Joo, polttoväli itsessään ei merkitse vielä mitään. Vasta suhteutettuna kennon pikselikokoon sillä on merkitys. On tiettyjä poikkeuksia: Dispersiokorjaimen, suotimien yms. elementtien toiminta on parempaa, kun valokartio on loivempi i.e. aukkosuhde on pienempi i.e. polttoväliä nopeilla putkilla kannattaa pyrkiä hieman kasvattamaan jotta aukkosuhteen saa yli F10:n. Sen jälkeen onkin enemmän kyse siitä, mitä laadukkaita komponentteja on saatavilla, jotta lopullinen polttoväli ja pikselikoko täsmäävät. Yleensä tässä mennään kameran ehdoilla. Hyvä kamera on ensiarvoisen tärkeä komponentti ja sen pikselikoko on mitä se siten sattuu olemaan. Putken maksimierotuskyky pitää sitten pyrkiä saamaan levitettyä sopivalle määrälle pikseleitä oikean näytteistyksen aikaansaamiseksi ja polttoväli säädetään sen mukaan. Sen mukaan sitten valitaan Barlow. Kuukuvauksessa nykyään saatetaan sitten tarvita vielä komakorjausta nopeilla putkilla, joka edelleen kaventaa valikoimaa.
Tässä olen, kuten moni muukin planeettakuvaaja, noudattanut Nyquistin teoreemaa joka nimenomaan on tuo näytteistys 2x kertaa erotuskyvyllä. Käytännössä niin, että Dawesin rajan sisään pitää mennä kaksi pikseliä kulmittain. Siispä tuossa SW400P:ssä Dawesin raja on jossain 0,3" tienoilla, jolloin vaaka/pystysuuntaan laskettuna 0,11"/pikseli erottelukyky antaa suunnilleen tuon kaksi pikseliä kulmittain. Kaikki parhaat kuvani olen ottanut tällä sämpläyksellä. Tällöin siis käytössä monokamera. Tuo värikameran rajumpi sämpläysvaade tulee Bayerin matriisista, jossa samaa väriä näkevät pikselit ovat kauempana toisistaan, jolloin pitää sämpläystiheyttä nostaa jotta kaksi saman värin pikseliä näkisivät "Airyn". Mutta kun kuvaa (ja kannattaa kuvata) värikameralla debayeroimatonta raakamuotoa ja pinoaa AS:llä ja tekee debayeroinnin vasta AS:ssä, AutoStakkert osaa tehdä debayer-drizzlen, jolloin ylimääräistä sämpläyksen nostoa ei tarvitse tehdä. Siinä mielessä siis värikameralla voisi noudattaa tuota monokameran sääntöä, kunhan kuvaa debayeroimatonta ja hyödyntää Autostakkertia. Ylisämpläyksestä on nimittäin haittaa.
Tämä sääntö on toiminut hyvin, mutta edellyttää että Seeing on hyvä. Siis oikeasti se joka kymmenes kerta. Niillä muilla kerroilla tullaankin sitten siihen pohdintaani polttovälistä, jolla oikeasti tarkoitan kuitenkin ilmakehän asettamaa maksimierotuskykyä.
Tuon ilmakehän turbulenssimallin mukaanhan erotuskyky riippuisi (kuvitteellisen?) Friedin solun r0 läpimitasta ja havaitsijan apertuurista. Mutta luulen, että tuo malli toimii kyllä ammattilaismittakaavassa, mutta yksinkertaistaa liikaa harrastajamittakaavassa. Edelleen kun mennään kapealle taajuuskaistalle infrapunaan ja aletaan lucky-imaging - menetelmällä jahtaamaan niitä tilastollisesti poikkeuksellisia hyviä ruutuja, nuo mallit saattavat antaa liian jyrkkää käyrää korrelaatiolle apertuurin suhteen. Palaan tähän myöhemmin, piirtelin yhden kuvajaisenkin aiheesta. Joka tapauksessa jos harrastajamittakaavassa, jonka ylärajaa olisi tarkoitus ensi syksynä lähteä kartoittamaan, tuohon kulloiseenkin erotuskykyyn tietyillä ehdoilla vaikuttaakin enemmän tuo r0, ollaankin tilanteessa jossa vähemmän hyvällä seeingillä harrastajalle on olemassa kelikohtainen raja-erotuskyky. Tämä visuaalisestikin tuttu ilmiö, että tiettyä enempää suurenusta ei keli vaan kestä. Ja sama pätee kuvaamiseen. Olen huomannut, että laajemman seeing-huojunnan, sen visuaalisen seeingin, läpi pääsee ir-alueella ja hyvällä signaali/kohina suhteella aika helposti. Mutta monesti sieltä alta löytyy toinen, pieniskaalaisempi turbulenssi, josta ei enää pääsekään läpi. Jos sen ylisämplää, saa huonomman raakavideon aikaiseksi kuin pudottamalla polttoväliä hiukan. Monesti tämän huomaa ihan läppärin ruudullakin. Ja jos tuollaista videota koittaa pinota, lopputulema on vielä kertaluokkaa huonompi, kuin pienemällä polttovälillä kuvastusta. Ilmeisesti sekä sämpläys, että pinoamisalgoritmi toimii epäoptimisti, jos ylisämplää. Toisekseen seeingin vaihtelu pumppaa myös fokuspistettä, jolloin voi olla että ylisämplätessä ylisämplätään myös z-suuntaan, eli liian suureksi keliin nähden vedetty kuva fokusoituu ison osan aikaa joko kennon ylle tai taakse, kun hiukan maltillisemmalla skaalalla isomman osan aikaa fokus osuu kennolle. Tätä en ole tosin miettinyt loppuun asti miten tämä menee, kun fokusoijana on linssinä toimiva ilmakehä, että miten tuo kriittinen fokus käyttäytyy.
Mutta siis henkilökohtaisesti epäilen, en tiedä, että nykyaikaisilla kuvausmenetelmillä ja -välineillä harrastajamittakaavassa apertuurin kasvu samalla myös kompensoi Friedin mallin mukaista seeing-virheen kasvua apertuurin funktiona, jolloin tietyssä kokoluokka-alueessa ollaankin sangen laakealla käyrällä erotuskyvyn ja apertuurin suhteen. Tiettyyn kokoluokkaan asti maksimierotuskyky riippuukin melko suoraan r0:sta, koska enemmän seeingistä karsivä isompi apertuuri saa enemmän ja parempaa laatua irti harvemmista satunnaisista hyvistä hetkistä/ruuduista, kuin pienempi apertuuri useammista paremmista hetkistään. Tämän sivun puolenvälin alapuolelta
https://www.telescope-optics.net/seeing_error.htm löytyy Friedin antamat todennäköisyydet lucky imaging:ssa erilaatuisen seeingin esiintyvyydelle. Kun katsoo kuinka paljon epätodennäköisempiä hyvät ruudut ovat apertuurin kasvaessa, voi todeta että kameroiden herkkyys ja fps ovat kasvaneet nopeampaa tahtia ja isommalla apertuurilla se pystytään myös ulosmittaamaan. Äkkiä katsoen tuon mukaan hyppyni 40cm peilistä 60cm peiliin vaatisi 15 kertaisen määrän ruutuja per kuva, jotta kuvaus onnistuisi yhtä usein kuin nykyään. No, USB3.1-kameroita odotellessa...
Aihe: Putken maksimiresoluutio planeettakuvauksessa (Luettu 5047 kertaa)