Jak policzyć pole widzenia okularu i kamery na mapie nieba
Pole widzenia nie jest samą ogniskową. W obserwacji wizualnej łączy teleskop z okularem, a w fotografii efektywną ogniskową z wymiarami sensora.
Ramka pola widzenia odpowiada na praktyczne pytanie: co znajdzie się w jednym spojrzeniu lub ujęciu? Aby ją narysować, program potrzebuje parametrów całego toru optycznego. Nazwa teleskopu albo liczba megapikseli nie wystarczą. Poniższe obliczenia dają punkt startowy, który trzeba później sprawdzić na prawdziwych gwiazdach.
Obserwacja wizualna: najpierw powiększenie
Powiększenie oblicza się, dzieląc ogniskową teleskopu przez ogniskową okularu:
powiększenie = ogniskowa teleskopu ÷ ogniskowa okularu.
Obie wartości muszą mieć tę samą jednostkę, zwykle milimetry. Jawny przykład: teleskop o ogniskowej 800 mm z okularem 20 mm daje 40-krotne powiększenie. To przykład rachunku, nie rekomendacja zestawu.
Jeżeli w torze znajduje się soczewka Barlowa albo reduktor, użyj efektywnej ogniskowej wynikającej z rzeczywistego współczynnika układu. Odległość elementów może wpływać na uzyskany współczynnik, więc wartość z etykiety bywa przybliżeniem dla określonej konfiguracji.
Przybliżone rzeczywiste pole okularu
Proste oszacowanie dzieli pozorne pole widzenia okularu przez powiększenie:
rzeczywiste pole widzenia ≈ pozorne pole okularu ÷ powiększenie.
Jeżeli przykładowy okular ma pole pozorne 60°, a powiększenie wynosi 40×, oszacowanie daje 1,5° rzeczywistego pola. Wzór jest użyteczny do planowania, ale konstrukcja okularu i zniekształcenia sprawiają, że nie musi odpowiadać dokładnemu pomiarowi.
Dokładniejsza metoda wykorzystuje średnicę ogranicznika pola okularu i ogniskową teleskopu:
rzeczywiste pole w stopniach ≈ 57,3 × średnica ogranicznika pola ÷ ogniskowa teleskopu.
Użyj tej metody tylko wtedy, gdy znasz rzeczywistą średnicę ogranicznika podaną przez producenta lub zmierzoną poprawną procedurą. Nie zastępuj jej średnicą tulei. Oficjalny podręcznik Stellarium pozwala podać zarówno pole pozorne i ogniskową okularu, jak i średnicę ogranicznika pola.
Kamera: wymiary sensora i efektywna ogniskowa
Kadr fotograficzny ma zwykle inną szerokość i wysokość. Dla każdego wymiaru sensora można użyć wzoru:
pole w stopniach = 2 × arctan(wymiar sensora ÷ (2 × efektywna ogniskowa)) × 180 ÷ π.
Wymiar sensora i ogniskowa muszą być w tej samej jednostce. Dla niewielkich kątów spotyka się uproszczenie oparte na proporcji wymiaru do ogniskowej, ale pełna funkcja arctangens jest bezpieczniejsza w kalkulatorze. Oblicz osobno szerokość, wysokość i ewentualnie przekątną.
Jawny przykład: sensor szeroki na 13,2 mm przy efektywnej ogniskowej 600 mm daje poziome pole około 1,26°. Sensor wysoki na 8,8 mm daje około 0,84°. Wynik opisuje geometrię idealnego układu. Rzeczywisty użyteczny kadr może ograniczać winietowanie, korektor, nietypowe proporcje pikseli albo obcięcie obrazu w oprogramowaniu.
Skala obrazu mówi, ile nieba przypada na piksel
Przy małych kątach skalę można oszacować następująco:
skala w sekundach łuku na piksel ≈ 206,265 × rozmiar piksela w mikrometrach ÷ ogniskowa w milimetrach.
Stała wynika z liczby sekund łuku w radianie po uwzględnieniu zamiany mikrometrów na milimetry. NASA Space Math podaje skalę w ognisku jako 206265 podzielone przez ogniskową wyrażoną w milimetrach, w sekundach łuku na milimetr. Pomnożenie przez wymiar piksela w milimetrach prowadzi do powyższego wzoru.
Dla przykładowego piksela 3,76 µm i ogniskowej 600 mm wynik wynosi około 1,29 sekundy łuku na piksel. Sama liczba nie przesądza o jakości zdjęcia. Znaczenie mają seeing, prowadzenie, ostrość, dyfrakcja, filtr i sposób obróbki.
Obrót ramki i orientacja nieba
Prostokąt o poprawnych wymiarach nadal może być źle obrócony. Zapisz kąt kamery lub pozycję adaptera i wybierz punkt odniesienia programu. Na montażu paralaktycznym orientacja może pozostać względnie stała po prawidłowym ustawieniu, a na montażu azymutalnym pole może obracać się względem sensora w czasie. Zakres zależy od geometrii i długości sesji.
W obserwacji wizualnej obraz może być odwrócony lub lustrzany przez konstrukcję teleskopu i dodatkowe elementy. Funkcja symulacji okularu powinna odtwarzać ten konkretny tor, nie ogólny typ instrumentu. Potwierdź orientację na jasnym układzie gwiazd.
Nie pomyl kadru z rozdzielczością obiektu
Obiekt mieszczący się w ramce nie musi być widoczny ani dobrze zarejestrowany. Jasność powierzchniowa, warunki nieba, apertura, czułość sensora i czas integracji to osobne zagadnienia. Z kolei obiekt większy od kadru może być celem mozaiki, jeśli plan obejmuje zakładkę, obrót i czas na wszystkie panele.
W mapie dodaj także pole szukacza lub celownika. Droga od szerokiego nieba do wąskiego sensora powinna mieć co najmniej jeden etap pośredni. Oficjalny podręcznik Stellarium opisuje wtyczkę Oculars, która może wyświetlać pola teleskopów, okularów, szukaczy i sensorów.
Zweryfikuj obliczenie na zdjęciu lub przejściu gwiazdy
W fotografii wykonaj próbne zdjęcie rozpoznawalnego pola i porównaj odstępy gwiazd z mapą. Rozwiązanie astrometryczne obrazu może wskazać rzeczywistą skalę oraz orientację. Rozbieżność sugeruje błędny wymiar sensora, inną efektywną ogniskową, kadrowanie albo ustawienie programu.
Dla obserwacji wizualnej można porównać znaną odległość kątową dwóch gwiazd z szerokością pola. Dokładniejszy pomiar metodą dryfu wymaga poprawnego uwzględnienia deklinacji i czasu przejścia, więc nie sprowadzaj go do jednego uniwersalnego mnożnika bez pełnej procedury.
Po obliczeniu ramki umieść ją na mapie zgodnie ze stroną Ustawienia cyfrowej mapy nieba, a następnie dodaj do karty planowanej sesji. Dokumentację funkcji symulacji znajdziesz w oficjalnym podręczniku Stellarium.