Представим себе, что у вас есть река. Воды в ней бесконечное количество. И у вас есть бочка, но в ней пусто. А огурцы полить хочется.
Наша задача наполнить бочку водой из реки. Мы не можем направить реку в бочку, не можем опустить бочку в реку, но можем переливать в нее воду из реки ковшиком.
У бочки емкость 200 литров, а у ковшика 2 литра. Придется много работать, чтобы наполнить бочку и утолить жажду.
Нам надо будет перелить воду ковшиком 100 раз. В итоге бочка будет полная и все будут счастливы.
Теперь, представим себе, что наша бескрайняя река это ночное небо и глубина его бесконечна.
Бочка это наша астрофотография, как проекция неба, которую мы будем постепенно наполнять звездами и которую получим в итоге.
А ковшик это наша астрокамера, которой мы снимаем небо небольшими порциями.
Камера не может зачерпнуть сразу всю ширину неба и поместить всю его глубину на один снимок.
Ее объем ограничен размером матрицы и ямой (full well) (*1), которая медленно наполняется по мере получения фотонов от темного ночного неба.
Размер этой ямы определяет нашу максимальную экспозицию. Т.е. количество света на пиксель, которую может накопить наша матрица.

Как это происходит? На матрицу падают фотоны, собранные телескопом, они преобразуются в электроны, а те уже в виде электрического заряда попадают в яму.
С электрической точки зрения, яма это обычный конденсатор, имеющийся в каждом пикселе. Емкость ее, как у любого конденсатора конечна.
Все эти процессы имеют свои потери и КПД. Например, яма ограничена в объеме накопленного заряда. Т.е. она не может копить сигнал вечно и банально переполнится.
Матрица при преобразовании фотонов в электроны тоже имеет свой КПД или квантовую эффективность QE (*2). Она не может быть больше 100%, и обычно намного меньше.
Полезный сигнал всегда смешан с фотонным шумом, не несущим в себе полезного начала. Кроме того, часть поступающего на матрицу света содержит засветку.
Кроме того, сама камера генерирует шумы и паразитный сигнал, как любая электрическая машина. Чтение, оцифровка, обвязка - все это шумит.
Свечение усилителя (amplifier glow) (*3) приводит к паразитному свечению по краям или в углах матрицы.
Темновой ток (dark current) (*4) приводит к появлению системного шума. И т.д.
Все это приводит к тому, что из всего сигнала, который мы получаем от неба, полезный сигнал будет составлять только какую-то часть.
Все остальное окажется вредным и нам надо будет от него избавляться.
Т.е. КПД процесса накопления сигнала камерой весьма далек от 1 и связано это с физикой и несовершенством оборудования, т.е. с целой кучей проблем.
Но не все безнадежно.

Время экспозиции определяется в т.ч. диаметром нашего телескопа и его фокусным расстоянием.
Иными словами, светосилой телескопа. А если мыслить другими категориями, то его мощностью. Чем больше телескоп, тем он мощнее и позволяет заглянуть во вселенную дальше.
В зависисмости от относительного фокуса 1/f телескопы считают быстрыми или наоборот, темными. Светосила, это обратное понятие к 1/f.
Выражают они по сути одно и тоже свойство, но более светосильным считается телескоп, у которого 1/f больше. Т.е. телескоп с 1/f2 более светосильный, чем 1/f20
Это свойтво обусловлено освещенностью матрицы, расположенной в фокальной плоскости. На быстрых телескопах она освещена сильнее и по этой причине сигнал копится быстрее.
Освещенность матрицы обратно пропорциональна квадрату фокусного расстояния.
Для дипская используют по возможности быстрые или светосильные телескопы. Для планет наоброт, длиннофокусные.

Вселенная, как известно, бесконечна. Значит, чтобы заглянуть дальше в глубины вселенной, нам понадобится копить сигнал дольше и взять телескоп помощнее.
Но при этом и наша гипотетическая бочка тоже должна быть очень большая и глубокая.
Чем больше светосила телескопа, тем больше света падает на матрицу, а значит и быстрее заполняется яма камеры, и тем короче должны быть выдержки.
Но и снимков нам понадобится делать больше. Глубина проникновения в глубины вселенной определяется суммарным временем накопления.
Скорость наполнения ямы также определяется чувствительностью матрицы и гейном.
Гейн это усилитель сигнала, встроенный в камеру. Чем он выше, тем быстрее насыщается яма.
А что происходит, когда яма заполнится?
Сигнал перестает копиться, т.к. отдельные пиксели матрицы будут перенасыщены, сигнал начинает перетекать в соседние пиксели, а звезды начинают пухнуть.
Значит пришло время "сливать воду" из ковшика в бочку, т.е. сохранять накопленный сигнал в файле на компьютере.
Отлично.

Мы тоже не будем стоять на месте и попробуем разобраться, что при этом происходит с файлом изображения.
Камера выдает на компьютер некий файл в котором закодировано полученное телескопом изображение. Каждый пиксель этой картинки имеет свою заданную двоичную разрядность.
Например 8,10,12,14 или 16 бит. Бывает и больше, но это уже не наш случай. У кого есть такие камеры, такие книжки уже не читают. Они свои пишут.
Попросту говоря, это очень дорого для простого человека. Для профессиональных обсерваторий это норма жизни. Бюджеты там никто не считает.
Представим себе, что матрица выдает картинку 4000х5000 пикселей в 16 разрядах на каждый пиксель и эта картинка уходит на компьютер.
Камера ее стирает из собственной памяти и начинает копить новую картинку. И так 10/100/200/500/5000 и т.д. раз за ночь в зависимости от времени экспозиции и погоды.
А на компьютере эти картинки копятся в виде файлов в отдельной папке. Прекрасно.
Все идет по плану.

Тут важно понимать, что 8-ми битный файл в камере будет формироваться быстрее, чем 16-ти битный. Примерно в 256 раз. Казалось бы, ну и хорошо?
А вот и нет. Дело в том, что и сигнала в нем будет накоплено в 256 раз меньше, чем в 16-ти битном. Представьте, что мы набираем бочку не ковшиком, а рюмкой.
Все дело в том, что когда яма наполняется, она оцифровывается и заряд в пикселе преобразуется в число.
И чем больше разрядность этого числа, тем больший заряд мы сможем оцифровать и передать дальше.
А значит и яма при более высокой разрядности может быть больше.
Что значит разрядность для астрофотографии? Простыми словами, все. Чем она выше, тем больше информации мы можем закодировать в снимке.
А значит сможем получить более детальную и более глубокую картинку ночного неба.
Но не все так просто.

Чем выше разрядность, тем больше ресурсов понадобится для накопления и обработки, и тем дороже будет стоить сама камера.
Цикл формирования снимка в камере примерно такой - очистка матрицы, накопление, оцифровка, чтение пикселей, форматирование снимка, передача файла.
И тем больше времени понадобится на передачу и обработку информации на компьютер. А значит и скорострельность камеры будет ниже.
Почему? Потому что канал передачи информации с камеры на компьютер ограничен по скорости. Обычно это USB3 с пропускной способностью 5гбит/сек.
Время не стоит на месте и новые стандарты скорости уже доступны и работают в USB 3.1 и USB 3.2 на скоростях выше 10гбит/сек.
Но мы не так часто покупаем новые камеры, так что плачем и грызем свой кактус, как те самые мыши в известном анекдоте.
Соответственно, уменьшение размера кадра увеличивает скорость передачи. И наоборот.
А отсюда возникает потребность в разных камерах для разных задач. Для планет с небольшой матрицей и высокой скорострельностью, для дипская с большой матрицей и маленькой скоростью передачи.
Но в обоих случаях разрядность желательно иметь максимально высокую.
Почему?

Все дело в шумах и динамическом диапазоне. Не вдаваясь в детали, можно утверждать, что чем выше динамический диапазон (ДД), тем качественнее картинка.
Тут важно понимать, что у камеры и файла изображения динамический диапазон не обязан совпадать. Например у камеры он не превышает разрядность камеры.
А файл изображения может иметь любую разрядность. За это отвечают всевозможные конверторы и форматы файлов. В видео они называются кодеками.
Соответственно, ДД у файла изображения может быть и 16 и 32 и 48 и 64 двоичных разряда.
Это значит, что картинка с 16 битной камеры, если ее поместить в 32 битный файл, будет темная и с большим запасом по яркости.
А та же 16 битная картинка, помещенная в 8 битный файл, будет сжата и просто потеряет свой ДД. Или качество, если говорить совсем простыми словами.

Шум так же копится в яме, как и полезный сигнал и так же оцифровывается.
Так вот, в любой камере, как в любом АЦП, шум не бывает меньше одного двоичного разряда, а соответственно, в камере с высокой разрядностью его удельный вес будет всегда ниже, чем в камере с низкой разрядностью.
А значит и сигнал на выходе с камеры будет чище. Сравните 1/256 и 1/65536 ДД для 8 и 16 битных камер. Это шум, которого как бы в оригинале и нет, но картинка на мониторе будет говорить об обратном.
В градациях серого, низкоразрядный шум будет почти черно/белым и контрастным. А высокоразрядный шум на изображении будет в тонких оттенках серого и почти незаметен.
Т.е. картинка будет менее зашумлена. В астрофотографии борьба с шумами занимает первостепенные роли.
Это важно.

Но вернемся к нашей бочке, т.е к астрофотографии, которую мы упорно пытаемся получить.
Итак, мы сняли 100 снимков с какой-то разрядностью. Пусть будет в 16 бит. Как-то их обработали чтобы теплое сошлось с мягким и начинаем складывать наши снимки.
Дальше начинается самое интересное. По мере сложения на нашей сумме сигнал может расти, а может и нет. Смотря каким алгоритмом складывать. Например, он может усредняться.
Само понятие сложения здесь представляет собой игру слов. Более точным аналогом перевода английского термина stack является сложение стопкой.
Именно это мы и делаем со снимками. Складываем их стопкой. Вопрос в том как мы это делаем?
Стопка может арифметически складываться. Может умножаться, вычитаться и т.д. Вариантов тут много.
Т.е. налицо 2 процесса. 1-й это добавление снимка в стопку и 2-й - алгоритм влияния снимка на снимки, уже находящиеся в стопке.

Шумы, если они случайные(!), или белый шум, будут падать в пропорции обратной к количеству кадров, идущих в сумму.
Но если наши исходные снимки были в 16 бит, а шум по определению не бывает меньше одного разряда, то что надо сделать, чтобы он дальше падал и на сумме?
Надо увеличивать разрядность суммы. А где? В файле суммы. Т.е. складывать надо уже не в 16-ти, а в 32 разрядах.
В итоге мы получим увеличение отношения сигнал/шум пропорциональное количеству складываемых кадров.
И одновременно получим увеличение динамического диапазона. А он измеряется в двоичных разрядах. ДД это линейка, которой мы измеряем сигнал. Линейка проградуирована в двоичных разрядах.
А отношение сигнал/шум, которое на сумме должно вырасти, измеряем в децибелах (dB).
Ок, тут все просто.
Мы используем для обработки умные программы, которые сами знают что с этим делать.
А некоторые особо одаренные юзеры нет. Горячие головы утверждают, что незачем стремиться к высокой разрядности при съемке и обработке. 8 бит достаточно. Это они зря.
Понижение разрядности прямо и неизбежно ведет к сжатию динамического диапазона, неизбежному при этом увеличению шумов, к потере цвета и детализации. Это очевидно.

Но что происходит, когда мы выводим нашу картинку на монитор? Экран не умеет отображать разрядность больше 8бит на один цветовой канал. Современные новые мониторы умеют передавать 10 бит.
Т.е. каждый пиксель на мониторе кодируется тремя числами по 8 бит на каждый цветовой канал RGB. Но наша картинка была создана в 32 разрядах?
Тут происходит логарифмическое сжатие изображения. В файле оно хранится в линейном виде, а на монитор выводится в сжатом.
Кроме того, каждый монитор по своему кодирует цвет. В итоге мы получаем, что наша картинка выглядит на всех мониторах по разному.
Чтобы это как-то унифицировать, на заре появления цветных мониторов были введены т.н цветовые пространства или схемы кодирования цвета.
Например, в WEB чаще всего используется sRGB.
Применяя эту схему, мы приводим 16 или 32 битные изображения к единому стандарту 8 бит/канал без заметной потери качества.
В классической обработке RGB изображений графическими программами типа Photoshop используется стандарт Adobe 1998 и т.д.
А что наша астрокамера обо всем этом знает? Она то как кодирует цвет?
Ничего не знает. Она снимает и выдает только монохромную картинку.
А цвет мы получаем с камеры через процедуру дебайеризации уже на компьютере при преобразовании файла.
Но об этом друзья, мы узнаем уже на след. сеансе "Спокойной ночи, астрономы")

Список используемых терминов и сокращений
*1) full well - Полная емкость определяется как количество заряда, которое может храниться в отдельном пикселе без насыщения пикселя.
*2) QE - Квантовая эффективность — это мера эффективности устройства формирования изображения для преобразования падающих фотонов в электроны.
Например, если датчик имеет QE 100% и подвергается воздействию 100 фотонов, он произведет 100 электронов сигнала.
*3) amplifier glow - электрическая схема или обвязка матрицы может генерировать тепло и ближний инфракрасный свет, которые могут вызывать свечение на изображении в виде пучка лучей
*4) dark current - темновой ток относится к остаточному току, генерируемому рабочей температурой детектора, создающему пары электрон/дырка даже без оптического сигнала, и току утечки из дефектов поверхности в фотодетекторе

Воробино, 01.2025