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最後編輯時間: 西曆2023年05月22日 oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的感光元件 (2) : 拍攝彩色影像      在接收到望遠鏡或鏡頭成像而來的光時， 感光元件 上 的像素，其半導體結構中的電子，可以因吸收光子而激發， 這些激發的電子接着被蒐集起來，蒐集了越多電子，便表示該像素所記錄的區域，其成像越亮。   § 拍攝彩色影像       人類的視覺屬於三色視覺，意即有藍、綠、紅三色，人眼透過感測三色的多寡，判斷出顏色。因此 一般我們所認知的照片，也得能反映多種顏色，而這顏色，便是由藍、綠、 紅三色以不同比例組成。      不同顏色的光，實際上是不同波長的光，意即其光子有着不同的能量，比如紅光的單個光子能量較低，藍光則較高。只要光子能夠進入像素，並且激發電子，就能產生信號，但像素本身無法分辨產生電子的光子，到底是來自紅光，還是藍光，抑或是其他顏色的光，因此像素本身只能記錄亮暗，無法記錄顏色。      要得到彩色影像， 有兩大類做法，如下方 (圖一) 上部所示，第一類做法是在感光元件前方加上濾鏡，見 (圖二) ，比如以藍、綠、紅三色濾鏡分別拍攝，得到三張影像，接着再把三張影像合成在一起。由於大多數遙遠的天體，在短時間內沒有明顯可見的變化，因此這種拍攝方式，在天文攝影中尚能應用。但 在日常生活中，這種方式難以應用，因爲 該做法必須得拍攝三次， 不光操作繁瑣，且拍攝物很可能在拍攝過程中變化 ，手持相機也無法穩定到三次都對到同樣的方位 。 圖一，兩種拍攝紅藍綠三色影像的方法 圖二，過濾不同顏色的濾鏡        因此，在 (圖一) 下部所展示的第二種做法，是在每一個微小的像素上都覆蓋濾色層 (濾鏡)，使單一一次拍攝，就可以得到 包含 三種顏色資料的影像，只不過，一個像素只包含一種顏色，所以最後必須從旁邊的像素，以 插值 ， 大概地「估算」 出某像素的其他兩種顏色，再合成得到彩色影像。這種做法也就是日常生活中，手機、數位相機、視訊攝像頭等等消費產品，所採用的做法，但由於該做法使用插值估計，而不是真正地拍攝下某像素位置...

*2023/06/07說明 多篇文章更新改寫中，本文大致內容正確，但可能會在近期重新編寫，以更利於理解 點擊查看其他文章 ---------- >>> 暗場、平場、偏置場的涵義與拍攝 <<< 影像校正流程 校正成果與進一步提升 ---------- oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列   天文攝影的預處理 (1) :  暗場、平場、 偏置場 的涵義與拍攝        由於拍攝天體的影像 (天體亮場) 中包含眾多感光元件以及光路上的瑕疵，因此不論是 好的科研數據 ，還是 好的天文攝影作品 ，都需要額外拍攝亮場以外的影像，以進行影像校正 ，把亮場影像中各式各樣的干擾去除。      影像校正的操作稱為預處理，為了預處理需要拍攝三 "類" 校準場影像，或稱為校準幀影像。 1. 偏壓場 (偏置電壓場，Bias frame, offset frame) 2. 暗場 (Dark frame) 3. 平場 (Flat frame)      接下來，本篇文章將說明需要校準場的原因，並提供拍攝校準場的範例，接著進一步說明各校準場的涵義與拍攝細節。   §影像上的瑕疵      天體亮場，通常簡稱為亮場(Light frame) ，指 實際曝光天體的影像 ，下方 (圖一) 上半部分的影像便是。      由於光線從光學端 (望遠鏡或鏡頭) 匯聚，到最後成像在像素上，產生信號電子的整個過程，都可能受到各式瑕疵及干擾影響 ，產生照度不均，因此需要拍攝 平場 來校正 。這類問題中常見的有 1. 光學端設計產生 影像 上 中間亮而周圍暗的漸暈 (或稱暈影、暗角，Vignetting)   2. 光路中鏡片上和濾鏡上由於製作工藝的問題，使不同區域透光率不同，產生影像上不均勻的減光 3. 濾鏡、感光元件表面上灰塵產生的 陰影   4. 感光元件 每一個像素之間的 感光性能差異   (圖一)，上方是拉伸後的未校正天體亮場局部， 下方是拉伸後的總平場局部， 上下兩張局部圖皆位於其原始影像的左...

點擊查看其他文章 ---------- 偏壓場、 暗場及平場的涵義與拍攝 >>> 影像校正流程<<< 校正成果與進一步改良  ---------- oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列   天文攝影的預處理 (2) : 影像校正流程        天文攝影的預處理 (1) : 偏壓場、暗場及平場的涵義與拍攝 說明了校準場的涵義與拍攝，本篇文章將接續著上文，說明怎麼運用校準場來校正影像。校正操作牽涉到影像的運算與疊合，關於影像、像素之間的運算及數字範例，可交叉參考 天文攝影的數位影像 (2) : 影像的疊合與運算 。   § 影像校正流程      根據 深入了解天文攝影預處理 (1) : 偏壓場、 暗場及平場的涵義與拍攝 ，拍攝完整的影像包含 天體目標的影像 (天體亮場) L ， 以及滿足條件的偏壓場、暗場、平場、平場的偏壓場、平場的暗場，影像校正流程如下 1. 將一批 偏壓場 B 疊合為 總偏壓場 master-B ， 平場的偏壓場 Bf 也如法炮製為 平場的總偏壓場 master-Bf 2. 將一批 暗場 D 每一張影像都扣掉 總偏壓場 master-B ，形成一批校正後的暗場 (純暗場) ，再把這批校正後的暗場 (純暗場) ，疊合為 總暗場 master-D 。 平場的暗場 Df 也如法炮製，扣掉 平場的總偏壓場 master-Bf 後 ，疊合為 平場的總暗場 master-Df 3. 將一批 平場影像 F 每一張影像都扣掉 平場的總偏壓場 master-Bf 以及 平場的總暗場 master-Df ，形成一批校正後的平場 (純平場)，接著再把這批校正後的平場 (純平場) ，疊合為 總平場 master-F 4. 將需要校正的 天體亮場 L 每一張都扣掉 總偏壓場 master-B 以及 總暗場 master-D ，接著再除以 總平場 master-F ，就完成了天體亮場的校正，最後把校正過的天體亮場疊合便可以用圖像處理軟體處理影像了      須注意下文中若提到總校準場 (比如總暗場、總平場等等) 的拍攝，指的是拍攝單張校準場的情況，比如總暗場的拍攝時...

 致各位讀者     本部落格主要發布oldmiow的入門天文攝影教程及其他有趣的課題，這些內容的宗旨為推廣並交流知識和技術，內容的文字敘述和許多個人攝影照片、自製解說示意圖等花費不少心血斟酌、設計，因此非經本人同意，不得將文章的部分或全部內容作為營利用途。     若要轉載本部落格文章的部分或全部內容在其他平台上，請在轉載處附上作者為oldmiow及本部落格的網址於明顯處。 https://oldmiow.blogspot.com/     若要以本部落格的文章作為實際上課等實體推廣教學用途，請來信聯繫本人。     文章中有些內容為引用廠商產品圖片等信息，通常都有標示出處或授權，如有不周之處請來信告知。 etacarenanebula@gmail.com

最後編輯時間: 西曆2023年05月22日   oldmiow   天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的感光元件 (1) : 尺寸與成像、視角和採樣      感光元件在天文攝影中起到關鍵作用，負責 記錄 鏡頭匯聚的「光」所形成的影像。這時，感光元件的幾何尺寸，也就是其大小，便關係甚多，比如影像涵蓋多少視野、曝光的影像品質等等。 § 成像與焦距      望遠鏡跟鏡頭，本質上是同樣的東西，最簡單的望遠鏡或者鏡片，就是一片凸透鏡，也就是一般認知中的放大鏡，凸透鏡可以 將光匯聚，並在焦面位置形成影像。        要匯聚光線，除了以透光的透鏡 折射 ，也可以鍍有反射膜的鏡面反射，因此也可以見反射式望遠鏡，或者折反射式的望遠鏡及鏡頭。這些望遠鏡或者鏡頭，多半有多於一片的反射鏡或透鏡，以修正單一鏡片無法解決的像差問題，但整體而言，這些鏡片綜合起來的效果，是等效的凸透鏡或者凹面鏡，如此才能形成放大的成像。      不論是怎麼樣的望遠鏡還是鏡頭，只要「光學焦距」這一性質一樣，那 其 形成放大 成像的能力就是一樣的，換言之， 雖然成像的範圍可能因爲望遠鏡的光學設計和機械設計，而有所不同， 但相同的物體在相同的距離下拍攝，則物體在成像面上的實體大小 (長、寬、大小) 是一樣的， 比如下方 (圖一) 所示。 圖一，兩支焦距相同的望遠鏡，雖然其成像的範圍可能不同，但放大成像的能力是一樣的。 § 感光元件的尺寸與視角      一般的感光元件，其長寬大概介於數毫米 (mm)，至數十毫米 (mm) ，下方 (圖二A) 是個實際的半導體感光元件，整個封裝尺寸正好爲長寬1公分的正方形，大概是成人小指指甲的大小，中間的矩形區域是實際的感光元件晶片，其上大部分便是感光區域。 圖二A，半導體感光元件 MN39483        而下方 (圖二B) 是另外一個半導體感光元件的感光區域放大照，可見許多顆粒狀的像素，像素的大小爲數個微米 (µm) 。1mm是 1 / 1000 公尺，而 1µm是 1 / 1000000 公尺...

最後編輯時間: 西曆2023年03月06日 oldmiow 天文攝影單元式入門教學系列 天文攝影的感光元件 (3) : CCD與CMOS      對天文攝影或者天文觀測有所認識的人而言，拍攝影像的相機，很容易聯想上CCD (Charge Coupled Device，電荷耦合元件)，以這項元件製成的感光元件，在 西曆 1970年左右被發明，於1980年代開始，CCD感光元件 (簡稱CCD) 被大量地運用於專業的天文臺，作爲拍攝影像的工具 ，在當時，CCD算是尖端科技，取代了相對低效率的感光板，也就是一種類似底片，以銀的鹵化物感光後，產生的化學反應來記錄照射光線明暗的板子。      自西曆2000年左右，CCD感光元件也被大量應用在消費產品上，比如數位相機以及手機的相機上，但不到十年光景，到2010年左右，消費產品中CCD感光元件幾乎被CMOS ( Complementary Metal-Oxide-Semiconductor ， 互補式金屬、氧化物半導體 ) 製成的感光元件取代 ，接着，生產消費級CCD感光元件的公司，如柯達 (Kodak) 和索尼 (Sony)，也接連停產CCD，在 2020年代，已經沒有什麼消費產品會使用CCD了。      在專業的天文臺上，CCD感光元件還有一定的使用量，並依賴少數專門的供應商生產，比如Teledyne e2v， 但越來越多天文臺也逐漸應用CMOS感光元件。 而 業餘 的 天文攝影和觀測中，CCD感光元件也幾乎被CMOS感光元件取代。也就是說，現在拍攝天文的相機，就算是製冷的相機，也十有八九使用CMOS感光元件。      因此，如今把拍攝天文場景的相機，都稱作CCD，無疑是不正確的，CCD和CMOS這兩類感光元件，固然有一定的共通之處，比如可以使用類似的二極體結構來接收光，並產生電荷信號，但是怎麽讀取這些電荷信號，以及連帶的電路設計，都有不小的差異，且正式由於這些差異，最終 使得 CMOS感光元件有諸多優勢，並幾乎取代了CCD感光元件。      嚴格地說， CCD和CMOS都是寬泛的稱呼，只不過CCD從被發明伊始，就是作感光元件使...