aubriot

BF sur Maksutov

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 bonjour,

 

Pour le moment je ne faisais que du visuel avec mon mak et j en suis satisfait surtout quand le temps s y prete. Plutôt rare il faut bien l admettre.

Je me suis decide a faire de la photo mais je suis pas tres satisfait du résultat pour le moment.

J aimerais comprendre  le fait qu il y ai un BF a respecter et l incidence que cela peut avoir sur l image .

quand on modifie l emplacement du primaire on modifie le BF ? Comment le trouver ?

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Planetary Astronomy
Observing, imaging and studying the planets
A comprehensive book about observing, imaging, and studying planets. It has been written by seven authors, all being skillful amateur observers in their respective domains.
More information on www.planetary-astronomy.com

Sur un mak , si t'as map est en deplacant le primaire : tu n'as pas le choix

il faut avoir un Po en plus . C'est ton cas ?

 

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Il y a surement une valeur théorique , mais avec les dispersions , je m'en méfierais.

J'ai jamais fait ça , mais si j'avais a le faire je procéderai par approximation successive.

A savoir : déterminer le nombre de tour min/max de la map via le primaire . Le diviser par 10 ou 15 et faire des photos a chaque "cran"

Tu va pouvoir déterminer le meilleur "cran" en examinant le champ . 

Puis éventuellement , refaire la recherche autour du meilleur "cran"

C'est du boulot , je le conçois !

 

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Pas bête en effet.

c est plus au niveau de la dispersion en fonction de la distance du capteur par rapport au tube que je recherche a connaitre.

Je vais reverifier la collimation avec une barlow 2x pour eliminer ce point définitivement .

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Tu ne peux pas transposer les informations d'un tube sur un autre !

un SC n'est pas un Mak

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Bonsoir. :)

 

 

Le 07/11/2020 à 19:47, aubriot a dit :

Je me suis decide a faire de la photo mais je suis pas tres satisfait du résultat pour le moment.

 

C'est quoi ton montage ?

 

 

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Il y a 3 heures, ngc_7000 a dit :

Tu ne peux pas transposer les informations d'un tube sur un autre !

c'est vrai que le post parle des SCT mais le lien fournit  par lyl correspond au Gregory et c'est cette information que je cherchais ;)

 

il y a 54 minutes, fljb67 a dit :

C'est quoi ton montage ?

mon montage est assez simple : gregory ZEN250 avec feather touch 2 pouces .

en sortie une bague avec une Raf (filtre IR-UV ) et une Asi 183MC pro .

 

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Le 09/11/2020 à 20:52, aubriot a dit :

gregory ZEN250 avec feather touch 2 pouces .

 

Belles bestioles. ^^

 

 

 

 

Le 07/11/2020 à 19:47, aubriot a dit :

J aimerais comprendre  le fait qu il y ai un BF a respecter et l incidence que cela peut avoir sur l image .

quand on modifie l emplacement du primaire on modifie le BF ? Comment le trouver ?

 

Pour info, ci-dessous des résultats concernant un Mak ouvert à "f/D = 15", le BF étant la distance entre l'arrière du support du miroir principal et le foyer image.

 

 

Le 01/04/2016 à 01:57, Guilherme de Almeida a dit :

Voici mes résultats pour la longueur focale effective de mon Intes-Micro Alter M715 (180 mm f/15 nominale ):

http://www.astrosurf.com/re/focal_lenght_M715.xls

 

 

x_focale réelle Mak rapport diastance airrère.jpg

 

 

D'après les mesures, le f/D effectif varie entre ~ 12 ( BF de 50 mm ) et ~ 18 ( BF de 250 mm ).

 

La focale effective varie donc de manière rès significative en fonction du BF utilisé.

 

 

Niveau qualité de l'image, perso, j'essayerais de déterminer le BF donnant un f/D proche du "f/D constructeur".

 

Edited by fljb67

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Il y a 23 heures, fljb67 a dit :

Niveau qualité de l'image, perso, j'essayerais de déterminer le BF donnant un f/D proche du "f/D constructeur".

 

merci pour ton document .c'est justement ce que je veux atteindre car je pense que la cause est en partie du à ça.

j'ai craint que mon PO monte au delà du BF constructeur même étant au minimum

après il y aura le tilt qui risque d'avoir une influence significative

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Le 07/11/2020 à 19:47, aubriot a dit :

Je me suis decide a faire de la photo ...

 

Quoi comme capteur ( APN, caméra ... ) ?

 

 

Le 07/11/2020 à 19:47, aubriot a dit :

... mais je suis pas tres satisfait du résultat pour le moment.

 

Planétaire ou ciel profond ?

 

 

Il y a 10 heures, aubriot a dit :

j'ai craint que mon PO monte au delà du BF constructeur même étant au minimum

 

Pour cela, il faudrait effectuer un test photo ( en "plein champ" ) ... pour connaitre le nombre de pixels en largeur et en hauteur utilisés.

 

L'idéal : une prise comportant un objet ( Messier, NGC ... ) dont on est sûr de sa nature ... et utiliser 2 étoiles figurant sur cette même prise. ( ( assez éloignées l'une de l'autre pour une histoire de précision ).

 

Avec un atlas ( utilisant DSS par exemple ) , il sera alors possible de déterminer l'écart angulaire ( en " d'arc ) entre ces deux étoiles , puis le nombre de pixels ( capteur ) qui les sépare.

 

Du coup, il sera possible de calculer l'échantillonnage E = ( écart angulaire  en " d'arc entre les 2 étoiles ) / ( nombre de pixels entre les 2 étoiles ).

 

La focale effective est alors égale à  : f = 206,3 p / E

 

Avec :

 

f en mm ;

p = taille des pixels capteur en μm

E en " / pixel

 

 

 

PS1 : Comme ton Mak est muni d'un porte oculaire, tu peux jouer sur 2 paramètres :

 

1°) La position de ton miroir principal avec la molette d'origine correspondante. ( qui influe sur la focale ).

 

2°) La Mise au point correspondante avec ton porte oculaire.

 

Franchement, je trouve cela cool. ^^

 

 

 

PS2 : Avec cette méthode " 2 étoiles", concernant mon Mak 127/1500, et les montages utilisés ( BF fixe pour chacun d'eux, donc mise au point uniquement en bougeant le miroir principal avec la "molette" d'origine" ), j'en suis arrivé à :

 

- f ~ 1400 mm ( au lieu de 1500 mm )

- f ~ 2400 mm avec "barlow x2" ( au lieu de 3000 mm )

 

La qualité des prises de vues étant correcte, je ne modifierais pas ces montages, même s'ils ne correspondent pas trop au rapport f/D = 12 natif ... temps pis.

 

Edited by fljb67

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Je viens de poser la question au constructeur et cela confirme les tests que j avais pu faire.

 

Traduction google:

"le Gregory Maksutov est un instrument fait principalement pour l'observation visuelle planétaire. Étant un instrument à secondaire sphérique qui est une dérivation DK il a peu de problèmes d'adaptation avec des BF très différents Il peut donc être utilisé avec une sortie arrière plus ou moins grande sans problèmes .c'est très important la collimation correcte qui se fait uniquement sur les vis de la culasse arrière. Une petite étoile floue doit apparaître ronde et sans trace de coma Elle ne convient pas très bien à une utilisation photographique sauf pour de très petits champs La distance focale est très variable en fonction de combien elle est mise en évidence feu comme tous les cassegrains avec petit secondaire C'est un outil que je ne fais plus, maintenant je ne fais que les jeux d'optiques, cette intubation a pris beaucoup de temps j'espère que cela vous sera utile Romano

 

Il excelle dans le visuel puisque j ai pu depasser les 500x en grossissement

Et quand je dis " depasser" c est "allègrement" et c est peu dire.😉

Et même avec un fort grossissement avec de bons orthoscopiques l image reste lumineuse et confortable.

 

Merci  @HAlfie pour mon futur achat.il comprendra.😁😉

Edited by aubriot
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      WinRoddier, DFTFringe, Aberrator ... donne directement la PSF en fonction d'un front-d'onde donné. Mais comment cette PSF est construite ?
       
      Vous avez certainement déjà vu ce post où l'on voit l'influence de l'obstruction sur la tache de diffraction (PSF)
      http://www.astrosurf.com/viladrich/astro/instrument/sensitivity/spider-diffraction.htm
       
      En fin de page de ce lien vous trouverez la phrase :
      "The previous images were calculated with Iris software using the formula" : PSF = [ Module FFT (Aperture) ]^2
      Autrement dit, le module au carré de la transformée de Fourier de l'image de la pupille donne la PSF, c'est utiliser pour retrouver l'impact des obstructions des miroirs secondaires, araignée ...
       
      Alors j'ai fais le test avec IRIS (<fftd) et effectivement cela fonctionne

       
      J'ai voulu utiliser la même méthode pour un front déformé et comme WinRoddier permet de faire des simulations je suis parti d'une coma pure car la PSF est bien déformée (voir la capture d'écran WinRoddier plus loin).
      En utilisant la transformation de Fourier d'IRIS en appliquant directement la commande  <fftd sur l'image front-d'onde ci-dessous, voici ce que j'obtiens

      On est très loin du résultat escompté produit par WinRoddier et l'image ne ressemble pas à celle d'une coma.
      Je peux donc dire que dans ces conditions avec IRIS la formule PSF = [ Module FFT (Aperture) ]^2   ne fonctionne pas pour un front-d'onde déformé , sait à dire lorsque tous les points de la surface d'onde ne sont pas en phase, comme au travers d'une optique imparfaite ou via les turbulences atmosphériques ...
      La notion de phase ou de différence de marche optique manque dans cette application FFT directe de l'image.
       
      Dans la littérature j'ai trouvé des formules comme celles-ci

       
      ainsi que des tableaux comme cela qui résume les transformation

       
      Ayant fait plusieurs essais sans résultat et ne sortant pas de sup-optique pour interpréter ces formules j'étais bloqué.
      J'ai alors contacté plusieurs personnes dont l'observatoire de Nice et celui de Paris.
      Nice m'a renvoyé vers 2 astro-amateurs réputés, mais au final le résultat n'était pas au RDV.
      L'observatoire de Paris m'a répondu en la personne de Monsieur Anthony Boccaletti qui avec patience et courtoisie m'a bien aidé. Je ne peux donc que le remercié une nouvelle fois ici.
       
      En fait quand on sait c'est relativement simple.
      Voici l'exemple, j'ai choisie un front déformé de coma pure car la PSF résultat est bien dissymétrique comme dans le cas général des tavelures mais en plus simple.
      WinRoddier permet de faire des simulations

      L'image du front d'une coma pure sera toujours la même, ce qui change sera l'amplitude de la déformée, son PTV, ici il est de 848 nm pour la longueur d'onde de 490nm et le terme Z8(3,-1) est de 150nm
      848 / 490 = 1.73 donc le PTV exprimé en rapport d'onde est de 1.73
      La différence de marche optique (ddm) entre le point le plus en avance et le point le plus en retard est de 1.73 onde
      Voici l'image front-d'onde :  
      Avec IRIS on peut soustraire la constante correspondant au fond de l'image, le fond devient 0 (zéro), ainsi les pixels positifs on une ddm en avance de marche et les pixels négatifs sont en retard de marche.
      donc le ddm d'un pixel de l'image par la règle de trois est :  
      ddm = valeur pixel * 1.73 / 251
      La phase s'écrit    phi = valeur pixel * 2 * pi * 1.73 / 251
      L'image phi est alors proportionnelle à l'image ddm et celle de départ.
       
      L'image pupille est simplement remplie de 1 dans la pupille et de 0 hors de la pupille :  
       
      Iris permet de transformer une image en tableau avec la commande < export_asc [nom] qui produit le fichier nom.asc
      Il s'ouvre avec l'éditeur de texte et se rentre facilement dans un outil type tableur excel
      Il y a 3 colonnes, les 2 coordonnées des pixels et sa valeur,  (x , y, valeur), on peut ainsi faire les calculs nécessaires et recréer l'image résultat. La commande < import_asc [nom] dans IRIS
      Ainsi l'image phi est la même que l'image d'entrée (proportionnelle), sauf qu'au lieu d'avoir un PTV en pixel de 251, le nouveau PTV en pixel va de -5.43 à +5.43 pour cet exemple
       
      La formule de la littérature peut s'écrire    PSF = | FFT ( A*exp( i phi)) |²   ou A est la fonction pupille. Le | |² correspond au module de la FFT au carré ce qui confirme la formule de départ lorsque le front est plan (phi = 0), sans ddm
      Mais qu'en est-il du exp( i phi)
      i c'est le nombre complexe imaginaire tel que i² = -1
      et exp( i phi) = cos(phi) + i*sin(phi)
      Dans le tableur il suffit de calculer en fonction de la valeur de la colonne phi, une colonne cos(phi) et une autre sin(phi). toutes les valeurs seront alors comprises entre -1 et 1
      Et comme les valeurs pixels ne peuvent être que des nombre entier il faut les multiplier par une constante par exemple 30000 pour remplir la plage d'IRIS 16 bits (32767 max)
      On peut ainsi créer les images cos(phi) et sin(phi)
      cos(phi)              et sin(phi)
      cos(phi)_30000.fit   et   sin(phi)_30000.fit
       
      Détail qui a son importante :
      sin(0) = 0 donc le fond reste à zéro
      cos(0) = 1 donc tous les points du fond qui étaient à zéro passent à 1. Et  multiplier par 30000 ils passent à 30000. Il faut alors multiplier cette image cos par l’image pupille (constituée de pixels 0 et 1), multiplier par 0 pour retrouver le fond à zéro, le reste est multiplier par 1 pour que l’image cos reste inchangées dans la zone pupille.
       
      Je fait simplement remarquer ici qu’une FFT est indépendante de l’intensité des pixels dans la mesure où les 2 images de même format sont proportionnelle en intensité.
      Mais que faire de ces 2 images ? On en cherche qu'une la PSF !
      De plus le module d'une FFT donne toujours une image symétrique alors qu'une PSF dans le cas général pour un front non plan est dissymétrique (exemple la PSF de la coma pure)
      Il reste que la solution de faire une FFT-1 la fonction inverse de la FFT qui à partir de 2 images l'une réel ou de fréquence, l'autre imaginaire ou de phase, donne une image résultat unique.
      Il est précisé également que le fond à zéro doit être agrandi au minimum à un format couvrant 2 fois le diamètre de la pupille (< padding dans IRIS)
      Et il faut que les images soit centrer pour une FFT-1   (fonction ffti dans IRIS)
       
      Au final voici ce que l'on obtient avec les 2 images au 2048 x 2048 :
       
      Capture d'écran dans ImageJ :

       
      On retrouve donc bien la PSF recherchée .
       
      En fait la formule de départ dans la littérature pour des novices comme moi aurait pu s'écrire
      L'image PSF est la transformée de Fourier inverse mise au carré, du couple d'images ( A*cos(phi) , sin(phi)) où phi est la phase en chaque point de l'image front-d'onde et A l'image pupille (0,1)         PSF = [ FFT-1[ A*cos(phi) , sin(phi)] ]²
       
      CPI-Z
       
       
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