一个股民的器材"指标"认识历程
股市大牛, 本人一介菜鸟一路到了4000点高地, 向下望,一阵寒. 没有勇气再攀高峰,休息休息.
以前对于器材一直停留在纸上谈兵的阶段, 现在好好总结一下, 研究研究"各股"指标,选好一个大蓝筹,
但原投入能换来最好的回报(当然是精神上的) ,准备投入勇往只前的发烧不归路.
先列个大纲,水平有限,能倒多少算多少, 也有些消化不良,最多算是网络大杂汇, 本人也是到处
趴资料,一点点凑出来的,各位同好本着鼓励的原则,总可以看成是本人读书笔记,将就吧!
欢迎各位大虾补充.
业余天文观测,其本质就是天体可见光(无论是反射光如月球,还是太阳),经过大气,由天望采样后,
最终由记录器记录的过程(可累计记录的CCD,FILM,不可积累的人眼). 我们平时所说的器材,就是采样器,
和记录器. 从科学的精神来奖就是求"真", 器材设计所有目的就是天体的可见光信息,以最少的损失记录
下来,这包括两各方面需要作的工作 1: 尽可能多的主体信息 2: 尽可能少的干佬信息(噪声), 因为2者是
同时被记录下来的, 我们的很着措施,大口径, 虑镜, 底象差色差APO,马镜,SCHMIDT设计(采样系统本身的精度引起的误差)
,垫加(噪声是随机的总体上可以正负抵消,信号都是相对稳定都是正的)等等都是为了同一个目的.
废话太多, 下面就一个个来分析吧.
1: 天空(背景)
噪声因素: 天光(黄道光,大气散涉光...,月光,暮光,曙光); 人造光
参考指标: A: 总亮度 一般天光在每平方秒20等(全无光害地区)
B: 天光及光害的光谱和时间,可以参考天文年荐及相关资料
最主体干捞:
由于天光的存在,世界上没有全黑的地方,星星亮度低于天光,就是在曝光也没有
办法在天光背景中分辨出来,被天空淹没了. 按照摄影来讲,如果曝光够长,天空在底片上
浓度高于片基浓度,底片上有足够多的银粒子沉垫.如果我们星点在底片的印象面积内有足够的
银粒子,以供我们眼睛能否识别在此区域内,浓度比周围区域高,那么才能认为是一个星星.
摄影上讲曝光超过1/3格(1.26倍)那么浓度差会识别出来,就是说最暗的星星是天光
的0.26倍.再暗爆了也白爆,至少对人眼如此.
对器材影响: 虑静选用(虑到不良波段光线), 底片(更细的粒子提高极限星等,及光敏等)....
备注: 以上仅为大刚,为一些不同资料组合,有机会分专题转贴
2: 大气
噪声因素: 视宁度(参考前期我转贴的SEEING一文), 折射(底伟度对象)
参考指标: A: 视宁度 高倍观测恒星闪动度数, 一般都再1秒以上. 甚至2到3秒,世界上只有
夏伟易才有1秒以下.
对主体干捞:
由于大气流动,可看作空气胞组成,他们之间相互干聊,形成星点的跳动,大的行星可
看作很着星点组成,这样本来可以看到的细节就胡掉了.
对器材影响: 大气运作有一定的频率,所以可以用840K等方法,对大气进行快照, 选用一些大气
瞬态稳定的照片,进行合成. 所以说840K是行星摄影的王道.
对于专业设备采用AO自适应光学系统,进行同步修正. 象一些高级CCD,如ST10K等,
就可以佩AO7配件,但修正频率好象只有50HZ吧,只能算初级,但东西确是上万美金了!
3: 主体的细节型态及空间频谱
学习过FFT变换的同好都知道, 一个函数可以分解为一系列不同强度及频率的函数的叠加, 前言里提到
一个镜头就是一个过滤气,我们可以单独研究单一函数通过特性,知道其特性. 更据叠加原理就可以评估
不同对象在此镜头的通过特性了. 这在摄影中MTF曲线什么的,各位同好估计已经滚瓜烂熟了.这里我们相反的
来评估一个对象的空间频谱分布, 普通的说就是我们常说物体的反差,对比等等特性,用在天文里也是非常有效的
如木星是一个底反差的物体, 土星是高反差物体, 星云周边及背景一般属于空间底频部分,核心主要属于空间
高频部分.
最器材影响: 不同的观测对象,由于其不同的空间频谱,我们需要选用不同采样器,把我们需要的默些
频谱凸显出来. 如大家都知道TV的反差高, 反射境则受遮蔽率影响,对于高频部分影响比较大
对于低频部分影响不大但有一定影响......
诸如此类都是属于广义的过滤器的过滤特性, 我们希望针对不同的物体有不同的过滤器来处理,
突出默些信息.
这部分展开需要很作篇章,也是真论的焦点, 可以开一个专题.
一些贤广材料,有机会在贴,这里贴个星点的实例照片反差和对比,大家可以体会一下.
4: 望远镜-过滤器设计
4.1 非点对象的整体性评价-如反差等, 比较有艺术性,这块还正是各有各的说法....,还需要进一步学习.
4.2 点对象(星星),这方面比较容易理解, 需要了解到不少东西
a: 由于衍射的存在,一个点在过虑后会形成一定面积,圆形的光斑,叫AIRY DISK,他以环化分为几个区域,
核心区是能量最集中地方,二级相对弱.所以我们有一个很重要指标即核心环能量占的比重,一般好的
镜子都在90%以上. 约高我们可以体会(不考虑其他干扰因素)到的星点越小,越扎实.可看到的星星也
越暗(能量更集中,更容易超出区分下限).相应的细节也就更精细了. 大小和口径成反比.
b: 实际中星点大小受几个因素影响:
1: SEEING, >1秒 2: 镜子误差(象差) 3: 记录器最小分便率(对于底片指粒子精细程度,
对于CCD指单个CCD单员,一般在9UM左右,更据抽样原理,至少3个以上单元,星才会是圆的,否则是
方的). 4: 焦距(由于SEEING等为角度单位,焦距越长,其最终记录在记录器上投影越大)
c: 结合1的天光部分就可以说明我们的底片极限星等
m=天光星等+5logf-5logd-24.78 (F为焦距,D为最小星直境)
以上具体推演有机会可以把王博士的论文和大家讨论一下.
4.4 象差图的理解
5: 各种不同形式设计望远境-如何在各种象差/色差,象散,场曲等各种形能取的平很.及对应使用特点...
5.1 卡境
5.2 牛境
5.3 马境
5.4 施境
5.5 折境
至少可转5个贴
6: 接受器
6.1 人眼,CCD,FILM 的区别
6.2 人眼的深空观测技巧
6.3 底片的特性,如何应用及确定亚当斯III IV曝光区
6.4 CCD的原理, ISO(见前贴,DSLR ISO), 信照比
6.5 DSLR
7. 各种民品的新能比较
FSQ106为什么定位于自焦摄影? TOA130,125SDP新能比较? U250 VS VC200?.....
[ 本帖最后由 wangwang123 于 2007-5-24 02:05 编辑 ] |
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