Что такое светочувствительность по ISOСветочувствительность по ISO в цифровой фотографии

Светочувствительность и зерно

Светочувствительность фотографической эмульсии зависит от размера зёрен галогенида серебра, поскольку зёрна большего размера дают более высокую чувствительность. Мелкозернистые плёнки обладают низкой чувствительностью и пригодны для контратипирования или печати позитива. Негативные фотоматериалы, предназначенные для съёмки в сложных световых условиях или с короткими выдержками, обладают крупным зерном и низкой разрешающей способностью. Поэтому, одной из главных трудностей, решавшихся в процессе совершенствования негативных материалов, было получение высоких значений чувствительности при мелком зерне.

Закон взаимозаместимости

В большинстве случаев экспозиция, представляющая собой произведение освещённости на выдержку, не зависит от конкретных значений каждого из множителей.

Основная статья: Закон взаимозаместимости

Однако, при очень длинных экспозициях наблюдается отклонение от этого закона, приводящее к уменьшению светочувствительности, определяемой для наиболее часто употребляющихся значений выдержек, лежащих в пределах 1/1000—2 секунд. Изменение светочувствительности при длительных экспозициях имеет значение в областях фотографии, требующих длительных выдержек (например, в астрофотографии), и выражается специальными коэффициентами, используемыми в таких случаях.

Примечания

1. , с. 51.
2. ↑
3. Крис Уэстон. Экспозиция в цифровой фотосъёмке / Т. И. Хлебнова. — М.,: «АРТ-родник», 2008. — С. 18. — 192 с. — ISBN 978-5-9794-0235-2.
4. ↑ James Ollinger.  (англ.). Exposure Meter Collection. Дата обращения 24 октября 2015.
5. , с. 142.
6. — статья из Большой советской энциклопедии (3-е издание)
7. ↑ , с. 57.
8. ↑ , с. 289.
9.  (англ.). Photography — Colour negative films for still photography — Determination of ISO speed. ISO (21 June 2012). Дата обращения 8 ноября 2012.
10. , с. 145.
11. ↑ , с. 45.
12. Н. Г. Кокшайкин. . Шосткинский краеведческий музей (27 октября 2011). Дата обращения 16 ноября 2012.
13. ↑ Martin (Marty) Kuhn.  (англ.) (недоступная ссылка). Film. The Land List. Дата обращения 10 марта 2014.
14. , с. 49.
15. , с. 44.
16. , с. 102.
17. , с. 57.
18. , с. 4.
19. , с. 62.
20. ↑ , с. 51.
21.  (недоступная ссылка). Хроника. Энциклопедия отечественного кино (1 марта 1990). Дата обращения 19 сентября 2015.
22. , с. 26.
23. А. Гурова, П. Марковский, А. Винокур, Л. Артюшин, П. Лебешев, Р. Ионих, О. Овилко, Б. Москалёв, О. Иошин. . База патентов СССР. Дата обращения 10 января 2016.

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.

Технические параметры

1Материал центрирующего кольца – нержавеющая сталь AISI 304L (03X18H11).
Материал уплотнительного кольца – Viton.
Материал сетки (0,21 мм) – нержавеющая сталь.
Уплотнительное кольцо из другого материала устанавливается по запросу.

2Материал центрирующего кольца – нержавеющая сталь AISI 304L (03X18H11) или алюминий.
Материал уплотнительного кольца – Viton.
Уплотнительное кольцо из другого материала устанавливается по запросу.

3Материал центрирующего кольца – нержавеющая сталь AISI 304L (03X18H11).
Материал уплотнительного кольца – Viton.
Материал ограничителя – алюминий.
Уплотнительное кольцо из другого материала устанавливается по запросу.

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.

Плюсы и минусы минимальногооптимального 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.

Fitswork | ISO

Основные этапы создания астрофото

Cartes du Ciel (Sky Chart). Создание звездных карт

Рубрики

• Астрогалерея 44
• Астрофотография (теория) 18
• Блог 4
• Любительская астрономия 2
• Обработка астрофото 10
• Программы для ЛА 2

Метки

Canon vs Nikon 1 Cartes du Ciel 3 DeepSkyStacker 7 Fitswork 6 ISO 7 M1 1 M103 1 M13 1 M2 1 M27 2 M3 1 M33 1 M34 1 M38 1 M42 1 M45 2 M53 1 M57 1 M81 1 M82 1 NGC 2024 1 NGC 457 1 NGC 663 1 NGC 6940 1 NGC 6946 3 NGC 6960 1 NGC 7023 1 NGC 7635 1 NGC 7789 1 Photoshop 11 Steph 1 1 Астеризмы 1 Б.Медведица 2 Видео 1 Водолей 1 Возничий 1 Волосы Вероники 1 Галактики 6 Геркулес 1 Гончие Псы 1 Дракон 1 Звёздные поля 4 Кассиопея 6 Кометы 1 Лебедь 5 Лира 2 Лисичка 2 Луна 6 Орион 2 Пейзаж 1 Персей 1 Рассеянные скопления 10 Серебристые облака 2 Телец 3 Треугольник 1 Туманности 9 Цефей 1 Шаровые скопления 4 Юпитер 1

Избранное

• Оптимальное ISO для астрофотографии
• Установка полярной оси методом дрейфа с помощью ПЗС-матрицы
• Установка полярной оси методом «Карандашей»
• Так ли нужны dark’и?
• Баланс белого в астрофотографии
• Сложение астроснимков по методу Kappa-Sigma
• Что можно увидеть в любительский телескоп

В работе

• 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.
• M92 — шаровое в Геркулесе.
• NGC 869+884 — Хи и Аш Персея.
• NGC 6791 — рассеянное в Лире

Счетчики

Экспозиционный индекс

Экспозиционный индекс EI применяется в случаях, когда прямое использование значения светочувствительности затруднительно. EI применим для компенсации неточностей экспонирования фотоаппарата или при нестандартной обработке. Экспозиционный индекс можно назвать «установленной светочувствительностью» в противовес номинальной светочувствительности. Например, фотоплёнку со светочувствительностью ISO 400 можно экспонировать при слабом освещении при EI 800, а затем увеличить время проявления, чтобы получить пригодные для печати негативы. Другим примером может служить съёмка камерой с затвором, дающим постоянную ошибку в ту или иную сторону. В этом случае можно использовать соответствующий EI, отличающийся от значения ISO в сторону постоянной ошибки, или экспокоррекцию, чтобы скомпенсировать ошибку.

Завышение чувствительности плёнки производителями

У некоторых плёнок высокой чувствительности «штатным» режимом проявления считается проявка, приводящая к увеличению чувствительности («пуш-процесс»). Стандартное проявление таких фотоматериалов позволяет получать более низкую чувствительность при пониженном контрасте. Например, в стандартном проявителе получается чувствительность 1000, в рекомендуемом — 3200. Маркировка светочувствительности некоторых цветных обращаемых плёнок может содержать индекс «P», обозначающий чувствительность, достигаемую в случае обработки по «пуш-процессу».

Сравнение светочувствительности в различных стандартах

В таблице приведены сравнительные значения основных систем измерения светочувствительности ГОСТ, «Х и Д», Weston, ASA, ISO, APEX и DIN

Критерии светочувствительности

Поиск наиболее точной системы измерения светочувствительности начался сразу же после изобретения фотографии для количественной оценки экспозиции, необходимой для получения качественного изображения. Однако, первые успехи в этой области появились одновременно с желатиносеребряным процессом, заменившим непредсказуемые дагеротипию и мокрый коллодионный процесс. При этом, главная сложность заключалась в том, что оптическая плотность получаемого негативного или позитивного изображения зависит не только от интенсивности экспонирования, но и от режима проявления. Увеличение времени проявления приводит к повышению оптической плотности, однако на светочувствительность влияет в гораздо меньшей степени. Поэтому, главный вопрос любой сенситометрической системы — критерий светочувствительности, позволяющий наиболее точно определять способность фотоэмульсии реагировать на свет, и не зависящий от других факторов.

Самым первым критерием, использовавшимся начиная с 1870-х годов, стал порог почернения, то есть минимальная экспозиция, дающая регистрируемую плотность. Такой критерий использовался в большинстве систем отсчёта, например, Шайнера (нем. Julius Scheiner), Эдера (нем. Josef Maria Eder) и Винна.
В 1890 году английскими учёными Хёртером (англ. Ferdinand Hurter) и Дриффилдом (англ. Vero Charles Driffield) было сформулировано понятие характеристической кривой. В качестве критерия светочувствительности была выбрана точка инерции (критерий Хёртера-Дриффилда) — точка пересечения касательной к прямолинейному участку характеристической кривой с осью логарифма экспозиций. В СССР шкала светочувствительности Хёртера и Дриффилда, сокращённо «Х и Д» (англ. H&D), официально использовалась с 1928 года вплоть до перехода на единицы ГОСТ в соответствии со стандартом ГОСТ 2817—50. При этом, шкала H&D, использовавшаяся в Великобритании, не совпадала с советской. Стандарт «Х и Д» был заменён в СССР шкалой ГОСТ в октябре 1951 года.

В современной сенситометрической системе ISO в качестве критерия используется нормированная оптическая плотность, то есть плотность, превышающая суммарную плотность вуали и подложки на определённую пороговую величину. Экспозиция, необходимая для получения такой плотности, и служит точкой отсчёта для определения светочувствительности. Для разных сортов светочувствительных материалов: негативных, позитивных, обращаемых и т. д., в одних и тех же системах измерения принимаются разные значения этого критерия. Например, для чёрно-белых негативных фотокиноматериалов пороговой плотностью считается 0,1 над вуалью.
Дальнейшее развитие технологий фотопроцесса потребовало совершенствования сенситометрии, от которой потребовалось измерение светочувствительности цветных многослойных плёнок и бумаг. Каждый из светочувствительных слоёв таких материалов обладает своей светочувствительностью, зачастую отличающейся от соседних. Кроме того, оптическая плотность в цветных материалах создаётся не металлическим серебром, как в чёрно-белых, а красителями, из которых состоит цветное изображение.

Шкалы светочувствительности ISOISO, ASA, DIN, ГОСТ

Таблица 1

Значение светочувствительности, представляемое в единицах ISO, состоит из двух чисел, разделяемых косой чертой.

Ряд первых чисел совпадает со шкалами светочувствительности нового ГОСТ и ASA, ряд вторых чисел (именуемых градусами ISO) совпадает со шкалой светочувствительности, выраженной в градусах DIN.

Производители фотокамер и экспонометров иногда ограничиваются только первыми числами светочувствительности ISO. Это связано с тем, что шкала единиц светочувствительности ISO представляет собой арифметическую прогрессию с модулем 1.26. Аналогично устроены ряды выдержек и диафрагм фотоаппарата.

Шкала светочувствительности, выраженная в градусах ISO, представляет собой логарифмическую шкалу с разностью в единицу.

Для практики достаточно запомнить, что изменение светочувствительности в два раза по ГОСТ, ISO, ASA соответствует изменению на три градуса DIN и ISO° см.Таблица 2

Наиболее распространённый ряд светочувствительности

Таблица 2

В практике цифровой фотографии минимальное значение чувствительности матрицы фотокамеры составляет 100 или 200 единиц ISO. Меньшие значения минимальной чувствительности достигаются, как правило, программными методами.

Высокая максимальная чувствительность матрицы используется далеко не всегда. Это обусловлено тем, что при увеличении чувствительности возрастают шумы матрицы и падает качество изображения.

Современные алгоритмы, заложенные в цифровые фотокамеры, позволяют использовать высокие значения чувствительности матрицы, но требуют предельно точного определение экспозиции и аккуратной постобработки.

Prostophoto, 2013

abcIBC.com, 2013

Удачных снимков!

См.также

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.

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.

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.

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.)