Астрофотография: реальная диафрагма против f-числа?

Читая об астрофотографии, я обнаружил, что, кажется, есть движение, которое считает, что реальная диафрагма (диаметр радужки) важнее, чем число f, когда речь идет о скорости. Как и откуда это взялось?

Я прочитал одно опровержение, но было бы интересно услышать мнения. Я полагаю, вы можете объяснить это тем, что один и тот же источник света (часть изображения) распространяется на несколько фото-сайтов, или просто загадочным способом сказать, что увеличение - это хорошо, но, похоже, это также применимо к широкоугольным снимкам.

Я также даже читал материал о числе f, влияющем на предел тумана неба (в отличие от общей экспозиции).

В камере все части изображения проходят через все части объектива, поэтому апертура влияет на количество света, попадающего на каждую часть изображения.

В телескоп входящий свет параллелен, поэтому каждая часть изображения проходит только через одну точку объектива. Апертура ограничивает только круг изображения, это не влияет на то, как много света попадает на каждую часть изображения. Таким образом, соотношение между диафрагмой и фокусным расстоянием (число f) не имеет значения для экспозиции.

Предел небесного тумана в основном определяется количеством рассеянного света, который вы получаете, а поскольку рассеянный свет не параллелен (как он исходит из атмосферы), на его интенсивность влияет апертура. Таким образом, меньшая апертура будет иметь некоторое влияние на предел тумана неба.

Подумайте на мгновение, направив камеру на стену, которая полностью освещена. Предположим, вы начинаете с объектива 50 мм с апертурой 25 мм (т. Е. F / 2). Если вы меняете объектив на 100 мм, вы уменьшаете угол обзора, чтобы собирать свет с меньшей площади, чтобы меньше света. Чтобы быть более точным, вы сокращаете угол обзора вдвое, что уменьшает площадь до 1/4, так что вы собираете 1/4, как много света. Чтобы взглянуть на это с несколько иной точки зрения, свет от заданной части входного сигнала распространяется в четыре раза по площади на сенсоре / пленке, поэтому он выглядит только на 1/4 ярче на любой заданной части сенсора / пленки.

Использование относительно диафрагмы компенсирует это, например, f / 2 дает одинаковое общее количество света, попадающего в камеру, независимо от комбинации фокусного расстояния и размера диафрагмы, необходимых для достижения f / 2.

Большая часть астрофотографии немного отличается. В частности, когда вы фотографируете звезду, удвоение фокусного расстояния не должно удваивать видимый размер звезды. За исключением Солнца, все звезды ¹ достаточно далеко, чтобы они всегда показывались в качестве точечного источника. Удвоение фокусного расстояния не означает, что звезда будет проецироваться в четыре раза больше площади на пленке / сенсоре. Скорее наоборот, с ограничением резкости оптики любое используемое вами фокусное расстояние все равно будет проецировать изображение звезд в качестве точечного источника.

Я говорю «большинство» выше, потому что это действительно относится только к звездам . Для луны, туманностей, комет и более близких планет вы обычно увеличиваете до такой степени, что рассматриваемый объект проецируется как диск на сенсор / пленку. Как только это произойдет, вы вернетесь к первоначально описанной ситуации: изменение фокусного расстояния изменяет видимый размер объекта. Большое фокусное расстояние распространяет один и тот же свет по большему количеству пикселей, поэтому вам необходимо собрать больше света для компенсации.

_{As Чисто технически, некоторые из самых больших телескопов теоретически имеют достаточное разрешение, чтобы фактически разрешить диск пары очень больших, относительно близких звезд, таких как Бетельгейзе. Даже с ними это все еще чисто теоретически - атмосферы никогда не бывает достаточно, чтобы они достигли необходимого уровня детализации.}

Если 200-дюймовый телескоп был выведен на орбиту вне атмосферы, то мы могли бы фактически увидеть Бетельгейзе как диск, а не как точечный источник. Даже это возможно только потому, что Бетельгейзе почти невероятно огромна и относительно близка. Для большинства звезд вам нужен орбитальный телескоп, который был бы еще больше.

Коэффициент f на телескопе определяет угол обзора, который он способен отображать с помощью окуляра, который фокусирует весь круг изображения от основного зеркала (в отражателе) или объектива (в рефракторе). Апертуры телескопа является диаметром первичного зеркала / линзы объектива. На практике ограничивающим фактором при использовании адаптера для крепления камеры к телескопу обычно является диаметр Т-образного переходника между телескопом и камерой, который имеет тенденцию перекрывать часть света. Во время обычного просмотра в телескоп, чтобы получить большее увеличение, вы заменяете окуляр, фокусирующий весь круг изображения, на окуляр, фокусирующий свет только в процентах от круга изображения. Вы по-прежнему используете всю основную часть / цель, но фокусируете только свет, который падает на нее из центра поля зрения.

Когда вы снимаете окуляр и вставляете T-образный переходник, вы делаете так, чтобы точка фокусировки выходила за фокусирующую трубку и переходила в плоскость датчика камеры. Фокус регулируется путем установки фокусера внутрь или наружу, чтобы изменить расстояние между основным / объективом и датчиком камеры. Иногда могут понадобиться удлинители, чтобы вытащить камеру достаточно далеко, чтобы движение фокусировочной стойки могло сфокусировать свет из прицела.

Все это означает, что эффективная апертура обычно определяется диаметром переходника с Т-образным креплением, а не соотношением f телескопа. На практике при использовании DSLR на астрономическом телескопе вам нужно будет немного поэкспериментировать с ISO и выдержкой, чтобы найти правильные значения экспозиции. Не существует единого «правильного» значения экспозиции. Более низкая экспозиция покажет только самые яркие звезды, а более высокая экспозиция покажет более тусклые. Я обычно использую правило фокусного расстояния / 600, чтобы определить максимальную скорость затвора, которая может быть использована без движения звезд относительно поверхности Земли, которое становится очевидным на необрезанном изображении, а затем переходить оттуда к ISO до минимальной величины, которую я хотел бы показать на изображении просто видно.