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oldmiow 天文攝影的鏡頭:  另類選擇 - 酒紅鏡頭      用來天文攝影的鏡頭得花多少錢? 這個問題非常寬泛，要明確回答該問題，得進一步確認鏡頭的參數及性能，比如鏡頭焦段多少，色差、像差等等鏡頭光學瑕疵嚴重否，貴一些的鏡頭 通常 對光學瑕疵 校正得更好，但是一些便宜的鏡頭，也能有令人接受的 表現，比如下方 (圖一) 影像是由一顆鏡芯約200新台幣的鏡頭所拍攝。   圖一，著名的 "北美洲星雲" NGC7000及周邊區域 以焦距90mm的酒紅鏡頭搭配D5100相機 於重光害區下，採單張影像1分鐘曝光， 共曝光180張亮場影像      本文將介紹該款 焦距 90mm 焦比f/4.28 線掃描鏡頭 (俗稱酒紅鏡頭) 的 成像品質 、 鏡頭設計與外觀 ，最後 總結 使用 這顆鏡頭的 感想 。 §成像品質      遙遠的恆星是很好的近似點光源，近似點光源的成像如同圓點，因此被稱為 "星點" ， 天文攝影可以透過 "星點" 評判鏡頭的光學品質 ，評判方法主要 大小 、 顏色 以及 形狀 。        星點在成像面的 大小 需要透過 天文攝影的感光元件 (4) : 像素大小與採樣 介紹的方法才能準確得知，不過經驗上，若感光元件的像素大小約 4~5微米，數位影像中 星點的寬度在4~5像素算是不錯的 (FWHM大概3個像素) 。        而顏色跟形狀可以直接觀察影像來判斷，透過 顏色 可以判斷色差 (色散) 是否嚴重。在嚴重色差的情況下，星點外圍會有嚴重的色圈，比如藍圈或紫圈 (俗稱為藍色或紫色 "溢出") ，代表藍紫色光成像的星點較大 ， 任何帶有透射鏡片的光學系統都有色差，只是色差 是否 少到無法察覺，為了克服色差，可以透過多組鏡片以及加入低色散鏡片來輔助修正，通常焦比越慢，色差越容易克服，但 就算採用了ED鏡片，也無法保證 基本 "無色差" ， 比方Nikon 180mm f/2.8 ED AI-s這顆使用ED (Extra low dispersion, 超低色散) 鏡片的鏡頭， 星點外圈依然有紅偏紫色的色圈。         圓形自然是星點最好的 形狀 ，影像中心的星點應該要是圓的，若不圓則 可能 表示組裝品質不良造成光軸偏移，或感光元件因為接環

點擊查看其他文章 ---------- oldmiow 另類天文攝影: 阿勒泰隕鐵金相         用望遠鏡拍攝小行星、彗星屬於天文攝影，那用顯微鏡拍攝墜入地球的殘骸，自然也屬於天文攝影。      以前就讀材料科學系時學習過金相的製備，剛好近期從我國大陸地區購買了一塊產自新疆阿勒泰地區的隕鐵切片，便做了金相觀察。   圖一，剛買來的阿勒泰隕鐵切片，樣品長約1.6cm      金相學 (Metallography) 是 微觀研究金屬材料的領域，其中最常使用的方式是光學顯微鏡觀察，通常金屬並不是完美的單晶體，且內部可能有不同成分、型態組成的組織，將金屬試樣打磨平整並拋光，再以腐蝕液腐蝕表面，由於不同組織的抗腐蝕能力不同，容易被腐蝕的區域較粗糙，導致漫射掉從金相顯微鏡物鏡射出的光，因此影像上顯得較暗，同時晶體顆粒之間晶界的自由能較大，更容易被腐蝕而顯得較暗，因此顯微影像也可以觀察晶粒的大小及型態 (如果有的話) 。若觀察方向和光線照射方向不同，則樣品較粗糙的部分應該更容易漫射光，使原本不會反射到觀察方向的光能夠反射到觀察方向，因此看起來較亮，和垂直照明的金相影像中看到的亮暗組織相反。   圖一，打磨、拋光並以低濃度硝酸酒精溶液 腐蝕後的阿勒泰鐵隕石樣品，可見粗大的晶粒      在使用砂紙打磨後採用氧化鋁粉拋光，接著以硝酸酒精溶液 (nital) 腐蝕後即可顯現金相，由於這種材料較軟，沒有拋光機不好操作，因此很多刮痕沒有打磨掉，所幸不是以前修金相實驗課的時候，影像上一條刮痕扣十分。      下方 (圖二) 是側向照明的影像，較花的部分應該是 Kamacite (錐紋石) ，鐵含量較高，這種組織在生成的時候會排除多餘的鎳，而鎳較多的 Taenite (鎳紋石) 組織則會在旁邊形成，看起來較光滑。   圖二，側面打光下的金相      (圖二) 隕鐵的大顆 Kamacite 晶粒值得注意，大概有數毫米大，相比於一般常見的金屬材料，比方下方 (圖三) 是鐵罐的低碳鋼馬口鐵瓶蓋，一顆晶粒只有幾十微米，大小差了大概百倍。   圖三，馬口鐵瓶蓋金相 (低碳鋼) Pearlite (波來鐵) 是 Ferrite 和 Fe₃C交疊 形成的層狀組織，容易被硝酸腐蝕， Ferrite (肥粒鐵) 則是低碳的鐵α相組織，較不容易被腐蝕   圖四，和 (圖二) 同樣的位置，但採用 更大

點擊查看其他文章 ---------- (1) : CCD與CMOS感光元件 (2) : 實現彩色影像 (3) : 元件尺寸與視角 (4) : 像素大小與採樣 >>> (5) : QE及暗電流 <<< (6) : 讀出噪及 滿井電荷 ---------- oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的感光元件 (5) : QE及暗電流      在前四篇文章中介紹了天文攝影使用的兩類感光元件 - CCD以及CMOS感光元件，以及感光元件的兩樣表面上直觀的參數 - 尺寸以及像素大小， 在不改變望遠鏡光學端的情況下， 感光元件的尺寸影響了影像對應天空的視野；而像素大小影響了對天空採樣的精細程度 (每一個像素的視野) ，接下來幾篇文章將深入感光元件本身，介紹其內在 參數和特性，最後在 天文攝影的感光元件 (7) : ADC、雜項與總結 會透過這些參數和特性總結說明感光元件的性能差異，以及CCD與CMOS感光元件之間的性能區別。   § QE 量子效率      QE (Quantum efficiency) ，也就是量子效率，最高100%，影響進入像素感光區的光子有多少機率會產生信號 電子 ，比如QE是60%，意味著大概100個光子進入像素感光區，會產生大概60個信號 電子 儲存在像素中，QE越高則感光能力越高，一些人錯誤地以為數位相機的ISO提高會增加感光能力，但是影響感光性能的唯一參數只有QE，而ISO只是影響了信號放大器的放大倍率，想了解ISO可參考 天文攝影的相機設定 : 增益/ISO及飽和電荷      感光元件的QE實際上隨著光的波長而變化，下圖是一張根據常見感光元件實際情況所假想的QE圖，橫軸是波長，縱軸則是QE，標記Mono的灰色曲線是像素前方沒有色彩濾鏡的QE，而藍、綠、紅曲線下則分別是彩色感光元件中，考慮像素前色彩濾鏡影響後，三色像素分別的QE，想了解R、G、B三色像素和彩色影像是怎麼來的，可以參考 天文攝影的感光元件 (2) : 實現彩色影像   (圖一) 近似真實情形的模擬QE圖      上圖中值得注意的現象是，我們一般認識的藍、綠、紅色並不嚴格適用於彩色感光元件，比如紅光依然可能在主要接收綠色或藍色的像素上產生出信號 電子 ，只是機率較低些，甚至有些感光元件的紅、藍、綠色彩濾鏡還可以讓部分紅外線通

點擊查看其他文章 ---------- 天文攝影的信噪比 >>> 曝光效率的基本概念 <<<  ---------- oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的曝光效率 (1) : 曝光的基本概念        在 天文攝影的信噪比 : 決定圖像品質的基石 之中介紹了信噪比的概念和表示，接著 本文從來自天體及天光的信號切入， 了解 望遠鏡、相機、曝光時間等因素到底怎麼 影響信號，又如何影響影像的信噪比，並由此得到一些可供使用的簡單關係。 IC342 從左方的單張曝光到組成右方的成品影像， 需要超過一百倍的累積曝光時間所累積的信噪比 § 光子與電子的信號      以下討論中各處的光子數量P意義皆有差異，但是相互之間的關係都是正比，為了表達的簡潔採用同樣的符號P。 A.光子與時間和望遠鏡      光子是天文攝影中最關鍵的信號，在天文攝影中會有兩類光子，一類來自於目標天體P_(obj.)，另一類則來自天光P_(sky)，也就是大氣自然的輝光，塵埃反射或散射的光，這些光包含 人造 燈光或 滿月這樣的 自然光源等等。      只考慮單一變數 (一次只改變一個參數) 的情況，可以整理出以下蒐集到的光子數量(P)與不同因素的關聯。 A.1. 光子數量 (P) 正比於曝光時間 (t) : P ∝ t      來自天體的光子流量 (單位時間抵達的光子) 大致 固定 ，從而在其他參數固定下抵達成像面上單位面積的光子數量 P ∝ t A.2. 光子數量 (P) 正比於口徑 (R) 的平方: P ∝ R²      此外我們透過望遠鏡來蒐集光子再分攤到成像面上，望遠鏡的整個接收面積正比於蒐集的光子數量 (P) ，根據圓面積公式，面積是半徑的平方乘圓周率，半徑是口徑 (R) 的一半，撇開常數項，可以得到抵達成像面上單位面積的光子數量 P ∝ R² A.3. 單位面積成像面接收到的光子數量 (P) 反比於光學端焦距 (L) 的平方: P ∝ 1/L²      光學端焦距也就是一般所說的鏡頭焦距、望遠鏡焦距，如果加上增減倍鏡，要採用增減倍之後的焦距。在口徑固定的情況下，如果焦距變成2倍，成像面上的影像面積變成2² = 4倍大 (平方正比率) ，雖然總共的光子數量是一樣的，但是蒐集到的光子在單位面積成像面上會被稀釋成1/4 (可以試

oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的信噪比 : 決定圖像品質的基石           上手天文攝影預處理與疊合 : Siril操作示範 彩色篇 文中一大重點便是"疊合" (stacking)，有些文章稱"疊加"(通常不是加法)，另有稱"積分" (integration)，總而言之就是拍攝多張影像，將多張影像透過平均值 (或其他方式，比如中位數) 結合成一張影像，這麼做的目的是為了提升信噪比，也就是信號 (訊號) 對噪的比值，不為過地說，足夠高的信噪比是好天文攝影作品的一大基石。 信噪比的效應 (圖一)，IC342 "隱藏的星系" 這個星系的視大小將近三分之二個滿月大， 但是由於視方向上靠近銀河盤面， 受到銀河系塵埃的消光影響，亮度相比 M101 (風車星系)、M51 (螺旋星系) 更暗，更難拍攝，也因此更冷門， 較少人拍攝這個目標，筆者在2019年11月底 前往合歡山時便選擇拍攝這個目標， 這也是筆者第一個拍攝總曝光時間 超過五個小時的天體，總曝光時間6小時9分鐘。         (圖一) 為筆者所拍攝並處理的IC342星系，雖然影像沒有達到非常高的信噪比，但是信噪比已足夠顯現出許多不同的結構比如星系的螺旋，且畫面也相對滑順，沒有太明顯花花綠綠顆粒感的情況 。      如果信噪比太低，影像則會有很重的顆粒感，顯得花花綠綠的，如下方 (圖二) ，注意圖中比較亮的區域相對於較暗的區域，沒有那麼嚴重的花花綠綠感，這引出了個重要概念 - 同一張影像上亮度不同的 部分 信噪比不一樣，亮部信噪比較好。 (圖二)，M42 獵戶座大星雲   上手天文攝影預處理與疊合 : Siril操作示範 彩色篇 文章一開始那幅M42作品 (見下圖) 的 曝光30秒單張原始素材裁切局部，經過去拜爾、 轉色、非線性處理，用以展示低信噪比。 (圖三)，M42 獵戶座大星雲 完整介紹見 上手天文攝影預處理與疊合 : Siril操作示範 彩色篇 原始素材由 Aaron Chen 提供 疊合了72張(圖二)30秒曝光的影像， 經過預處理、疊合、後處理完的成品， 圖像明顯顆粒感減少，更滑順了， 顏色差異來自校準跟調色，此外 (圖二) 的 低信噪比會影響校準的準確定，也更難 調出多采多姿的顏色，容