|
|
Опции темы | Опции просмотра |
02.04.2008, 17:45 | #1 |
Авторитет
Регистрация: 04.01.2007
Адрес: Моск.обл.
Сообщений: 577
|
Астрометрия на ЦФК
Дорогие коллеги,
уже несколько раз здесь и др. "дружественных" форумах встречалось утверждение, что цифровые камеры с цветной матрицей не годятся для астрометрических измерений. В качестве теоретического обоснования (вполне справедливого) обычно приводится т.н. байеровский фильтр с определенным образом расположенными цветными пикселами и звёзды разных спектральных классов, которые должны давать на такой матрице сдвинутые друг относительно друга изображения. Здесь я попытаюсь оценить величину этого сдвига. Сразу оговорюсь, что я рассматриваю случай, когда изображение звезды попадает на несколько пикселов. Падение яркости изображения к краю не учитывалось. Возьмем в качестве крайнего случая две звезды спектральных классов O и M, и рассчитаем, насколько сдвинется центр тяжести изображения на матрице с элементом 2х2 пиксела (2 зелёных, 1 красный и 1 синий). Для этого нам потребуется знать относительную интенсивность спектра O и M звёзд на длинах волн 430 (B), 550 (G) и 650 (R) нм, которые соответствуют центрам пропускания соответствующих фильтров. Найти спектры звезд в интернете не составило труда. Например, можно воспользоваться информацией здесь. Совсем точно знать нам необязательно, поэтому значения интенсивности я нашел, измерив спектр линейкой с экрана . Итак, получились следующие значения: 0.25; 0.4; 0.7 (O-звезды), 1.0; 0.72; 0.27 (M-звезды) для RGB-фильтров соответственно. Теперь эти значения могут использоваться в качестве весовых коэффициентов, с которыми будут взяты соответствующие пикселы. Сначала посчитаем положение центра тяжести в долях пиксела (красного, зеленого или синего, считаем, что он в 2 раза меньше составного 2х2). Для звёзд спектрального класса O получается значение 0.63, звёзд спектрального класса M - 0.37. Разница между ними 0.63-0.37=0.26 пиксела. Типичный размер светочувствительного элемента современной матрицы составляет 6 мкм, т.е. размер элементарного пиксела d=3 мкм. Посчитать, сколько это составит в угловой мере не составляет труда. Примем, что мы снимаем на телескопе с фокусным расстоянием F=2030 мм. Число угл.секунд в радиане r=206265. Тогда: ошибка = 0.26 * d * r / F = 0.08 угл.сек. Много это или мало? В качестве примера возмем информацию с сайта Астрометрики: точность положений звезд в каталоге USNO-B 1.0 примерно 0.2", точность в каталоге USNO-A 2.0 около 0.3". Поэтому можно считать, что ошибкой 0.08" можно в большинстве случаев пренебречь. Даже если рассмотреть съемку с относительно короткофокусным астрографом с F=1 м, то и в этом случае в два раза большая ошибка 0.16" не приведет к катастрофическому падению точности. Еще два замечания: 1) Был взят крайний случай звёзд спектральных классов O и M. На деле же таких звезд относительно немного, и на реальном снимке большинство будут составлять звёзды промежуточных спектральных типов, для которых систематическое смещение центра тяжести будет еще в несколько раз меньше. 2) Коллеги, если вдруг кто-то из Вас откроет красный астероид на фоне голубых звезд молодого скопления с помощью короткофокусного инструмента, то сдвиг изображения придется учитывать обязательно.
__________________
Монокуляр Кенко 6х16, БПЦ 20х60, ТАЛ-1М, HEQ5 Pro, SW ED 120, Мираж СТФ 7" |