Skutečně senzory s hranou několika milimetrů jsou zcela dostačující k tomu, aby zachytily planetu úplně při stále smysluplných zaostřovacích ohnech. Počet pixelů nehraje roli, jednoduché rozlišení VGA s 640x480 pixely je dostatečné! Důležitou roli hraje spíše schopnost kamery zaznamenat 10, 20, 30 nebo dokonce více obrázků za sekundu jako video soubor. Ideálními zařízeními pro planetární fotografii jsou webkamery a moduly digitálních videokamer (ne kamkordéry).
Planety našeho slunečního systému jsou na obloze relativně malé, ale jasné objekty. Záznamová technika se proto liší základně od dlouhodobých expozic pro slabé objekty Deep-Sky. Tento snímek je fotomontáž.
Část 14: Snímání planet s webkamerou
Kromě Země obíhá kolem Slunce sedm dalších planet. Začínaje od Slunce je pořadí následující: Merkur, Venuše, Země, Mars, Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Merkur a Venuše jsou tedy vnitřní planety, jejichž oběžná dráha je menší než u Země. Všechny ostatní jsou dále od Slunce než Země.
Kromě Uranu a Neptunu jsou planety již na obloze viditelné pouhým okem, ale vypadají jako hvězda. Pozorní pozorovatelé si však všimnou, že planeta má klidné světlo, zatímco hvězdy více či méně „blikají“. Dalekohledem se planety při vhodném zvětšení ukazují jako malé šplíchance, zatímco hvězdy zůstávají i při maximálním zvětšení v obrovských dalekohledech jemné světelné bodky.
Díky své jasnosti není problém najít na obloze planety Merkur až Saturn. Nicméně je třeba vědět, v jakém souhvězdí se právě nacházejí. Termín „planeta“ je odvozen od starořeckého slova „planetes“, což znamená „toulající se“. Z toho byl odvozen také název „bloudící hvězdy“ pro planety, protože vzhledem ke svému pohybu kolem Slunce nejsou na obloze vždy ve stejném souhvězdí, ale pohybují se v průběhu času skrz všechny zvěrokružní znamení.
Nelze tedy uvést žádná pravidelná období viditelnosti, protože rychlost jejich pohybu závisí na oběžné době planet kolem Slunce. A ta je podle třetí Keplerovy zákony závislá na vzdálenosti od Slunce: Čím blíže planeta Slunci stojí, tím kratší je její oběžná doba. Zatímco Merkur potřebuje jen přibližně 88 dní k dokončení „merkurského roku“, slunečně vzdálený Saturn k tomu potřebuje asi 29,5 let!
Pro zjištění aktuálních pozic a viditelnosti planet existuje několik možností. Jednou z nich je astronomický ročenku, například „Himmeljahr“ z nakladatelství Kosmos. Každý rok se objevuje nový a popisuje viditelnost planet pro každý měsíc. Další možností je online portál, například www.calsky.de.
Stejně tak můžete použít planetární software, například „Průvodce“ (www.projectpluto.com) nebo freeware „Cartes du Ciel“ (http://www.stargazing.net/astropc/).
Velmi vzácný pohled se naskytl večer 30. dubna 2002, kdy byly všech pět planet viditelných pouhým okem zároveň na západní obloze.
Existují zásadní rozdíly viditelnosti mezi vnitřními a vnějšími planetami. Vnitřní planety (Merkur a Venuše) obíhají kolem Slunce uvnitř oběžné dráhy Země, tj. díváme se zvenčí na dráhu. To má za následek, že se tyto planety stále nachází v relativní blízkosti Slunce a od něj se vzdálí pouze o maximální úhlový rozměr. U Merkuru to činí maximální vzdálenost 28 stupňů, u Venuše dokonce 48 stupňů. Poloha, kde je dosažena tato maximální úhlová vzdálenost, se nazývá „Elongace“. Východně od elongace jsou vnitřní planety viditelné v podvečer po západu Slunce, západní elongace pak ráno před východem slunce. Díky osvětlení ukazují vnitřní planety v dalekohledu zvětšující fázi podobně jako Měsíc. Ostatní extrémní polohy nastávají, když jsou vnitřní planety za Sluncem („horní konjunkce“) nebo mezi Sluncem a Zemí („dolní konjunkce“). Ve skutečnosti může v případě dolní konjunkce nastat situace, kdy jsou Merkur nebo Venuše viditelné jako tmavá šplícha před Sluncem, což však kvůli jejich sklonu dráhy vzhledem k oběžné rovině Země nastává velmi vzácně.
Výrazně odlišný je postoj vnějších planet. Jejich oběžný poloměr je větší než ten Země, takže, pohledem z Země, stojí v určité době proti Slunci. Tehdy jsou pozorovatelné výborně, protože vycházejí při západu slunce a zapadají při východu, jsou tedy viditelné celou noc na obloze.
Současně jsou Zemi zvláště blízko, jejich zdánlivá velikost v dalekohledu a jas dosahují maximální hodnoty. Tato optimální poloha se nazývá „opozice“. Protikladem je „konjunkce“, kdy jsou doslova za Sluncem a neviditelné.
Schematické znázornění důležitých planetárních konstelací. Slunce je uprostřed, Země (1) je vyobrazena jako modrá planeta. U vnější planety (červená) nabízí opoziční poloha (3) zvláště příznivé pozorovací podmínky, zatímco v konjunkční poloze (2) je neviditelný. Vnitřní planeta (zelená) je nejlépe viditelná, když je v maximální elongaci (6), poté je její úhlová vzdálenost od Slunce zvláště velká. V „horní konjunkci“ (4) není pozorovatelná, v „dolní konjunkci“ (5) pouze tehdy, když projde přímo před slunečním kotoučem, kdy se děje tzv. „průchod“.
Planety se z pohledu Země jeví jako malé šplíchance kvůli své velké vzdálenosti, jejich zdánlivý průměr je udán v obloukových vteřinách („zkratka"). Jedna stupeň se dělí na 60 obloukových minut, jedna oblouková minuta se opět dělí na 60 obloukových vteřin. Úplněk nám připadá pod úhlem přibližně půl stupně, což odpovídá 30 obloukovým minutám nebo 1800 obloukovým vteřinám. Žádná planeta nedosahuje více než 63 obloukových vteřin. Ještě jeden srovnání: Jedno eurová mince ve vzdálenosti 240 metrů se nám jeví pod úhlem 20 obloukových vteřin. To odpovídá přibližně hodnotě pro světélko planety Saturn!
Takové malé objekty ostře zobrazit, nejlépe také s viditelnými povrchovými detaily, je fotograficky skutečnou výzvou. Nejsou vyžadovány pouze velmi dlouhé ohniskové vzdálenosti. Nejsložitějším úkolem je kompenzace ztráty ostrosti způsobené turbulencemi v zemské atmosféře, známé astronomům pod názvem „Seeing“, které také způsobuje fluktuaci („blikání“) hvězd.
Kdo kdykoliv pozoroval planetu ve velkém zvětšení dalekohledem, zná toto jev: Občas se obraz zdá ostrý, pak zase neostrý a zamlžený. V noci se špatným Seeingem není vůbec možné získat užitečný obraz, pak se ani nevyplatí fotografování planet. I při dobrém Seeingu nejsou podmínky stabilní, ale ukazují krátké okamžiky s obzvláště detailním pohledem.
Velmi úspěšnou aplikovanou strategií je z těchto důvodů použití webové kamery nebo videokamery, která za krátký čas pořídí stovky nebo dokonce tisíce samostatných snímků. Pomocí speciálního softwaru jsou poté vybrány nejostřejší snímky a přesně překryty. Z vybraných snímků se vypočítá střední hodnota, následně proběhne dodatečné zaostření. Tímto způsobem vzniká velmi detailní foto planety, které v ideálním případě ukazuje aspoň ty detaily, které zkušený pozorovatel vidí při pohledu dalekohledem.
Fotografování planet se vyplatí i s relativně malými dalekohledy. Zde byl přes 30 let starý refraktor s pouhými 75 milimetry průměru a bez motorického sledování vybaven videokamerou DMK Firewire:
Záběry planet Saturn (vlevo) a Venuše, získané s výše uvedeným vybavením.
Předtím, než budeme diskutovat o způsobu pořizování záběrů, nejdříve se seznámíme se všemi planetami samostatně.
Merkur je nejbližší planetou ke Slunci a nemá žádné měsíce. Jeho zdánlivá velikost na obloze činí pouhých 5 až maximálně 12". I když Merkur nemá atmosféru, takže na jeho povrch se díváme, povrchové detaily jsou však stěží viditelné, nejvýraznější jsou pouze větší tmavé oblasti. Cílem fotografických záběrů tedy bude zachytit jeho měnící se fáze.
Dva záběry planety Merkur ze dne 18. června 2005 (vlevo) a 15. dubna 2003. Viditelná je fáze planety a slabě naznačené povrchové struktury. V obou případech sloužila jako kamera webová kamera Philips ToUCam 740K, vlevo 8palcový refraktor a vpravo 10palcový Maksutow-Cassegrain teleskop jako objektiv pro záznam.
Dne 7. května 2003 se uskutečnil tranzit Merkuru: Nejbližší planeta ke Slunci prošla před Sluncem jako malá tečka (šipka).
Dále je obtížné, že se Merkur stále nachází v relativní blízkosti Slunce a nejvíce se od něj vzdaluje o 28 stupňů. To znamená, že je viditelný pouze asi hodinu po západu slunce nebo hodinu před východem slunce v blízkostí horizontu. Alternativně můžete zkusit jej najít na denní obloze, ale je třeba opatrnosti, abyste nepostavili Slunce do zorného pole.
Během dolní konjunkce se občas stane, že je planeta viditelná jako temné bodky před slunečním kotoučem. Pak je třeba přijmout veškerá opatření popsaná v části 6 této série tutoriálů ("Opatrnost při fotografování Slunce"). Další Merkurovy tranzity pozorované z Evropy se konají 9. května 2016, 11. listopadu 2019 a 13. listopadu 2032.
Merkur v číslech:
Průměr: 4878 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 57,9 milionu km
Oběhová doba kolem Slunce: 88 dní
Sklon dráhy vzhledem k dráze Země: 7 stupňů
Vzdálenost od Země: 80 až 220 milionu km
Počet měsíců: 0
Průměrná hustota: 5,4 g/cm³
Venuše je také vnitřní planeta, takže má fáze. Její povrch nikdy není viditelný z pozemského povrchu, protože Venuše je obklopena hustým, uzavřeným oblakem. Tento však odráží mnoho dopadajícího slunečního světla, takže Venuše je po Slunci a Měsíci třetím nejsvětlejším tělesem na obloze a dokonce ve tmavých oblastech vytváří stín! Díky své jasnosti může být občas rozpoznána i pouhým okem ve velkém světle dne. Její zdánlivý průměr se pohybuje mezi 10" ("Plná Venuše") a 63" (dolní konjunkce). Struktury oblakového patra nelze očekávat, pokud nebudete pozorovat v ultrafialovém světle, k čemuž budete potřebovat zrcadlový dalekohled, speciální filtr a fotoaparát citlivý na UV záření.
Fáze planety Venuše. Úplně vlevo je "Plná Venuše" blízko jejího horního okraje, vpravo úzký Venušin srpek blízko její dolní konjunkce.
Po roce 1882 se konečně 8. června 2004 konal tranzit Venuše. Během její dolní konjunkce prošla před Sluncem jako temný bodkou - impozantní pohled! Tranzit trval déle než šest hodin.
Pozorování Venuše je mnohem jednodušší než u Merkuru, protože je viditelná z pozemku alespoň 48 stupňů od Slunce. Pokud zároveň zaujme severní polohu vůči Slunci, může být viditelná až 4,5 hodiny po západu slunce nebo před východem slunce. Veřejně je Venuše označována jako "Večerní hvězda" nebo "Ranní hvězda".
Venuše čas od času během své dolní konjunkce prochází jako černý disk před sluncem, což se nazývá "Venustransit" nebo "tranzit Venuše". Venustransity jsou vzácnější než u Merkuru. Jsou uskutečňovány v cyklu 243 let. Na tento tranzit navazuje po 8 letech další, pak po 121,5 a opět po 8 a 105,5 letech. Poslední událost tohoto typu po 121,5 letech se uskutečnila 8. června 2004. Další tranzit Venuše následuje 6. června 2012, avšak v Evropě bude možné sledovat již pouze konec po východu slunce. Poté následují období čekání až do 11. prosince 2117 a 8. prosince 2125.
Venuše v číslech:
Průměr: 12104 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 108,2 milionu km
Oběhová doba kolem Slunce: 224,7 dní
Sklon dráhy vzhledem k dráze Země: cca 3,5 stupně
Vzdálenost od Země: 38,8 až 260,9 milionu km
Počet měsíců: 0
Průměrná hustota: 5,25 g/cm³
Země bude zde uvedena pouze pro srovnání v číslech:
Země v číslech:
Průměr: 12742 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 149,6 milionu km
Oběhová doba kolem Slunce: 365,25 dní
Sklon dráhy vzhledem k dráze Země: 0 stupňů
Počet měsíců: 1
Průměrná hustota: 5,5 g/cm³
Mars obíhá mimo Zemi na poměrně silně eliptické dráze kolem Slunce. Ačkoliv má atmosféru, je velmi slabě vyvinutá, takže detaily na jeho povrchu jsou rozpoznatelné. V dobách příznivé viditelnosti jsou viditelné již v poměrně malých dalekohledech póly pokryté zmrzlým oxidem uhličitým a vodním ledem, jejichž růst v zimě a tání v létě Marsu lze sledovat. Povrch Marsu se zdá být rudě oranžový, což je způsobeno přítomností oxidu železitého a Marsu vyneslo přezdívku "Červená planeta". Při vysokém zvětšení jsou rovněž viditelné tmavé oblasti, které jsou podobné kontinentům na Zemi a jsou konstantní, a mají názvy. Díky těmto strukturám lze ve dalekohledu sledovat rotaci Marsu.
Tři různé perspektivy planety Mars. Levý záběr vznikl 19. prosince 2007, prostřední 14. října 2005 a pravý 22. srpna 2003. Všechny tři byly získány s 10palcovým teleskopem Maksutow-Cassegrain, oba levé s videokamerou DMK a barevným filtremad, pravý s webovou kamerou Philips ToUCam 740K.
Vzdálenost Marsu od Země se podléhá velkým fluktuacím, a proto se zdánlivý průměr Marsu pohybuje od minimálních 4" do maximálních 25". I během jeho opozice, která nastane každých 780 dní, není vždy optimálně pozorovatelný, neboť eliptická dráha způsobuje velké rozdíly. Minimální vzdálenost opozice činí pouze 55,7 milionu kilometrů, pak je viditelný pod úhlem 25". V "horších" opozicích je téměř dvojnásobně vzdálený od Země, takže v dalekohledu už jen poloviční velikosti. Před námi jsou relativně nevýhodné pozice v opozicích 29. ledna 2010 (99,3 milionu km vzdálenost, průměr 14,1") a 3. března 2012 (100,8 milionu km, 13,9"). Zvláště výhodná bude až opozice 27. července 2018 (57,6 milionu km, 24,3").
Pozorování obou Marsových měsíců Phobosu a Deimosu je kvůli jejich malému průměru (27 resp. 15 km) výzvou pro amatéry s většími dalekohledy.
Mars v číslech:
Průměr: 6794 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 227,9 milionů km
Oběhová doba kolem Slunce: 687 dní
Sklon dráhy vzhledem k dráze Země: 1,85 stupně
Vzdálenost od Země: 55,7 až 400 milionů km
Počet měsíců: 2
Průměrná hustota: 3,9 g/cm³
Jupiter je největší planetou naší sluneční soustavy - jeho průměr je přibližně jedenáctkrát větší než průměr Země. Zatímco Merkur, Venuše, Země a Mars patří mezi zemské planety, Jupiter je prvním představitelem vnějších plynných obřích planet, které nemají pevný, přístupný povrch. Místo povrchu se díváme na jeho hustou atmosféru, která v relativně malé dalekohledech ukazuje pásku oblakových struktur.
Některé z těchto pásů oblaků jsou docela konstantní, jiné vznikají a zanikají. Nápadným a stabilním detailem je obrovský vír, známý jako "Velká rudá skvrna".
Obr gigantického planety Jupitera září zejména svými kontrastními, silně strukturovanými páskami oblaků. Na levém snímku je viditelná "Velká rudá skvrna", která je ve skutečnosti spíše oranžová. Oba snímky byly pořízeny s 10palcovým teleskopem Maksutow-Cassegrain a webovou kamerou Philips ToUCam 740K, ten levý dne 4. dubna 2003, ten pravý dne 27. dubna 2004.
Už malými dalekohledy a relativně krátkými ohniskovými vzdálenostmi lze zachytit čtyři galilejské měsíce Jupitera. Když jsou po hodinách nebo dnech pořízeny více snímků, lze pozorovat jejich rotaci kolem planety.
Jupiter je na obloze po Slunci, Měsíci a Venuši čtvrtou nejjasnější hvězdou. Mnohem vzácněji jej zažene na lesk Mars. Jeho zdánlivý průměr kolísá mezi 30" a 50". Dobře je vidět jeho zploštělina, která vzniká obrovskou rychlostí rotace pod deset hodin: Poldélka je výrazně menší než průměr na rovníku. Velmi dobře lze pozorovat čtyři největší jeho měsíce, které jsou nazývány podle svého objevitele „galilejskými měsíci“ a mají jména Ganymed, Kallisto, Europa a Io. Během hodin a dnů lze sledovat jejich pohyb kolem Jupiteru. Ve středně velkých dalekohledech je dokonce vidět, když jeden z měsíců vrhá svůj stín na jupiterovské oblaka nebo zmizí ve stínu Jupiteru.
Jak u všech vnějších planet, nejvýhodnější dobou k pozorování Jupiteru je opozice. Dosahuje se jí každých 399 dnů, kdy je vzdálenost Země-Jupiter minimální, zdánlivý průměr největší a jasnost maximální. Nicméně není nutné využívat přímo opoziční noc, i několik týdnů před a po opozici jsou pozorovací podmínky velmi dobré.
Jupiter v číslech:
Průměr: 139548 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 779 milionů km
Oběžná doba kolem Slunce: 11,9 let
Inkl. dráhy proti dráze Země: 1,3 stupně
Vzdálenost od Země: 558 do 967 milionů km
Počet měsíců: 63
Průměrná hustota: 1,3 g/cm³
Saturn je znám zejména díky svému grandióznímu prstenci, který je viditelný i v malých dalekohledech. Podrobnosti však lze vidět až v větších přístrojích, neboť nás od něj odděluje přibližně 1,2 miliardy kilometrů - světlo samotné potřebuje 1 hodinu a 24 minut na tuto vzdálenost! Saturn, podobně jako Jupiter, je plynným planetou bez pevného povrchu. Jeho koule je také zploštělá kvůli rychlé rotaci: V necelých deseti hodinách se otočí kolem své osy, ale rotace Saturnu na rozdíl od Jupiteru nelze pozorovat přímo, neboť většinou na Saturnu nejsou větší detaily, ale převážně jemné, málo kontrastní pásy s jemně odlišným zabarvením.
Ringplaneta Saturn dne 2. ledna 2004 (vlevo), 20. prosince 2007 (uprostřed) a 21. března 2009. Je zřetelné, že pohled na prstenec se v průběhu let zplošťuje. Oba šipky ukazují na dvě mezery v prstenci, relativně snadno pozorovatelný „Cassiniho rozštěp" (pravá šipka) a tenký „Enkeho rozštěp“ (levá šipka), který je viditelný až větších dalekohledech za příznivých podmínek atmosférické klidu. Oba levé obrázky vznikly s 10palcovým Maksutov-Cassegrainovým dalekohledem, pravý s 90centimetrovým Cassegrainovým reflektorem. Byla použita webová kamera Philips ToUCam 740K (levý obrázek) nebo videokamera DMK s barevným filtrem (uprostřed a vpravo). Pro pravý obrázek bylo 2000 jednotlivých snímků přidáno k výslednému obrazu!
Prstenec Saturnu se jeví pod úhlem mezi 14" a 20“, prstence mezi 37" a 46“, v závislosti na vzdálenosti. Dosahuje opozice každých 378 dní. Prstenec, který jej pro mnoho pozorovatelů planet označuje za nejkrásnější ze všech planet, se skládá z nespočetných samostatných bloků, které mohou být tak malé jako zrno prachu nebo velké jako rodinný dům. Ve srovnání s průměrem prstence (272 000 km) je tloušťka vzhledem k této hodnotě méně než jeden metr pozoruhodně nízká.
Prstenec je rozdělen do mnoha individuálních, koncentrických prstenců, které jsou částečně odděleny dírami. Středně velké dalekohledy již ukazují „Cassiniho rozštěp“, velké navíc „Enkeho rozštěp“. Prstencová rovina je vůči rovině oběžné dráhy nakloněna o téměř 27 stupňů, takže z pozemku za jednu plnou Saturnovu oběžnou dráhu kolem Slunce, která trvá 29,5 roku, lze prstenec dvakrát vidět přesně z hranice a dvakrát při maximálním úhlu pohledu. Okraje budou dosaženy v letech 2009, 2025 a 2038, mezi něž připadne obzvlášť výhodný pohled na severní nebo jižní plochu prstence. Při dosažení okraje jsou prstence několik dní vůbec neviditelné.
Z mnoha již známých měsíců Saturnu jsou asi osmivhodny pro pozorování amatérskými prostředky.
Saturn v číslech:
Průměr: 116 900 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 1 432 milionů km
Oběžná doba kolem Slunce: 29,5 let
Inkl. dráhy proti dráze Země: 2,5 stupně
Vzdálenost od Země: 1 191 až 1 665 milionů km
Počet měsíců: 60
Průměrná hustota: 0,7 g/cm³
Uran je tak daleko od Země, že jej s prostým okem prakticky nelze identifikovat a byl objeven teleskopem až v roce 1781. Podobně jako Jupiter a Saturn tvoří převážně ze zemní plyny.
Jeho zdánlivý průměr činí pouze 3" až 4", takže není zvlášť lukrativním cílem pro amatérská astronomická pozorování. Každých 370 dní je v opozici k Slunci.
V dalekohledu se i při vysokém zvětšení ukazuje pouze malý, zelený kotouč bez struktur. Pět největších měsíců Uranu lze již fotograficky zachytit v středně velkých amatérských přístrojích.
Uran a čtyři z jeho měsíců. Vlevo od planety je měsíc Umbriel, vpravo Ariel, Titania a Oberon. Snímek byl pořízen dne 28. srpna 2003 s 10palcovým Maksutov-Cassegrainovým dalekohledem.
Uran v číslech:
Průměr: 51 000 km
Průměrná vzdálenost od Slunce: 2 884 milionů km
Oběžná doba kolem Slunce: 84,7 let
Inkl. dráhy proti dráze Země: 0,75 stupně
Vzdálenost od Země: 2 582 až 3 158 milionů km
Počet měsíců: 27
Průměrná hustota: 1,3 g/cm³
Neptun obíhá jako poslední planeta ve sluneční soustavě Slunce ve střední vzdálenosti 4,5 miliardy kilometrů. Proto se zdá být pouze slabě viditelný a byl objeven až v roce 1846 pomocí dalekohledu. Na oběh kolem Slunce potřebuje 165,5 let, takže téměř každý rok dosáhne své opoziční pozice, a to přesně každých 367,5 dní.
I přesto je zdánlivý průměr planety pouhých 2,3“, což je příliš málo na to, aby byly patrné detaily její plynné atmosféry. Výnosné však je pokusit se o fotografické ztvárnění jeho největšího měsíce s názvem Triton.
Neptun je nejjasnějším objektem na této fotografii z 17. září 2003. Vpravo dole pod planetou je vidět jeho nejjasnější měsíc Triton. Opět zde sloužil 10palcový Maksutov-Cassegrainův dalekohled jako optika pro záznam.
Neptun v číslech:
Průměr: 44730 km
Střední vzdálenost od Slunce: 4500 miliónů km
Doba oběhu kolem Slunce: 165,5 let
Sklon dráhy vzhledem k oběžné dráze Země: cca 1,75 stupně
Vzdálenost od Země: 4300 až 4683 miliónů km
Počet měsíců: 13
Střední hustota: 1,7 g/cm³
Technika snímání
Jak bylo naznačeno, technika snímání planet se zásadně liší od té, která byla diskutována v minulých tutoriálech série "Astro- und Himmelsfotografie". Je potřeba systém fotoaparátu, který je schopen pořídit co nejvíce snímků v co nejkratším čase, přičemž velikost obrazového senzoru hraje naprosto podřízenou roli. Velké senzory jsou dokonce nevýhodou, protože se jedná pouze o malý planetární kotouč a velké prostředí, které se v podstatě skládá z černé oblohy, jen zbytečně zvětšuje objem ukládaných dat a pozdější zpracování obrázků tím ztěžuje.
Senzory s délkou hrany jen několika milimetrů jsou vlastně dostatečné k tomu, aby dokázaly zachytit planetu zcela pomocí stále ještě smysluplných ohnisek snímání. Ani počet pixelů nehraje roli, dostatečné je jednoduché VGA rozlišení 640x480 obrazových bodů! Důležitá je spíše schopnost kamery zaznamenat 10, 20, 30 nebo více obrázků za sekundu jako video soubor. Ideálními záznamovými zařízeními pro planetární fotografii jsou tedy webové kamery (webkamery) a digitální video kamerové moduly (ne kamerové moduly).
Modely webových kamer Philips ToUCam 740K (vlevo) a jejich nástupci až po SPC 900 NC (vpravo) jsou bohužel již možno sehnat pouze použité. Mají skutečný CCD senzor místo obvyklejšího CMOS senzoru, což je při planetární fotografii výhodné.
Webkamera je nejlevnějším řešením a s potřebným příslušenstvím lze získat už za trochu více než 100 eur. Preferovány by měly být modely s reálným CCD senzorem namísto CMOS senzoru. Bohužel firma Philips, která dosud nabízela takový model, ukončila produkci a nyní nabízí výhradně zařízení s CMOS senzorem. Pokud máte příležitost získat použitou webkameru "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" nebo "Philips ToUCam SPC 900 NC", bylo by to dobré rozhodnutí, protože oba modely disponují CCD senzorem.
Videomodul DMK od výrobce ImagingSource poskytuje lepší kvalitu obrazu než webkamera, ale stojí také podstatně více. Ukázaný model poskytuje pouze černobílé snímky a je také připojen pomocí objímky s průměrem 1,25 palce (nahoře) k dalekohledu.
Připravená videokamera DMK 21AF04, která snímky přenáší do počítače pomocí rozhraní Firewire. Pro získání barevných planetárních fotografií je instalována také barevná filtrční fólie se červeným, zeleným a modrým filtrem:
Pokud dáváte přednost novému fotoaparátu, zbývá již pouze "Celestron NexImage CCD Kamera" (Odkaz), jejíž vnitřnosti odpovídají webkameře, je však již dodávána s připojením pro dalekohled.
U uvedených produktů Philips je třeba objektiv webkamery odstranit a nahradit adaptérem pro dalekohled s průměrem 1,25 palce, takže kamera může být vložena místo oka do oka dalekohledu. Pokud se jedná o čočkový dalekohled, může být také užitečné použití IR-/UV-filtru k zabránění rozmazání obrazu.
Aby se webová kamera stala astrofotograficky vhodnou, potřebujete UV-/IR filtr (úplně vlevo, zvláště důležité pro refraktory) a adaptér pro webovou kameru (uprostřed).
S pomocí nože na koberce se opatrně odstraní objektiv webkamery Philips SPC 900 NC, protože pro planetární fotografování není potřeba:
Jako náhrada za odstraněný objektiv je adaptér pro webkameru zasunut do závitu objektivu, aby bylo možné kameru připojit k dalekohledu.
Adaptér pro webkameru s průměrem 1,25 palce je vložen namísto oka do oka dalekohledu.
Vzhledem k tomu, že webové kamery jsou optimalizovány na maximální kvalitu jednotlivých snímků, ale na produkci kontinuálního videoproud obrazu, nabízí se jako další možnost využití digitálního videomodulu. S jeho pomocí je možné získat nekomprimovaný obraz z jednotlivých snímků ve snímcích, ovšem za mnohem vyšší cenu. Doporučeným výrobcem takových video modulů je společnost ImagingSource (Odkaz).
Natáčení planetárních videí
Nejprve je třeba určit optimální ohniskovou vzdálenost pro záznam, která závisí na rozlišení dalekohledu (tedy na jeho otevření) a velikosti pixelu fotoaparátu. Typicky mají senzory ve webových kamerách pixely s hranou délkou přibližně pět tisícin milimetru. Nejlepší ohnisková vzdálenost je dosažena, když je poměr otevření přibližně 1:20, a lze zaokrouhlit s velkorysostí.
To znamená, že ohnisková vzdálenost by měla být přibližně 20krát větší než otevření. Pokud je kratší, teoretické rozlišení dalekohledu nelze využít. Pokud je delší, planeta se stane pouze větší a slabější ve světle, aniž by byly viditelné další detaily. Zvláště tragické je v posledním případě to, že doba osvícení jednotlivých snímků se zbytečně prodlužuje a stává se obtížné využít okamžiky s malou turbulencí vzduchu pro ostré jednotlivé snímky.
Příklad: Pokud je použit dalekohled s 150mm otevřením, optimální ohniskovou vzdáleností by bylo 150mm * 20 = 3000mm, tedy 3 metry. Pokud je základní ohnisková vzdálenost menší, je pomocí Barlowovy čočky, která je umístěna mezi dalekohledem a fotoaparátem, dostána na požadovanou hodnotu.
Přesný vzorec pro jmenovatele nejlepšího poměru otevření se získá, když průměr pixelu vydělíte konstantou 0,00028. Příklad: Pixely vašeho fotoaparátu mají hranu 4 tisíciny milimetru (= 0,004mm). 0,004 vyděleno 0,00028 dá zaokrouhleně číslo 14, to znamená, že požadovaný poměr otevření by měl být přibližně 1:14.
Dalekohled je nyní zaměřen na planetu a pohlíží se skrze okulár. S pomocí motorické jemné pohyblivosti montáže je planeta přesně dostána do středu obrazu. Poté bude okulár odstraněn a nahrazen webovou kamerou. V softwaru pro řízení kamery by mělo být nastaveno dlouhé osvětlení a vysoké zesílení obrazu (často označováno jako "Zisk"), aby bylo možné rozpoznat v této fázi stále velmi neostrý obraz planety na obrazovce počítače. Video pořízené kamerou lze sledovat živě na obrazovce, takže zaostřování není velkým problémem. Čím ostřejší je obraz, tím víc svítí, a proto je třeba postupně snižovat dobu osvětlení a zesílení, aby se zabránilo přesvícení.
Před uložením videa s planetami vypněte přenos zvuku kamery, aby zvuková data nezbytečně nestrádala šířkou pásma.
Obrázky obrazovky softwaru „Philips VRecord“, který je dodáván s kamerou Philips ToUCam 740K. Úplně vlevo je vidět planeta Mars poté, co byl okulár nahrazen webovou kamerou; obraz je stále úplně neostrý. V prostřed je stav po zaostření, přičemž je obraz stále silně přesvícen. Vpravo jsou upraveny expozice a vyvážení bílé.
Jakmile je planeta na obrazovce viditelně zaostřená, přichází na řadu jemné nastavení. Důležité je najít dobrou rovnováhu mezi dobou expozice jednotlivých snímků na jedné straně a elektronickým zesílením obrazu na straně druhé. Určitě vypněte automatickou expozici kamery, abyste mohli všechna nastavení provést sami. Krátké časy expozice usnadňují „zmrazit“ okamžiky s malou turbulencí vzduchu, zatímco vysoké zesílení obrazu naopak vede k výraznému šumu pořízených snímků. V závislosti na jasu planety a podmínkách pozorování vzdušné turbulenci je třeba najít kompromis. Je nutné se vyhnout jakémukoli přesvícení, protože některé pixely budou zasyceny a informace o obrazech budou nenávratně ztraceny. Silná podexponace se také nevyplácí, protože tím se poměr signálu ku šumu zhorší.
V ovladačovém softwaru webové kamery je třeba vypnout nahrávání zvuku ("tichý režim"). Vzhled příslušného dialogového okna se může lišit v závislosti na použitém modelu kamery.
Ovládací prvky fotoaparátu Philips ToUCam 740K. Důležité je vypnout automatickou regulaci vyvážení bílé a expozici. Poté je možné manuálně nastavit barevné prvky (nahoře) a pravítka pro dobu expozice a zesílení (dole).
Ovládací prvky obrazu fotoaparátu Philips ToUCam 740K. I zde je zapotřebí deaktivovat plně automatické nastavení. Poté je možné manuálně nastavit snímkovací frekvenci, jas a kontrast, dokud není viditelný obraz planety co nejpřirozenější.
V dalším kroku je třeba provést vyvážení bílé. K tomu slouží jeden nebo dva barevné regulátory, které jednoduše nastavíte, dokud barvy na obrazovce neodpovídají vizuálnímu dojmu ve skutečnosti u okuláru.
Poslední rozhodnutí se týká snímkovací frekvence. U webkamer nastavte frekvenci snímání na hodnotu 30 snímků za sekundu, protože obrazová data musí být velmi silně komprimována, aby bylo možné přenášet množství dat na počítač, což by zase ovlivnilo kvalitu obrazu. Deset nebo dvacet snímků za sekundu je dostatečné. Uložte nyní video a zvolte nejlépe formát AVI. Omezte délku videa na maximálně 4-5 minut, aby výsledný soubor nebyl příliš velký, což by znemožnilo další zpracování. Raději natočte více krátkých videí po sobě s různými nastaveními. U planet, jejichž povrchové rysy jsou v pohybu kvůli rotaci planety, by neměla délka videa přesáhnout čtyři minuty. To platí pro Mars a Jupiter.
Zpracování videí
Po ukončení záznamu máte k dispozici video soubor, který zobrazuje planetu. Kvůli vzdušné turbulenci nejsou všechny obsažené snímky stejně ostré. Proto následným krokem je výběr ostrých snímků a jejich přesné zarovnání, aby mohly být sloučeny do souhrnného obrazu s průměrným vyhodnocením. Sloučení je nezbytné pro snížení obrazového šumu, což zase umožňuje další zaostření záběru planety.
Vybrání nejostřejších jednotlivých snímků je obrovskou prací, pokud si uvědomíte, že 4minutové video planety se skládá z 2400 snímků při deseti snímcích za sekundu! Naštěstí tento krok nemusí být prováděn ručně, ale lze ho provést pomocí speciálních programů, které jsou k dispozici jako freeware na internetu. Dva takové programy jsou:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) a
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
Dále se bude postupovat s programem „GIOTTO.“ Můžete následovat kroky, pokud si stáhnete tento program a následujete instrukce na uvedeném webu. Navíc si stáhněte cvičný soubor „MarsDemo.zip“, který obsahuje rozbalené video „MarsDemo.avi“. Video z důvodu velikosti souboru obsahuje pouze 100 jednotlivých snímků planety Mars, pořízených dne 22. srpna 2003 pomocí 10palcového dalekohledu a webové kamery Philips.
Nejprve si video prohlédněte pomocí přehrávače médií. Poté si všimnete, že kvalita obrazu kolísá kvůli vzdušné turbulenci. Zde jsou dva jednotlivé snímky z videa, které ukazují zejména neostrý a poměrně ostrý snímek:
Dva jednotlivé snímky z cvičného videa „MarsDemo.avi.“ Vlevo je zobrazen neostrý snímek kvůli vzdušné turbulenci, vpravo pak zřetelnější.
Po spuštění GIOTTO (Verze 2.12) se zobrazí následující obrazovka:
Úvodní obrazovka freeware „GIOTTO“. K dispozici jsou čtyři okna s obrazy (Buffer A - D).
Vyberte příkaz Překrýt obrázky/Automatické překrytí obrázků... Zobrazí se toto dialogové okno:
Software GIOTTO: V sedmi krocích se zpracuje video planety do finálního jednotlivého obrazu.
Zde postupujte postupně a pracujte s body 1 až 7. Nejprve software potřebuje informaci o zdroji raw obrázků. Klikněte na tlačítko Zdroj raw obrázku... Vyberte Všechny jednotlivé obrázky v AVI souboru a Digitální fotoaparát/Webkamera/Skenování/CCD kamera (Non Interlace) a potvrďte kliknutím na Použít:
Software GIOTTO: Výběr zdroje raw obrázků.
2. bod (Předzpracovat raw obrázky před překrytím?) lze přeskočit (pokud je třeba, odstraňte zvolené zaškrtnutí) a pokračujte k bodu 3 (Jaká metoda pro zarovnání?). Zde určíte metodu, kterou má GIOTTO použít k přesnému překrytí obrazů planet. Vyberte si Hledání těžiště světelnosti (jasné jednoduché objekty), po kliknutí na tlačítko Metoda zarovnání...:
Software GIOTTO: Výběr metody zarovnání. Volba „Hledání těžiště světelnosti“ obvykle poskytuje lepší výsledky než „Centrování planetárního disku“.
V kroku 4, „Subpixelní přesnost“, klikněte na tlačítko Superrozlišení... a v odpovídajícím dialogovém okně vyberte dvojnásobné rozlišení (poloviční pixely) a následně Vystřihnutí motivu, zachování velikosti obrázku. Toto nastavení způsobí, že GIOTTO zvětší všechny jednotlivé obrázky před překrytím na dvojnásobek, čímž se zvýší přesnost překrytí.
Software GIOTTO: Po výběru „dvojitého rozlišení“ může GIOTTO pracovat s subpixelní přesností.
Nyní přejděte k bodu 5, Kontrola kvality raw obrázků. Klikněte na tlačítko Nastavení třídění... a označte, kolik procent obrázků chcete použít, zatímco zbytek bude zahozen. Vzhledem k tomu, že cvičné video obsahuje pouze 100 jednotlivých snímků, chceme použít 70 procent snímků, což lze nastavit pomocí posuvníku Využití. Důležitá je také váha ostrosti a zkreslení, kterou lze definovat pomocí posuvníku Ostrost/Zkreslení. Rozhodněte se pro 70 % ostrosti a 30 % zkreslení.
Software GIOTTO: Váha ostrosti a zkreslení a využití musí být přizpůsobena povaze videa planety. Užitečné návrhy poskytují tlačítka v boxu „Praktické rady“.
V závislosti na povaze přítomného videa může být nutné tyto hodnoty upravit. Videa pořízená za turbulentního počasí obsahují pouze málo ostrých jednotlivých snímků, v takovém případě je třeba výrazně snížit využití. Pokud vzdušná turbulance způsobila mnoho zkreslených obrazů planet, pak zkreslení bude mít větší prioritu než ostrost. Pokud kliknete na tlačítka pod „Praktické rady“ v dialogovém okně, posuvníky budou přesunuty na definované navrhované pozice.
Pokračujte u bodu 6: Jak má být výsledek určen?. Kliknutím na tlačítko Nastavení výsledku… se dostanete do dialogu, kde je třeba vybrat Průměrování. Průměrování znamená aritmetický průměr vybraných a zarovnaných snímků:
Bod 7 lze opět vynechat a nyní je třeba stisknout tlačítko Dál…. Pokud není k dispozici, může problém vyřešit kliknutí na tlačítko Převzít předchozí nastavení.
Po spuštění postupu program nejprve vyžádá výběr video souboru (v našem případě "MarsDemo.avi") a poté nějakou dobu bude zabráno výpočtem, přičemž pokrok je zobrazen jako procento.
Software GIOTTO: Výběr videa planety.
Software GIOTTO: Úprava videa si v závislosti na počtu zpracovávaných jednotlivých snímků vyžaduje určitý výpočetní čas. Mezitím GIOTTO vydává stavové zprávy (šipky).
Po dokončení práce se v okně „Puffer A s sumárním obrazem“ zobrazí výsledek.
Software GIOTTO: Zobrazení sumárního obrazu.
Zprvu tento obraz vypadá méně ostrý než ostrý jednotlivý snímek z videa, ale elektronický obrazový šum je podstatně menší. To nám zase umožňuje použítzaostřovací filtry. Chceme to zkusit a v GIOTTO vybereme příkaz Úpravy/Zaostření a filtrování…. V zobrazujícím se dialogovém okně vyberte prosím kartu Pouze zaostření, nastavte parametry viditelné na následujícím obrázku a jako Cíl vyberte Puffer B.. Jestliže změníte nějaký parametr zaostření, náhledové okno se aktualizuje po relativně dlouhé očekávací době, která je potřebná pro výpočet náhledového obrazu.
Software GIOTTO: Zaostření sumárního obrazu je třeba jemně nastavit mnoha parametry, aby byla hází-li se přeostření, které způsobuje nežádoucí artefakty. Náhledový obraz tuto práci výrazně usnadňuje.
Stisknutím tlačítka Úpravy spustíte rutinu zaostřování, jejímž výsledkem je zobrazení v okně „Puffer B“.
Software GIOTTO: Zobrazení zaostřeného sumárního obrazu v Puffer B.
Před uložením se ujistěte, zda jsou nastavení grafických formátů správná. V GIOTTO ke stažení vyberte příkaz Soubor/Grafické formáty… a ve skupině TIFF nastavte možnosti Bez komprese a 16 Bit:
Software GIOTTO: Konfigurace grafických formátů. Pouze TIFF a FITS pracují bez ztráty, což je důležité, pokud má být fotografie planety dále zpracována s jiným softwarem.
S příkazem Soubor/Uložit obraz… můžete uložit obsah čtyř okenních souborů samostatně, nejlépe ve formátu bez ztráty (např. TIFF).
Software GIOTTO: Uložení zaostřeného sumárního obrazu ve formátu TIFF.
Případně si můžete takový obrázek ve formátu TIFF otevřít v jiném programu pro úpravu obrázků, abyste provedli poslední úpravy.
Dokončený obraz Marsu z cvičného souboru „MarsDemo.avi“, po provedení drobných úprav zarovnání, stínování a barvy v programu Adobe Photoshop.
Tubus 10palcového Maksutow-Cassegrainova teleskopu, s nímž byly vytvořeny mnohé planetární snímky v tomto návodu. Jako porovnání velikostí je zobrazena kamera Canon EOS 1D:
Poznámka vlastního zájmu: Všechny použité příklady obrázků vznikly způsobem popsaným v návodu.
Jedinou výjimkou: Titulní obrázek je fotomontáž z vlastních snímků planet.
Pokračujte s částí 15: „Kalibrace: Snímání světlých a temných snímků“
