Kan man slå Kepler fra jorden?

Fora ASTRO-FORUM TEKNIK – TILBEHØR Kan man slå Kepler fra jorden?

Dette emne indeholder 177 svar, har 6 stemmer og blev senest opdateret af swr 6 år, 2 måneder siden. This post has been viewed 1195 times

Viser 15 indlæg - 136 til 150 (af 178 i alt)
  • Forfatter
    Indlæg
  • #103956

    swr
    • Giant

    BjarneT wrote: Prøv 1s, 5s, 30s, 2m og 10m.

    Jeg vil prøve at lave en ny serie med disse belysningstider.

    Jeg tror gerne at den er lineær for høje (men ikke for høje) værdier. Problemet er lave værdier, f.eks. en mørk nattehimmel. Man kan muligvis klare linearitetsproblemet ved at kægge et tal til alle optagelser. Men hvorfor har de gjort det?

    Jeg vil gerne lige først finde ud af hvad der sker inden jeg begynder at gætte på hvorfor det sker.

    Det gælder om at forstå virkemåden til bunds, og så arbejde sig bedst muligt uden om de forhindringer og udfordringer der måtte være. Jeg er sikker på vi nok skal finde ud af hvordan det hænger sammen.

    #103963

    swr
    • Giant

    Jeg har nærlæst nogle af testrapporterne og der er tilsyneladende en række pixels uden for billedområdet der er dækket af et mørkt lag på chippen, således at der ikke kommer lys på dem under en eksponering. Data fra disse ekstra rækker af pixels skulle være tilgængelige i NEF filen, og de bliver ikke kalibreret. Det er på baggrund af disse “Optical Black” pixels man har målt read noise. Er det ikke nærliggende at forestille sig at disse “optical black” pixels bliver brugt som reference til kalibrering af billedet? Jeg aner ikke hvordan man læser dem ud af en NEF fil?

    Her er et link til en test hvor han nævner disse “Optical Black” data: D800 read noise

    Desværre har han ikke målt ved ISO 100 og ISO 200, hvor der er størst dynamisk område.

    #103968

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    SWR wrote:
    Her er et link til en test hvor han nævner disse “Optical Black” data: D800 read noise

    Desværre har han ikke målt ved ISO 100 og ISO 200, hvor der er størst dynamisk område.

    Der burde ikke være forskel på de overdækkede og resten, som du selv overdækker.
    At der ikke er angivet en støj ud for ISO = 50, 100, 200 skyldes måske at mange pixler går under tærskelværdien. Udlæsestøjen er angivet for ISO = 400, så du burde forsøge at måle darks for ISO=400.
    Man har måske fundet udlæsestøjen ved at plotte sigma(ADU)^2 mod ADU for forskellige belysninger, som alle når op over tærskelværdien. Fotonstøjen alene vil følge en ret linie gennem (0,0). Man kan trække en ret linie gennem alle punkter over tærskelværdien og finde skæringspunktet på y-aksen. Denne er netop sigma(read)^2. Dette er sikkert forklaringen på at man kan finde udlæsestøjen. Den anden mulighed er at pixlerne ikke dykker under nul for ISO = 400.

    #103981

    swr
    • Giant

    BjarneT wrote: Der burde ikke være forskel på de overdækkede og resten, som du selv overdækker.

    De er ens rent hardwaremæssigt, men forskellen er ifølge beskrivelserne at kalibreringspixels rundt i yderkanten af chippen bliver brugt til at kalibrere billedpixels med, men de bliver ikke selv kalibreret. Derfor indeholder de den rå ADC værdi i NEF filen, mens selve billedets pixels er blevet kalibreret ud fra “Optical Black” pixelværdierne. Det er grunden til at de bruger netop dem til at beregne støjen ud fra.

    At der ikke er angivet en støj ud for ISO = 50, 100, 200 skyldes måske at mange pixler går under tærskelværdien.

    Han skriver selv på hjemmesiden at han simpelthen ikke har målt dem.

    Udlæsestøjen er angivet for ISO = 400, så du burde forsøge at måle darks for ISO=400.

    Jeg har lavet en serie ved ISO100 da der er størst dynamisk område (er i gang med at uploade til dropbox). Andre tests er udført ved alle ISO værdierne (f.eks. DXO) og de resultater viser at read-noise er ca. 2,7e- ved ISO 100.

    Man har måske fundet udlæsestøjen ved at plotte sigma(ADU)^2 mod ADU for forskellige belysninger, som alle når op over tærskelværdien. Fotonstøjen alene vil følge en ret linie gennem (0,0). Man kan trække en ret linie gennem alle punkter over tærskelværdien og finde skæringspunktet på y-aksen. Denne er netop sigma(read)^2. Dette er sikkert forklaringen på at man kan finde udlæsestøjen. Den anden mulighed er at pixlerne ikke dykker under nul for ISO = 400.

    Den forklaring de giver på de fleste testsider er at de ikke bruger billedets pixels, men istedet bruger de “Optical Black” kalibreringspixels langs kanten af chippen, der indeholder rå ADC værdier. Netop for at undgå at noget af støjgulvet er kalibreret væk.

    Problemet er at jeg ikke ved hvor i NEF filen man kan læse disse kalibreringspixels.

    #103982

    swr
    • Giant

    Her er et nyt sæt ved ISO 100 og 28°C omgivelsestemperatur, hvor det tidligere sæt var betydeligt køligere.

    30s

    60s

    120s

    Jeg droppede 600s darks. Man bliver p…. øm i fingeren af at holde knappen nede i 35 minutter, så jeg kunne ikke lige overskue at holde den nede i yderligere 10 x 10m.

    3 sæt data burde vel også kunne vise om der er ulinearitet i støjniveauet? Alle tre sæt et taget under de samme omgivelsesbetingelser.

    #103985

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    SWR wrote: De er ens rent hardwaremæssigt, men forskellen er ifølge beskrivelserne at kalibreringspixels rundt i yderkanten af chippen bliver brugt til at kalibrere billedpixels med, men de bliver ikke selv kalibreret. Derfor indeholder de den rå ADC værdi i NEF filen, mens selve billedets pixels er blevet kalibreret ud fra “Optical Black” pixelværdierne. Det er grunden til at de bruger netop dem til at beregne støjen ud fra.

    Det er sådan man ville gøre med en CCD, hvor ladningen forskydes fra de forskellige pixler ud til en og samme forstærker i et hjørne af chippen. Det giver derfor god mening at at bestemme udlæsestøj, bias og gain for forstærkeren ved at analysere overdækkede pixels. Men en CMOS detektor virker ikke på denne måde. Ladningen forskydes ikke til den samme forstærker. Der findes i stedet en forstærker for hver diode med hver sin gain og udlæsestøj. Man bør i princippet kalibrere hver eneste pixel for sig selv. Det giver derfor ikke nogen mening at bruge de overdækkede pixels til kalibrering af resten, i hvert fald ikke i astronomisk forstand. Hver eneste pixeldiode starter med at blive nulstillet til en spænding, som ikke er ret velbestemt på grund af den såkaldte reset noise, som er meget stor. Dernæst foretages en ADC måling. Man venter så T sekunder, hvorefter der foretages endnu en ADC måling. Jeg har selv analyseret sådanne date fra en IR CMOS detektor, hvor begge målinger blev gemt (NOTCam på det nordiske optiske teleskop på La Palma). Det er en 1k x 1k detektor, så man kan gemme alle mellemregningerne. En CCD detektor virker anderledes. Her forskydes alle ladningspakker til en bestemt diode (output node). Denne ene diode resættes, hvorefter dens spænding måles med en ekstern integrator, dernæst forskydes ladningen til dioden, hvorefter spændingen igen måles med integratoren, men denne gang med en negativ forstærkning på 1. Den eksterne integrator har tilslut differensspændingen (før og efter ladningsforskydning), som til slut måles med en ADC. Jeg ved alt dette, da jeg omkring 1981 fik lavet Danmarks første astronomiske CCD kamera inspireret af CCD kameraet til HST. Differensspændingen blev i hvert fald for 30 år siden målt med et analogt kredsløb. Et CCD-kredsløb er en gammel opfindelse fra omkring 1970, hvorimod CMOS-detektoren er meget nyere og meget mere integreret. Jeg er derfor overbevist om, at differensen mellem efter og før eksponering beregnes digitalt. Man kan derfor ikke undgå at få negative tal på en kort eksponering, og en overdækket pixel må siges at være en ret kort eksponering. Ved anvendelse af et analogt kredsløb aderer man en konstant spænding for at undgå negative værdier. Det giver derfor god mening at anvende overdækkede pixels til bestemmelse af det analoge bias, som man kan trække fra alle andre pixels. Ved en digital beregning af differensen mellem efter og før eksponeringen giver det ingen mening først at adere et positivt tal for dernæst at fratrække det samme tal.
    Det er kun astronomer, der er interesserede i udlæsestøjen, og som derfor gerne vil have aderet f.eks 100 til den målte differens. For Nikon vil det blot betyde uønskede spørgsmål om den “mystiske” støj.
    Problemet med at klippe støjen er at man ikke kan bestemme subtile pixel-til-pixel variationer i bias ved at midle over mange biasoptagelser. Problemet er at man ikke bare kan anvende bias fra de overdækkede pixler, da der kan være subtile forskelle med overdækkede og ikke-overdækkede pixler.

    #103986

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    SWR wrote:
    Jeg droppede 600s darks. Man bliver p…. øm i fingeren af at holde knappen nede i 35 minutter, så jeg kunne ikke lige overskue at holde den nede i yderligere 10 x 10m.

    Det er sikkert OK med 3; men behøver du at tage 10 af hver?

    #103992

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    Vi har brug for et datablad over detektoren. Er den lavet specielt til Nikon?

    #103993

    swr
    • Giant

    Jeg tog 10 af hver for at have et lille statistisk grundlag at midle ud fra. Jeg kan godt tage et enkelt eller to darks på 600s, men jeg skal en tur til Endelave her i weekenden, så jeg kan først uploade dem i næste uge.

    Databladet holder de tæt inde til kroppen, og sensoren er designet specielt til Nikon i samarbejde med Nikons ingeniører, der også laver deres egne sensorer til andre kamera modeller.

    Der er lidt generel info om Sony Exmor teknologien. Der er som du nævner en forstærker for hver pixel, som ikke kan kalibreres på kolonnebasis, men der er også et analogt støjreduktionskredsløb for hver kolonne (kaldt CDS i den linkede artikel) som sikkert er det de kalibrerer med de overdækkede “optical black” pixels langs kanten af sensoren. De nævner specifikt at en Exmor sensor laver digital noise cancelling CDS: “Sony’s CMOS sensors perform this CDS operation by means of digital signal processing.”

    Mon ikke meningen er at de kalibrerer kolonnefejlene væk i NEF filen ved at bruge “optical black” pixels, og så er det op til brugeren selv at kalibrere individuelle pixelfejl væk ved at tage en række darks, stacke dem og trække dem fra det endelige billede?

    PS: Det er sikkert derfor de bruger værdierne fra “optical black” pixels til at måle read-noise, fordi de ikke er blevet “digital noise cancelled”.SWR2013-06-07 10:24:28

    #103994

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    SWR wrote:

    Der er lidt generel info om Sony Exmor teknologien. Der er som du nævner en forstærker for hver pixel, som ikke kan kalibreres på kolonnebasis, men der er også et analogt støjreduktionskredsløb for hver kolonne (kaldt CDS i den linkede artikel) som sikkert er det de kalibrerer med de overdækkede “optical black” pixels langs kanten af sensoren. De nævner specifikt at en Exmor sensor laver digital noise cancelling CDS: “Sony’s CMOS sensors perform this CDS operation by means of digital signal processing.”

    Mon ikke meningen er at de kalibrerer kolonnefejlene væk i NEF filen ved at bruge “optical black” pixels, og så er det op til brugeren selv at kalibrere individuelle pixelfejl væk ved at tage en række darks, stacke dem og trække dem fra det endelige billede?

    PS: Det er sikkert derfor de bruger værdierne fra “optical black” pixels til at måle read-noise, fordi de ikke er blevet “digital noise cancelled”.

    Interessant. Den anvender tilsyneladende en hybrid teknik. CDS står for correlated double sampling. Det kalder man netop den dobbelte analoge teknik til måling af spændingsændringen på en CCD’s output node. Dette betyder også at man er tvunget til at anvende en positiv analog bias inden ADC’en, så resultatet er ikke så forskelligt fra output fra en CCD. Den støj man hentyder til er reset eller kTC støj, hvor C er kapaciteten. Spørgsmålet er så, om man virkelig har fratrukket bias fra billedet. dcraw fortæller intet om overdækkede og ikke-overdækkede pixler. Det kan også tænkes at det rå billede faktisk har et offset, men at der i headeren er oplysninger om bias-niveauet for hver søjle. Det er så dcraw, som foretager trunkeringen. dcraw kan læse alle mulige raw formater, hvor de fleste ikke har kolonnevis bias, så programmes forfatter har måske valgt at trække dem fra. Det hele kommer så til at afhænge af det anvendte program.

    #103995

    swr
    • Giant

    Ja, det er sikkert afgørende at NEF filen konverteres så nænsomt som muligt og udnytter alle de data der er tilgængelige i filen. Når jeg kommer tilbage fra weekendturen vil jeg prøve at åbne NEF filerne i Lightroom og det Nikon program der var med til kameraet, for at nærstudere histogrammet i venstre side. Måske er der forskel på de forskellige programmer?

    #103998

    swr
    • Giant

    BjarneT wrote: Jeg ved alt dette, da jeg omkring 1981 fik lavet Danmarks første astronomiske CCD kamera inspireret af CCD kameraet til HST. Differensspændingen blev i hvert fald for 30 år siden målt med et analogt kredsløb.

    Det er ærgerligt at vi ikke kan skaffe et rigtigt datablad, når du har så indgående et kendskab til teknologien. Det lyder plausibelt at den signalbehandling der foregik analogt for 30 år siden, nu er flyttet ind i det digitale domæne.

    Måske kan man læse noget ud af de patenter Sony har taget på Exmor teknologien?, men det erstatter ikke et detaljeret datablad hvor man kan se hvad de konkret har implementeret på den pågældende sensor. Jeg tror dog trygt man kan regne med at Sony’s og Nikons teknikere ved hvad de har med at gøre. Støj er også vigtig for almindelige fotografer, hvor stort dynamikområde og evnen til at hive detaljer ud af skyggerne er noget der sælger kameraer.

    #104000

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    Ja, men prøv at se på Figur 3: A/D Converter Technique Timing Chart
    Kurve 4 fra oven viser pixelsignalet. Man ser i starten, hvordan pixel reset impulsen påvirker signalet meget. Det stabiliserer sig omkring en stabil værdi Vrst. Derefter kommer pixel transfer impulsen, der overfører ladningen fra pixeldioden, så signalspændingen ændre sig. Signalspændingen stabiliserer sig nu omkring værdien Vrst+Vsig. Vi ønsker at finde spændingsforskellen mellem de 2 niveauer, så vi ender med signalet. Man ser at Vrst måles i en “down-count period” og at Vrst+Vsig måles i en “up-count period”, så man ender med en tælling, som angiver differensen, altså Vsig. Den nederste kurve ligner til forveksling spændingen over den analoge integrator i mit CCD-system. Man skal nu blot sørge for at den endelige tælling altid er positiv, også for en meget kort optagelse uden lys.

    Jeg har set på din 120s dark et sted midt på detektoren. Halvdelen af pixlerne er 0, resten er 1 eller 2. Der er ingen tvivl om at de negative er blevet sat til 0. Mørkestrømmen er her meget lav.
    Jeg har skrevet til forfatteren af dcraw. Han ved måske, hvad der foregår.

    #104007

    henrik
    Deltager
    • Nova

    Ja, det er lykkedes at opdage en Saturnstørrelse exoplanet med en 80mm f/1,9 linse og en KAF4000 CCD på en paramount montering.

    Om det lige er at “slå Kepler” ved jeg ikke om jeg vil sige, men det kan man altså.

    Se KORT NYT

    Mvh Henrik

    AstronomibladetHenrik2013-06-07 21:07:26

    #104011

    Bjarne
    Moderator
    • Super Nova

    KELT er et lille teleskop, men et stort databehandlingsprojekt. Det har allerede kørt i mere end 6 år. Man anvender et Wratten #8 red-pass filter til at definere et bredt R-bånd, da scintillationen er mindre i den røde del af spektret (og da Kodak CCDen er forsidebelyst). Man behøver ikke et stort teleskop; man skal blot sørge for at fotonstøjen er lidt bedre end scintillationsstøjen. En kort brændvidde tillader desuden et stort felt, så man kan observere 137000 stjerner ad gangen. Ud af disse vælger man 29000 dværgstjerner i intervallet 8 < V < 10. Reduktionen skal af indlysende grunde være automatisk, og den relative fotometri skal være så god at man kan identificere et dyk på under 0.01 mag over måske 30 min.
    Det jeg har i tankerne er anvendelse af et 3-farveindex, som er konstrueret til at være scintillationsuafhængigt, så man kan nå en fotonbegrænset fotometri af meget klare enkeltstjerner. Disse skal så udvælges ud fra en kort liste over stjerner med kendte radialhastighedsvariationer. Der er altså ikke tale om et projekt, som kræver 31 medforfattere. Jeg bemærker at en af medforfatterne er John C. Geary, som hjalp mig med mit første CCD-kamera i 1981.

Viser 15 indlæg - 136 til 150 (af 178 i alt)

Emnet 'Kan man slå Kepler fra jorden?' er lukket for nye svar.