Warum erscheinen Sterne als Kreise und nicht als Punkte?

Ohne die Sonne sind die Sterne so weit entfernt, dass ihr Winkeldurchmesser praktisch Null ist. Wenn Sie jedoch Bilder von ihnen aufnehmen, erscheinen hellere Sterne als Kreise und nicht als Punkte. Warum?

In der Theorie sollte jeder Stern, unabhängig von der Helligkeit, höchstens einen kleinen Punkt des Mediums treffen, mit dem das Foto aufgenommen wird. Warum reagieren auch nahe gelegene Stellen des Mediums? "Blutet" übermäßiges Licht in nahe gelegene Punkte, und wenn ja, ist das "Ausbluten" bei digitalen und nicht-digitalen Kameras gleich?

Hat es etwas mit dem Objektiv zu tun? Erweitert die Linse einen einzelnen Lichtpunkt in Abhängigkeit von der Helligkeit zu einem kleinen Kreis?

Ich bin darauf gestoßen, als ich versucht habe, https://astronomy.stackexchange.com/questions/22474/how-to-find-the-viewing-size-of-a-star zu beantworten. Dabei wurde gefragt: Was ist die Funktion (falls vorhanden)? das bezieht die sternhelligkeit auf die größe einer sternscheibe auf fotografischen filmen (oder digitalen medien)?

Hinweis: Mir ist klar, dass die visuellen und fotografischen Größen eines Sterns unterschiedlich sein können, und ich gehe davon aus, dass die Antwort auf der fotografischen Größe basiert.

EDIT: Danke für all die Antworten, ich überprüfe sie immer noch. Hier sind einige hilfreiche Links, die ich gefunden habe:

• Photometrie (Astronomie) bei Wikipedia

• http://www.chiandh.eu/astphot/object.shtml , insbesondere die Diskussion über "Raw Image Units" und "Full Width at Half Maximum" (FWHM)

• http://www.astro-imaging.com/Tutorial/MatchingCCD.html und die Diskussion über FWHM

Wenn Licht eine Grenze passiert, wird es aufgrund der wellenförmigen Eigenschaft von Licht, das mit dieser Grenze interagiert , gebeugt oder gebogen. Eine Apertur in einem optischen System, typischerweise kreisförmig oder kreisförmig, ist eine solche Grenze.

Wie Licht mit der Apertur interagiert, wird durch die Punktstreufunktion ( Point Spread Function, PSF) beschrieben, oder wie viel und in welchem ​​Maße sich eine Punktlichtquelle beim Durchgang durch das optische System ausbreitet. Die PSF wird durch die Geometrie des Systems (einschließlich der Form und Größe der Apertur, der Form (en) der Linsen usw.) und die Wellenlänge des durch das optische System tretenden Lichts bestimmt. Die PSF ist im Wesentlichen die Impulsantwort des optischen Systems auf eine Impulsfunktion , einen Lichtpunkt mit einer Energieeinheit, der im 2D-Raum unendlich eng oder eng begrenzt ist.

^{Die Faltung des Lichts vom Objekt mit der Punktstreufunktion führt zu einem erzeugten Bild, das breiter erscheint als das ursprüngliche Objekt. Von Wikipedia-Benutzer Default007 aus Wikimedia Commons . Public Domain.}

Für eine perfekt runde Apertur in einem theoretisch optisch perfekten Abbildungssystem wird die PSF-Funktion durch eine Airy-Scheibe beschrieben , bei der es sich um ein bullseye-targetähnliches Muster aus konzentrischen Ringen abwechselnder Bereiche konstruktiver Interferenz handelt (bei denen die Lichtwellen konstruktiv miteinander interagieren) "addieren") und destruktive Interferenz (wo die Wellen des Lichts interagieren, um sich selbst aufzuheben).

Es ist wichtig zu beachten, dass das Muster der Airy-Scheibe nicht auf fehlerhafte Linsenqualitäten oder Toleranzfehler bei der Herstellung usw. zurückzuführen ist. Es ist ausschließlich eine Funktion der Form und Größe der Blende und der Wellenlänge des durch sie hindurchtretenden Lichts. Somit ist die Airy-Disk eine Art Obergrenze für die Qualität eines einzelnen Bildes, das vom optischen System ^{1 erzeugt werden kann} .

^{Eine Punktlichtquelle, die durch eine runde Öffnung tritt, breitet sich aus, um ein Airy-Scheibenmuster zu erzeugen. Von Sakurambo , aus Wikimedia Commons . Public Domain.}

Wenn die Apertur ausreichend groß ist, so dass der größte Teil des durch die Linse hindurchtretenden Lichts nicht mit der Aperturkante interagiert, wird das Bild als nicht mehr beugungsbegrenzt bezeichnet . An diesem Punkt erzeugte nicht perfekte Bilder sind nicht auf die Beugung des Lichts durch die Öffnungskante zurückzuführen. In realen (nicht idealen) Bildgebungssystemen umfassen diese Unvollkommenheiten (aber beschränkt auf): Rauschen (Wärme, Muster, Lesen, Aufnehmen usw.); Quantisierungsfehler (die als eine andere Form von Rauschen angesehen werden können); optische Aberrationen der Linse; Kalibrierungs- und Ausrichtungsfehler.

Anmerkungen:

1. Es gibt Techniken zur Verbesserung der erzeugten Bilder, so dass die scheinbare optische Qualität des Bildgebungssystems besser ist als die des Airy-Disk-Limits. Bildstapeltechniken wie Lucky Imaging erhöhen die scheinbare Qualität, indem mehrere (häufig Hunderte) verschiedene Bilder desselben Motivs zusammen gestapelt werden. Während die Airy-Scheibe wie eine unscharfe Reihe konzentrischer Kreise aussieht, repräsentiert sie tatsächlich eine Wahrscheinlichkeitvon wo eine Punktlichtquelle, die in das Kamerasystem eintritt, auf dem Imager landet. Die sich daraus ergebende Qualitätssteigerung durch das Stapeln von Bildern ist darauf zurückzuführen, dass die statistischen Kenntnisse über die Positionen der Photonen zunehmen. Das heißt, das Stapeln von Bildern verringert die Wahrscheinlichkeitsunsicherheit, die durch die Beugung des Lichts durch die Apertur erzeugt wird, wie von der PSF beschrieben, indem dem Problem ein Überschuss redundanter Informationen entgegengewirkt wird.

2. In Bezug auf das Verhältnis der scheinbaren Größe zur Helligkeit der Stern- oder Punktquelle: Eine hellere Lichtquelle erhöht die Intensität ("Höhe") des PSF, erhöht jedoch nicht seinen Durchmesser. Eine erhöhte Lichtintensität, die in ein Abbildungssystem eintritt, bedeutet jedoch, dass mehr Photonen die Grenzpixel des durch die PSF beleuchteten Bereichs beleuchten. Dies ist eine Form von "Lichtblühen" oder scheinbar "Verschütten" von Licht in benachbarte Pixel. Dies erhöht die scheinbare Größe des Sterns.

Die Größe des "Punktes" wird durch die wellenlängenabhängige "Point-Spread-Funktion" (PSF) des verwendeten Linsensystems beeinflusst.

Durch die Beugung des Lichts, die die Auflösungsgrenze des Systems bestimmt, werden punktförmige Objekte bis zu einer bestimmten minimalen Größe und Form, der sogenannten Punktverteilungsfunktion, verwischt. Die PSF ist also das dreidimensionale Bild eines punktförmigen Objekts in der Bildebene. Der PSF ist normalerweise größer als breit (wie ein amerikanischer Fußball, der auf seiner Spitze steht), da optische Systeme in Tiefenrichtung eine schlechtere Auflösung haben als in Querrichtung.

Die PSF hängt von der Wellenlänge des angezeigten Lichts ab: Kürzere Wellenlängen des Lichts (z. B. blaues Licht, 450 nm) führen zu einer kleineren PSF, während längere Wellenlängen (z. B. rotes Licht, 650 nm) zu einer größeren PSF und damit zu einer größeren PSF führen schlechtere Auflösung. Auch die numerische Apertur (NA) des verwendeten Objektivs wirkt sich auf die Größe und Form des PSF aus: Ein Objektiv mit hoher NA bietet einen schönen kleinen PSF und damit eine bessere Auflösung.

Überraschenderweise ist der PSF unabhängig von der Intensität des Punktes. Dies gilt sowohl für die Astrofotografie als auch für die Mikroskopie.

Es gibt einige Gründe, an die ich denken kann:

1. Am gebräuchlichsten ist das Objektiv. Bei manchen Objektiven kann es schwierig sein, ein Objektiv auf unendlich zu fokussieren, damit Sie "über unendlich hinaus" fokussieren können. Aber selbst wenn Sie es genau wissen, kann es sein, dass das Objektiv selbst etwas davon ausbreitet.
2. Ein weiterer Grund ist, dass das Licht tatsächlich auf mehr als eine Sensorstelle treffen kann, entweder weil die Sensorstelle (oder die Filmkörner) nicht perfekt auf jeden Stern ausgerichtet sind oder weil die Projektion des Sterns auf den Sensor oder den Film so ist tatsächlich größer als eine einzelne Sensorstelle oder Filmkörnung.
3. Die Atmosphäre verbreitet auch das von den Sternen kommende Licht, was zu einem größeren Kreis für jeden einzelnen führt.

Ich habe einen kleinen Bereich von Ihrem Foto genommen und vergrößert (neu abgetastet um den Faktor 10).

Ich habe zwei interessante Regionen markiert. Der Bereich A zeigt einen Stern an, der durch die Optik ungefähr in einen Bereich von 3 × 3 Pixeln mit einer Spitze mit einem Durchmesser von 2 bis 3 Pixeln verschwommen ist, würde ich sagen. Dies ist der Unschärfeeffekt, wie in scottbbs Antwort beschrieben .

Der helle Stern an Position B ist jedoch viel breiter und zeigt auch eine Sättigung in der Mitte. Ich vermute, dass diese zusätzliche Verbreiterung durch Pixelbluten oder nur durch Sättigung verursacht wird.

Ist die "Blutung" bei digitalen und nicht-digitalen Kameras gleich?

Wahrscheinlich nicht. Nicht-Digitalkameras weisen einen viel höheren Kontrastbereich auf, sodass die Sättigung möglicherweise ein geringeres Problem darstellt und Pixelblutungen, bei denen es sich um elektronische Effekte handelt, möglicherweise überhaupt nicht auftreten.

Mit einem HDR-Aufzeichnungsschema innerhalb einer Digitalkamera sollte man jedoch in der Lage sein, die zusätzliche Verbreiterung zu korrigieren und Punkt B so aussehen zu lassen, dass er nur viel heller als Punkt A ist.

Um die Größe des Unschärfeeffekts zu ändern, können Sie mit der Blende Ihrer Kamera und den Bildsternen herumspielen (oder Punkte auf Papier drucken, wenn keine Sterne verfügbar sind oder ein kleines Loch in dunklem Karton mit einer Lichtquelle in der Ferne).

Gut studiert von George Airy, Astronomer Royal, veröffentlicht im Jahr 1830. Jetzt als Airy-Scheibe oder Airy-Muster bezeichnet, eine Punktquelle für Sternbilder mit abwechselnden hellen und dunklen Ringen, die eine zentrale Scheibe umgeben. Der Durchmesser des ersten dunklen Rings beträgt 2,44 Wellenlängen für ein gut korrigiertes Objektiv mit kreisförmiger Apertur. Dies ist eine wichtige Tatsache, wenn es um das Auflösungsvermögen eines Objektivs geht. Es ist schwierig, aber nicht unmöglich, diese konzentrischen Ringe abzubilden. Die meisten Bilder verschmelzen diese Ringe.

John Strutt, 3. Baron Rayleigh (Astronomer Royal), veröffentlichte ferner das sogenannte Rayleigh-Kriterium, das das theoretische maximale Auflösungsvermögen einer Linse abdeckt. „Das Auflösungsvermögen in Millimetern beträgt 1392 ÷ f-Zahl. Somit ist f / 1 = maximal 1392 Linien pro Millimeter. Für f / 2 = 696 Linien pro Millimeter. Für f / 8 = 174 Linien pro Millimeter. Bitte beachten Sie: Das Auflösungsvermögen für Blenden größer als 1: 8 ist höher als bei Filmen, die bildlich nützlich sein sollen. Das Auflösungsvermögen wird auch gemessen, indem parallele Linien mit Leerräumen dazwischen abgebildet werden. Wenn das Zusammenführen von Linien mit endgültigen Linien erkennbar ist, ist deren Abstand die Auflösungsgrenze für dieses Bildgebungssystem. Nur wenige Objektive haben das Rayleigh-Kriterium übertroffen.