WARSZTATY ASTROFOTOGRAFII Część I Przygotowanie teoretyczne Michał Klimaszewski Wykorzystane zdjęcia: Dominik Woś, Paweł Łańcucki, Janusz Wiland, autor

Czym jest astrofotografia? Sztuką Nauką Hobby Wyzwaniem Motto przewodnie – fotografujemy tym, co mamy, ciesząc się z rezultatów, a jednocześnie poszukujemy metod na osiągnięcie czegoś więcej, metodycznie eliminując z zestawu najsłabsze ogniwo i zastępując je czymś lepszym.

Typowe problemy Obiekt, który fotografujemy: Jest ciemny Porusza się Wymaga ciemnego Nieba do wykonania udanego ujęcia Ma swoją własną definicję palety barw Często nie jest widoczny nieuzbrojonym okiem Często wymaga długich ekspozycji, żeby go w ogóle zauważyć na zdjęciu Może mieć szeroki zakres wielkości - od kilku arcsec (planety) do kilku stopni (M31, M42) i więcej przy fotografii konstelacji – technika fotografowania; – prowadzenie za obiektem; – unikamy zaświetlenia miejską łuną; – stosujemy techniki wyrównania; – pomagamy sobie np. GoTo

Często zadawane pytania Mam aparat …, czy mogę fotografować Niebo / kometę / Drogę Mleczną? Mam teleskop na montażu GEM i chcę sfotografować M1 – czy to się uda? Nie mogę sobie poradzić z wyostrzeniem obrazu, jak to zrobić? Jak mam sfotografować M31? Mój montaż nie prowadzi dobrze, zawsze uzyskuję rozmyte obrazy, co robić?

Przygotowanie teoretyczne (Auto) Guiding Filtry Zasilanie Sterowanie zestawem Miejsce obserwacji Wykonywanie zdjęć Montaż Wyważenie zestawu Ustawienie na Polaris Teleskop Wyostrzanie obrazu Reduktor / Flattener Mocowanie kamery Kamera CCD Sztywność zestawu

Montaże Nieruchomy (typu statyw fotograficzny) Alt / Az (statyw z ruchami, Dobson, widłowy bez klina) Równikowy (EQ): Platforma równikowa Montaż widłowy GEM

Montaż nieruchomy Zalety Zwykle - stabilny Powszechnie dostępny Tani Wady Nie pozwala na długie ujęcia Bywa bardzo różnej jakości AD wady – jakość może uniemożliwić stabilne ustawienie na obiekt położony wysoko nad horyzontem – brak wyważenia zestawu Wzór na max długość ekspozycji w zależności od rozdzielczości detektora, deklinacji obiektu i ogniskowej – za „Covington – Astrophotography for the Amateur T = cos(D) * K / F. K = 1000 (jeżeli się toleruje minimalne rozmycie gwiazdek ) do K = 343 (dla „ultra sharp”). W praktyce z obiektywem 50mm – do 20s na równiku.

Montaż Alt / Az Wady Nie pozwala na długie ujęcia Zalety Powszechnie dostępny – bez napędów w zestawie z tanim teleskopem Standardowy montaż dla dużych Newton’ów (w układzie Dobson’a) Prosty w obsłudze (naturalny układ odniesienia) Możliwe krótkie ekspozycje przy światłosilnym teleskopie Wady Nie pozwala na długie ujęcia W tanim wykonaniu zwykle niestabilny Wrażliwy na dodatkowe obciążenie Wprowadza rotację pola Zwykle bez napędów Wyjaśnić na czym polega rotacja pola

Montaż EQ - platforma Zalety Stosunkowo łatwa w budowie i tania Umożliwia posadowienie montaży innego typu i uzyskanie możliwości fotografowania Wady Dostosowana do jednej szerokości geograficznej Ograniczony zakres prowadzenia Mimo możliwości zastosowania w astrofotografii posiada ograniczone warunki guidingu – napęd tylko w osi RA Szczególnie duży uzysk można otrzymać stawiając na niej dobrze wyważonego Dobsona

Montaż Alt/Az lub EQ - widłowy Zalety Bardzo często spotykany w teleskopach typu Maksutow, Cassegrain – w zestawie Prosta obsługa Wady Ograniczony zakres fotografowania (zenit) Mało popularne w Polsce Trudne ustawienie na Polaris (polar scope kits, pozostaje metoda dryfowa) EQ wedge może być regulowany, ale wtedy nie uzyskujemy odpowiedniej sztywności

Montaż EQ - GEM Zalety Stabilny, możliwe duże obciążenie Umożliwia wyważenie Umożliwia dokładne ustawienie na Polaris Umożliwia (w większości przypadków) zastosowanie napędu w obu osiach Wady Zwykle drogi w porównaniu do innych montaży GEM flip Wrażliwy na nieprawidłową regulację Wymaga przeciwwag Możliwa kolizja sprzętu ze statywem Rozwinąć skrót GEM; wspomnieć, że zasadniczo tu zaczyna się prawdziwa astrofotografia Stabilność zależy od zastosowanego statywu

Montaż - warunki udanej astrofotografii Właściwe obciążenie – drgania własne, wrażliwość na zakłócenia, statyw Dobra regulacja mechaniczna – minimalizacja luzu, „tuning” montażu Dobre wyważenie zestawu Idealne zgranie osi obrotu RA z Polaris Płynne prowadzenie z minimalnym PE Dostępny port autoguider’a Dokładność prowadzenia dostosowana do planowanej ogniskowej AD przeciążenie – omówić, co można a czego nie należy wieszać na np. EQ3 albo EQ6 AD regulacji i tuningu – smarowanie, sprawdzenie bicia osi, sprawdzenie połączeń ślimak-ślimacznica, regulacja sprzęgieł, regulacja napięcia osi Omówić pojęcie PE i PEC

Montaż – właściwe obciążenie Właściwe = do danego zastosowania Podawane przez producenta obciążenie dopuszczalne ≠ obciążenie rekomendowane do astrofotografii Należy oprócz wagi zestawu przewidzieć także wymiary teleskopu i zawieszone akcesoria (ramię działania sił, wpływ na drgania po ustaniu zakłócenia) Statyw – źródło kłopotów przy zbyt małej sztywności – do astrofoto należy rozważyć możliwość wymiany na stabilny / większy od standardowego. Jak przyjmować odpowiednie obciążenie – w montażach klasy niższej – około połowa podanego przez producenta, wyższej – nominalne Ramię siły i wpływ na drgania harmoniczne – do rozwinięcia w czasie wykładu (układ stabilny, neutralny i niestabilny) Wpływ statywu – jaki stosować a jakiego nie – cienkie i wiotkie aluminiowe nóżki nie sprzyjają minimalizacji drgań

Montaż – regulacja mechaniczna Smarowanie Sprawdzenie bicia osi Sprawdzenie połączeń ślimak-ślimacznica Regulacja sprzęgieł Regulacja napięcia łożysk obu osi Sztywność połączenia z przeciwwagą Sztywność i jakość połączenia ze statywem Omówić typowy tuning montażu

Montaż – wyważenie zestawu Nieprawidłowe wyważenie montażu dowolnego typu będzie zmieniać warunki jego pracy w trakcie wykonywania zdjęć (GEM flip, zmiana obciążenia osi RA w funkcji niewyrównoważenia osi DEC, wpływ na ustawienie osi biegunowej) Możliwość przeciążenia sprzęgieł i uderzenia sprzętu o montaż Negatywny wpływ na osiągane PE Do omówienia – kłopoty z EM100 i wpływ na PE

Montaż – ustawienie osi biegunowej Metoda z użyciem lunetki biegunowej – według kół lunetki (wymaga znajomości daty i godziny – położenie Polaris w szukaczu biegunowym) – ustawienie uzyskujemy w kilka minut, dokładność 2 arcmin – przy ogniskowej 1-1,5m wystarcza do 5-10minut ekspozycji bez dryfu Metoda dryfowa (w przypadku, gdy Polaris jest niewidoczna lub montaż nie ma lunetki) – zabiera więcej czasu (do godziny) ale umożliwia idealne zgranie osi biegunowej – najlepsze efekty Metody wspomagane sprzętowo (napęd inteligentny GoTo) – hybryda powyższego – szybkie i dokładne zgranie osi Omówić zasadę wykonywania; wspomnieć o refrakcji atmosferycznej

Montaż – ustawienie osi lunetka biegunowa Omówić zasadę wykonywania http://www.trutek-uk.com/takahashi/polarisfinder1-2en.zip http://www.polarfinder.co.uk/

Montaż – ustawienie osi metoda dryfowa (1) Ustaw teleskop osią RA zgrubnie zorientowany na Polaris, wyważ dokładnie zestaw Do regulacji zastosuj możliwie duże powiększenie (minimum to 200x), dobrze jest dysponować podświetlanym okularem z liniami pomocniczymi – linie ustaw w ten sposób, żeby poziome odpowiadały RA a pionowe DEC (wyłącz napęd w razie trudności) Skieruj teleskop na południe, około 20 stopni ponad Równikiem Niebieskim Obserwuj, czy gwiazda dryfuje w polu widzenia jeżeli przesuwa się do góry – wyreguluj kąt Az tak, aby w polu widzenia gwiazda powędrowała w prawo, jeżeli przesuwa się w dół – zmiana kąta Az montażu powinna spowodować jej przesunięcie w lewo (w przypadku teleskopu o parzystej liczbie zwierciadeł – typu Newton’a - regulacje muszą być odwrotne: góra-lewo, dół-prawo); brak zauważalnego dryfu przez 30s oznacza, że idealne ustawienie znajduje się zaledwie 1-2 pola widzenia od aktualnej pozycji! Powtarzaj regulacje do czasu, gdy nie jesteś w stanie zaobserwować dryfu gwiazdy odniesienia przez 5 minut Omówić zasadę wykonywania

Montaż – ustawienie osi metoda dryfowa (2) Skieruj teleskop na wschód (E) lub zachód (W), około 15 stopni nad horyzontem (nadal w pobliżu RN) Obserwuj, czy gwiazda dryfuje w polu widzenia – zależnie od tego, gdzie patrzy teleskop: jeżeli przesuwa się do góry – wyreguluj kąt Alt tak, aby w polu widzenia gwiazda powędrowała w dół (E) lub górę (W) jeżeli przesuwa się w dół – zmiana kąta Alt montażu powinna spowodować jej przesunięcie w górę (E) lub dół (W) W tym przypadku typ teleskopu nie ma znaczenia Jeżeli ustawienie wymagało znaczącej zmiany położenia osi Alt konieczne jest ponowne wyregulowanie osi Az montażu Powtarzaj regulacje do czasu, gdy nie jesteś w stanie zaobserwować dryfu gwiazdy odniesienia przez 5 minut Praktyka czyni mistrza – dobre ustawienie Polaris umożliwia ekspozycję bez dryfu rzędu godzin! Omówić zasadę wykonywania

Montaż – PE PE = Periodic Error Wynika z niedoskonałości wykonania przekładni – szczególnie przekładni ślimakowej i jakości ślimaka Należy przewidzieć, jaką fotografię uda się wykonać przy posiadaniu określonej jakości montażu! PE może być korygowany przez: (Auto) Guiding PEC (Periodic Error Correction) Powinien być przewidywalny i bez nałożonych szarpnięć / uskoków! Wyważenie i stabilność zestawu wpływa na PE! Producenci lepszej klasy sprzętu gwarantują PE w określonych granicach (+/- kilka arcsec), w słabszych montażach nie musi być Periodic – może być niepowtarzalny między obrotami ślimaka, do tego dochodzi składowa od wcześniejszych stopni przekładni i wpływ luzów. Możliwości minimalizacji błędu, łączenie technik: PEC, guiding, AO

PE

Montaż – Guideport Istnienie portu guidera umożliwia wprowadzanie korekty prowadzenia na bieżąco – w czasie wykonywania ekspozycji (wcześniej możliwe było tylko manualne prowadzenie – obserwator ręcznie korygował położenie gwiazdy prowadzącej w teleskopie) Możliwość korekt zależy od ilości silników montażu, luzu (backlash) i jakości wykonania przekładni …dokładne omówienie w dalszej części warsztatu

Teleskop Soczewkowy (refraktor) Zwierciadlany (reflektor) Semi APO APO Newton (Dobson) Cassegrain / Schmidt-Cassegrain Ritchey - Chrétien

Refraktory semi APO Zalety Niewielka cena przy sporych aperturach Dobry kontrast Wady Aberracja chromatyczna Krzywizna pola ogniskowania Stosunkowo duża masa

Refraktory APO Zalety Bardzo dobra korekcja chromatyczna Większość modeli nadaje się do astrofotografii (dedykowane rozwiązania typu FSQ albo NP101) Duża rozdzielczość Najlepszy kontrast Punktowe obrazy gwiazd bez „spikes” Nadaje się do fotografii szerokokadrowej Wady Wysoka lub bardzo wysoka cena Z reguły wymaga flattener’a (o ile nie jest wbudowany) Duża masa

Reflektor - Newton Zalety Brak aberracji chromatycznej Najlepszy stosunek wielkość / cena Wady Aberracja sferyczna (konieczny korektor komy) Trudności z utrzymaniem kolimacji Trudne uzyskanie odpowiedniej sztywności tuby optycznej Trudne równoważenie zestawu Bardzo mały backfocus Duże przesłonięcie apertury zwierciadełkiem wtórnym

Reflektor – Cassegrain / Maksutow Zalety Niewielka aberracja chromatyczna Dobry stosunek wielkość / cena Wady Aberracja sferyczna (w wielu przypadkach konieczny korektor komy) Ruchome zwierciadło główne (kolimacja, wyostrzanie – image shift) Mała światłosiła Długa ogniskowa Mały backfocus

Reflektor – Ritchey-Chrétien Zalety Dobrze skorygowane pole Duża apertura użyteczna Przystosowany do astrofotografii Wady Wysoka cena Duży gabarytowo i ciężki Duże przesłonięcie apertury przy mniejszych modelach

Teleskop warunki udanej astrofotografii Sztywna konstrukcja / mocowanie Idealna kolimacja Korekcja pola Dobry focuser / mocowanie kamery CCD Przesłony wewnętrzne / kontrast Obszar pełnego oświetlenia dostosowany do posiadanej kamery (winietowanie) Waga i rozmiar teleskopu dobrane do możliwości montażu

Teleskop – sztywność konstrukcji Do astrofoto należy wybierać teleskop o możliwie mocnej i zwartej budowie, zdolny utrzymać kamerę (niejednokrotnie to kilka kg z osprzętem!) Żaden z elementów toru optycznego / mocowań / tubus nie może się poruszać w funkcji położenia teleskopu Teleskop nie może drgać po zaburzeniu (podobnie jak montaż) Mocowanie do montażu musi być dostosowane do masy zestawu i równie sztywne jak pozostałe elementy; przy autoguiding’u musi zapewniać odpowiednią sztywność do zamocowania teleskopu prowadzącego (differential flexture)

Teleskop – kolimacja Kolimacja teleskopu ma zasadniczy wpływ na jakość uzyskiwanego obrazu – bardzo mała tolerancja błędu Teleskopy soczewkowe trzymają lepiej kolimację niż zwierciadlane (te z ruchomym zwierciadłem sprawiają najwięcej problemów) – należy kontrolować wyjustowanie elementów co pewien czas, obowiązkowo po zauważeniu nierównomierności pola na zdjęciach

Teleskop – korekcja pola W zastosowaniach do astrofotografii praktycznie każdy typ teleskopu jest obarczony aberracjami (szczególnie w przypadku kamer o większych układach CCD) – korekcja jest więc obowiązkowa: Refraktory – flattener (wypłaszczenie pola ogniskowania); reduktor (skrócenie ogniskowej) Reflektory – coma corrector (minimalizacja aberracji sferycznej)

Teleskop – focuser Sztywny, zdolny do utrzymania na miejscu kamery CCD z osprzętem Umożliwiający regulację ostrości bez przesunięcia obrazu (oś przesuwu zgodna z osią optyczną) Z blokadą położenia / duży margines siły trzymania pozycji Najlepiej – z wbudowanym silnikiem umożliwiającym zdalne nastawy położenia

Teleskop – wyostrzanie obrazu Metody z maskami (szczególnie: Bahtinov) Metody półautomatyczne (obserwacja maksymalnego poziomu gwiazdy, FWHM) Metody automatyczne – pomiar parametrów i wysterowanie położenia focuser’a

Teleskop – baffling, dewshield Przesłony w teleskopie mają za zadanie ograniczenie promieni światła pochodzących spoza pola obrazowania – zwiększają kontrast, zmniejszają zaświetlenie układu CCD / refleksy świetlne / gradienty pochodzące od oświetlenia sztucznego (Tradycyjne czernienie aluminium nie wystarcza – warstwy czernione z reguły bardzo dobrze odbijają promieniowanie IR) Poza przesłonami stosuje się także osłony na obiektyw (podwójna rola – redukują zaświetlenie oraz zmniejszają ryzyko powstania rosy na obiektywie)

Teleskop – winietowanie Pole wyjściowe o zagwarantowanych parametrach (płaskość, aberracje) musi być dostosowane do wymiarów detektora kamery – w przeciwnym przypadku nastąpi winietowanie obrazu, czyli obniżenie jasności na jego brzegach W astrografach przyjmuje się za akceptowalny spadek do około 2/3 jasności z centrum kadru Typowo zjawisko to można ograniczać przez stosowanie odpowiedniej obróbki materiału (flat fielding)

Kamery CCD

Kamery Parametry kamer: Rodzaj detektora (CCD / CMOS) Przetwornik B/W / kolor Wielkość i rozdzielczość detektora Wielkość pikseli –> rozdzielczość skojarzonego teleskopu Jakość detektora Efektywność kwantowa Charakterystyka widmowa Wzmocnienie Pojemność piksela (Full Well Capacity) Anti-blooming Mikrosoczewki Szumy Binning Migawka Chłodzenie Zabezpieczenie przed kondensacją pary wodnej Wbudowany autoguider Mocowanie do teleskopu

Kamery – CCD vs. CMOS CCD: Bazuje na komórce MOS Lepsza jednorodność Lepsza dynamika Wbudowana elektroniczna migawka Mniejsza prędkość odczytu Wyjście analogowe Porównywalny z CMOS koszt układu CCD (ale nie kamery!) CMOS Bazuje na komórce MOS Gorsza jednorodność Ograniczona elementami dodatkowymi dynamika i czułość Trudności z implementacją migawki Wyjście cyfrowe Mniejszy koszt kamer opartych o układy CMOS – integracja większości funkcji wewnątrz detektora

Kamery – przetwornik B/W Zalety: Wyższa czułość Dobrze współpracuje z filtrami wąskopasmowymi Nie wymaga filtra IR w teleskopach zwierciadlanych Prosta obróbka obrazu Nadaje się do astrometrii i fotometrii, poszukiwania komet i gwiazd nowych / supernowych Wady: Długi czas uzyskania obrazu kolorowego (ekspozycje RGB) Trudności w uzyskaniu obrazu kolorowego dla obiektów ruchomych (komety) Konieczność kompensacji ostrości po zmianie filtrów

Kamery – przetwornik kolorowy Zalety: Krótki czas potrzebny do odwzorowania kolorowego Brak artefaktów na zdjęciach obiektów ruchomych Krótsze ekspozycje nadal pozwalają na uzyskanie obrazu kolorowego Wady: Mniejsza czułość Więcej szumów przy tej samej ekspozycji (w stosunku do kamery B/W) Trudność w uzyskaniu neutralnych barw w przypadku zaświetlenia sztucznego Trudności we współpracy z filtrami wąskopasmowymi (mała rozdzielczość) Wymaga dobrze skorygowanego chromatycznie teleskopu

Kamery – wielkość i rozdzielczość Rozmiar detektora determinuje jak duży obszar Nieba będzie można jednocześnie zobrazować przez dany teleskop Cena detektora rośnie w potędze jego rozmiaru Duży detektor ujawni niedoskonałości teleskopu – krzywizna pola ogniskowania, aberracje, winietowanie, wyraźniej widoczna rotacja pola Rozdzielczość jest powiązana z rozmiarami pikseli

Kamery – rozmiary pikseli i rozdzielczość układu Wielkość pikseli powinna być powiązana ze skalą obrazu dla danego teleskopu (tw. Nyquista o próbkowaniu) Małe piksele – duża rozdzielczość Duże piksele – lepsza czułość i większy SNR Pożądane piksele kwadratowe – naturalne odwzorowanie Do obliczenia optymalnego dopasowania zestawu należy przyjąć średni seeing na poziomie 2-5 arcsec i wtedy wymiar piksela do prawidłowego zobrazowania najmniejszej gwiazdy wyraża się wzorem: opt.pix = seeing*F-ratio / 2* 206256 [mm] Przykładowo: dla teleskopu o ogniskowej 1000mm i 3arcsec seeingu rozmiar piksela optymalnego wynosi ok. 7.5μm

Kamery – jakość detektora Nierównomierność czułości poszczególnych pikseli (niejednorodność odwzorowania) Systematyczna różnica czułości (gradienty wynikowe) Uszkodzenia pikseli, wierszy, kolumn (hot, cold, warm pixels) Cena kamery zależy od grupy użytego detektora (grade)

Kamery – efektywność kwantowa QE – Quantum Efficiency – zdolność kamery (układu CCD) do zamiany energii padającego na matrycę fotonu na sygnał elektryczny, obrazowany następnie na zdjęciu Dwa podstawowe typy detektorów: Front illuminated (dodatkowe elementy komórki CCD maskują jej właściwe pole aktywne) Back illuminated (odsłonięta od tyłu – mechanicznie – komórka CCD ma możliwość pełnego wykorzystania światłoczułej powierzchni – QE 90-95%) QE zależy od długości fali świetlnej – zwykle efektywność połówkowa (a więc FWHM) obejmuje zakres około 400-700nm

Kamery – charakterystyka widmowa Maksimum czułości w obszarze światła zielonego / IR (gorsza czułość dla niebieskiego / UV) – ekspozycje dla kamer B/W dla filtra Blue należy wydłużyć 1,5…3x w stosunku do kanałów Red i Green Balans barw zależy od naświetlenia w podczerwieni Aberracje chromatyczne w zakresie IR / UV widoczne nawet w przypadku refraktorów APO, teleskopy zwierciadlane – dodatkowy sygnał Luminancji – możliwość wykorzystania informacji w podczerwieni Dla kamer czułych w podczerwieni uzyskuje się dobre odwzorowanie w linii widmowej H-α

Kamery – wzmocnienie (gain) Parametr jest istotny w przypadku dokonywania pomiarów bezwzględnych Określa ilość elektronów sygnału z matrycy CCD konieczną do zwiększenia wartości na wyjściu o 1 jednostkę Typowo – ułamki do kilku e na ADU

Kamery – pojemność komórek CCD Zdolność do gromadzenia określonej ilości ładunku w wyniku naświetlania po przekroczeniu której piksel ulega nasyceniu Typowo 30000 – 300000 elektronów Fizycznie większe piksele umożliwiają uzyskanie wyższego FWC Ogranicza możliwą do uzyskania dynamikę obrazu (w jednej ekspozycji - Typowa dynamika dobrze zaprojektowanej 16 bit kamery to 78 – 85dB)

Kamery – Anti-blooming Zdolność kamery (chip’u CCD) do ograniczenia negatywnych efektów przepełnienia komórki CCD (zbyt duża ilość światła padająca na dany piksel) Kamery z ABG (Anti Blooming Gate): Mają mniejszą efektywność ABG zaczyna działać od połowy FWC ograniczając tym samym liniowość odwzorowania i zaburzając dynamikę

Kamery – mikrosoczewki Maska mikrosoczewek znajdująca się przed matrycą CCD umożliwia zogniskowanie światła na powierzchni aktywnej każdego piksela Kamery wyposażone w układy CCD tego rodzaju prawidłowo współpracują z teleskopami o światłosile mniejszej niż F/4 (zbieżność stożka światła) Mikrosoczewki mogą powodować artefakty na zdjęciach

Kamery – szumy Z kamerami są związane następujące rodzaje szumów: Szumy odczytu (Readout Noise) Szumy termiczne – prąd ciemny (Dark current) Oprócz powyższych w odczytanym sygnale będą obecne także niepożądane sygnały zakłócające (zaświetlenie od wzmacniacza odczytu, gradienty od zaświetlenia Nieba, artefakty o charakterze systematycznym)

Kamery – szum odczytu Szum związany z działaniem układów odczytujących i przetwarzających sygnał do postaci cyfrowej (składa się na niego szum wzmacniacza odczytu oraz niepewność kwantyzacji przetwornika analogowo – cyfrowego) Szumy tego typu nie są związane z czasem ekspozycji i słabo – z temperaturą (zwykle: całej kamery, nie tylko układu CCD) Ze względu na szumy odczytu, lepszym rozwiązaniem są długie ekspozycje 1h > 6 x 10min > 12 x 5min >> 60 x 1min >>>> 120 x 30s

Kamery – szum cieplny Szum związany spontaniczną generacją par elektron-dziura w strukturze krzemowej CCD Wartość szumu podwaja się przy przyroście temperatury o ok. 7,5ºC Rosną tak, jak pierwiastek czasu ekspozycji SNR jest lepszy dla długich ekspozycji – sygnał rośnie liniowo, szum termiczny wolniej, w pierwiastku kwadratowym czasu

Kamery – binning Zdolność kamery do sumowania sąsiadujących ze sobą pikseli (2x2, 3x3 a nawet 4x4) – sprzętowo, programowo lub w sposób mieszany Binning powoduje spadek rozdzielczości ale zwiększenie SNR (szum ~ pierwiastka liczby łączonych pikseli, sygnał ~ liczba powyższych pikseli) Stosuje się do: Szybkiego wyostrzania (czas odczytu) Dostosowania do posiadanego teleskopu (długa ogniskowa) lub warunków (słaby seeing) Zwiększania czułości (poszukiwania supernowych) W technice LRGB do ekspozycji jednego kanału (kamery B/W)

Kamery – migawka Większość kamer nie ma mechanicznej migawki: Wykonanie zdjęcia ciemnego (dark frame) wymaga zasłonięcia obiektywu Bardzo jasny obiekt może pozostawiać ślad w czasie odczytu pola CCD Istnieje ograniczenie długości ekspozycji Kamery z migawką nie mają tych wad, ale są droższe i cięższe (i mniej niezawodne)

Kamery – chłodzenie Uzyskanie odpowiednio niskich szumów termicznych jest możliwe przy schłodzeniu matrycy CCD – zwykle wykorzystuje się do tego celu ogniwa termoelektryczne (tzw. ogniwa Peltier’a) Typowo uzyskuje się ΔT ~ 30..50ºC Stabilizacja temperatury układu CCD umożliwia stworzenie biblioteki dark frames

Kamery – kondensacja pary wodnej Uzyskiwane przez izolację chłodzonej komory z układem CCD: Wypełnienie gazem Zastosowanie pochłaniacza wilgoci Wygrzewanie

Kamery – wbudowany autoguider Niektóre kamery mają możliwość wbudowania dodatkowego układu obrazującego – dzięki temu jedna kamera może jednocześnie wykonywać zdjęcie i wprowadzać poprawki do prowadzenia (off-axis guider) Możliwe sa trudności ze znalezieniem gwiazdki prowadzącej Możliwa rotacja pola Istnieją także rozwiązania self guiding

Kamery – mocowanie do teleskopu Prawie każda kamera posiada nosek 1,25 lub 2” umożliwiający wprowadzenie jej do wyciągu Z uwagi na sztywność konstrukcji i możliwość wypadnięcia kamery z wyciągu polecane są mocowania na gwint – typowo jest to gwint typu „T” – czyli M42x0,75mm Sztywność połączenia ma zasadnicze znaczenie dla jakości uzyskiwanych zdjęć

Kamery - użytkowanie Podczas astrofotografii należy zwracać uwagę na: Histogram każdej ekspozycji Temperaturę i szumy (zakłócenia) Format zapisywanego materiału (RAW!)

Autoguiding

Autoguiding - podstawy Autoguiding działa na zasadzie sprzężenia zwrotnego – wszelkie błędy prowadzenia wynikające z niedoskonałości montażu / mocowania są korygowane na bieżąco W czasie wykonywania ekspozycji kamerą główną, dodatkowa kamera CCD wykonuje krótkie – 2-5 sekundowe – zdjęcia a współpracujący z nią program kontroluje położenie gwiazdy prowadzącej i wylicza niezbędne poprawki

Autoguiding – podstawy cd Zasadniczy wpływ na skuteczność tej techniki i końcowe rezultaty ma sztywność mocowania teleskopu prowadzącego oraz zestawu głównego (differential flexture) Podczas uruchamiania guidingu należy pamiętać o luzach w napędzie montażu (backlash) oraz efektach niedokładnego ustawienia na Polaris (dryf i związana z nim rotacja pola) Nie zawsze jest łatwo zoptymalizować parametry autoguidera tak, żeby uzyskać najlepsze zdjęcia Poprawki DEC w jednym kierunku Ustawienie na Polaris to podstawa!

Autoguiding - realizacja Sprzężenie komputera i montażu: Relaybox Kabel ST-4 Inne… Zawsze podłączamy przewody przy wyłączonym zasilaniu!!! Żaden guiding nie uchroni nas przed błędami ustawienia osi biegunowej

Filtry Fot: Baader Planetarium

Filtry - rodzaje Wąsko i szerokopasmowe: H-α, H-β, S-II, O-III Przeciw zaświetleniu Nieba: UHC-S, SkyGlow, UltraBlock Luminancji Minus IR/UV Kolorowe R, G, B Specjalne Minus V, Solar Continuum, CaK, Coronado

Filtry – zastosowanie w astrofotografii Zastosowanie filtrów pozwala na uzyskanie materiału z maksymalnie wyizolowanym potrzebnym materiałem, i zminimalizowanym sygnałem niepożądanym (tło Nieba, zaświetlenie sztuczne, światło Księżyca, wybrane szczegóły po odrzuceniu niepotrzebnych / zakłócających)

Przykłady użycia filtrów

Zasilanie NIGDY nie należy podłączać sprzętu do akumulatora samochodowego – można zostać w miejscu obserwacji dłuższy czas (niekoniecznie tego pragnąc) Należy zapewnić osobne zasilanie do kamery CCD – jest niezwykle wrażliwa na zakłócenia Nadwyżka mocy musi być obliczona tak, aby nie zabrakło zasilania w „ostatnim momencie”

Sterowanie zestawem Należy przygotować i przetestować cały zestaw przed wyjazdem w miejsce obserwacji Do sprawdzenia: sterowniki kamer, działanie programów obsługi, interfejs guider’a, porty COM i USB Należy się upewnić, że zabrane zostały wszyskie potrzebne do działania przewody; zabierz przewody zapasowe (szczególnie zasilające)

Miejsce obserwacji Im lepsze warunki będą panowały w miejscu obserwacji tym lepsze efekty uda się osiągnąć Zaświetlenia Nieba nie da się zniwelować przez zastosowanie filtrów – zawsze eliminują one także część sygnału użytecznego Koniecznie należy planować miejsce obserwacji tak, aby było ono bezpieczne

Typowa sesja astrofotografii

Pozyskanie materiału na zdjęcie Zaplanuj sesję – co i kiedy chcesz fotografować Rozstaw sprzęt i podłącz wszystkie przewody Włącz zasilanie i uruchom odrośniki Dokładnie wyważ montaż Ustaw zestaw na Gwiazdę Polarną Uruchom oprogramowanie kamer Znajdź i wycentruj zaplanowany obiekt Ustaw ostrość Skalibruj prowadzenie Uruchom prowadzenie (guiding) Uruchom ekspozycje

Dobre efekty zapewni… Stosuj możliwie długie ekspozycje – typowe sensowne minimum to 5 minut / ekspozycję (krócej dla obrazów o wysokiej rozdzielczości – seeing, błędy prowadzenia) Co około godzinę sprawdź ostrość – koniecznie przeostrz, jeżeli temperatura zmienia się w czasie sesji Do fotografowania wybieraj obiekty, które znajdują się niedaleko zenitu

Na koniec sesji Wykonaj komplet ekspozycji dodatkowych: Ciemne klatki (dark frames) – przed wyłączeniem chłodzenia kamery i o takiej samej długości ekspozycji jak ujęcia obiektów – przynajmniej 25 zdjęć Flat frames – konieczne do wyrównania kadru (można używać flatbox’a lub poczekać na wschód Słońca) – przynajmniej 25 zdjęć – krytyczny krok po sesji! Bias frames – do wyrównania szumów i zakłóceń systematycznych kamery – również 25 zdjęć Spakuj sprzęt, sprawdź, czy coś nie zostało w trawie.

POWODZENIA! Do czasu ogłoszenia terminu warsztatu praktycznego uczestnicy powinni: Przygotować sprzęt zgodnie ze wskazówkami Zarezerwować przynajmniej 5-6 godzin na kolejny warsztat (każdy przyniesiony sprzęt weźmie udział w wykonywaniu zdjęć; dostępne będą dwa montaże do podłączenia własnego teleskopu / kamery – nośność odpowiednio 2 oraz 5 kg)

Pytania? michal@klimaszewscy.com