Perché le stelle appaiono come cerchi, non punti?

Escludendo il Sole, le stelle sono così lontane che il loro diametro angolare è effettivamente zero. Tuttavia, quando ne fotografi, le stelle più luminose appaiono come cerchi, non punti. Perché?

In teoria, qualsiasi stella, indipendentemente dalla luminosità, dovrebbe colpire al massimo un piccolo punto di qualsiasi mezzo venga utilizzato per scattare la fotografia. Perché anche i punti vicini del mezzo rispondono? La luce eccessiva "spurga" nei punti vicini e, in tal caso, lo "spurgo" è lo stesso per le fotocamere digitali e non digitali?

Ha qualcosa a che fare con l'obiettivo? L'obiettivo espande un singolo punto di luce in un piccolo cerchio, a seconda della luminosità?

Mi sono imbattuto in questo mentre cercavo di rispondere a https://astronomy.stackexchange.com/questions/22474/how-to-find-the-viewing-size-of-a-star che chiede effettivamente: qual è la funzione (se presente) che mette in relazione la luminosità delle stelle con le dimensioni del disco di una stella su pellicola fotografica (o media digitale)?

Nota: mi rendo conto che le dimensioni visive e fotografiche di una stella possono essere diverse e presumo che la risposta si baserà sulla grandezza fotografica.

EDIT: Grazie per tutte le risposte, le sto ancora rivedendo. Ecco alcuni link utili aggiuntivi che ho trovato:

• Fotometria (astronomia) su Wikipedia

• http://www.chiandh.eu/astphot/object.shtml , in particolare la discussione su "unità di immagine non elaborate" e "larghezza massima a metà massimo" (FWHM)

• http://www.astro-imaging.com/Tutorial/MatchingCCD.html e la sua discussione su FWHM

Ogni volta che la luce supera un limite, si diffonde o si piega, a causa della proprietà ondulata della luce che interagisce con quel limite. Un'apertura in un sistema ottico, tipicamente circolare o simile a un cerchio, è uno di questi limiti.

Il modo in cui la luce interagisce con l'apertura è descritto dalla funzione di diffusione del punto (PSF), o in che misura una sorgente puntiforme di luce si diffonde a seguito del passaggio attraverso il sistema ottico. Il PSF è determinato dalla geometria del sistema (compresa la forma e le dimensioni dell'apertura; la forma (e) delle lenti; ecc.) E la lunghezza d'onda della luce che passa attraverso il sistema ottico. Il PSF è essenzialmente la risposta all'impulso del sistema ottico a una funzione d'impulso , un punto di luce di una certa quantità di unità di energia che è infinitesimamente stretta o strettamente limitata nello spazio 2D.

^{La convoluzione della luce dal soggetto con la funzione di diffusione del punto si traduce in un'immagine prodotta che appare più diffusa rispetto all'oggetto originale. Dall'utente Wikipedia Default007, da Wikimedia Commons . Dominio pubblico.}

Per un'apertura perfettamente arrotondata in un sistema di imaging otticamente perfetto teoricamente, la funzione PSF è descritta da un disco Airy , che è un modello simile a un bersaglio a forma di bersaglio di anelli concentrici di regioni alternate di interferenza costruttiva (dove le onde della luce interagiscono in modo costruttivo con "sommare") e interferenze distruttive (in cui le onde della luce interagiscono in modo da annullarsi).

È importante notare che il modello del disco Airy non è il risultato di qualità delle lenti imperfette, o errori nelle tolleranze nella produzione, ecc. È strettamente una funzione della forma e delle dimensioni dell'apertura e della lunghezza d'onda della luce che lo attraversa. Pertanto, il disco Airy è una sorta di limite superiore sulla qualità di una singola immagine che può essere prodotta dal sistema ottico ¹ .

^{Una sorgente puntiforme di luce che passa attraverso un'apertura rotonda si diffonderà per produrre un modello di disco Airy. Di Sakurambo , da Wikimedia Commons . Dominio pubblico.}

Quando l'apertura è sufficientemente grande, in modo tale che la maggior parte della luce che passa attraverso l'obiettivo non interagisce con il bordo dell'apertura, diciamo che l'immagine non è più limitata dalla diffrazione . Qualsiasi immagine non perfetta prodotta a quel punto non è dovuta alla diffrazione della luce da parte del bordo dell'apertura. Nei sistemi di imaging reali (non ideali), queste imperfezioni includono (ma si limitano a): rumore (termico, modello, lettura, ripresa, ecc.); errori di quantizzazione (che possono essere considerati un'altra forma di rumore); aberrazioni ottiche dell'obiettivo; errori di calibrazione e allineamento.

Gli appunti:

1. Esistono tecniche per migliorare le immagini prodotte, in modo che l'apparente qualità ottica del sistema di imaging sia migliore del limite del disco di Airy. Le tecniche di impilamento delle immagini, come l' imaging fortunato , aumentano la qualità apparente impilando più (spesso centinaia) immagini diverse dello stesso soggetto insieme. Mentre il disco Airy sembra un insieme sfocato di cerchi concentrici, rappresenta davvero una probabilitàdi dove una fonte di luce puntiforme che entra nel sistema di telecamere atterrerà sulla termocamera. Il conseguente aumento della qualità prodotto dallo stacking delle immagini è dovuto all'aumento della conoscenza statistica delle posizioni dei fotoni. Cioè, lo stacking delle immagini riduce l'incertezza probabilistica prodotta dalla diffrazione della luce attraverso l'apertura come descritto dalla PSF, gettando un surplus di informazioni ridondanti sul problema.

2. Per quanto riguarda la relazione tra dimensioni apparenti e luminosità della stella o della sorgente puntuale: una sorgente luminosa più luminosa aumenta l'intensità ("altezza") del PSF, ma non aumenta il suo diametro. Ma una maggiore intensità della luce che entra in un sistema di imaging significa che più fotoni illuminano i pixel di contorno della regione illuminata dalla PSF. Questa è una forma di "fioritura di luce", o apparentemente "fuoriuscita" di luce in pixel vicini. Ciò aumenta la dimensione apparente della stella.

La dimensione del "punto" è influenzata dalla "Point-Spread Function" (PSF) dipendente dalla lunghezza d'onda del sistema di lenti in uso.

La diffrazione della luce, che determina il limite di risoluzione del sistema, sfoca qualsiasi oggetto simile a un punto a una determinata dimensione e forma minime chiamata Point Spread Function. Il PSF, quindi, è l'immagine tridimensionale di un oggetto simile a un punto sul piano dell'immagine. Il PSF è di solito più alto di quanto sia largo (come un pallone da football americano in punta), perché i sistemi ottici hanno una risoluzione peggiore nella direzione della profondità che nella direzione laterale.

Il PSF varia in base alla lunghezza d'onda della luce che si sta visualizzando: lunghezze d'onda più brevi della luce (come luce blu, 450nm) producono un PSF più piccolo, mentre lunghezze d'onda più lunghe (come luce rossa, 650nm) producono un PSF più grande e quindi risoluzione peggiore. Inoltre, l'apertura numerica (NA) dell'obiettivo che si utilizza influisce sulle dimensioni e sulla forma del PSF: un obiettivo con NA elevato offre un piccolo PSF piccolo e quindi una risoluzione migliore.

Sorprendentemente il PSF è indipendente dall'intensità del punto. Ciò vale sia per l'astrofotografia che per la microscopia.

Ci sono alcuni motivi a cui posso pensare:

1. Il più comune è l'obiettivo. Far mettere a fuoco un obiettivo all'infinito può essere complicato per alcuni obiettivi che ti consentono di mettere a fuoco l'infinito "passato". Ma anche se riesci a renderlo esatto, l'obiettivo stesso potrebbe comunque diffonderlo.
2. Un altro motivo è che è possibile che la luce colpisca effettivamente più di un sito del sensore, sia perché il sito del sensore (o i grani del film) non sono perfettamente allineati con ogni stella, sia perché la proiezione della stella sul sensore o sul film è in realtà più grande di un singolo sito di sensori o grana della pellicola.
3. L'atmosfera diffonde anche la luce proveniente dalle stelle che porta a un cerchio più grande per ognuno.

Ho preso una piccola area dalla tua foto e l'ho ingrandita (ricampionato di un fattore 10).

Ho segnato due regioni interessanti. La regione A indica una stella, sfocata dall'ottica approssimativamente in un'area di 3x3 pixel con un picco di diametro 2-3 pixel, direi. Questo è l'effetto sfocato come descritto nella risposta di Scott .

Tuttavia, la stella luminosa in posizione B è molto più ampia e mostra anche la saturazione al centro. La mia ipotesi è che questo ulteriore ampliamento sia causato dal pixel bleeding attraverso o semplicemente dalla saturazione.

il "bleeding" è lo stesso per le fotocamere digitali e non digitali?

Probabilmente no. Le fotocamere non digitali hanno una gamma di contrasto molto più elevata, quindi la saturazione potrebbe essere un problema minore e il sanguinamento dei pixel che è un effetto elettronico potrebbe non verificarsi affatto.

Tuttavia, con uno schema di registrazione HDR all'interno di una fotocamera digitale, si dovrebbe essere in grado di correggere l'ampliamento aggiuntivo e rendere il punto B simile al punto A solo molto più luminoso.

Per modificare la dimensione dell'effetto di sfocatura, puoi giocare con l'apertura della fotocamera e le stelle delle immagini (o punti stampati su carta, se le stelle non sono disponibili o un piccolo foro in cartone scuro con una fonte di luce dietro lontano).

Ben studiato da George Airy, Astronomo Reale, pubblicato nel 1830. Ora chiamato disco di Airy o modello di Airy, una sorgente di immagini stellari con una luce alternata e anelli scuri che circondano un disco centrale. Il diametro del primo anello scuro è di 2,44 lunghezze d'onda per un obiettivo ben corretto con apertura circolare. Questo è un fatto chiave per quanto riguarda il potere risolutivo di un obiettivo. È difficile, ma non impossibile, immaginare questi anelli concentrici. La maggior parte delle immagini unisce questi anelli.

John Strutt, terzo barone Rayleigh (Astronomo reale), pubblicò ulteriormente quello che ora viene chiamato il criterio di Rayleigh che copre il massimo potere teorico di risoluzione di un obiettivo. “La risoluzione del potere in linee millimetriche è 1392 ÷ numero f. Quindi f / 1 = 1392 linee per millimetro massimo. Per f / 2 = 696 linee per millimetro. Per f / 8 = 174 linee per millimetro. Nota: il potere di risoluzione per aperture superiori a f / 8 è superiore a quello che il film destinato ad essere pittoricamente utile può sfruttare. Inoltre, il potere risolutivo viene misurato mediante l'imaging di linee parallele con spazi bianchi tra. Quando finalmente si vedono fondersi le linee rette, la loro spaziatura è il limite di risoluzione per quel sistema di imaging. Pochi obiettivi hanno superato il criterio di Rayleigh.