Де факто, сензори с размер на страната от няколко милиметра са напълно достатъчни, за да могат да захванат целия планета при все още разумни фокусни разстояния. Броят на пикселите също не играе роля, простата VGA резолюция с 640x480 пиксела е достатъчна! По-скоро важна е способността на камерата да записва 10, 20, 30 или дори повече кадъра в секунда като видеофайл. Идеалните устройства за фотографиране на планети са уеб камери (уебкамери) и цифрови видеокамерни модули (не камкордери).
Планетите на нашата слънчева система са относително малки, но светли обекти на небето. Поради това техниката на запис се различава основно от дългосрочните експозиции за слабосветещи дълбокосветовни мотиви. Това изображение е фотомонтаж.
Част 14: Заснемане на планети с уебкамера
Освен Земята, още седем планети обикалят около Слънцето. Започвайки от слънчевата система, редът е следният: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Според това, Меркурий и Венера са вътрешни планети, чиито орбитални радиуси са по-малки от този на Земята. Всички останали са по-далеч от Слънцето, отколкото Земята.
С изключение на Уран и Нептун, планетите вече са видими на небето с обикновени очи, но изглеждат като звезди. Само внимателните наблюдатели забелязват, че планетата излъчва спокойна светлина, докато звездите повече или по-малко се „треперят“. Чрез телескоп планетите се появяват като малки дискчета при съответното увеличение, докато звездите, дори при максимално увеличение в огромни телескопи, остават като най-малките точки от светлината.
Имайки предвид осветеността им, няма проблем да се намерят планети като Меркурий до Сатурн на небето. Все пак трябва да се знае в кое съзвездие се намират. Терминът „планета“ произлиза от древногръцката дума „планетес“, което означава „разходещите се“. Оттам произхожда и терминът „блудлива звезда“ за планетите, защото поради обикалянето си около Слънцето те не винаги са в едно и също съзвездие, а с течение на времето преминават през всички зодиакални знаци.
Вследствие на това не могат да се посочат годишни периоди на видимост, тъй като скоростта на движение на планетите зависи от периода им на обикаляне около Слънцето. И то в съответствие с третия закон на Кеплер, който зависи от слънечното разстояние: Колкото по-близо стои планета до Слънцето, толкова по-къс е нейният период. Докато Меркурий има нужда само от около 88 дни, за да завърши „Меркурианската година“, за слънчевият удален Сатурн това изисква около 29,5 години!
За да се научите за текущите позиции и видимости на планетите, имате различни възможности. Една от тях е астрономически ежегодник, като „Небесна година“ от издателство „Космос“. Той излиза на всяка година и описва видимостта на планетите за всеки месец. Друг вариант е онлайн портал, като www.calsky.de.
Също така може да използвате софтуер за планетариум, като „Guide“ (www.projectpluto.com) или безплатната програма „Cartes du Ciel“ (http://www.stargazing.net/astropc/).
Много рядка поява се случи на вечерта на 30 април 2002 г., когато всички пет с празно окo също се състояват едновременно на западното небе.
Определено са различни възможностите за видимост на вътрешните и външните планети. „Вътрешните“ планети (Меркурий и Венера) обикалят около Слънцето в рамките на орбитата на Земята, т.е. ги гледаме отвътре навън по орбитата. Това означава, че тези планети са винаги в относителна близост до Слънцето и се дистанцират максимално до определен максимален ъгъл. За Меркурий този максимален ъгъл е 28, а за Венера цели 48 градуса. Положението, при което се достига този максимален ъгълов разстояние, се нарича „Елонгация“. При изтоковата елонгация вътрешните планети се виждат на западното небе след залез на слънцето, при западната елонгация - на изтребното небе преди изгряване на слънцето. Поради осветеността си в увеличаващия се телескоп вътрешните планети показват фаза, подобна на тази на Луната. Други екстремни положения се случват, когато вътрешните планети са отзад на слънцето („горна конюнктура“) или между слънцето и Земята („долна конюнктура“). Фактически при долна конюнктура може да се случи, че Меркурий или Венера се виждат като тъмен диск пред слънцето, което обаче поради наклона на техните орбитални плоскости спрямо орбиталната плоскост на Земята се случва много рядко.
Съвсем по-различно е с външните планети. Техният орбитален радиус е по-голям от онзи на Земята, така че гледани от Земята, наличието им срещу Слънцето е видимо по време на определени периоди. Тогава те са особено добре наблюдавани, тъй като за време на залез на слънцето излизат и при изгряване на слънцето залитат, така че са видими през цялата нощ.
В същото време те са особено близо до Земята, т.е. техният видим диаметър в телескопа и максималната им яркост достигат пик. Тази оптимална позиция се нарича „опозиция“. Противоположното е „конюнктура“, когато са в противоречие със слънцето и не могат да бъдат наблюдавани.
Схематично изображение на важни планетни констелации. В центъра е Слънцето, Земята(1) е показана като синя планета. В случая с външна планета (червена) позицията на опозиция (3) осигурява особено добри условия за наблюдение, докато в конюнктура позиция (2) не е наблюдаваема. Вътрешна планета (зелена) се наблюдава най-добре, когато е в максимална елонгация (6), тогава разстоянието ѝ до Слънцето е особено голямо. При „горна конюнктура (4) не е видима, при „долна конюнктура“ (5) само ако минава точно пред слънчевия диск, настъпва така нареченото „транзитно събитие“.
Планетите изглеждат от Земята като малки дискчета поради големината си, които се дават на тяхната външна обвивка в шевци („съкращение"). Градус се разделя на 60 линейни минути, а една линейна минута се дели отново на 60 линейни секунди. Пълнолунието на Луната ни излгежда под ъгъл от около половин градус, което съответства на 30 линейни минути или 1800 линейни секунди. Никоя планета не достига повече от 63 линейни секунди. Ето още един пример: Една монета от един евро на разстояние от 240 метра ни се явява под ъгъл от 20 линейни секунди. Това съответства на стойността на глобуса на планетата Сатурн!
Да се снимат такива малки обекти ясно, и по възможност с видими детайли по повърхността, са истинско предизвикателство фотографски. Необходими са не само много дълги фокусни разстояния. Най-трудната задача е да компенсират загубата на фокуса, която се дължи на турбуленциите в земната атмосфера и се нарича от астрономите „Seeing“, която също предизвиква скокове в светлината на звездите.
Който някога е наблюдавал планета през телескоп с високо увеличение, знае явлението: Интервалите, в които изображението изглежда ясно, след това отново неясно и размазано. През нощите с лошо "виждане" се образува съвсем неподходящо изображение, затова нито планетната фотография няма смисъл. Но и при добро виждане условията не са устойчиви, а предлагат кратки моменти с особено детайлен изглед.
Стратегията, която се прилага с голям успех по тези причини, е използването на уеб камера или видеокамера, която в кратко време заснема стотици или дори хиляди отделни изображения. С помощта на специален софтуер след това се избират от този поток от изображения най-ясните отделни изображения и се слагат едно върху друго с точност. От избраните снимки се
Фотографирането на планети си заслужава дори с относително малки телескопи. Тук един рефрактор на над 30 години със само 75-милиметрово отваряне и без моторно проследяване е оборудван с видеокамера DMK Firewire:
Снимки на планетите Сатурн (ляво) и Венера, направени с гореспоменатото оборудване.
Преди да бъде обсъдена техниката за снимане, първо трябва да бъдат представени всички планети поотделно.
Меркурий е най-близката до Слънцето от всички планети и няма луни. Неговият видим размер на небето е само около 5 до максимум 12“. Меркурий няма атмосфера, така че гледаме неговата повърхност, но детайлите на повърхността са трудно видими, едва ли се забелязват по-големи, по-тъмни региони. Целта на фотографските снимки ще бъде да се улови промяната на фазите му.
Две снимки на планетата Меркурий от 18 юни 2005 г. (ляво) и 15 април 2003 г. Показани са фазата на планетата и слабо намекнати повърхностни структури. Самата снимка е направена с уебкамера Philips ToUCam 740K, с лявата част едно 8-инчово рефракторно телескоп и с дясната част едно 10-инчово максутов-касегрен телескоп за оптика за снимане.
На 7 май 2003 г. се случи транзит на Меркурий: Най-близката до Слънцето планета премина като малко петно (стрелка) пред Слънцето.
Освен това, Меркурий винаги е на относително близко разстояние от Слънцето и се отдалечава максимално на 28 градуса от него. Това означава, че той може да се види само около час след залез или час преди изгряване, когато е близък до хоризонта. Алтернативно може да се опитате да го откриете на дневното небе, като се използва изключителна внимателност, за да не се попадне на Слънцето в полето на зрение.
По време на долна конюнктура се случва, че планетата се вижда като тъмен петно пред слънчевия диск. Тогава трябва да се предприемат всички мерки, описани в част 6 от този урок („Внимание при снимките на Слънцето“). Следващите меркурови транзити, които могат да бъдат наблюдавани от Европа, се провеждат на 9 май 2016 г., 11 ноември 2019 г. и на 13 ноември 2032 г.
Меркурий в цифри:
Диаметър: 4878 км
Средно разстояние от Слънцето: 57,9 милиона километра
Обикаляне около Слънцето: 88 дни
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: 7 градуса
Разстояние от Земята: 80 до 220 милиона километра
Брой луни: 0
Средна плътност: 5,4 г/см³
Венера също е вътрешна планета, което означава, че показва фази. Нейната повърхност никога не е видима от Земята, защото Венера е облечена в гъста, закрита облачност. Тази облачност, обаче, отразява много от падащата слънчева светлина, така че Венера след Слънцето и Луната е третата най-ярка звезда на небето и дори хвърля сянка в тъмни региони! Благодарение на своето блясък временно може да бъде забелязана дори с невъоръжено око по време на ярък ден. Нейният видим диаметър варира между 10“ („Пълновенера“) и 63“ (долна конюнктура). Не се очакват структури на облачността, освен ако не наблюдавате в ултравиолетовата светлина, за което са необходими огледален телескоп, специален филтър и ултравиолетово-чувствителна камера.
Фазите на планета Венера. Точно наляво „Пълновенера“ близо до горната си страна, в дясно тънка вереница Венера близо до долната си конюнктура.
След 1882 г. на 8 юни 2004 г. най-после се случи отново транзит на Венера. По време на долната си конюнктура тя премина като тъмно петно пред Слънцето – впечатляваща гледка! Транзитът продължи повече от шест часа.
Наблюдението на Венера е значително по-лесно от наблюдението на Меркурий, защото тя винаги е на максимум 48 градуса от Слънцето, гледано от Земята. В същото време, когато заеме северно представяне относно Слънцето на зодиака, се получава време за виждане от до 4,5 часа след залез или дори преди изгряване на Слънцето. В народния говор Венера е наричана „Вечерна звезда“ или „Сутрешна звезда“.
Също така Венера от време на време по време на долната си конюнктура преминава като черен диск пред Слънцето, което се нарича „Венерин транзит“ или „Венерин премин“. Венерините транзити са по-редки от тези на Меркурий. Те се провеждат в цикъл от 243 години. След транзита следват 8 години следващия, след това отново след 121,5 години и отново след 8 и 105,5 години. Последното събитие от този вид след 121,5 години се случи на 8 юни 2004 г. Следващият венерин транзит ще бъде на 6 юни 2012 г., от който обаче в средна Европа може да се наблюдава само края след изгряването на Слънцето. След това следват периоди на чакане до 11 декември 2117 г. и 8 декември 2125 г.
Венера в цифри:
Диаметър: 12104 км
Средно разстояние от Слънцето: 108,2 милиона километра
Обикаляне около Слънцето: 224,7 дни
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: около 3,5 градуса
Разстояние от Земята: 38,8 до 260,9 милиона километра
Брой луни: 0
Средна плътност: 5,25 г/см³
Земята ще бъде изброена само за сравнителни цели по цифри:
Земята в цифри:
Диаметър: 12742 км
Средно разстояние от Слънцето: 149,6 милиона километра
Обикаляне около Слънцето: 365,25 дни
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: 0 градуса
Брой луни: 1
Средна плътност: 5,5 г/см³
Марс обикаля извън Земята по относително елиптична орбита около Слънцето. Въпреки че разполага с атмосфера, тя е много слабо изразена, така че детайлите на неговата повърхност могат да се разпознаят. При благоприятни периоди за виждане в относително малки телескопи вече могат да се забележат полюсите му от замръзнал диоксид на въглерод и лед, чието нарастване през марсовата зима и топене през марсовото лято може да бъде проследено. Повърхността на Марс изглежда червено-оранжева, което се дължи на наличието на желязен оксид и е носи на Марс наимнованието „Червената планета“. При голямо увеличение се виждат също тъмни региони, които са постоянни и подобни на континентите на Земята и носят имена. Благодарение на тези структури може да се проследи въртенето на Марс на телескопа.
Три различни перспективи на планетата Марс. Лявата снимка е направена на 19 декември 2007 г., средната на 14 октомври 2005 г. и дясната на 22 август 2003 г. Всички три са направени с 10-инчов максутов-касегрен телескоп, лявата две с DMK видеокамера и Farbfilterrad и дясната с уебкамера Philips ToUCam 740K.
Разстоянието на Марс от Земята подлежи на силни колебания, поради което и неговият видим диаметър варира от минимум 4“ до максимум 25“. Дори по време на позицията на опозиция, която се достига на всеки 780 дни, той не винаги е оптимално наблюдаем, защото елиптичната орбита дава големи разлики. Минималното разстояние по време на опозиция е само 55,7 милиона километра, когато изглежда под ъгъл от 25“. В „лоши“ опозиции той е почти два пъти по-далече от Земята, следоват
Вече с малки телескопи и относително къси фокусни разстояния могат да бъдат наблюдавани четирите галилейски луни на Юпитер. Като се направят няколко снимки на разстояние от часове или дни, въртенето им около планетата може да бъде наблюдавано.
Юпитер е на небето четвъртото най-светло небесно тяло след Слънцето, Луната и Венера. Рядко Марс го превъзхожда по блясък. Неговият видим диаметър варира между 30“ и 50“. Лесно се забелязва неговото сплескване, което се дължи на огромната му скорост на въртене от по-малко от десет часа: Полюсният му диаметър е значително по-малък от диаметъра на екватора. Много добре могат да бъдат наблюдавани четирите най-големи от неговите луни, които се наричат „галилейски луни“ според откривателя им и са наименувани Ганимед, Калисто, Европа и Ио. В рамките на часове и дни може да се проследи техното движение около Юпитер. Дори в средни телескопи може да се установи, когато една от луните му хвърля сянка върху облаците на Юпитер или изчезва в сянката на Юпитер.
Както при всички външни планети, опозиционната позиция е най-подходящото време за наблюдение на Юпитер. Тя се достига на всеки 399 дни, когато разстоянието Земя-Юпитер е минимално, видимият диаметър е най-голям, и яркостта максимална. Въпреки това не е задължително да се използва директно опозиционната нощ, състоянието на видимост е много добро и няколко седмици преди и след опозицията.
Юпитер в цифри:
Диаметър: 139548 км
Средно разстояние от Слънцето: 779 милиона км
Орбитален период около Слънцето: 11,9 години
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: 1,3 градуса
Разстояние от Земята: 558 до 967 милиона км
Брой луни: 63
Средна плътност: 1,3 г/см³
Сатурн е известен предимно с прекрасната си пръстеновидна система, която може да се види в малки телескопи. Детайлите обаче се виждат само в по-големи инструменти, защото дори в най-благоприятния случай ни отделят около 1,2 милиарда километра от него - дори светлината отнема 1 час и 24 минути, за да измине това разстояние! Като Юпитер, Сатурн е газов планета без твърда повърхност. Също така, глобусът му е сплеснат поради бързата му ротация: В рамките на само около десет часа се върти около собствената си ос, но въпреки това ротацията на Сатурн не може да бъде директно наблюдавана, защото облачните му структури обикновено нямат отчетливи детайли, а са само нежни, с малък контраст паса с леко различен цвят.
Планетата с пръстен Сатурн на 2 януари 2004 г. (ляво), 20 декември 2007 г. (в средата) и 21 март 2009 г. Четно е видимо, че гледната точка към пръстеновидната система става по-плоска през годините. Двете стрели показват две празнини в пръстеновата система, много лесно наблюдаемата „Касини“ (дясно стрела) и що едва откримата „Енке“ (ляво стрела), която става видима само в по-големи телескопи при добра атмосферна стабилност. Двете леви снимки са направени с 10-инчов Макутов-Касегрен телескоп, докато дясната с 90-сантиметров Рефлектор с Касегрен, използва се беше веб камера Philips ToUCam 740K (лева снимка) и видеокамера DMK с цветен филтър (в средата и вдясно). За дясната снимка бяха добавени 2000 единични кадъра като крайно решение!
Формата на глобуса на Сатурн се появява под ъгъл между 14“ и 20“, а пръстените между 37“ и 46“, в зависимост от разстоянието. На всеки 378 дни достига опозиционната позиция. Пръстеновата система, която на вижда за много от наблюдаващите планети го прави за най-красивия от всички планети, се състои от безброй отделни късчета, които могат да бъдат толкова малки като зърно прах и толкова големи като къща. В сравнение с диаметъра на пръстеновата система (272 000 км), дебелината й от по-малко от километър е забележително ниска.
Пръстеновата система е съставена от много отделни, концентрични пръстени, част от които са разделени чрез празнини. Средни телескопи вече показват „Касини-разделянето“, а в по-големи и „Енке-разделянето“. Образната равнина е наклонена под ъгъл от почти 27 градуса спрямо плоскостта на орбитата, така че от Земята, в рамките на една пълна орбита на Сатурн около Слънцето, която трае 29,5 години, пръстенът може да бъде видян точно от края два пъти и два пъти при максимално наклонен ъгъл. Позициите на краищата се постигат през годините 2009, 2025 и 2038, с измежду това всеки път се постига особено предимствено поглед към северната или южната пръстенова повърхност. При достигане на краищата пръстените не се виждат за няколко дни.
От познатите вече много Сатурнови луни около осем са подходящи за наблюдение с любителски инструменти.
Сатурн в цифри:
Диаметър: 116 900 км
Средно разстояние от Слънцето: 1432 милиона км
Орбитален период около Слънцето: 29,5 години
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: 2,5 градуса
Разстояние от Земята: 1191 до 1665 милиона км
Брой луни: 60
Средна плътност: 0,7 г/см³
Уран е толкова далеч от Земята, че почти не може да бъде открит с невъоръжено око и е бил открит с телескоп през 1781 година. Подобно на Юпитер и Сатурн, той представлява главно газова планета.
Неговият видим диаметър е само 3“ до 4“, така че не представлява особено привлекателна цел за астрономическите наблюдения на любителите. Всеки 370 дни той е в опозиционна позиция спрямо Слънцето.
През телескоп се вижда дори при голямо увеличение само едно малко, зеленкаво дисчето без структури. Петте най-големи луни на Уран вече могат да бъдат фотографски заснети със средно големи аматьорски инструменти.
Уран и четирите му луни. Ляво от планетата стои луната Умбриел, дясно Ариел, Титания и Оберон. Снимката е направена на 28 август 2003 г. с 10-инчов Макутов-Касегрен телескоп.
Уран в цифри:
Диаметър: 51 000 км
Средно разстояние от Слънцето: 2884 милиона км
Орбитален период около Слънцето: 84,7 години
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: 0,75 градуса
Разстояние от Земята: 2582 до 3158 милиона км
Брой луни: 27
Средна плътност: 1,3 г/см³
Нептун обикаля като последна планета в слънчевата система слънцето на средно разстояние от 4,5 милиарда километра. Затова изглежда слабо осветена и беше открита през 1846 година с помощта на телескоп. За един обикол около слънцето му трябват 165,5 години, така че той почти всеки път достига своето опозиционно положение, на всяките 367,5 дни.
Въпреки това и в този случай видимият диаметър на планетата е само 2,3", което е твърде малко, за да се различат детайли от неговата газова атмосфера. Затова е добре да се опитате да направите фотография на неговия най-голям спътник с името Тритон.
Нептун е най-яркият обект на тази снимка от 17 септември 2003 година. Вдясно под планетата се вижда неговият най-ярък спътник Тритон. Отново бе използвано 10-инчово Максутов-Касегрен телескоп като оптика за снимане.
Нептун в числа:
Диаметър: 44730 км
Средно разстояние от слънцето: 4500 милиона км
Период на обиколка около слънцето: 165,5 години
Наклон на орбитата спрямо орбитата на Земята: прибл. 1,75 градуса
Разстояние от Земята: 4300 до 4683 милиона км
Брой спътници: 13
Средна плътност: 1,7 г/см³в
Техника за снимане
Както вече намекнахме, техниката за снимане на планети се различава основно от тази, която беше обсъдена в предходните уроци от серията "Астро- и нощни снимки". Необходимо е фотоапаратно оборудване, което е способно да заснема възможно най-много снимки във възможно най-кратко време, като размерът на сензора играе абсолютно подчинена роля. Големите сензори дори са недостатъчни, защото се насочва към едва забележимо планетно дисково колелце и голямо околно пространство, което предимствено представлява черно небе, само увеличава ненужно размера на съхраняваните данни и затруднява по-късно обработката на снимките.
Факт е, че сензорите с кант от няколко милиметра вече са достатъчни, за да имате планета напълно заснета при все още разумни фокусни разстояния. Дори броят пиксели не играе роля, а простата VGA резолюция с 640x480 пиксела е достатъчна! Важна е скорообразността на камерата, която записва 10, 20, 30 или дори повече снимки в секунда като видео файл. Идеалните устройства за снимане на планети са уебкамери (Webcam) и цифрови видео камерни модули (не камери).
Моделите на уебкамери Philips ToUCam 740K (ляво) и техните последователи до SPC 900 NC (дясно) вече са само на вторичен пазар. Те разполагат с реален CCD сензор вместо най-често срещания CMOS сензор, което е предимство при снимането на планети.
Уебкамерата е най-евтиното решение и с необходимото принадлежности може да се намери за малко повече от 100 евро. Предпочитаемо са модели с реален CCD сензор вместо CMOS. За съжаление фирмата Philips, която досега предлагаше подобен модел, спря производството и вече предлага само устройства с CMOS сензор. Ако имате възможност да си закупите употребявана уебкамера "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" или "Philips ToUCam SPC 900 NC", това би била добра покупка, тъй като и двата модела разполагат с CCD сензор.
Видео модулът DMK на производителя ImagingSource доставя по-добро качество на изображението от уебкамера, но струва значително повече. Показаният тук модел доставя само черно-бели снимки и също се свързва чрез 1,25-инчов гнездо към телескоп.
Готова за употреба видеокамера DMK 21AF04, която предава изображенията през интерфейс Firewire към компютъра. За да се получат цветни снимки на планетите, е необходимо допълнително да се инсталира филтриращ диск с червен, зелен и син филтър:
Ако предпочитате да закупите чисто нова камера, единствено „Celestron NexImage CCD камерата“ (Link) остава, която вътрешната си част прилича на тази на уебкамера, но вече се доставя готова за свързване към телескоп.
За посочените продукти на Philips се налага обективът на уебкамерата да бъде премахнат и да се замени с адаптер за телескоп с диаметър 1,25 инча, така че камерата да може да бъде поставена вместо окуляра в фокусното устройство. Ако става въпрос за лещести телескопи, използването на IR-/UV филтър може да бъде полезно, за да се предотвратят неясноти.
За да направите уебкамерата пригодена за астрофотография, ви е необходим UV-/IR блокиращ филтър (в ляво в частност във френлистови телескопи) и адаптер за уебкамера (в средата).
С нож за килим се премахва обективът на Philips SPC 900 NC, тъй като за снимане на планети той не е необходим:
Като замяна на сваления обектив се завива адаптерът за уебкамерата в резбата на обектива, за да камерата може да се закрепи на фокусното устройство на телескопа.
Адаптерът за уебкамерата с диаметър 1,25 инча се поставя вместо окуляра във фокусното устройство.
Понеже уебкамерите не се фокусират върху максималното качество на единичните изображения, а са оптимизирани за създаване на непрекъснат видеосигнал, по-доброто решение е използването на цифров видео модул. Това ви позволява да запазите некомпресирани единични снимки във взетите видеа, но също така на много по-висока цена. Препоръчителен производител на такива видео модули е фирмата ImagingSource (Link).
Записване на видео с планети
Първо трябва да се определи оптималното фокусно разстояние, което зависи от резолюцията на телескопа (тоест неговият диаметър) и размера на пикселите на камерата. Обикновено сензорите в уеб камерите имат пиксели с дължина на страната около пет хиляди ти долна милиметра. Най-доброто фокусно разстояние се постига, когато съотношението на диаметъра е около 1:20, като може да се закръгли щедро.
Това означава, че фокусното разстояние трябва да бъде приблизително 20 пъти по-голямо от диаметъра. Ако е по-късо, тогава теоретичната резолюция на телескопа не може да бъде използвана. Ако е по-дълго, планетата се визуализира само по-голяма и по-слаботъмно, без да станат по-детайли видими. Особено трагичен в последния случай е фактът, че времето на експонация за отделните кадри се удължава ненужно, което прави по-трудно да се използват моментите с ниска вълнова трептене за изострени отделни изображения.
Пример: Ако се използва телескоп с диаметър от 150 милиметра, оптималното фокусно разстояние би било 150мм * 20 = 3000мм, т.е. 3 метра. Ако първоначалното фокусно разстояние е по-малко, то тогава се налага да се използва Барлоу леща, която се слага между телескопа и камерата, за да се достигне желаната стойност.
Точната формула за знаменателя на най-доброто съотношение на диаметъра се пресмята, като разделите диаметъра на пиксела на константата 0,00028. Пример: Пикселите на камерата имат дължина на страната от 4 хилядеста милиметра (= 0,004мм). 0,004 разделено на 0,00028 дава около числото 14, което означава, че желаното съотношение на диаметъра трябва да бъде около 1:14.
Сега телескопът се насочва към планетата и се гледа през окуляр. Чрез моторното финно движение на монтирането планетата се измества точно в центъра на картината. След това окулярът се премахва и се заменя с уеб камерата. В софтуера за управление на камерата трябва да бъде настроено дълго време на експонация и високо ниво на усилване на изображението (често наричано "Gain"), за да се разпознае тогава все още много неизостреното изображение на планетата на екрана на компютъра. Видеото, записано от камерата, може да бъде следено на живо на екрана, така че фокусирането да не е голям проблем. С увеличаване на яснотата на изображението, то се превръща в по-ярко, така че времето на експонация и усилването трябва да намалят на стъпки, за да се избегнат прекомерните експонации.
Преди да запаметите видео на планета, на всяка случай изключете аудио предаването на камерата, за да не изхабявате ценната пропускливост с аудио данните.
Екранирано изображение на софтуера "Philips VRecord", който се предоставя с камерата Philips ToUCam 740K. В ляво се вижда планетата Марс, след като окулярът е заменен с уеб камерата; изображението все още е напълно неизострено. В средата е състоянието след фокусиране, като изображението все още е силно прекомерно експонирано. В дясно са направени корекции на експонацията и баланса на бялото.
След като планетата е вече ясно видима на екрана, следва подробни настройки. Важно е да се намери добро балансиране между времето на експонация на отделните кадри от една страна и електронното усилване на изображението от друга. На всяка случай изключете автоматичната експонация на камерата, за да можете да настройвате всички параметри ръчно. Кратките времена на експонация улесняват замразяването на моментите с ниско вълново трептене, тогава усилването на изображението води до изразено съкрушение на записаните изображения. Според яркостта на планетата и условията за наблюдение заради вълновото трептене трябва да бъде намерен компромис. Винаги трябва да се избягва надекспонацията, тъй като това води до засищане на някои пиксели и загуба на данни за изображението. Също така, силна подекспонация не се препоръчва, защото това влоши съотношението сигнал/шум.
В софтуера на драйверите на уеб камерата, трябва да се изключи аудио записването ("Mute"). В зависимост от модела на камерата, изгледът на съответното диалогово поле може да варира.
Регулаторите на камерата Philips ToUCam 740K. Важно е да се изключва автоматичното управление на баланса на бялото и експонацията. След това цветовите регулатори (отгоре) и регулаторите за време на експонация и усилване (отдолу) могат да бъдат настроени ръчно.
Регулаторите за изображението на камерата Philips ToUCam 740K. Също тук трябва да се деактивира напълно автоматичното настройване. След това скоростта на изображението, яркостта и контрастът може да бъдат настроени ръчно, докато видимото изображение на планетата стане възможно най-естествено.
В следващата стъпка е необходимо да се направи балансирането на бялото. За целта има един или два цветни регулатора, които трябва да промените, докато визуалния ефект на екрана се доближи до визуалното впечатление в окуляра.
При уеб камерите не настройвайте стойност над 30 кадъра в секунда, защото тогава изображенията трябва да бъдат много силно компресирани, за да могат да бъдат предавани на компютър, като резултатът е влошаване на качеството на изображението. Десет или двадесет кадъра в секунда са достатъчни.
Сега запишете видео и изберете AVI формата. Ограничете дължината на видеото си до максимум 4-5 минути, за да не стане файлът твърде голям, като затрудни следващата обработка. По-добре записвайте няколко по-къси видеосъбирания поред с различни настройки. За планети, чиито повърхности се движат заради въртенето им, дължината на видеото не трябва да надвишава четири минути. Това важи за Марс и Юпитер.
Обработка на видеото
След като приключите със снимките, разполагате с видео файл, който показва планетата. Поради въздушното неспокойство не всички единични снимки, съдържащи се в него, са равномерно ясни. Следователно, в следващата стъпка трябва да се селектират ясните единични снимки и да се насочат точно, така че да могат да бъдат обединени в обобщена картинка със средноаритметично сумиране. Обобщеното сумиране е необходимо, за да се намали шумът в картината, което от своя страна позволява последващото остриене на снимката на планетата.
Селекцията на най-ясните единични снимки е огромна по отношение на труда, ако се има предвид, че 4-минутното видео на планетата се състои от 2400 единични снимки при десет снимки на секунда! На щастие, тази стъпка не трябва да се извършва ръчно, а може да бъде извършена със специални програми, които са достъпни като безплатен софтуер в интернет. Две от тези програми трябва да бъдат споменати:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) и
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
Следващото ще бъде представен процесът с софтуера „GIOTTO“. Можете да следвате стъпките, като изтеглите софтуера и го инсталирате, както е описано на упоменатия сайт. Също така изтеглете файлът с упражнение „MarsDemo.zip“, който съдържа разархивирания видео файл „MarsDemo.avi“. Видеото се състои от само 100 единични снимки на планетата Марс, заснети на 22 август 2003 г. с телескоп от 10 инча и уебкамера на Philips.
Най-добре е да разгледате видеото първо с медия плейър. След което ще забележите, че качеството на изображението варира силно поради въздушното неспокойство. Тук са две единични снимки от видеото, показващи особено нечетливо и доста ясно единично изображение:
Две единични снимки от демо видеото „MarsDemo.avi“. В ляво може да се види нечетлово единично изображение поради въздушното неспокойство, а в дясно доста по-ясно.
След като стартирате GIOTTO (версия 2.12), се появява следният екран:
Начален екран на безплатния софтуер „GIOTTO“. Предлагат се четири прозореца с изображения (Буфери A – D).
Изберете командата Налагане на изображения/Самонагласене на изображения… След това се появява този диалогов прозорец:
Софтуер GIOTTO: В седем стъпки едно видео на планета става едно готово единично изображение.
Сега продължете стъпка по стъпка и изпълнете точки от 1 до 7. Първо софтуерът иска да знае откъде произхождат снимките. Натиснете бутона Източник на снимките… Изберете Всички единични снимки в AVI-файла и Цифров фотоапарат/Уебкамера/Скенер/CCD-камера (Non Interlace), и потвърдете с Приемане:
Софтуер GIOTTO: Избор на източник на снимките.
Втората точка (Подготовка на снимките преди нагласяне?) можем да я пропуснем (при нужда премахнете отметката от полето за избор) и да продължим към третата точка (Коя методи за центриране?). Тук определяте метода, който GIOTTO трябва да приложи, за да центрира планетните снимки точно една върху друга. Решете се за Търсене на центъра на яркостта (ярки едри обекти), след като натиснете бутона Метод за центриране…:
Софтуер GIOTTO: Избор на метод за центриране. Изборът "Търсене на центъра на яркостта" обикновено дава по-добри резултати от "Центриране на планетни дискове".
За стъпка 4, за „Субпикселна точност“, кликнете върху бутона Суперрезолюция… и се решете за двойна резолюция (половин пиксела) и след това за Изрязване на образа, размерът на картината остава същият. Тази настройка принуждава GIOTTO да увеличи всички единични снимки преди нагласяне с двойно, което увеличава прецизността на нагласянето.
Софтуер GIOTTO: След избора на „двоен резолюция“, GIOTTO може да работи със субпикселна точност.
Сега се обръщаме към точка 5, „Проверка на качеството на снимките.“ Натиснете бутона Настройки за сортиране…, за да посочите колко процента от снимките следва да бъдат използвани, докато останалите се отхвърлят. Също така важно е да дефинирате теглото на яркостта и изкривяването, което се осъществява с бара Съотношение за използване. Решете се за 70% Яркост и 30% Изкривяване.
Софтуер GIOTTO: Теглото на яркостта и изкривяването, както и съотношението за използване, трябва да бъдат адаптирани според характеристиките на видеото за планетата. Полезни предложения за настройка предоставят бутоните в кутийката „Препоръчани практически ръководства“.
В зависимост от характеристиките на наличното видео може да е необходимо да промените тези стойности. Видеа, заснети при неспокойно въздуха, съдържат само малко ясни единични снимки, затова съотношението за използване трябва да бъде драстично намалено. Ако въздушното неспокойство е причинило много изкривени изображения на планети, повече внимание следва да се обърне към изкривяването, а по-малко към яркостта. Бутоните се преместват на дефинирани, предложени позиции, когато натиснете бутоните под предоставените „Препоръчани практически ръководства“ в диалоговия прозорец.
Продължете с точка 6: Какво трябва да бъде резултатът? Натиснете бутона Настройки на резултата…, което ви води към съответен диалог, където трябва да изберете Средна стойност. Средна стойност представлява аритметично средно изчисление на селектираните и центрирани кадри:
Софтуер GIOTTO: След селекцията на най-ясните единични снимки и насочването им, планетните изображения трябва да се среднират.
Точка 7 може отново да бъде пропусната, така че сега трябва да бъде натиснат бутона Напред.... Ако той не е наличен, щракването върху бутона Прехвърли предишната настройка може да реши проблема.
След стартирането на процедурата програмата първо ще поиска насрочаването на видео файл (в нашия случай „MarsDemo.avi“) и след това ще заеме известно време с изчисленията, като напредъкът се показва като процент.
Програма GIOTTO: Избор на видео за планета.
Програма GIOTTO: Видео обработката изисква определено време за изчисление, в зависимост от броя на обработваните кадри. През този период GIOTTO изпраща съобщения за състоянието си (стрели).
След завършването на работата, резултатът се появява в прозореца „Буфер A със сумирано изображение“.
Програма GIOTTO: Показване на сумираното изображение.
Първоначално тази снимка изглежда по-мътна от ясна единична снимка от видеото, но електронният шум на картината е много по-нисък. Това, от своя страна, ни позволява да приложим филтъри за заточване. Ще опитаме и изберем командата Редактиране/Заточване и филтриране... в GIOTTO. В появилия се диалогов прозорец моля изберете раздела Само заточване, настройте параметрите, които са видими на следващата снимка, и изберете Цел „Буфер B“. Прозорецът на прегледа ще се актуализира след промяна на параметър на заточването, след относително дълго изчакване за изчисляване на прегледната снимка.
Програма GIOTTO: Заточването на сумираната снимка изисква чувствително управление на много параметри, за да се избегне надзаточването, което води до неискани артефакти. Прегледната снимка облеснява значително тази работа.
С бутона Редактиране започвате процедурата за заточване, чиито резултат се показва след това в прозореца „Буфер B“.
Програма GIOTTO: Показване на заточената сумирана снимка в Буфер B.
Преди да запазите, уверете се, че настройките за графичния формат са правилни. За целта в GIOTTO изберете командата Файл/Графични формати... и задайте опциите за TIFF като Некомпресиран и 16 бита:
Програма GIOTTO: Конфигуриране на графичните формати. Само TIFF и FITS работят без загуби, което е важно, ако снимката на планетата трябва да се обработва с друг софтуер.
С командата Файл/Запазване на изображението... можете да запазвате съдържанието на четирите прозорца в отделни файлове, най-добре в некомпресиран формат (напр. TIFF).
Програма GIOTTO: Запазване на заточената сумирана снимка във формат TIFF.
По желание или при нужда можете да отворите такава снимка в формат TIFF в друга програма за обработка на изображения, за да направите последните редакционни стъпки.
Готовата снимка на Марс от учебния файл „MarsDemo.avi“, след като са направени леки корекции на подравняване, градация и цветове в Adobe Photoshop.
Тубус на 10-инчовия Максутов-Касегрен телескоп, с който са създадени многото планетни снимки в този урок. Като сравнение за големина, е включена Canon EOS 1D:
Забележка по собствен опит: Всички използвани примери снимки са създадени по описания начин в урока.
Единственото изключение: Титулната снимка е фотомонтаж от снимки на планети, създадени от самия автор.
Продължаваме с част 15: „Калибриране: Заснемане на светло и тъмно изображение“
