerne ved "off the shelf" udstyr, udholdenhed af overvågningsudstyr og undertiden manuelt sporing af astronomiske objekter over lange eksponeringer under en lang række vejrforhold.

Nogle kameraproducenter ændrer deres produkter til brug som astrofotografi-kameraer, såsom Canons EOS 60Da, baseret på EOS 60D, men med et modificeret infrarødt filter og en støjsvag sensor med øget hydrogen-alfa-følsomhed for forbedret indfangning af røde brintemissionsnebler . [15]

Der er også kameraer specielt designet til amatørastrofotografering baseret på kommercielt tilgængelige billedsensorer. De kan også tillade, at sensoren afkøles for at reducere termisk støj ved lange eksponeringer, give rå billedaflæsning og styres fra en computer til automatisk billeddannelse. Rå billedudlæsning muliggør senere bedre billedbehandling ved at bevare alle de originale billeddata, som sammen med stabling kan hjælpe med at billedstille svage dybe himmelobjekter.

Med meget lav lysfunktion er et par specifikke modeller af webkameraer populære for sol-, månefarvet og planetarisk billeddannelse. For det meste er dette manuelt fokuserede kameraer, der indeholder en CCD-sensor i stedet for den mere almindelige CMOS. Disse kameraers linser fjernes, og derefter fastgøres disse til teleskoper for at optage billeder, videoer eller begge dele. I nyere teknikker tages videoer af meget svage objekter, og de skarpeste rammer i videoen 'stables' sammen for at opnå et stillbillede med respektabel kontrast. Philips PCVC 740K og SPC 900 er blandt de få webkameraer, som astrofotografer kan lide. Enhver smartphone, der tillader lange eksponeringer, kan bruges til dette formål, men nogle telefoner har en bestemt tilstand til astrofotografering, der syr sammen flere eksponeringer.

Opsætning af udstyr Rediger

De mest basale typer af astronomiske fotografier er lavet med standardkameraer og fotografiske linser monteret i en fast position eller på et stativ. Forgrundsobjekter eller landskaber er undertiden komponeret i skuddet. Objekter afbildet er konstellationer, interessante planetkonfigurationer, meteorer og lyse kometer. Eksponeringstiderne skal være korte (under et minut) for at undgå, at stjernepunktbilledet bliver en langstrakt linje på grund af jordens rotation. Brændvidder på kameralinser er normalt korte, da længere linser viser billedet bagud i løbet af få sekunder. En tommelfingerregel kaldet 500 regel siger, at for at holde stjerner punktlignende,

At lade stjernerne med vilje blive aflange linjer i eksponeringer, der varer flere minutter eller endda timer, kaldet ”stjernespor”, er en kunstnerisk teknik, der nogle gange bruges.

For at opnå længere eksponeringer uden at objekter bliver slørede, anvendes en eller anden form for sporingsbeslag normalt til at kompensere for jordens rotation, herunder kommercielle ækvatoriale monteringer og hjemmelavede ækvatoriale enheder såsom låge dørsporere og ækvatoriale platforme.

Piggyback astronomisk fotografering er en metode, hvor et kamera / objektiv er monteret på et ækvatorialt monteret astronomisk teleskop. Teleskopet bruges som en vejledning til at holde synsfeltet centreret under eksponeringen. Dette giver kameraet mulighed for at bruge en længere eksponering og / eller en objektiv med længere brændvidde eller endda være fastgjort til en eller anden form for fotografisk teleskop koaksialt med hovedteleskopet.

Teleskop fokalplanfotografering

I denne type fotografering bruges selve teleskopet som "linse", der samler lys til film eller CCD på kameraet. Selvom dette muliggør anvendelse af teleskopets forstørrelse og lyssamlingsevne, er det en af ​​de sværeste astrofotografimetoder. [18] Dette skyldes vanskelighederne med at centrere og fokusere undertiden meget svage objekter i det smalle synsfelt, der kæmper med forstørrede vibrations- og sporingsfejl og den ekstra omkostning ved udstyr (såsom tilstrækkeligt robuste teleskopbeslag, kamerafestninger, kamera couplers, off-axis guiders, guide scopes, illuminated cross-hairs, or auto-guiders mounted on primary telescope or the guide-scope.) There are several different ways cameras (with removable lenses) are attached to amateur astronomical telescopes including: [ 19] [20]

  • Prime focus – In this method the image produced by the telescope falls directly on the film or CCD with no intervening optics or telescope eyepiece.
  • Positive projection – A method in which the telescope eyepiece (eyepiece projection) or a positive lens (placed after the focal plane of the telescope objective) is used to project a much more magnified image directly onto the film or CCD. Since the image is magnified with a narrow field of view this method is generally used for lunar and planetary photography.
  • Negative projection – This method, like positive projection, produces a magnified image. A negative lens, usually a Barlow or a photographic teleconverter, is placed in the light cone before the focal plane of the telescope objective.
  • Compression – Compression uses a positive lens (also called a focal reducer), placed in the converging cone of light before the focal plane of the telescope objective, to reduce overall image magnification. It is used on very long focal length telescopes, such as Maksutovs and Schmidt–Cassegrains, to obtain a wider field of view.

When the camera lens is not removed (or cannot be removed) a common method used is afocal photography, also called afocal projection. In this method, both the camera lens and the telescope eyepiece are attached. When both are focused at infinity the light path between them is parallel (afocal), allowing the camera to basically photograph anything the observer can see. This method works well for capturing images of the moon and brighter planets, as well as narrow field images of stars and nebulae. Afocal photography was common with early 20th-century consumer-level cameras since many models had non-removable lenses. It has grown in popularity with the introduction of point and shoot digital cameras since most models also have non-removable lenses.

Remote Telescope Astrophotography Edit

With the development of fast Internet in the last part of the 20th century along with advances in computer-controlled telescope mounts and CCD cameras 'Remote Telescope' astronomy is now a viable means for amateur astronomers not aligned with major telescope facilities to partake in research and deep-sky imaging. This enables the imager to control a telescope a large distance away in a dark location. The observers can image through the telescopes using CCD cameras. Imaging can be done regardless of the location of the user or the telescopes they wish to use. The digital data collected by the telescope is then transmitted and displayed to the user by means of the Internet. An example of a digital remote telescope operation for public use via the Internet is The Bareket Observatory.

Example astrophotographs Edit

20sec exposure photograph taken with a tripod mounted DSLR camera with 18-55mm lens


Dark current, CCD read noise and A/D units

The disadvantage of CCD technology is the fact, that electrons in pixels are generated not only by incoming light, but also randomly, depending on the chip temperature and also on pixels size, chip architecture and production technology. This temperature-generated charge is called dark current (it generates signal even if the chip is completely in the dark). Dark current is usually expresses in electrons per second per pixel at the defined temperature. For instance Kodak KAF-0400 CCD chip generates 1e – /s per pixel at 0 °C.

One positive thing on dark current is that it is always the same (or very similar) at the same temperature. If we take picture of some astronomical object, the signal we read from CCD contains both signal generated by incoming light and signal generated by dark current. It is possible to perform the same exposition again, but with shutter closed. Such image will contain the signal generated by dark current but not the signal generated by light. Such image is called dark frame. It is then possible to simply subtract dark frame from original image to eliminate it. We will discuss this procedure in the sub-chapter about Image calibration.

Dark frame subtraction is performed not only by astronomical software, but also by some still cameras. If the camera allows for longer exposure times (e.g. up to 15 s or more), you can notice the “Busy” or similar message on the camera display after long exposures for the same time like the original exposition. The camera is taking dark frame to subtract if from the exposed image to reduce noise.

But dark current is not the only source of unwanted noise in the CCD image. We already described mechanism of reading of CCD image—charge is shifted through the chip and then it is converted to voltage in the output node. The conversion electronics cannot work without noise, too. This noise is also characteristic for certain chip and is often expressed in electrons. For example the read noise of the said Kodak KAF-0400 CCD chip is 15 e – RMS. Simply put, it is not possible to read image with better precision than 15 e – RMS, no matter what is the chip temperature. It must be also emphasized, that the output voltage is digitized by external electronics, which also introduces some noise to the image. Very good electronics introduces very little noise so the combined read noise can be as low as the CCD read noise (or a few electrons higher).

You can note that we mentioned the electronic read noise expressed in electrons. But electronic noise is usually expressed in RMS volts. The relation is very simple: every CCD chip (or its output node) is characterized by the “volts per electron” ratio. For example the Kodak KAF-0400 CCD has output node converting 1 electron to 10 μ V.

But the result of CCD image download is an image—an array on numbers, each one number representing brightness of one image pixel. Numbers are generated by the A/D converter used in the camera electronics. Here comes the camera parameter expressed in electrons per ADU (ADU means Analog to Digital converter Unit, also referred as count). Every CCD output node converts electrons to voltage at some ratio and every camera electronics converts voltage to ADU counts. It is then possible to simply calculate resulting e – /ADU ratio.

Let's determine the e – /ADU parameter for some example camera:

Assume we have 16-bit A/D converter with 2 V input range. That means 2 V signal is divided to 65,536 counts. 1 count represents 2 V / 65,536 = 30.5 μ V.

Assume we have a CCD with 10 μ V per electron output node.

The resulting ratio is (30.5 μ V / ADU) / (10 μ V / e – ) = 3 e – / ADU. This means every 3 electrons in each pixel charge well causes one count increment in the resulting image.

It is important to keep on mind that such calculations are valid only statistically, in average for many electrons on many pixels. We can often meet cameras with 2.3 e – / ADU or 1.5 e – / ADU. This does not mean we have to divide elementary particles, of course :-).

Some interesting facts can be calculated from these ratio. For instance 15 electrons RMS of read noise and 3 electrons per ADU means that it is not possible to read image with smaller RMS noise than 5 counts. So if our hypothetical camera produces bias frame with 5 ADU RMS, then it is “ideal and perfect”.

Bias frame is often used by some software packages as the basic level of pixel values determined by camera electronics. It is nothing more than dark frame with zero exposure time. But keep on mind that image digitization time is always non-zero. It takes seconds to digitize image on modern cameras and even minutes on old cameras with serial interface. Reading zero exposition dark frame is then impossible either way—the last portion of chip represents dark frame with the exposure time equivalent to readout time.

Bias frames are used to interpolate dark frames of different exposure times. As already stated, dark current is linearly proportional to chip temperature and exposure time. If we know the exposure time and chip temperature of some dark frame, we know one point on the line. Bias frame represents origin of this line. So we can calculate dark frame for different temperatures and/or exposure times.

But line is determined by nogen two points, it is not necessary that one point must be the origin. Instead of using a bias frame and dark frame to interpolate another dark frame, it is enough to use any two dark frames. The term bias frame becomes superfluous.

The electrons per ADU ratio is important also in relation to CCD well capacity. Every potential well representing CCD pixel has some capacity, usually depending on pixel size. Small pixels (around 6 μ m square) can typically hold around 50,000 e – . Medium-sized pixels (around 10 μ m square) can hold approx. 100,000 e – and large pixels (around 25 μ m square) can hold up to 300,000 e – .

CCD cameras usually utilize 16-bit AD converter, which results in resolution 65,536 ADUs. It is clear that converting 50,000 e – into 65,536 levels does not take any sense and 15 or even 14-bit converter should be sufficient for such chip. On the other side converting 300,000 e – into 65,536 levels leads to 4 or 5 e – /ADU, which is quite appropriate.

Not only image pixels, but also horizontal register pixels and output node have limited capacity. This fact must be taken into account especially when using binning. Let's take the Kodak KAF-0400 as example: the pixel capacity is 100,000 e – , horizontal register pixel capacity is 200,000 e – and the output node capacity is 220,000 e – . It is possible to use 2 Ч 2 binning if there are no more than 50,000 e – in each pixel. But if there are pixels with almost full capacity filled, vertical binning would create pixels with almost 200,000 e – , which the horizontal register should handle well, but subsequent horizontal binning would try to sum two pixels into output node and the output note would be saturated. The workaround of this problem can be combination of software and hardware binning. Image is binned 1 Ч 2 in hardware and then 2 Ч 1 in software. The result image is 2 Ч 2 binned but without saturated pixels, but with 2-times image download time. Maximal pixel value in such case exceeds 16-bit range.


THE RISING COST OF HEALTHCARE

Healthcare expenditures in the United States are the highest in the world, and costs are only expected to grow in the years ahead.

With decades of expertise developing sensors used for vital signs monitoring, Analog Devices is enabling the next generation of wearables that could put the digital healthcare technology industry (and patients) on a more positive path. For example, picture the traditional fingerstick test diabetes patients use, typically multiple times a day, to monitor blood glucose levels and administer insulin. Now picture a low-profile sensor that sits at the surface of the skin and takes continuous measurements, providing an uninterrupted view of the patient’s health.

Devices like this are giving diabetics an improved quality of life, and physicians are also empowered, helping patients better manage their disease and potentially even slow its progression.

“It’s better to measure the patient over a long period of time rather than only in a controlled, clinical environment. The inclusion of real-world conditions provides much more accurate data, giving physicians a better way to manage the health of their patients,” Cotter says. “An even more exciting proposition would be to non-invasively track the progression of chronic diseases, so that we can someday keep the patient from needing a particular medication.”

While some continuous monitoring solutions are already available, the technology has yet to fully proliferate throughout the industry, leaving the door open for all manner of innovation. Analog Devices’ wearable health monitor resembles a typical smart watch, but constantly pulls data about the wearer’s heart rate, body temperature and other vital signs. It can be worn on the wrist or as a patch on the skin, storing measurements on an SD card or wirelessly sending the data to a smart device. With its combination of embedded sensors, processing power and wireless communication, ADI’s wearable health monitor could be a model for the next stage of digital health.

Analog Devices is also collaborating with a nanosensor point-of-care diagnostics leader to deliver rapid viral and bacterial test technologies that could have major impact on detection and prevention of COVID-19 and future pandemics.

“Care is rapidly moving out of hospitals and toward the home, creating the need for a new generation of clinical-grade technology products that are smaller, easier to use and lower cost. The rate of this fundamental change is accelerating due to the pandemic and we are prioritizing our r&d investments to be able to meet this new demand.”

Patrick O’Doherty

Senior Vice President of Digital Healthcare | Analog Devices


Queensland AUSTRALIA | Southern Astronomical Society Inc.

This second edition of the Handbook of Astronomical Image Processing (HAIP) and its integral AIP for Windows 2.0 image processing software (AIP4Win2.0) addresses many important changes that have taken place in astronomical imaging since the publication of the first edition. Today’s affordable astro-imaging capable digital single-lens-reflex cameras (DSLRs), the growing power of personal computers, and the proliferation of telescopes and imaging accessories has brought imaging capabilities within the reach of practically every amateur astronomer – and this second edition of the Handbook plus AIP4Win 2.0 is ready, willing, and able to assist every observer in making great astronomical images.

In the Handbook, we amplified the original chapters on astronomical equipment and imaging techniques, revised our discussions of astrometry and photometry to reflect the steady growth in these scientific fields, and expanded tutorials in the back of the book to help you get up to speed quickly. On the accompanying CDROM (found on the inside back cover) you will find hundreds of megabytes of sample images you can use to learn techniques such as image registration and stacking that guarantee good results even from those living with suburban and urban skies. Also new are comprehensive chapters on color imaging with astronomical CCD cameras and processing color images from digital cameras, and photon-counting fundamentals every serious astro-imager needs to know. Detailed chapters cover these fundamental topics:

  • Basic imaging: How the light that falls on your CCD becomes an image. Covers image formation, cameras, telescopes, detectors, sensor geometry, image capture, field of view, and angluar coverage.
  • Counting Photons: “Astronomy is about counting photons….” Covers signal, noise, the signal-to-noise ratio, the Poisson and Gaussian distributions and why they matter, making better pictures by summing images, and how dark frames and flat frames effect the signal and noise in your images.
  • Digital Image Formats: Covers the file formats that astronomers use, including FITS, TIFF, BMP, and JPEG. Learn file format basics, how your image data is arranged inside the file on your computer’s hard disk.
  • Imaging Tools: All about sensors, optics, cameras, and telescopes. Explains how to calculate the field of view and resolution of your system, telescope optics for imagers, auxiliary optics, mounts, drives, tracking, filters, and how to recognize and correct common equipment problems.
    Imaging Techniques: “Good equipment is only half the story!” Covers the techniques that experienced imagers use to obtain high-quality images. Includes polar alignment, good guiding, critical focus, correct exposure, darks and flats, light boxes, and special considerations for DSLR cameras.
  • Image Calibration: Examines the nitty-gritty details of image calibration. All about bias, dark noise, flat-fielding, standard and scalable darks, cosmic rays, making master dark frames, flats, standard calibration protocols, and defect mapping and correction.
  • Image Analysis: “Locked within the numerical values that make up a calibrated CCD image is a staggering amount of information.” Covers pixel coordinates, pixel value, image statistics, the image histogram, feature analysis, the centroid, distances, and image profiles.
  • Measuring CCD Performance: How to measure the performance of your CCD camera. Discusses goals in measuring CCD performance, how to shoot test images, and the determination of bias level, dark current, gain, linearity, and readout noise.
  • Astrometry: Asteroid hunters measure the postions of new-found objects using astrometry. Covers the theory behind finding right ascension and declination from a CCD image, practical astrometry, and the uses of astrometry.
  • Photometry: Amateur observers now work side by side with professional astronomers to measure the variations of variable stars, supernovae, asteroids, and comets using the CCD to capture precise measures of brightness.
  • Spectroscopy: An emerging area for amateus astronomers brought to you by the CCD camera. Covers spectra and spectrographs, gratings, prisms, slit- and slitless systems, and the properties and meaning of stellar spectra.
  • Geometric Transforms: Covers translation, rotation, scaling, flipping, cropping, floating, and resampling. Demystifies the basic geometric operations used in astronomical image processing.
  • Point Operations: Learn how software converts the pixel values your CCD camera captures into the sparkling images you see in popular magazines and amateur websites. Remapping, transfer functions, linear, log, and exponential scalings explained. Covers endpoint specification and histogram specification.
  • Linear Operators: All about one of the most useful tools in the amateur astronomer’s digital toolbox. Describes how digital convolution performs crispening, sharpening, smoothing. Learn about low-pass and high-pass kernels, Sobel, Kirsch, and Prewitt operators, and that most useful of linear tools: the unsharp mask.
  • Non-Linear Operators: Non-linear operators perform useful services like cleaning up noisy images. Cover rank-order processes, the median filter, local adaptive sharpening, noise filters, and morphological operators.
  • Image Operations: Multi-image operations are the basic tool for making superior astro-images. Covers image math, median-combine stacking, image registration, blinking, and track-and-stack image summing.
  • Images in Frequency Space: Unlocks the mysteries of the Fourier Transform and image processing in the spatial frequency domain. These powerful techniques used by profession astronomers are now accessible to amateurs
  • Wavelets: Explores the hottest new image processing and restoration techniques. Covers the wavelet transform, the inverse wavelet transform, spatial filtering, the wavelet noise filter, and iterative filtering techniques.
  • Deconvolution: Deconvolution attempts to restore images degraded by a turbulent atmosphere, poor telescope optics, and tracking errors. Discusses algorithms used to sharpen Hubble Space Telescope images, how they work, and how amateurs can use them.
  • Building Color Images: You’ve seen fantastic astro-images on the web and in popular magazines and books. Learn how astronomers capture and build color images from multiple exposures through different color filters. Covers the colors of astronomical objects, luminace, chrominance, color space, white balance, G2V stars, RGB and LRGB color image capture.
  • Processing Color Images: The digital SLR camera has done much to bring color imaging to the average amateur astronomer. Explains the Bayer array, color image bit depth, noise, dark current, vignetting, calibration, image stacking, and luminace enhancement techniques.

NOTE The Handbook complements and extends what you learn, and is NOT a software manual for AIP4WIN2.0. AIP4WIN’s manual is a massive on-line help file always ready to give you answers at a moments notice, a context-sensitive on-line guide to the software. The Handbook and AIP4Win 2.0 are sold together as a complete package. Under no conditions do we allow the software to be split from the book or the book to be separated from the software.

To get you off and running quickly the authors have provided 13 tutorials to introduct you to AIP4Win2.0 and to provide concrete demonstations of the subjects covered in The Handbook of Astronomical Image Processing

  • Image Enhancement: Discover how to extract detail from otherwise bland images. More than producing “pretty pictures,” using the techniques will demonstrate to your enhanced details and show structures that, due to their low contrast, might otherwise be invisible.
  • Processing Multiple Images: Here is power at your fingertips! Calibrate an entire imaging session’s worth of images at one time automatically. Align and enhance a set of images in preparation for creating a movie. Align and combine a group of images to create a single, “deeper” image. Process hundreds of planetary images.
  • Image Registration and Blinking: Registration and blinking are key tools in searching for asteroids and patrolling for supernovae.
  • Building Color Images: Learn how the “Join Color Tool” helps you to create stunning color images hassle-free from sets of red/green/blue filtered images.
  • Wavelet Noise Filtering: Experiment with one of the newest and hottest image-processing technologies. Wavelets are used by professional astronomers to analyze images from spacecraft.
  • Deep Sky Images: Learn the best ways to process a wide variety of deep-sky images, including the calibration and enhancement of a typical track-and-stacked deep-sky image.
  • Planetary Images: In this tutorial, you process an outstanding image of Jupiter using brightness scaling, unsharp masking, and deconvolution tools..

AIP4Win 2.0 retains its highly acclaimed interface but with significantly increased capabilities. Now, AIP4Win 2.0 processes all image data in 32-bit floating-point format to insure that you will not lose even one photon of precious light. Atop these powerful 32-bit floating-point core routines, we built an image display engine capable of showing you images in both color and black-and-white, from a minimum of 10% to a maximum of 1600% size. What you can load into AIP4Win2.0 and display is now limited only by the memory on board your personal computer – and this capability is not limited to black-and-white images – AIP4Win 2.0 now has a suite of sophisticated software tools for loading and processing astronomical color images plus new functions that predict the results you’ll get when you make camera images and combine them in software.

AIP4Win 2.0 now has the ability to perform wavelet image enhancement, wavelet image analysis, and wavelet noise reduction – techniques so new they’re not even mentioned in the classic works about image processing. The deconvolution procedures have been enhanced so not only do they run faster than ever before, but they also produce superior image enhancements. Also new is a suite of editing functions to fix bloated star images, patch image flaws, and smooth bothersome sky gradients along with an image display control that helps you visualize all the information – and beauty – contained in your digital images. Kort sagt, AIP4Win 2.0 is a full-featured image-processing program designed and optimized for loading, processing, and displaying astronomical images. Here are a few of its capabilities:

  • Load and process 16-bit, 32-bit, and 64-bit floating-point and integer images from all makes of astronomical CCD camera.
  • Load and process RAW, CRW, and NEF files from popular digital single-lens reflex cameras.
  • Display, scroll, and magnify images from 10% to 1600%.
  • Image file size is limited only by your computer’s available memory.
  • Display pixel values, image statistics, histograms.
  • Edit bloated stars, blooming trails, sky gradients, hot spots, and cosmic ray tracks.
  • Full-featured image calibration functions include bias subtraction, automatic dark-frame matching and subtraction, flat-fielding, defect correction. Calibrate images individually, in groups, and during image stacking.
  • Perform astronomical astrometry and photometry on images determine celestial coordinates to sub-arc second accuracy and magnitudes with the millimag precision.
  • and at this point you normally see “Plus much, much , more . . .” but there is! Click here for 5 pages of much, much, more.

For best performance, AIP4Win2.0 requires the following:

  • Operating system: Windows 98SE or later
  • CPU and RAM: For images

When you purchase the Handbook of Astronomical Image Processing, you receive one CDROM containing AIP4Win 2.0 that is licensed for use on one personal and a portable computer if you own one. AIP4Win 2.0 requires validation via the web (or telephone) within 30 days of installation. Once validated, you also receive the right to updates (free downloads via the web) and upgrades (for a fee) as they become available.


Plate Solver Problem

I have had a longstanding problem with my plate solve setup, which I am hoping to iron out.

For non-blinded solve, I use Platesolve 2. Typically, if it is going to solve a plate, it will do so in less than 3-5 seconds. If it does not solve within 3-5 seconds, then it will invariably fail. I have found that usually after a slew to a different target (even just half a frame away to a nearby focus star), it will always fail. However, during the subsequent precision moves to centre the target, it will solve very quickly.

When Platesolve 2 fails after a slew, the automation software will switch to blind solve which at the moment is with ASPS. ASPS nearly always work but is slow. And I mean 2-3 minute slow. This is okay if one only needs to blind solve once or twice a session, but because I use focusing star instead of in-frame focusing, it means that it needs to be run many times through the night which is very inefficient. Of course I can use in-frame focusing but I prefer the result using a focusing star, especially when imaging in narrowband.

As a background, the PC I am running these softwares on is a 4 year old mini PC (Qotom N190 to be exact). It is not very powerful but it serves the purpose of image acquisition well enough that I do not intend to upgrade any time soon unless it dies. It runs Windows 10.

I would really like to make Platesolve 2 more robust so that it will solve with less failure. I would think that since it can solve the near fields so quickly the parameters must be correct, so why does it fail so miserably after even with a short slew to a near by focus star? Is it the exposure setting or is it the plate solve setting?

I have heard many good things about ASTAP but at the moment my automation software does not support it. I am aware of some workaround as it is Platesolve2 command line compatible, but I would like to see if I can get Platesolve 2 to work first before using a hack which will break each time I update the automation software.


Se videoen: How to receive and decode DRM radio signal only with PC (November 2022).