Edinstvo.org
ЛЮБИТЕЛЬСКАЯ АСТРОНОМИЯ. АСТРОФОТОГРАФИЯ

Оптимальное ISO для астрофото

Среди астрономов-любителей распространенна масса мифов вокруг ISO. Главная проблема в том, что они именно мифы, не имеющие под собой реального обоснования. Для того, чтобы получать качественные астрофотографии, следует досконально разобраться с этим вопросом.

Миф: ISO влияет на светочувствительность матрицы

Эквивалентная схема ячейки КМОП-матрицы По своей природе КМОП-матрица (а это все современные цифровые фотоаппараты с технологией Active Pixel Sensors (APS) — активно-пиксельные датчики), основана на работе обычного фотодиода (1). Световой поток, попав на полупроводник, вызывает в нём движение электронов, то есть создает электрический ток. Чем больше световой поток, тем больше электронов. Эти электроны накапливаются на конденсаторе (3): чем длинее выдержка, тем больше на нём возникнет разность потенциалов.

После того, как экспозиция закончилась, напряжение с конденсатора снимается отдельным транзистором, который называется усилителем (4) и передается в АЦП по шинам (5) и (6). Транзистор (7) служит для сброса, а транзистор (2) выполняет роль затвора.

Ссылки для подробного изучения вопроса: КМОП-матрица, Светочувствительность цифровых камер, Фотодиод.

В этой схеме есть только один светочувствительный элемент — фотодиод. И его светочувствительность зависит в первую очередь от физических характеристик полупроводника (чем больше его площадь, тем больше чувствительность), а также от спектра светового потока. Светочувствительность измеряется в вольтах — это напряжение (или амперах, если это ток), которое создаёт фотодиод.

Таким образом, изменяя ISO, мы никак не меняем светочувствительности. Возможно изменяются какие-то другие параметры, но точно не светочувствительность.

Чтобы доказать этот факт, проведём небольшой эксперимент. Сделаем снимок одного и того же объекта, на одном и том же оборудовании, в одно и тоже наблюдательное время, с одной и той же экспозицией, но с разными ISO. Если ISO влияет на светочувствительность матрицы, то звёзд на фотографиях с высоким ISO будет больше. Иначе — будет одинаково и мы не увидим разницы по предельной звездной величине.

Исходные RAW-снимки были обработаны в астропроцессоре Fitswork: выполнена стандартная дебайеризация «Bayer Pattern, V.N.G. Color Correction», после этого выставлены автоуровни по гистограмме (Automatic Scaling), чтобы привести изображения к одинаковой яркости. Больше никаких операций с файлами не производилось.

Посмотрим на снимки M35. Один — это ISO 800, второй — 1600. Предельная звёздная величина на обоих снимках около 16m. (Все примеры имеют выдержку до 30 секунд на фотоаппарате Nikon D5100.)

Рассеянное звездное скопление M35

А вот вариант M42 (Туманность Ориона) с ISO 100 и 2000, где можно рассмотреть плавные переходы с туманности на фон неба.

Туманность Ориона

Опять же, никакой принципиальной разности мы не видим, хотя здесь ISO различается в 20 раз! Из чего можно сделать вывод в правильности теоретических предположений: ISO не имеет отношения к светочувствительности матрицы.

Однако стоит отметить, что сигнал с APS-матрицы может проходить через аналоговый усилитель (Analog Processing), усиливая полученный с матрицы электрический сигнал. Лишь только после усиления сигнал считывается АЦП. Коэффициент аналогового усиления может меняться в том числе от используемого ISO. Данная возможность применяется для традиционной фотографии в условиях плохого освещения. В этом случае фотоаппарат, чтобы хоть как-то «раскачать» слабый сигнал, усиливает его до нормального входного напряжения АЦП. При этом следует учитывать, что усилению подлежит как полезный сигнал, так и все сопутствующие шумы (например шум неба).

Светочувствительность при этом не меняется. Меняется лишь уровень (фактически яркость) снимка. Причём для ярких областей возникнет «пересвет» (клиппинг), что полностью делает такие снимки непригодными.

Мы можем провести похожий эксперимент, но на высоких ISO (1600 и выше).

Туманность Ориона

Обратите внимание, как сильно оказался пересвечен центр Туманности. Его уже невозможно разделить на отдельные звезды, как на других снимках и невозможно исправить искажения постобработкой. Для астрофотографов это означает невозможность использования высоких значений ISO.

В разных моделях фотоаппаратов предельно допустимое ISO будет различаться. С практической же точки зрения, лучшим ISO для астрофото будет небольшим: 100, 200, 400 — то есть те, где снимки невозможно различить между собой и при этом не возникает клиппинга.

Динамический диапазон матрицы и ISO

Динамический диапазон (ДД) или фотографическая широта — способность правильно передавать соотношение яркостей снимаемого объекта. То есть на одном снимке должны хорошо получиться и объекты в тенях, и яркие. Нижняя граница ДД определяется шумами матрицы — здесь уже невозможно определить где полезный сигнал, а где шум.

Ссылки для подробного изучения вопроса: фотографическая широта, High Dynamic Range Imaging

Верхняя граница зависит от ряда факторов.

В первую очередь — это физические характеристики фотодиодов матрицы. Большой размер позволяет «накапливать» больше электронов (от светового потока), а значит иметь больше «градаций» яркости.

Фотографическая широта матрицыВторой фактор — это способность оцифровать полученный сигнал и он напрямую зависит от разрядности АЦП фотоаппарата. Современные камеры 14-битные: это диапазон чисел от 0 до 16384. При этом следует отметить, что разрядность АЦП не влияет на ДД фотодиодов, а относится прежде всего к точности измерения полученного сигнала.

Когда фотодиод достигает насыщения, АЦП отмечает этот пиксель максимальным значением. Здесь уже потеряна цветовая составляющая, поскольку максимум достигнут во всех RGB-каналах (после дебайеризации). Получился белый цвет. На фотоснимках все «пережённые» звёзды белые.

Из всего это следует, что динамический диапазон физической матрицы никак не связан с изменением ISO. На одном снимке можно получить ровно то, на что способна данная матрица — и самые слабые звёзды, и самые яркие. Если стоит задача получить непересвеченные звёзды, следует изменить время выдержки. Определить конкретное значение можно только сделав пробные кадры выбранного объекта, по которым и проверить «пересвет».

Но, изменяя ISO, может меняться и коэфициент аналогового усиления (в десятки раз, а также дробные). Это означает, что ДД (в результате в RAW-файле) при этом сужается и «смещается» в область более светлых тонов. Очевидно, что «пересвет» как раз и означает слишком большое усиление для данного снимка. Проблема заключается в том, что АЦП всё также распределяет сигнал в пределах своего диапазона, что приводит к нарушению реально полученного сигнала. Покажу это на небольшом искусственном примере.

Пусть на матрице (непосредственно на выходе ASP-сенсора/до дополнительного усиления) получены пиксели со значением 10, 20, 50. Максимальное значение на АЦП пусть будет 100. При коэффиценте усиления (КУ, который зависит о ISO) равной единице мы получим те же самые значение пикселей. При КУ=2 это уже 20, 40 и 100. При КУ=5 будет 50, 100, 100. Таким образом, усиление приводит к сужению ДД. В первом варианте это 10..100, а в последнем 50..100. Но АЦП распределит все эти значения на весь свой диапазон 0..100. То есть в RAW-файле мы увидим все возможные значения чисел АЦП: с нуля до максимального пикселя.

Сложность ещё в том, что дополнительный усилитель нелинеен, то есть он может больше усиливать слабые сигналы и меньше сильные, или наоборот, или даже использовать специальную таблицу усилений. Тут остаётся только гадать (и продолжать исследовать свой фотоаппарат).

На сайте sensorgen.info можно найти свою модель фотокамеры, где приведены некоторые характеристики. Параметры Saturation (e-) и DR (stops) указывают на динамический диапазон матрицы. Первый параметр указывает количество электронов, после которых происходит насыщение матрицы (верхний предел), а второй — относительный показатель по стопам, более привычным для фотографов. Наверное для всех фотоаппаратов максимальное значение Saturation будет на минимальном ISO, а это означает, что именно в этом случае КУ равен или близок к 1, и именно в этом случае сигнал с матрицы сохраняется в RAW-файле с минимальными искажениями.

Для астрофотографии минимальное ISO будет обладать самым большим ДД. Потерь светочувствительности при этом нет, а низкую яркость изображения легко можно откорректировать гамма-коррекцией при постобработке.

Следует затронуть ситуацию, когда снимаемый объект настолько слабый, например галактика, что на изображении пиксели не достигают максимально возможного значения. Динамический диапазон данной сцены будет небольшим, а значит позволяет применить аналоговое усиление фотоаппарата путём увеличения ISO. Точное значение будет зависеть сразу от ряда факторов, в первую очередь — это время экспозиции и яркость объекта. Необходимо сделать несколько тестовых raw-снимков и по ним определить достигнут ли максимум. Если достигнут, то ISO следует уменьшать.

Можно провести серию тестов с разной выдержкой и ISO по разным небесным объектам. По ним определить максимальное ISO для разной звёздной величины при заданной выдержке. Например для M42 максимальное ISO 100, поскольку при выдержке 8 секунд уже возникает «пересвет». Для M1 при выдержке 10 секунд, максимальное ISO 400. Если выше, то звёзды в кадре «выгорают». (Данные для фотоаппатата Nikon D5100 на телескопе-рефлекторе 150/750.)

Шумы матрицы, шумы изображения и ISO

Сам по себе шум матрицы обусловлен полупроводниковой природой её элементов. Если речь идёт о темновом токе, то он сильно зависит от температуры и времени экспозиции. При более высокой температуре (и выдержке), будет и больше шума.

Ссылки для подробного изучения вопроса: Цифровой шум изображения, Фильтр Байера, Отношение сигнал/шум, Битые пиксели.

Такой шум имеет хаотичную структуру, но из-за особенностей производства матриц, может иметь и некую постоянную составляющую, проявляющуюся в виде «горячих» и «холодных» пикселей или в виде «полосности» на фотоснимках в одних и тех же местах (т.н. «битые» пиксели).

Сам по себе шум неизбежен, поэтому говорят об отношении сигнал-шум (signal-to-noise ratio, SNR).

В астрофотографии принято делать т.н. dark-файлы. Это фотоснимки с закрытой крышкой в полной темноте при той же температуре и с той же выдержкой, что и при сьёмке объекта. По темновому кадру можно получить статистику (в Fitswork'е), которая будет указывать на разброс значений пикселей. Пример по Nikon D5100 с серией dark-файлов (необработанные raw):

ISO	  Std.Dev	Mean	SNR		Max
 
100		1.14	0.99	0,87	351
200		1.78	1.24	0.69	1009
400		3		2		0,67	1554
800		6		4		0,67	3279
1600	12		8		0,67	7279
3200	26		16		0,62	14981
6400	50		32		0,64	16383
 
Температура +18С. Nikon D5100
Std.Deviation — стандартное квадратичное отклонение
Mean — среднее арифметическое по всем пикселям
SNR — отношение сигнал/шум (Mean/Std.Deviation)
Минимум во всех случаях = 0
Max — максимальное значение пикселей (16383 — максимальный предел)

Значение Mean хорошо показывает среднюю «яркость» шума. Поскольку максимальное значение может быть 16383, то виден крайне низкий уровень темнового шума на почти всём диапазоне ISO.

Численное значение сигнал/шум изображения расчитывается как SNR = Mean/Std.Deviation. В зависимости от модели фотоаппарата (и условий съёмки), оно будет иметь разные значения. Чем больше число, тем меньше уровень шума. В таблице цифры с округлением, чтобы просто показать общую картину.

Std.Deviation показывает степень отклонения значений пикселей от среднего. Чем оно больше, тем больше разброс яркостей пикселей. При нулевом значении Std.Deviation получается равномерный однотонный фон, что указывает на отстутствие шума. Поскольку на астрофото как правило основную часть изображений занимает фон неба, то Std.Deviation может указывать на его зашумленность (чем меньше, тем менее шумный фон). Для точной оценки смотрят Std.Deviation и Mean для выделенной области изображения (фон без звезд и непересвеченные звезды).

В случае dark'ов внешнего сигнала нет, поэтому мы и рассматриваем Std.Deviation как основной показатель шума (матрицы). То что он увеличивается говорит о том, что происходит увеличение шума (и его яркости), хотя численное значение SNR сглаживается примерно с ISO 400.

Это подтверждается и данными с сайта sensorgen.info по параметру Read Noise (шум считывания) в сравнении с Saturation (уровень насыщения). Здесь данные приводятся в электронах.

Хочу обратить внимание на небольшой разброс показателя Read Noise 3.2 - 4.1. Матрицы подобных фотоаппаратов (D5100) имеют примерно одно значение темнового шума на всём диапазоне ISO. В других фотоаппаратах уровень шума может быть выше, например на Canon 6D уровень шума варьируется от 26.4 до 1.6 на всём диапазоне ISO.

Небольшой разброс шума считывания имеют многие современные фотоаппараты. В таких матрицах используется технология подсчета уровня шума прямо во время сьемки, после чего он вычитается из полезного сигнала. См. мою статью Так ли нужны dark'и?

C практической точки зрения следует использовать такое значение ISO, при котором уровень шума наименьший, но при этом учитывать сужение динамического диапазона. Скажем, на Canon 6D можно использовать ISO 1600, при котором шум считывания 3.1 электрона, но при этом ДД всего 5127 (в 14 раз меньше, чем максимум 74256).

При съемке яркого объекта требуется большой динамический диапазон, иначе все звезды «выгорят» и потеряют цвет. В этом случае ISO следует уменьшать. Увеличенный при этом шум нужно будет компенсировать за счет большего количества складываемых кадров. При более тусклом объекте, когда цвет звезд не теряется, ISO можно подобрать по более низкому уровню шума.

На реальном снимке, помимо темнового шума, будет присутствовать и шум неба (и ряд других шумов и помех). Здесь возникает ситуация, когда фон неба настолько ярок, что «забивает» собой темновой шум. Высокая яркость приводит к тому, что минимальные значения пикселей не только выше нуля, но даже выше средненего (mean) и/или максимума (max) полученными с дарка.

Снимки в темную ночь и при полной Луне

Первый снимок был получен при почти полной Луне, второй — в тёмную ночь. В обоих случаях использовалась одна выдержка, одно ISO 400 и одно оборудование. На этом ISO в dark'е было получено значение Std.Deviation = 3, что говорит о том, что небо хоть и тёмное (второй снимок Std.Deviation = 12), но предел темноты неба (по сравнению с темновыми шумами) так и не достигнут. На первом же снимке разница более разительна Std.Deviation = 125 и Mean = 450 говорит об очень большой засветке (световое загрязнение).

Очень часто шум изображения путают с шумом матрицы. Шум матрицы — это «электрические» шумы сенсора + шум усилителя + шумы АЦП. Этот шум «доступен» в RAW-файле в виде dark'ов, где можно его оценить. После того, как raw-файл прошёл любую обработку, включая и дебайеризацию, данные уже были искажены и больше не соответствуют уровню шума матрицы. Это очень легко проверить, если взять один raw-файл и выполнить дебайеризацию разными методами (в Fitswork'е), например: билинейная, Bayer Pattern, V.N.G. Color Correction, Bayer, modified Kimmel и Bayer, Astro. Во всех случаях SNR полученных изображений будут разными.

Поэтому, единственным верным способом оценить SNR полученного снимка — это анализ RAW-файла. Любая последующая обработка приводит к существенному искажению реальной статистики.

И совсем уж большой ошибкой будет оценка уровня шума матрицы после сложения кадров (кроме случаев подбора оптимального алгоритма сложения). Сложение — это специальный процес, при котором происходят (математические) манипуляции с пикселями и результат сложения — это совершенно новое изображение, которое и следует в дальнейшем рассматривать без учета его исходных кадров.

При сложении работает только один фактор — количество складываемых кадров. Как правило все они с одной выдержкой, поэтому SNR полученного сложения будет расти как квадратный корень из количества складываемых кадров. Если принять SNR одного снимка за 1, то для 4 сложенных кадров SNR будет равен 2 (корень из 4), 9 — 3, 25 — 5, 100 — 10 и т.д. Именно поэтому астрономы стараются набрать как можно больше снимков для сложения.

Оценивать же SNR на этапе постобработки (например в Фотошопе) — абсурд, поскольку художественная астрофотография (то, чем и занимаются астрономы-любители), подразумевает и художественное оформление снимков, например выравнивание фона, усиление цвета, применение шумоподавления и т.п. То есть всё то, что делает снимок визуально красивым, но при этом лишённым какой-либо научной ценности. Математическая статистика здесь уже не имеет смысла.

ISO и разрешающая способность

Другой момент, связанный ISO, заключается в том факте, что при увеличении ISO происходит увеличение размера звёзд. Здесь работают несколько факторов. Первый — атмосфера, которая немного «болтает» звезду в хаотичном направлении из-за турбулентности. Из-за этого мы и видим звёзды мерцающими. Второй фактор — это дифракция, которая проявляется в виде т.н. диска Эйри. Все это не позволяет получить на изображении звёзды диаметром менее 1" (для любительских телескопов). (Еще один фактор — это физический размер пикселя матрицы, определяющий масштаб изображения, например 1 пиксель соответствует 1.2". Это зависит от модели фотоаппарата и фокусного расстояния телескопа.) Из-за этого вокруг звезд образуется гало — цветовая окантовка. Её яркость плавно переходит от яркой звезды к темному фону неба.

Ссылки для подробного изучения вопроса: Диск Эйри, Пятно рассеяния, Оптическая турбулентность, Когерентность света.

При увеличении ISO происходит усиление и окантовки, что приводит к увеличению диаметра диска звезды на изображении.

В свою очередь это уменьшает требования к точности гидирования, поскольку небольшой «смаз гидирования» просто не будет заметен из-за «распухших» звёзд. Если гидирование хорошее (или нужно его проверить), то ISO следует уменьшить, чтобы исключить чрезмерное усиление окантовки (фактически — размер) звёздных треков.

Из этого также следует вывод, что для максимального разрешения близких звёзд (это касается и сьёмки шаровых скоплений) следует использовать только низкое ISO. Для эксперимента можно снять несколько тесных двойных пар на разном ISO. Отличный кандидат для этого — Мицар (Мицар A и Мицар B). Расстояние между звёздами около 15". Видно, что при увеличении ISO звёзды сливаются. (Масштаб на всех снимках 280%. Это необработанные RAW-снимки.)

Мицар с разным ISO

Unity ISO

Термин «Unity ISO» вызывает много споров в среде астрономов-любителей. Считается, что это т.н. «нативное» или «единичное» ISO по аналогии с CCD-матрицами и параметром gain. Главная проблема в том, что никто из производителей КМОП-матриц не подтверждает его существования, более того, ISO в цифровых фотоаппаратах вообще выдуманный параметр и используеься только для удобства, чтобы использовать приёмы «классической» пленочной фотографии (где ISO уже реально существует — это светочувствительность плёнки).

Поэтому Unity ISO принято определять путем изучения уровня шумов матрицы на реальном изображении. В какой-то момент увеличение ISO не приводит к уменьшению шума, а только снижается динамический диапазон. Построив график можно определить этот перелом. Именно это и есть «Unity ISO» для данного фотоаппарата.

Небольшое повышение ISO позволяет скрыть и структурный шум матрицы («полосность») на light-снимках. Если небо тёмное, то возможна ситауция, когда шум матрицы окажется выше фона неба и структура dark-файла проявится на изображении. Более подробно этот вопрос я изучаю в статье Dark-файлы и Unity ISO.

Что важнее: динамический диапазон или уровень шумов?

С моей точки зрения, динамический диапазон более важен, потому что с шумами мы можем бороться (сложением и постобработкой), а с ДД нет.

Цвет — базовая характеристика. Астрономические объекты требуют большого динамического диапазона и современные матрицы покрывают эту потребность лишь частично. Хорошим примером будет Туманность Ориона, где яркие области выгорают буквально за несколько секунд, а слабые не успевают проявиться. При увеличении выдержки, слабые части начинают проявляться, а звезды «трапеции» уже не просто выгорают, а сливаются в одно большое яркое пятно, которое уже не делится на звезды.

В фотоаппаратах единственным способом повлиять на динамический диапазон, будет установка ISO. Те сцены, где звезды выгорают, требуют минимального значения, поскольку это самый большой ДД.

Существует мнение, что минимальное ISO нужно использовать только при длинных выдержках: 5, 10 минут и больше. Однако проблема «выгорания» может возникнуть на гораздо меньших. Тут, конечно же, все зависит от объекта, фотоаппарата и телескопа. Например выгорание может быть у звезд 10m всего при 30 секундных выдержках. Когда звезда выгорела, то у неё больше нет цвета. Она белая не потому что в реальности белая (по своему спектральному классу), а потому что фотодиодам матрицы не хватило диапазона, чтобы зафиксировать такое большое значение — оно достигло максимума. Вся дальнейшая постобработка не позволяет получить реальный цвет звезды, но из-за смещенного баланса белого они приобретают абсолютно несвойственный им произвольный оттенок.

В Сети встречаются любители астрономии, которые утверждают, что нужно использовать только высокое ISO, поскольку при нём самый низкий уровень шумов. При этом приводят свои снимки в качестве якобы доказательста (обычно уже обработанные jpg-файлы). Этим горе-любителям можно только посочувствовать. На таких снимках сбитый баланс белого не позволяет увидеть правильного цвета неба, из-за чего их работы, как правило, выглядят страшненьким «синюшным» оттенком с гигантским количеством выгоревших звёзд.

Современное любительское астрофото цветное. Это значит, что астрофотограф должен заботиться не только о цвете фона и туманности, но и стемиться передать цвет окружающих звёзд. Использование завышенного ISO, приводит к тому, что вместо цветных звезд будут лишь белые «дырки» на изображении. Возможно, лет 20 назад такие снимки и были бы интересны (в виде ч/б изображения), но по современным меркам это откровенный брак и больше демонстрирует безграмотность своего автора.

Определение оптимального ISO для дипскай-съёмки

Для того, чтобы точно определить оптимальное ISO, следует провести ряд тестов. Фотокамеры разные, поэтому не существует какого-то единого универсального значения.

В первую очередь следует сделать серию тестов по определению предельной звёздной величины. Лучше это делать по неплотным рассеянным звездным скоплениям, например M35. Следует сделать кадры с абсолютно теми же параметрами, только меняется ISO от минимального до максимального. После обработки в Fitsworke (дебайеризация и автоуровни, чтобы выровнять яркость изображения), можно визуально определить снимки с самыми слабыми звёздами. Скорее всего результат будет аналогичен приведённому мной, но лучше это проверить (в теории аналоговый усилитель может ослаблять сигнал).

Следующий тест по яркому объекту, например M42. По нему будет хорошо виден «пересвет». Здесь определяется максимальное ISO, при котором нет «выженных» звёзд. Здесь, конечно, многое будет зависеть от времени выдержки.

Съёмка dark'ов позволит выяснить значение SNR матрицы. Как правило он не будет сильно меняться от времени, но будет зависеть от температуры и выдержки. Можно сделать несколько снимков при разной температуре и выдержке, чтобы иметь готовые табличные данные.

Предельные возможности матрицы определяются по реальному объекту, чтобы снять статистику по участку неба без звёзд. От этого также делается вывод о качестве атмосферы. Если она плохая, то хорошего результата будет добиться сложнее.

Если на изображении проявляется структурный шум матрицы, то можно сделать тестовые снимки на минимальных ISO (100...400) и попробовать определить «Unity ISO», при котором «полосность» становится незаметной. Или просто воспользоваться сервисом DxOMark Derived Sensor Characteristics, где найти модель фотоаппарата и узнать нужное значение.

Для того, чтобы получить хорошее итоговое изображение, следует использовать сложение снимков. Сам процесс сложения и его тонкости заслуживают отдельной статьи, но здесь необходимо упомянуть тот факт, что при сложении снимков значительно улучшается уровень шумов. Даже несколько сложенных снимков по своим показателям и качеству будут лучше, чем одиночный кадр.

Быстрое определение оптимального ISO

Оптимальное ISO — это компромис между уровнем шума и динамическим диапазоном. Увеличивая одно, уменьшается другое. Чтобы не проводить тесты и самостоятельные расчеты, проще всего воспользоваться DxOMark Derived Sensor Characteristics. В правой колонке нужно найти свою модель фотоаппарата, после чего на графике будет столбец «Unity ISO». Это расчетное значение, которое было получено путем различных тестов. Ближайшее (увеличенное) к нему значение в фотоаппарате и будет оптимальным значением для астрофото.

Дальше нужно посмотреть уровень шума на разных ISO на сайте sensorgen.info. Если при Unity ISO шум небольшой и не сильно уменьшается при увеличении ISO (плюс/минус 1-2 электрона не играют роли), то больше ничего не делаем: используем данное ISO как максимально рабочее. Если объект слишком яркий, то уменьшаем ISO, чтобы увеличить динамический диапазон.

Если же шум сильно снижается при увеличении ISO, то увеличиваем ISO фотоаппарата в зависимости от яркости объекта и выдержки так, чтобы не допустить клиппинга. То есть придется сделать тестовые снимки и определить максимальное ISO для данной астросессии. Чем слабее объект, тем выше можно установить ISO.

Плюсы и минусы минимального/оптимального ISO

Преимущества

  • Низкий уровень шумов.
  • Максимально возможный динамический диапазон, позволяющий получить меньше «пересвеченных» звёзд и больше цветных.
  • Максимальная разрешающая способность без «распухших» звёзд.

Недостатки

Неудобно просматривать готовые фото на экране фотоаппарата. Яркость изображений будет низкая и будет казаться, что на фото нет слабых объектов. Поэтому перед тем, как приступить непосредственно к съёмке, можно сделать несколько тестовых снимков с высоким ISO (например 1600), по которым проверить точность гидирования, фокуса, полярки и т.п. После этого переключить ISO на рабочее минимальное.

В работе
  • M3 — шаровое в Гончих Псах.
  • M5 — шаровое.
  • M15 — шаровое в Пегасе.
  • M16 — туманность «Орёл».
  • M29 — рассеянное в Лебеде («Градирня»).
  • M51 — галактика «Водоворот» в Б.Медведице.
  • M52 — рассеянное в Кассиопее.
  • M67 — рассеянное в Раке.
  • M76 — планетарная туманность («Малая гантель») в Кассиопее.
  • M81 — галактика Боде в Б.Медведице.
  • M82 — галактика «Сигара» в Б.Медведице.
  • M92 — шаровое в Геркулесе.
  • NGC 869+884 — Хи и Аш Персея.
  • NGC 6791 — рассеянное в Лире
Счетчики