DP的行星之路（3）--光学误差/中心遮挡/视宁度对行星摄影响
本帖最后由 ivan11223 于 2016-12-16 00:09 编辑这是桃子一篇很长的文章，详细列出了各种因素的影响并很直观地展现了出来，有助于对一些概念有个了解{:5_283:}
光学畸变，中心遮挡，视宁度对行星摄影的影响介绍我经常收到关于望远镜性能,以及如何挑选最佳的行星摄影望远镜的邮件。鉴于最近通过电子邮件与一些经验丰富的观察家们讨论了很久，并进一步的研究之后，我决定制作一个页面来展示行星图像如何受孔径,光学误差,中央阻塞和视宁度的影响。也包括那些更有经验的、调制传递函数(MTF)和艾里斑图像。我想写这篇文章的原因是想要让大家弄清楚以下所列出的因素是如何影响图像的，而不至于被MTF，斯太尔率，波前误差值搞得一头雾水，最重要的是我们想要知道这些问题是如何影响我们图片。
一些重要的东西一些比较重要的声明必须让读者明白，首先我尽了我一切努力使这些模拟图像尽可能接近准确，在Aberrator 2程序的帮助下，模拟的这些图像非常准确，而且这篇文章在发表之前我发给了几个有经验的天文学家确认过，很明显，不可能100%准确的模拟，但是可以给读者一个很好的参照标准，认识到前面列出的问题如何影响真实的图片和性能,在实际成像时可以预期最终结果。也有一些读者应该考虑的重要信息:1.所有的模拟图像(除非另有说明)都是在光轴完美校准的望远镜的基础上进行讨论的。我已经无法用语言形容这个问题的重要性，光轴不准的望远镜将不会得到最好的结果。2.完美对焦的图像是至关重要的,非常重要。所有图片都是完美对焦后的。3所示。望远镜必须完全冷却。哪怕只有0.5摄氏度的环境温度差异都会导致图像抖动模糊的问题
。理解分辨率和对比度两个需要理解的重要概念是望远镜能够提供多高的分辨率，以及最终图像的对比度与你能记录到多少细节有关，对于一个给定的光学系统，我们经常用道斯极限或瑞利极限来判断，道斯极限大概阐述了对于一个指定的无中央遮挡的系统，能够分辨距离多近的亮度相近的双星，可通过一下公式计算：115/口径（单位：mm），例如一个254mm口径的望远镜，道斯极限为0.45角秒，但道斯极限对于行星来说没什么用，因为它只适用于恒星，行星的细节则截然不同，能实现多高的分辨率与拍摄的对象的对比度有关，一个很好的例子是，土星A环的恩克缝实际上仅仅只有325公里宽，大概只有0.05角秒，远低于50厘米口径的望远镜的道斯极限分辨率，事实上，20厘米的望远镜在Good seeing的情况下就能拍摄到，远超过了20厘米望远镜理论道斯极限的11倍！这怎么可能？正如上面提到的，最终图像的对比度与你能记录到多少细节有关，行星是扩展对象（行星是有视面积的对象，而不是像恒星那样的一个点）,道斯或瑞利判据不适用在这里。事实上在月球和行星中分辨率有可能超过任何限制的十倍，取决于所观察到的细节的对比度，无论是目视还是拍摄。
调制传递函数(MTF)告诉我们什么。调制传递函数(MTF)是科学的方法评估的基本光学系统的空间分辨率和对比度的性能,或组件的系统。
图形本身研究光学系统的性能的空间频率和对比。例如,完美的光学系统不会降低目标的对比度,但是因为总是会有残余畸变在任何系统，这是不可避免的。分辨率当然是由口径限制。MTF图显示多少的光学系统减少了对比度和分辨率适合给定的光学系统。这两个图轴代表沿水平轴空间频率,纵轴,对比。
图表显示了一个非常简单的视图对于三个不同的光学系统。表明好分辨能力和良好的对比。B:表明好的对比但可怜的分辨能力。C:表明良好的分辨能力,但可怜的对比。
MTF图是最强大的方法来评判一个光学系统,和各种各样的畸变影响。它还允许我们基于畸变生成准确的模拟图像。
测试目标。我选择做模拟图像的目标是土星。土星是一个不错的选择,因为它的特性,包括非常高对比度细节(其环和结构),而其本体有很低对比度的细节(它的不同的带和区域)。
第1部分。不同的口径大小的性能。在这里你会发现模拟行星图片和10、15、20、25、30和40厘米望远镜。这些例子展示的是一个46角秒的接近冲日的土星，明显的AB环利于我们参照。
一个MTF图生成的两个望远镜,一个口径是另外一个的一半。展示了更大口径的望远镜是如何分辨更小的细节。
6个艾里斑的不同视图由6个不同的孔径大小相同的质量没有阻塞或大气湍流。很明显这里为什么大望远镜显示比小的更细微的细节。A:10厘米。B:15厘米。C:20厘米。D:25厘米E:30厘米F:40厘米。
土星的六种不同的表现。
A:10厘米孔径。1/8th波球面像差。无中心遮挡。没有大气湍流。
B:15厘米孔径。1/8th波球面像差。无中心遮挡。没有大气湍流。
C:20厘米孔径。1/8th波球面像差。无中心遮挡。没有大气湍流。
D:25厘米孔径。1/8th波球面像差。无中心遮挡。没有大气湍流。
E:30厘米孔径。1/8th波球面像差。无中心遮挡。没有大气湍流。
F:40厘米孔径。1/8th波球面像差。无中心遮挡。没有大气湍流。
第2部分。性能影响不同规模的核心障碍。这里我们研究土星图像通过一个25厘米孔径望远镜,1/8th波球面像差,没有大气干扰和中央遮挡大小为0%,20%,30%和50%（按遮挡直径算）。
A:25厘米孔径。1/8th波球面像差。无遮挡。没有大气湍流。
B:25厘米孔径。1/8th波球面像差,20%遮挡。没有大气湍流。
C:25厘米孔径。1/8th波球面像差,30%遮挡。没有大气湍流。
D:25厘米孔径。1/8th波球面像差,50%遮挡。没有大气湍流。
三个MTF图显示遮挡变得越大,越影响中低频率的细节(如木星云带的细节。)，对于高频率对比度的细节(比如土星环的结构),有遮挡的望远镜的性能略优于一个畅通无阻的望远镜。遮挡大于35%的时候，中低频细节会降低到一个行星摄影不能接受的水平。
我们也做了进一步对比的MTF图(没有在这里发表),例如一个254mm口径30%中央遮挡的望远镜与一个（口径小了30%）178mm口径但是没有中心遮挡的望远镜，在中低频率的细节上(例如土星的腰带/区)的表现是一样优秀的。在高频细节的表现上(如土星环/结构)，有挡略的望远镜略优于一个无遮挡的望远镜（相同口径的情况下）
第3部分。不同程度的球面像差对性能的影响不同程度的球面像差的常见的光学问题，土星的照片是以无中心遮挡以及完美的视宁度下为前提下呈现的。
A: 25厘米孔径。1/10波长球面像差。无遮挡，没有大气湍流。
B:25厘米孔径。1/8th波长球面像差。无遮挡，没有大气湍流。
C:25厘米孔径。1/4th波长球面像差。无遮挡，没有大气湍流。
D:25厘米孔径。1/2th波长球面像差。无遮挡，没有大气湍流。
四个MTF图显示不同程度的球面像差影响一个无遮挡的25厘米望远镜在完美视宁度下的表现，1/10和1/8波长对于一个无遮挡的光学系统来说几乎没有区别，1/4波长精度非常接近于有35%中央遮挡的望远镜，1/2波长的情况下，频率严重衰减，这是不能接受的
第4部分。性能影响与不同程度的大气湍流。对于任何光学系统来说，也许最致命的影响是视宁度，下面呈现不同程度的视宁度影响在一个25厘米,30%阻塞,1/8th波长精度的望远镜，图像也显示了准焦和散焦的图像。
A:25厘米孔径。1/8th波长球面像差，30%遮挡，无大气湍流
B:25厘米孔径。1/8th波长球面像差，30%遮挡，0.05波长RMS大气湍流
C:25厘米孔径。1/8th波长球面像差，30%遮挡，0.15波长RMS大气湍流
D:25厘米孔径。1/8th波长球面像差，30%遮挡，0.25波长RMS大气湍流
左:一个MTF图显示上面的望远镜受到动荡的典型0.15波RMS(C点在上面的图表),这在皮克林视宁度等级里为Fair，很清楚的展示了大气湍流如何影响了我们获得的最终结果，这是一个影响最大的，不可控制的因素（不同于质量，光轴，对焦问题），MTF图显示望远镜的所有频率的性能都降低了，右图动画模拟一个恒星在Fair等级的视宁度下的表现。
第5部分。不同孔径/遮挡/光学畸变对性能的影响
A:10厘米孔径。1/10th波长球面像差。无遮挡。没有大气湍流。B:15厘米孔径。1/10th波长球面像差。无遮挡。没有大气湍流。C:20厘米孔径。1/4th波球面像差,35%遮挡。没有大气湍流。D:25厘米孔径。1/10th波长球面像差,30%遮挡。没有大气湍流。E:25厘米孔径。1/10th波长球面像差,15%遮挡。没有大气湍流。F:35厘米孔径。1/4th波球面像差,35%遮挡。没有大气湍流。
从上面的模拟,我们可以看到不同的孔径大小,与不同的遮挡和光学畸变对同一个目标的影响。其相当明显的是，最佳性能在D,E,F图像。当然,这些模拟是完美的视宁度条件——地面上的更大口径的望远镜很难碰到完美的视宁度。受大气影响，10和15CM的望远镜有更高的几率达到性能极限而获得A、B图那样的结果，而35cm的望远镜受大气影响更严重，只有很少几率能达到其性能极限而获得E图所示的结果。一些最后的想法……综上所述,一些主要的问题变得清晰。较小口径的高质量望远镜,大多数时间能发挥其性能达到非常接近理论极限,较大的口径很难达到极限，由于天文观测的局限性。而且我们还要综合其他问题考虑什么望远镜最适合行星观测:1。我们有多少的预算。2。整套设备是放在固定点还是每次使用都要拆卸运输？3。所处位置能有多好的视宁度?。其他诸如光轴准确度，对焦，热平衡，尤其是视宁度，比不同望远镜之间的小差异重要多了，更何况那些所谓的小差异是源自“实验室条件”下的结果。很明显,中央遮挡是一个被人极大地夸大了的问题，尤其是当中央遮挡的影响被拿来与其他因素的影响作对比的时候(比如前面的一些对比)。其他诸如光轴准确度，对焦，热平衡，尤其是视宁度，比不同望远镜之间的小差异重要多了，更何况那些所谓的小差异是源自“实验室条件”下的结果。很明显,中央遮挡是一个被人极大地夸大了的问题，尤其是当中央遮挡的影响被拿来与其他因素的影响作对比的时候(比如前面的一些对比)。 也许最大的问题是,便利性。毕竟,我们不太可能带着很麻烦很不便利很难用的设备还经常出动。最后,最好的望远镜的最终是一个各方面的问题都权衡到位的选择，只注重一个问题来挑选望远镜始终不是一个理性的做法
全文完，原贴地址：http://www.damianpeach.com/simulation.htm{:5_277:} 我个人认为，桃子文中说20cm可拍到恩格环缝，并不能类同的说拍行星可以高出10倍的理论分辨率，这个比喻不恰当。这和分辨率没有多少关系，仅和对比度有关系。打个比方，恒星直径0.005角秒，肉眼却能看到。那是因为强烈的对比度，但不意味着肉眼能分辨出0.005角秒的宽度。所以20CM能拍到恩格缝仅仅是能感受到恩格缝造成的对比度差异，但其实完全无法分辨恩格缝的宽度，理论分辨率并没有提高，完全没有。我说这段话的意思就是，看到和看清是两个概念，不能说能看到，就分辨率法则失效。其实根本就是一种误解而已。 whyaaaning 发表于 2016-12-15 18:09
我个人认为，桃子文中说20cm可拍到恩格环缝，并不能类同的说拍行星可以高出10倍的理论分辨率，这个比喻不恰 ...
个人愚见:分辨率是不是应该意味着能够分辨多小物体？拍到了恩缝虽然只是“看到”不是“看清”，但也把恩缝从A环上分辨了出来，这样算不算呢？如果按恩缝为0.05角秒反推的话，那要2.3m口径的镜子才有这样的分辨率
桃子原话是“”能达到多高的分辨率(resolution)，取决于目标的对比度“”，亦或者应该理解为“能分辨多少细节，取决于目标的对比度”，貌似也是在强调对比度的问题
当然，更不排除是我翻译的问题{:5_281:}
原文是“the resolution that can be achieved is directly related to the contrast of the objects we are looking at”
技术贴，顶一个！ 本帖最后由 c360 于 2016-12-16 00:00 编辑
顶强贴！
三个判据的前提是，无限远等光强点光源，线分辨率本来就不受此限制。
至于能提高多少倍没概念，需要计算。
手机上网，打字太慢，你们继续讨论。 好文 c360 发表于 2016-12-15 21:55
顶强贴！
三个判据的前提是，无限远等光强点光源，线分辨率本来就不受此限制。
至于能提高多少倍没概念，需 ...
好，如果线分辨率不受此限制，那正如板凳说的如果是两个相距0.05角秒宽度0.05角秒恩克缝排一起，你小镜子还能分开吗？
这个是纯技术帖了 ivan11223 发表于 2016-12-15 18:50
个人愚见:分辨率是不是应该意味着能够分辨多小物体？拍到了恩缝虽然只是“看到”不是“看清”，但也把恩 ...
你翻译的没什么问题。桃子的拍摄经验肯定是世界顶尖的，但是这种说法依然是不对的。就像游戏猫说的，如果两个并排的环缝，那么小镜子也只能看到一条暗带，因为根本分辨不出来是一条还是两条。
再说个更极端的例子，假设土星和土星环是纯黑的，而恩格缝是像太阳一样亮，那肉眼，包括任何口径望远镜都能够观测到。但拍出来的恩格缝大小，绝对不是恩格缝本身的宽度，而是和望远镜的分辨率有关。
不错，很直观！ whyaaaning 发表于 2016-12-16 09:17
你翻译的没什么问题。桃子的拍摄经验肯定是世界顶尖的，但是这种说法依然是不对的。就像游戏猫说的，如果 ...
原来如此{:5_284:}
好文章呀！翻译不错 mech 发表于 2016-12-15 20:29
技术贴，顶一个！
谢谢支持{:5_281:}
c360 发表于 2016-12-15 21:55
顶强贴！
三个判据的前提是，无限远等光强点光源，线分辨率本来就不受此限制。
至于能提高多少倍没概念，需 ...
谢谢支持{:5_281:}
robb 发表于 2016-12-15 23:38
好文
谢谢支持{:5_281:}
phoenix_kong 发表于 2016-12-16 08:57
这个是纯技术帖了
{:5_277:}{:5_277:}
hhbb 发表于 2016-12-16 10:07
不错，很直观！
谢谢支持{:5_283:}
alexhy 发表于 2016-12-16 10:56
好文章呀！翻译不错
谢谢支持{:5_296:}
学习，感谢无私奉献
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