Астрофотографія: реальна діафрагма проти f-число?

Читаючи астрофотографію, я виявив, що, здається, існує рух, який вважає, що реальна діафрагма (діаметр райдужної оболонки) важливіша за f-число, коли говорити про швидкість. Як і звідки це виникло?

Я прочитав одне спростування, але мені було б цікаво почути думки. Я думаю, ви могли б віднести це до поширення того самого світла (ділянку зображення) на більше фотосайтів, або просто виразний спосіб сказати збільшення - це добре, але це, мабуть, було застосовано і до знімків із великим кутом.

Я навіть читав матеріали про f-число, що впливає на межу неба на туман (на відміну від загальної експозиції).

У камері всі частини зображення проходять через усі частини об’єктива, тому діафрагма впливає на те, наскільки світло потрапляє на кожну частину зображення.

У телескоп вхідне світло паралельне, тому кожна частина зображення проходить лише через одну точку в об'єктиві. Діафрагма обмежує коло зображення, це не впливає на те, наскільки світло потрапляє на кожну частину зображення. Отже, співвідношення діафрагми та фокусної відстані (f-число) не має значення для експозиції.

Границя туманного неба в основному визначається тим, скільки утворилося бродячого світла, і оскільки розсіяне світло не є паралельним (оскільки воно надходить у межах атмосфери), на його інтенсивність впливає діафрагма. Отже, менша діафрагма матиме деякий вплив на межу неба в тумані.

Подумайте, на мить, вкажіть камеру на стіну, яка повністю рівна. Припустимо, ви починаєте з 50-мм об'єктива з діаметром 25 мм (тобто, f / 2). Якщо ви перейдете на 100-мм об'єктив, ви зменшите кут зору, щоб ви збирали світло з меншої площі - значить, ви збираєте менше світла. Якщо бути більш конкретним, ви скорочуєте кут огляду вдвічі, що зменшує площу до 1/4, тому ви збираєте 1/4 стільки світла. Якщо дивитися на нього з дещо іншого погляду, світло від заданої частини входу поширюється вчетверо на область датчика / плівки, тож вона виявляється лише 1/4 такою ж яскравою на будь-якій частині датчика / плівки.

Використання відносно діафрагми компенсує це, наприклад, f / 2 дає однакову загальну кількість світла, що надходить у камеру, незалежно від комбінації фокусної відстані та розміру діафрагми, необхідного для досягнення f / 2.

Більшість астрофотографій трохи інша. Зокрема, коли ви фотографуєте зірку, подвоєння фокусної відстані не повинно подвоювати видимий розмір зірки. Окрім Сонця, всі зірки ¹ є достатньо далеко, щоб вони завжди показувались точковим джерелом. Подвоєння фокусної відстані не означає, що зірка буде проектуватися на чотири рази більше площі на плівці / датчику. Скоріше навпаки, за межами різкості оптики будь-яка фокусна відстань, яку ви використовуєте, все одно проектуватиме зображення зірок як точковий джерело.

Я кажу "більшість" вище, тому що це дійсно стосується лише зірок . Для Місяця, туманностей, комет та ближчих планет ти зазвичай збільшуєшся до того, що об'єкт, про який йде мова, виступає як диск на датчику / плівці. Як тільки це станеться, ви повертаєтесь до спочатку описаної ситуації: зміна фокусної відстані змінює видимий розмір об'єкта. Довга фокусна відстань поширює те саме світло на більше пікселів, тому вам потрібно зібрати більше світла для компенсації.

_{¹ Власне кажучи, деякі з найбільших телескопів теоретично мають достатню роздільну здатність, щоб реально розв'язати диск з декількох надзвичайно великих, відносно сусідніх зірок, таких як Бетельгейза. Навіть з ними це все-таки суто теоретично - атмосфери їм ніколи ще недостатньо для досягнення необхідного рівня деталізації.}

Якби 200-дюймовий телескоп був розміщений на орбіті, поза атмосферою, то ми б насправді могли бачити Бетельгейзе диском, а не точковим джерелом. Навіть це можливо лише тому, що Бетельгейза майже приголомшливо величезна і порівняно неподалік. Для більшості зірок вам знадобиться орбітальний телескоп, який був ще набагато більшим.

Коефіцієнт f на телескопі визначає кут огляду, який він здатний відображати окуляром, який фокусує весь круг зображення від первинного дзеркала (у відбивачі) або об'єктивної лінзи (у рефракторі). Апертури телескопа є діаметром первинного дзеркала / лінзи об'єктива. На практиці обмежуючим фактором при використанні адаптера для кріплення камери до телескопа зазвичай є діаметр адаптера T-кріплення між телескопом і камерою, яка, як правило, задушує частину світла. Під час звичайного перегляду телескопа для отримання більшого збільшення ви замінюєте окуляр, який фокусує весь круг зображення на той, який фокусує світло лише на відсоток від кола зображення. Ви все ще використовуєте весь основний / об'єктивний, але ви фокусуєте лише світло, яке вражає його з центру поля зору.

Коли ви виймаєте окуляр і вставляєте T-кріплення адаптера, те, що ви робите, дозволяє точці фокусування простягатися повз фокусирующую трубку і вирішуватися на площині датчика камери. Фокус регулюється за допомогою введення або вимкнення фокусара для зміни відстані між первинним / об'єктивним і датчиком камери. Іноді можуть знадобитися подовжувачі, щоб дістати камеру досить далеко, щоб рух фокусуючої стійки міг принести світло з області сфокусування.

Все це означає, що ефективна діафрагма зазвичай визначається діаметром адаптера T-кріплення, а не співвідношенням f телескопа. На практиці при використанні DSLR на астрономічному телескопі вам знадобиться трохи експериментувати з ISO та швидкістю затвора, щоб знайти правильні значення експозиції. Немає жодного "правильного" значення експозиції. Більш низька експозиція виявить лише найяскравіші зірки, тоді як більша експозиція виявить тьмяніші. Я, як правило, використовую правило фокусної відстані / 600, щоб визначити максимальну швидкість затвора, яка може бути використана без руху зірок відносно поверхні Землі, що стане очевидним на нерозрізаному зображенні, а потім переходити звідти до ISO до найменшої величини, яку я хотів би показати на зображенні просто видно.