Faktisk er sensorer med en kantlængde på få millimeter fuldt tilstrækkelige til at fange en planet fuldt ud med stadig meningsfulde optagelsesbrændvidder. Antallet af pixel spiller heller ingen rolle, en simpel VGA-opløsning med 640x480 billedpunkter er tilstrækkelig! Det afgørende er derimod kameraets evne til at optage 10, 20, 30 eller endnu flere billeder pr. sekund som en videofil. De ideelle optageenheder til planetfotografering er derfor webkameraer (webcam) og digitale videokameramoduler (ikke videokameraer).
Planeterne i vores solsystem er relativt små, men lyse objekter på himlen. Optagelsesteknikken adskiller sig derfor grundlæggende fra langtidseksponeringer til lyssvage Deep-Sky-motiver. Dette åbningsbillede er en fotomontage.
Del 14: Optagelse af planeter med webkameraet
Ud over Jorden kredser syv andre planeter om solen. Startende ved solen lyder rækkefølgen: Merkur, Venus, Jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. Merkur og Venus er således indre planeter, hvis banehalvdiagonal er mindre end Jordens. Alle andre er endnu længere væk fra solen end Jorden.
Bortset fra Uranus og Neptun kan planeterne allerede ses med det blotte øje på himlen, men de ligner en stjerne. Kun opmærksomme observatører vil bemærke, at en planet viser et roligt lys, mens stjernerne skinner mere eller mindre kraftigt. Gennem et teleskop viser planeterne sig som små skiver med passende forstørrelse, mens stjerner selv ved maksimal forstørrelse i enorme teleskoper forbliver små lyspunkter.
På grund af deres lysstyrke er det således ikke noget problem at finde planeterne Merkur til Saturn på himlen. Dog er det vigtigt at vide, hvor i stjernebilledet de befinder sig. Begrebet "planet" stammer faktisk fra det gammelgræske ord "planetes", som betyder "de vandrende". Derfra stammer også betegnelsen "vandrende stjerner" for planeterne, fordi deres bevægelse om solen betyder, at de ikke altid er i samme stjernebillede på himlen, men bevæger sig gennem alle stjernetegn over tid.
Derfor kan der heller ikke angives årligt tilbagevendende synlighedstider, fordi hastigheden af deres bevægelse afhænger af planeters omløbstid om solen. Og dette afhænger af planeternes afstand fra solen ifølge Keplers tredje lov: Jo tættere en planet er på solen, desto kortere er dens omløbstid. Mens Merkur kun har brug for cirka 88 dage til at fuldføre et "Merkur-år", tager den fjerntliggende Saturn omkring 29,5 år!
For at få at vide om de aktuelle positioner og synligheder af planeterne er der forskellige muligheder. En af dem er en astronomisk årbog, såsom "Himmelsjahr" fra Kosmos forlag. Den udkommer årligt og beskriver planeternes synlighed for hver måned. En anden mulighed er en online-portal, såsom www.calsky.de.
Ligeledes kan du bruge planetariesoftware, f.eks. "Guide" (www.projectpluto.com) eller freeware "Cartes du Ciel" (http://www.stargazing.net/astropc/).
En meget sjælden syn var synlig om aftenen den 30. april 2002, hvor alle fem planeter, der er synlige med det blotte øje, samtidig var synlige på vesthimlen.
Grundlæggende er synlighedsmulighederne forskellige for de indre og ydre planeter. De "indre" (Merkur og Venus) kredser om solen inden for Jordens bane, dvs. vi ser fra udenfor banen. Dette betyder, at disse planeter altid befinder sig relativt tæt på solen og kun kan bevæge sig væk fra den op til en maksimal vinkel. For Merkur er denne maksimale afstand 28 grader, for Venus er den 48 grader. Positionen, hvor denne maksimale vinkelafstand nås, kaldes "elongation". I østlig elongation kan de indre planeter ses på aftenhimlen efter solnedgang, mens de i vestlig elongation kan ses på morgenhimlen inden solopgang. På grund af belysningsforholdene viser de indre planeter i et forstørrende teleskop en fase, der ligner Månens faser. Andre ekstreme positioner opstår, når de indre planeter er bag solen ("øvre konjunktion") eller mellem solen og Jorden ("nedre konjunktion"). Faktisk kan det under en nedre konjunktion ske, at Merkur eller Venus ses som en mørk skive foran solen, hvilket dog kun sker meget sjældent på grund af deres baneplan i forhold til Jordens.
Det er helt anderledes med de ydre planeter. Deres banehalvdiagonal er større end Jordens, så de er, set fra Jorden, i visse tider modsatte solen. Derfor er de særligt godt at observere på dette tidspunkt, da de går op ved solnedgang og går ned ved solopgang, så de er synlige på himlen hele natten igennem.
Samtidig er de særligt tæt på Jorden, hvilket betyder, at deres tilsyneladende størrelse i teleskopet og deres lysstyrke når et maksimum. Denne optimale position kaldes "opposition". Modsat er "konjunktionen", når de er som det var bag solen og ikke kan observeres.
Schematisk fremstilling af vigtige planetkonstellationer. I centrum er solen, Jorden (1) er afbildet som en blå planet. Med en ydre planet (rød) tilbyder oppositionspositionen (3) særligt gunstige observationsforhold, mens den i konjunktionspositionen (2) er ubemærket. En intern planet (grøn) ser bedst ud, når den er i maksimal elongation (6), da dens vinkelafstand til solen er særligt stor. I "øvre konjunktion" (4) er den ikke observerbar, i "nedre konjunktion" (5) kun, når den bevæger sig direkte foran solskiven, hvilket kaldes en "transit".
Planeterne ser små ud set fra Jorden på grund af deres store afstand, som vises som små skiver, hvis tilsyneladende diameter måles i buesekunder ("abkürzung"). Et gradstykke er opdelt i 60 bueminutter, en bueminut igen i 60 buesekunder. Fuldmånen ser ud til os under en vinkel på cirka en halv grad, hvilket svarer til 30 bueminutter eller 1800 bogensekunder. Ingen planet når mere end 63 bogensekunder. Endnu en sammenligning: En europæisk mønt i en afstand af 240 meter ser ud til os under en vinkel på 20 bogensekunder. Det svarer cirka til værdien for Saturns planets globus!
At skarpt afbilde sådanne små objekter, gerne med synlige overfladedetaljer, er fotografisk en reel udfordring. Ikke kun meget lange brændvidder er efterspurgte. Den sværeste opgave er at kompensere for tabet af skarphed, der forårsages af turbulenser i jordens atmosfære og kaldes af astronomer "seeing", som også er årsag til stjernernes skinnende ("flakkeren").
Hvis du nogensinde har set en planet ved høj forstørrelse gennem et teleskop, kender du fænomenet: Til tider vises billedet skarpt, så bliver det igen sløret og sløret. I nætter med dårligt seeing dannes der slet ikke et brugbart billede, så er planetefotograferingn heller ikke værd. Men selv med godt seeing er betingelserne ikke stabile, men viser i korte øjeblikke med særligt detaljerigt syn.
En meget succesfuldt anvendt strategi af disse grunde er at bruge et webkamera eller et videokamera, der inden for kort tid optager hundreder eller endda tusinder af enkeltskud. Med hjælp fra en speciel software udvælges de skarpeste enkeltbilleder fra dette billedflod og lægges præcist ovenpå hinanden. En gennemsnit beregnes ud fra de udvalgte optagelser, efterfulgt af en efterbehandling. På denne måde opstår et meget detaljeret billede af en planet, der i bedste fald viser mindst de detaljer, som en erfaren observatør kan genkende ved at se gennem et okular.
Planetafotografering kan også være interessant med relativt små teleskoper. Her blev en over 30 år gammel refraktor med kun 75 millimeter åbning og uden motorisk guiardering udstyret med et DMK Firewire-videokamera:
Billeder af planeterne Saturn (til venstre) og Venus, taget med det ovenstående udstyr.
Før optagelsesteknikken diskuteres, bør alle planeter først præsenteres individuelt.
Merkur er den solnærmeste af alle planeter og har ingen måner. Dens synlige størrelse på himlen er kun knap 5 til højest 12“. Selvom Merkur ikke har en atmosfære, så vi kan se ned på dens overflade, er overfladedetaljer alligevel næsten usynlige, kun større, mørkere regioner er knap synlige. Formålet med fotografiske optagelser vil derfor være at fange dens skiftende fase.
To billeder af planeten Merkur fra 18. juni 2005 (til venstre) og 15. april 2003. Man kan se planetens fase samt svagt antydede overfladestrukturer. I begge tilfælde blev en Philips ToUCam 740K-webcam anvendt som kamera, til venstre en 8-tommers refraktor og til højre et 10-tommers Maksutow-Cassegrain-teleskop som optik til optagelsen.
Den 7. maj 2003 fandt der en Merkur-transit sted: Den solnærmeste planet passerede som et lille prik (pil) foran Solen.
Det er også vanskeliggjort af, at Merkur altid befinder sig relativt tæt på Solen og maximalt er 28 grader væk fra den. Det betyder, at den kun er synlig en time efter solnedgang eller en time før solopgang i en lav position nær horisonten. Alternativt kan man forsøge at opdage den på daghimlen, hvor det kræver ekstrem forsigtighed for at undgå, at Solen kommer ind i synsfeltet.
Under en nederste konjunktion kan det ske fra tid til anden, at planeten kan ses som en mørk plet foran Solens skive. Så skal alle forholdsregler træffes, som beskrevet i del 6 af denne tutorial-serie ("Forsigtighed ved fotografering af Solen"). De næste Merkur-transitter, som man kan observere fra Europa, finder sted den 9. maj 2016, 11. november 2019 samt den 13. november 2032.
Merkur i tal:
Diameter: 4878 km
Gennemsnitlig afstand til Solen: 57,9 millioner km
Omløbstid om Solen: 88 dage
Banens hældning i forhold til Jordens bane: 7 grader
Afstand til Jorden: 80 til 220 millioner km
Antal måner: 0
Gennemsnitlig densitet: 5,4 g/cm³
Venus er også en indre planet, der viser faser. Dens overflade er aldrig synlig fra Jorden, for Venus er indhyllet af et tæt, lukket skydække. Dette reflekterer imidlertid meget af det lys, der rammer det, så Venus er det tredjelyseste objekt på himlen efter Solen og Månen og kaster endda en skygge i mørke områder! Takket være dens lysstyrke kan den til tider ses med det blotte øje selv om dagen. Dens synlige diameter varierer mellem 10“ ("Fuldvenus") og 63“ (nederste konjunktion). Strukturer i skydækket forventes ikke, medmindre man observerer i ultraviolet lys, hvor et spejlteleskop, en specialfilter og et UV-følsomt kamera er nødvendige.
Planeten Venus' faser. Helt til venstre "Fuldvenus" tæt på sin øverste, til højre en smal Venus-sig nær sin nederste konjunktion.
Efter 1882 fandt der den 8. juni 2004 endelig en Venus-transit sted. Under dens nederste konjunktion vandrede den forbi Solen som en mørk plet - et imponerende syn! Transitten varede mere end seks timer.
Det er langt lettere at observere Venus end Merkur, fordi den fra Jorden set samtidig er op til 48 grader væk fra Solen. Når den samtidig indtager en nordlig position i zodiaken i forhold til Solen, giver det en synlighedstid på op til 4,5 timer efter solned- eller før solopgang. I folkemunde er det Venus, der kaldes "Aftenstjerne" eller "Morgenstjerne".
Også Venus passerer fra tid til anden som en sort lille skive foran Solen under dens nederste konjunktion, hvilket kaldes "Venuspasage" eller "Venustransit". Venustransitter er sjældnere end dem for Merkur. De forekommer i en cyklus på 243 år. Efter en transit følger den næste efter 8 år, derefter efter 121,5 og yderligere 8 og 105,5 år. Den seneste begivenhed af denne art efter 121,5 år fandt sted den 8. juni 2004. Den næste Venustransit følger den 6. juni 2012, hvoraf kun slutningen kan følges i Centraleuropa. Derefter følger ventetider indtil den 11. december 2117 og 8. december 2125.
Venus i tal:
Diameter: 12104 km
Gennemsnitlig afstand til Solen: 108,2 millioner km
Omløbstid om Solen: 224,7 dage
Banens hældning i forhold til Jordens bane: ca. 3,5 grader
Afstand til Jorden: 38,8 til 260,9 millioner km
Antal måner: 0
Gennemsnitlig densitet: 5,25 g/cm³
Jorden bør kun nævnes her til sammenligningsformål i tal:
Jorden i tal:
Diameter: 12742 km
Gennemsnitlig afstand til Solen: 149,6 millioner km
Omløbstid om Solen: 365,25 dage
Banens hældning i forhold til Jordens bane: 0 grader
Antal måner: 1
Gennemsnitlig densitet: 5,5 g/cm³
Mars kredser uden for Jorden på en relativt stærkt elliptisk bane rundt om Solen. Selvom den har en atmosfære, er den meget svagt udviklet, så detaljer på dens overflade er synlige. I gunstige synlighedsperioder kan man allerede i relativt små teleskoper se polkappe af frossen kuldioxid og vandis, hvis vækst om vinteren og smeltning om sommeren kan følges. Mars' overflade fremstår rødlig-orange, hvilket skyldes tilstedeværelsen af jernoxid og har givet Mars betegnelsen "Den Røde Planet". Ved høj forstørrelse bliver der også synlige mørke regioner, der er konstante og ligner kontinenter på Jorden og bærer navne. Takket være disse strukturer kan rotationen af Mars-globussen følges i teleskopet.
Tre forskellige perspektiver af planeten Mars. Det venstre billede blev taget den 19. december 2007, det midterste den 14. oktober 2005 og det højre den 22. august 2003. Alle tre blev taget med et 10-tommers Maksutow-Cassegrain-teleskop, de to til venstre med en DMK-videokamera og en farvefilterhjul, den højre med en Philips ToUCam 740K-webcam.
Mars afstand fra Jorden er underkastet store udsving, så dens synlige diameter varierer fra minimum 4“ til maksimalt 25“. Men selv under sin oppositionsstillinger, som opnås hvert 780. dag, er den ikke altid optimal at observere, fordi den elliptiske bane medfører store forskelle. Den minimale oppositionsafstand er kun 55,7 millioner kilometer, hvilket resulterer i en vinkel på 25“. I "dårlige" oppositioner er den næsten dobbelt så langt væk fra Jorden, og i teleskop er den derfor kun halvt så stor. Foran os ligger forholdsmæssigt ugunstige oppositionsstillinger den 29. januar 2010 (afstand på 99,3 millioner km, diameter på 14,1“) og den 3. marts 2012 (100,8 millioner km, 13,9“). En særlig gunstig en følger først den 27. juli 2018 (57,6 millioner km, 24,3“).
Observation af Mars' to måner Phobos og Deimos er en udfordring for amatører med større teleskoper på grund af deres små diametre (27 og 15 km).
Mars i tal:
Diameter: 6794 km
Gennemsnitlig afstand til Solen: 227,9 millioner km
Omløbstid om Solen: 687 dage
Banens hældning i forhold til Jordens bane: 1,85 grader
Afstand til Jorden: 55,7 til 400 millioner km
Antal måner: 2
Gennemsnitlig densitet: 3,9 g/cm³
Jupiter er den største planet i vores solsystem - dens diameter er cirka elleve gange Jordens diameter. Mens Merkur, Venus, Jorden og Mars tilhører de jordlignende planeter, er Jupiter den første repræsentant for de ydre gasplaneter, der ikke har en fast, beboelig overflade. I stedet for overfladen ser vi på dens tætte atmosfære, der allerede i relativt små teleskoper viser et båndmønster af skystrukturer.
Nogle af disse skybånd er ret konstante, mens andre opstår og forsvinder. En markant og konstant detalje er en gigantisk hvirvelstorm, der er kendt som "Stor Rød Plet".
Den kæmpe store planet Jupiter skinner som motiv især på grund af dens kontrastfulde, stærkt strukturerede skybånd. På det venstre billede kan man se den "Store Røde Plet", som i virkeligheden har en mere orange farve. Begge fotos blev taget med et 10-tommers Maksutow-Cassegrain-teleskop og en Philips ToUCam 740K-webcam, det venstre den 4. april 2003, det højre den 27. april 2004.
Allerede med små teleskoper og relativt korte brændvidder kan de fire galileiske måner omkring Jupiter observeres. Hvis der tages flere billeder med timers eller dages mellemrum, kan deres rotation omkring planeten observeres.
Jupiter er på himlen det fjerde klareste objekt efter solen, månen og Venus. Kun sjældent overgås han af Mars i glans. Hans synlige diameter svinger mellem 30" og 50". Det er tydeligt at se hans afplattende form, som skyldes den enorme rotationshastighed på under ti timer: Polens diameter er betydeligt mindre end diameteren ved ækvator. De fire største af hans måner kan observeres meget godt, de kaldes "galileiske måner" efter deres opdager og hedder Ganymedes, Kalisto, Europa og Io. I løbet af timer og dage kan deres bevægelse omkring Jupiter følges. Selv i mellemstore teleskoper kan det endda ses, når en af månerne kaster sin skygge på Jupiters skyer eller forsvinder i Jupiterens skygge.
Som med alle ydre planeter er oppositionspositionen den bedste tid til at observere Jupiter. Den nås hvert 399. dag, hvor afstanden mellem Jorden og Jupiter er minimal, den synlige diameter er størst, og lysstyrken er maksimal. Det er dog ikke nødvendigt at observere direkte på oppositionsnatten; også flere uger før og efter oppositionen er synsvilkårene meget gode.
Jupiter i tal:
Diameter: 139.548 km
Gennemsnitlig afstand fra solen: 779 millioner km
Omløbstid om solen: 11,9 år
Banehældning i forhold til Jordens bane: 1,3 grader
Afstand fra Jorden: 558 til 967 millioner km
Antal måner: 63
Gennemsnitlig densitet: 1,3 g/cm³
Saturn er især kendt for sit imponerende ringssystem, som allerede kan ses i små teleskoper. Detaljer bliver dog kun synlige i større instrumenter, da vi selv i det mest gunstige tilfælde er cirka 1,2 milliarder kilometer væk fra Saturn - selv lyset tager 1 time og 24 minutter for at tilbagelægge denne afstand! Ligesom Jupiter er Saturn en gasplanet uden fast overflade. Også dens globus er afplattet på grund af den hurtige rotation: På kun godt ti timer drejer den sig om sin egen akse, men Saturns rotation kan ikke direkte observeres som på Jupiter, fordi skystrukturerne på Saturn normalt ikke har markante detaljer, men kun består af delikate, kontrastfattige bånd med let forskellig farve.
Ringplaneten Saturn den 2. januar 2004 (venstre), 20. december 2007 (midt) og 21. marts 2009. Det er tydeligt at se, at synsvinklen til ringsystemet er blevet fladere gennem årene. De to pile peger på to huller i ringsystemet, den relativt let observerbare "Cassini-delningen" (højre pil) og den ultratynde "Enke-delning" (venstre pil), som kun bliver synlig i større teleskoper under gode atmosfæriske forhold. De to venstre fotos blev taget med et 10-tommer Maksutow-Cassegrain-teleskop, det højre med en 90 cm Cassegrain-reflektor. Der blev brugt et Philips ToUCam 740K-webkamera (venstre billede) og en DMK-videokamera med farvefilterhjul (midt og højre). For det højre billede blev der tilføjet 2000 enkeltbilleder til det endelige resultat!
Saturnens globus viser sig under en vinkel på mellem 14" og 20", mens ringene viser sig mellem 37" og 46", afhængigt af afstanden. Hver 378. dag når Saturn oppositionspositionen. Ringsystemet, som gør Saturn til den smukkeste af alle planeter for mange planetobservatører, består af utallige individuelle blokke, som kan være så små som et støvkorn og så store som et parcelhus. I forhold til diameteren af ringsystemet (272.000 km) er tykkelsen på mindre end en kilometer bemærkelsesværdigt lav.
Ringsystemet er opdelt i meget mange enkelte, koncentriske ringe, der delvist er adskilt af huller. Mellemstore teleskoper viser allerede "Cassini-delningen", og store viser også "Enke-delningen". Ringplanetens plan er vippet næsten 27 grader i forhold til baneplanet, således at set fra Jorden kan ringen ses nøjagtigt fra kanten to gange og to gange ved maksimalt indsynsvinkel i løbet af Saturns fulde omkreds om Solen, som varer 29,5 år. Kantsituationen opnås i 2009, 2025 og 2038, imellem disse år giver det en særligt fordelagtig syn på den nordlige eller sydlige ringflade. Når kantsituationen opnås, kan ringene slet ikke ses i nogle dage.
Ca. otte af de nuvelen Saturnmåner egner sig til observation med amatørudstyr.
Saturn i tal:
Diameter: 116.900 km
Gennemsnitlig afstand fra solen: 1.432 millioner km
Omløbstid om solen: 29,5 år
Banehældning i forhold til Jordens bane: 2,5 grader
Entfernung von der Erde: 1.191 bis 1.665 Millionen km
Antal måner: 60
Gennemsnitlig densitet: 0,7 g/cm³
Uranus er så langt væk fra Jorden, at den praktisk talt ikke kan ses med det blotte øje og først blev opdaget i 1781 med et teleskop. Ligesom Jupiter og Saturn består den hovedsageligt af gas.
Den synlige diameter er kun 3" til 4", så den udgør ikke et særlig givende mål for amatør-astronomiske observationer. Hver 370. dag er den i opposition til solen.
I teleskopet vises selv ved høj forstørrelse kun en lille, grønlig skive uden strukturer. De fem største Uranusmåner kan allerede fotograferes i mellemstore amatørinstrumenter.
Uranus og fire af dens måner. Til venstre for planeten står månen Umbriel, til højre Ariel, Titania og Oberon. Optagelsen blev lavet den 28. august 2003 med et 10-tommer Maksutow-Cassegrain-teleskop.
Uranus i tal:
Diameter: 51.000 km
Gennemsnitlig afstand fra solen: 2.884 millioner km
Omløbstid om solen: 84,7 år
Banehældning i forhold til Jordens bane: 0,75 grader
Entfernung von der Erde: 2.582 bis 3.158 Millionen km
Antal måner: 27
Gennemsnitlig densitet: 1,3 g/cm³
Neptun kredser som den sidste planet i solsystemet rundt om solen i en gennemsnitlig afstand på 4,5 milliarder kilometer. Derfor fremstår den kun svagt oplyst og blev først opdaget i 1846 med hjælp fra et teleskop. For at fuldføre en omgang om solen kræver det 165,5 år, således at den næsten hvert år når sin oppositionsstilling, nemlig hver 367,5. dag.
Selv da er diameteren af planetens skive kun lille 2,3” - for lidt til at se detaljer i dens gasatmosfære. Det er dog værd at forsøge at fotografere dens største måne, kaldet Triton.
Neptun er det skarpeste objekt på dette billede fra 17. september 2003. Nederst til højre for planeten ses dens skarpeste måne, Triton. Igen blev der brugt et 10-tommer Maksutov-Cassegrain-teleskop som optik.
Neptun i tal:
Diameter: 44730 km
Gennemsnitlig afstand fra solen: 4500 millioner km
Omløbstid om solen: 165,5 år
Omløbsbanehældning i forhold til Jordens bane: ca. 1,75 grader
Afstand fra Jorden: 4300 til 4683 millioner km
Antal måner: 13
Gennemsnitlig densitet: 1,7 g/cm³
Optagelsesteknik
Som allerede antydet, adskiller optagelsesteknikken til planetbilleder sig grundlæggende fra dem, der er diskuteret i de tidligere trin i serien "Astro- og himmelfotografering". Der kræves et kamera, der er i stand til at optage så mange billeder som muligt på så kort tid som muligt, hvor størrelsen af billedsensoren spiller en helt underordnet rolle. Store sensorer udgør endda en ulempe, fordi det kun drejer sig om en lille planetdisk og et stort omgivende område bestående hovedsageligt af sort himmel, kun får de lagrede datamængder til at vokse unødigt og komplicerer den efterfølgende billedbehandling.
Faktisk er sensorer med en kantlængde på få millimeter helt tilstrækkelige til at fange en planet fuldstændigt ved stadig fornuftige optikbrændvidder. Antallet af pixels spiller heller ingen rolle, en simpel VGA-opløsning med 640x480 billedpunkter er tilstrækkelig! Det vigtigste er derimod kameraets evne til at optage 10, 20, 30 eller endda flere billeder pr. sekund som en videofil. De ideelle optageenheder til planetfotografering er derfor webkameraer (webcam) og digitale videokamera-moduler (ikke videokameraer).
Webcam-modellerne Philips ToUCam 740K (venstre) og deres efterfølgere indtil SPC 900 NC (højre) kan desværre kun købes brugt. De har en ægte CCD-sensor i stedet for den mest brugte CMOS-sensor, hvilket er en fordel ved planetfotografering.
Et webkamera er den mest økonomiske løsning og inklusive det nødvendige tilbehør kan det erhverves for lidt over 100 euro. Det anbefales at anvende modeller med en ægte CCD-sensor i stedet for en CMOS-sensor. Desværre har firmaet Philips, der hidtil har tilbudt en sådan model, stoppet produktionen og tilbyder nu kun enheder med CMOS-sensor. Hvis du får muligheden for at købe et brugt webcam "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" eller "Philips ToUCam SPC 900 NC", vil det være et godt valg, da begge modeller har en CCD-sensor.
Et DMK-videomodul fra producenten ImagingSource leverer en bedre billedkvalitet end et webcam, men koster også betydeligt mere. Den viste model leverer kun sort-hvide billeder og tilsluttes også til et teleskop gennem en 1,25-tommers hylse (øverst).
Den klar til brug videokamera DMK 21AF04, der overfører billederne til computeren via en Firewire-forbindelse. For at opnå farvede planetbilleder med den, er der også installeret en farvefilterskive med røde, grønne og blå filtre:
Hvis du foretrækker et helt nyt kamera, er "Celestron NexImage CCD Camera" (Link) den eneste mulighed tilbage, hvis indre svarer til et webcam, men allerede leveres klar til tilslutning til et teleskop.
For de nævnte Philips-produkter skal objektivet på webkameraet fjernes og erstattes med en teleskopadapter med en diameter på 1,25 tommer, så kameraet kan indsættes i stedet for et okular i okularudløseren. Hvis det er et linsereflektor, kan brugen af en IR-/UV-filter desuden være hensigtsmæssig for at forhindre sløring.
For at gøre et webcam egnet til astrofotografering, kræves en UV-/IR-sperrefilter (helt til venstre, især vigtig for refraktorer) samt en webcam-adapter (midt).
Med en tæppekniv fjernes forsigtigt objektivet på Philips SPC 900 NC, da det ikke er nødvendigt til planetfotografering:
En webcam-adapter med en diameter på 1,25 tommer skrues i stedet for et okularind i objektivtråden for at montere kameraet på teleskopets okularudløser.
Webcam-adapteren med en diameter på 1,25 tommer indsættes i stedet for et okular i okularudløseren.
Da webkameraer ikke er optimeret til maksimal kvalitet af enkeltbilleder, men for at generere en kontinuerlig videostream, tilbyder brugen af et digitalt videomodul en forbedring. Dette muliggør at opnå ukomprimerede enkeltbilleder i de optagede videoer, men også til en langt højere pris. En anbefalet producent af sådanne video-moduler er firmaet ImagingSource (Link).
Optagelse af planetsvideoer
Først skal den optimale optagebrennvidde bestemmes, som afhænger af teleskopets opløsning (dvs. dets åbning) og kameraets pixelstørrelse. Typisk har sensorer i webcams pixel med en kantlængde på cirka fem tusindedele millimeter. Den bedste optagebrennvidde opnås, når forholdet mellem åbning og brennvidde er ca. 1:20, hvor der kan afrundes generøst.
Dvs. brennvidden bør være cirka 20 gange åbningen. Hvis den er kortere, kan teleskopets teoretiske opløsning ikke udnyttes. Hvis den er længere, bliver planetens skive kun større og svagere uden at flere detaljer bliver synlige. Især i det sidste tilfælde bliver det tragisk, fordi eksponeringstiden for de enkelte billeder unødvendig forlænges, og det bliver vanskeligere at udnytte øjeblikke med lav lufturo til skarpe enkeltbilleder.
Eksempel: Hvis der bruges et teleskop med en åbning på 150 millimeter, vil den optimale brennvidde være 150 mm * 20 = 3000 mm, dvs. 3 meter. Hvis primærbrennvidden er kortere, kan den justeres til den ønskede værdi ved hjælp af en Barlow-linse, som monteres mellem teleskopet og kameraet.
Den præcise formel for nævneren af det bedste åbningsforhold beregnes ved at dividere pixelens diameter med konstanten 0,00028. Eksempel: Din kameras pixel har en kantlængde på 4 tusindedele millimeter (= 0,004 mm). 0,004 divideret med 0,00028 giver rundt regnet tallet 14, dvs. det ønskede åbningsforhold bør være ca. 1:14.
Teleskopet rettes nu mod planeten, og du ser igennem et okular. Ved hjælp af teleskopets fine bevægelse bringes planeten præcist ind i billedets centrum. Nu fjernes okularet, og det erstattes af webkameraet. I kameraets kontrolsoftware bør der indstilles en lang eksponeringstid og en høj billedforstærkning (ofte kaldet "Gain") for at kunne se det på det tidspunkt stadig meget uskarpe planetbillede på computerskærmen. Videoen optaget af kameraet kan ses live på skærmen, så fokusering ikke udgør et stort problem. Jo skarpere billedet bliver, jo lysere bliver det, så eksponeringstiden og forstærkningen trappes ned i trin for at undgå overeksponering.
Før du gemmer en planetsvideo, anbefales det at slukke for kameraets lydtransmission for at undgå, at lyddata spilder værdifuld båndbredde.
Skærmbilleder af softwaren "Philips VRecord", som leveres med Philips ToUCam 740K. Helt til venstre ses planeten Mars, efter at okularet er blevet erstattet af webkameraet; billedet er stadig helt uskarpt. I midten vises tilstanden efter fokusering er foretaget, hvor billedet stadig er kraftigt overeksponeret. Helt til højre er eksponeringen og hvidbalancen justeret.
Når du først har et skarpt billede af planeten på skærmen, begynder finjusteringerne. Det er vigtigt at finde en god balance mellem eksponeringstiden for enkelte billeder på den ene side og elektronisk billedforstærkning på den anden side. Sluk i hvert fald for kameraets automatisk eksponering for at kunne foretage alle indstillinger manuelt. Korte eksponeringstider letter "frysning" af øjeblikke med lav lufturo, mens høj billedforstærkning igen medfører en udtalt støj på de optagne billeder. Afhængigt af planetens lysstyrke og observationforholdene vedrørende lufturo skal der findes en kompromisløsning. Overeksponering skal undgås for at undgå, at nogle pixels bliver fuldt mættede, og billedoplysninger tabes uigenkaldeligt. En stærk undereksponering frarådes også, da signal-støjforholdet bliver ugunstigt.
Kameraets kontrolenheder for Philips ToUCam 740K. Det er vigtigt at deaktivere automatisk hvidbalanceregulering og eksponering. Derefter kan farveregulatorerne (øverst) og regulatorerne for eksponeringstid og forstærkning (nederst) justeres manuelt.
Billedregulatorer for Philips ToUCam 740K. Her skal den fuldautomatiske indstilling også deaktiveres. Derefter justeres billedhastigheden, lysstyrken og kontrastet manuelt, indtil planetens synlige billede fremstår så naturligt som muligt.
I næste trin skal hvidbalancen foretages. Der er en eller to farveregulatorer, som du blot justerer, indtil farveindtrykket på skærmen matcher det visuelle indtryk gennem okularet.
Den sidste beslutning vedrører billedopdateringshastigheden. Indstil ikke en værdi over 30 billeder pr. sekund for webcams, da billeddataene så skal komprimeres kraftigt for at kunne overføres til en computer, hvilket igen påvirker billedkvaliteten. Ti eller tyve billeder i sekundet er tilstrækkelige.
Optag nu en video og vælg helst AVI-format. Begræns længden af din video til højst 4-5 minutter for ikke at gøre filen for stor, hvilket komplicerer efterbehandlingen. Optag hellere flere, kortere videoer efter hinanden med forskellige indstillinger. For planeter, hvis overfladefunktioner er i bevægelse på grund af planetrotationen, skal videoens længde ikke overstige fire minutter. Dette gælder for Mars og Jupiter.
Behandling af videoer
Efter afslutningen af optagelserne har du en videofil, der viser planeten. På grund af luftforstyrrelser er ikke alle enkeltbilleder, der er indeholdt deri, lige skarpe. Derfor skal de skarpe enkeltbilleder udvælges og justeres præcist for at blive udlignet, så de kan kombineres til et summeret billede med gennemsnitsberegning. Sammensætningen er nødvendig for at reducere billedstøj, hvilket igen muliggør skarphed i planetoptagelsen.
Udvælgelsen af de skarpeste enkeltbilleder er et enormt stykke arbejde, når man tænker på, at en 4-minutters planetvideo med ti billeder pr. sekund består af 2400 enkeltbilleder! Heldigvis behøver dette trin ikke udføres manuelt, men kan udføres med specielle programmer, der er tilgængelige som freeware på internettet. To af disse programmer skal nævnes:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) og
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
I det følgende vil fremgangsmåden med softwaren "GIOTTO" blive præsenteret. Du kan følge trinnene ved at downloade softwaren og installere den som beskrevet på den nævnte hjemmeside. Download desuden øvelsesfilen "MarsDemo.zip" til denne vejledning, som indeholder videoen "MarsDemo.avi" udpakket. Videoen består af kun 100 enkelt optagelser af planeten Mars, optaget den 22. august 2003 med et 10-tommer teleskop og et Philips webcam.
Det er bedst at se videoen først med en medieafspiller. Så vil du bemærke, at billedkvaliteten svinger kraftigt på grund af luftforstyrrelser. Her er to enkeltoptagelser fra videoen, der viser et særligt sløret og et ret skarpt enkeltbillede:
To enkeltoptagelser fra øvelsesvideoen "MarsDemo.avi". Til venstre er et sløret enkeltbillede på grund af luftforstyrrelser, til højre et markant skarpere billede.
Efter starten af GIOTTO (version 2.12) vises følgende skærm:
Startskærm for freewaren "GIOTTO". Fire billedvinduer (buffer A - D) er tilgængelige.
Vælg kommandoen Overlæg billeder automatisk... Dermed vises dette dialogfelt:
Software GIOTTO: En planetvideo forarbejdes til et færdigt enkeltbillede på syv trin.
Gå nu videre skridt for skridt og udfør punkterne 1 til 7. Softwaren vil først vide, hvor råbillederne kommer fra. Klik derfor på knappen Råbilledekilde... Vælg Alle enkelbilleder i AVI-filen og Digitalkamera/webkamera/scanner/CCD-kamera (Non Interlace) og bekræft med Anvend:
Software GIOTTO: Valg af råbilledekilde.
Punkt 2 (Forbehandling af råbilleder før mærkning?) kan vi springe over (fjern eventuelt mærket fra afkrydsningsfeltet) og gå videre til punkt 3 (Hvilken metode til centrer?) Her fastlægger du den metode, som GIOTTO skal anvende for at justere planetbillederne præcist oven på hinanden. Beslut dig for Søge efter lyssværtepunkt (klare enkelte objekter), efter at du har klikket på knappen Centrering metode...:
Software GIOTTO: Valg af centreringsmetode. Valget "Søge efter lyssværtepunkt" giver normalt bedre resultater end "Centrere planetskiver".
Ved punkt 4, "Subpixelnøjagtighed", skal du klikke på knappen Superopløsning... og vælge "dobbelt opløsning (halv pixel)" samt "Beskæring af motiv, billestørrelse forbliver uændret" i det tilsvarende dialogfelt. Dette får GIOTTO til at forstørre alle enkeltbillederne dobbelt før overlejringen, hvilket øger præcisionen af overlejringen.
Software GIOTTO: Efter valget af "dobbelt opløsning" kan GIOTTO arbejde med subpixelnøjagtighed.
Nu går vi videre til punkt 5, kvalitetskontrol af råbillederne. Klik på knappen Sorteringsindstilling... for at angive, hvor stor en procentdel af billederne der skal anvendes, mens resten kasseres. Da øvelsesvideoen kun indeholder 100 enkeltbilleder, vil vi bruge 70 procent af billederne, som kan indstilles med skyderen for Brugshastighed. Vigtigt er også vægtningen af skarphed og forvrængning, som defineres med skyderen Skarphed/Forvrængning. Beslut dig for 70% Skarphed og 30% Forvrængning.
Software GIOTTO: Vægtningen af skarphed og forvrængning samt brugshastigheden skal tilpasses afhængigt af planetvideoens karakter. De nævner nyttige forslag i boksen "Praksisråd".
Afhængigt af videoens karakter kan det være nødvendigt at ændre disse værdier. Hvis videoer, der er optaget i urolig luft, kun indeholder få skarpe enkelte billeder, bør brugsraten drastisk reduceres. Hvis luftforstyrrelsen også har resulteret i mange forvrængede planetbilleder, bør der gives mere prioritet til forvrængning end skarphed. Skyderne flyttes til foruddefinerede, foreslåede positioner, når du klikker på knapperne under de givne "Praksisråd" i dialogfeltet.
Gå videre til punkt 6: Hvordan skal resultatet bestemmes?. Klik på knappen Resultatopsætning... fører dig til en tilsvarende dialog, hvor du skal vælge Midler. Midler står for en aritmetisk gennemsnitsberegning af de valgte og centrerede rammer:
Software GIOTTO: Efter udvælgelse af de skarpeste enkeltbilleder og udligning, skal planetbillederne summeres.
Punkt 7 kan undlades igen, så det er nu nødvendigt at trykke på knappen Fortsæt.... Hvis den ikke er tilgængelig, kan det at trykke på knappen Genoptag tidligere indstilling løse problemet.
Efter at proceduren er startet, vil programmet først bede om valg af video-filen (i vores tilfælde "MarsDemo.avi") og derefter bruge noget tid på beregning, hvor fremskridtet vises som en procentdel.
Software GIOTTO: Valg af planetvideo.
Software GIOTTO: Videoredigeringen tager en vis beregningstid, afhængigt af antallet af enkeltbilleder, der skal behandles. Imens giver GIOTTO statusmeddelelser (pile).
Når arbejdet er udført, vises resultatet i vinduet "Buffer A med sumbillede".
Software GIOTTO: Visning af sumbillede.
Først ser dette billede mere sløret ud end et skarpt enkeltbillede fra videoen, men billedstøjen er markant mindre. Dette giver os mulighed for at anvende skærpningsfiltre. Vi vil forsøge dette og vælger i GIOTTO kommandoen Rediger/Skarpe og filtrere.... I den fremkomne dialogboks skal du vælge fanen Kun skarp, justere de parametre, der kan ses på det følgende billede, og vælge Buffer B som Mål. Forhåndsvisningsvinduet opdateres ikke, før du ændrer en skærpingsparameter, hvilket kræver en relativ lang ventetid for at beregne forhåndsvisningsbilledet.
Software GIOTTO: Efterbehandling af sumbillede skal styres fintfølende med mange parametre for at undgå overfokusering, der kan skabe uønskede artefakter. Forhåndsvisningsbilledet letter dette arbejde enormt.
Med knappen Rediger starter du skærpningsrutinen, og resultatet vises derefter i vinduet "Buffer B".
Software GIOTTO: Visning af skarpt sumbillede i Buffer B.
Før du gemmer, skal du sikre dig, at grafikformaterne er indstillet korrekt. I GIOTTO vælger du kommandoen Fil/Grafikformater... og indstiller i sektionen TIFF indstillingerne Ukomprimeret og 16 Bit:
Software GIOTTO: Konfiguration af grafikformater. Kun TIFF og FITS arbejder tabløst, hvilket er vigtigt, hvis planetfotoet skal redigeres videre med en anden software.
Med kommandoen Fil/Gem billede... kan du gemme indholdet af de fire billedvinduer separat, helst i et tabløst format (f.eks. TIFF).
Software GIOTTO: Gemning af skarpt sumbillede i TIFF-format.
Hvis det ønskes eller er nødvendigt, kan et sådant billede i TIFF-format derefter åbnes i et andet billedredigeringsprogram for at foretage de sidste redigerings trin.
Færdigt Marsbillede fra øvelsesfilen "MarsDemo.avi", efter at der er foretaget mindre justeringer af alignment, gradation og farve i Adobe Photoshop.
Rør til 10-tommer Maksutov-Cassegrain-teleskopet, som mange af planetfotoerne i denne vejledning er lavet med. Til sammenligning vises en Canon EOS 1D:
Bemærkning: Alle de anvendte billedeksempler er oprettet på den måde, der beskrives i vejledningen.
Eneste undtagelse: Titelbilledet er en fotomontage af selvoprettede planetoptagelser.
Fortættelse følger med Del 15: "Kalibrering: Optagelse af lysfelt- og mørkbilleder"
