Tegelikult on andureid, mille serv on vaid mõne millimeetri pikkune, täiesti piisav, et täielikult tabada planeeti veel mõistliku fookuskauguse korral. Pikslite arv ei mängi rolli, lihtne VGA resolutsioon 640x480 pikslit on piisav! Oluline on pigem kaamera võime salvestada 10, 20, 30 või isegi rohkem kaadrit sekundis videotena. Seega on planeedifotograafia jaoks ideaalsed salvestusseadmed veebikaamerad (veebikaamerad) ja digitaalsed videokaameramoodulid (mitte videokaamerad).
Meie päikesesüsteemi planeedid on taevas võrreldes väikesed, kuid ereda objektiga. Seetõttu erineb ülesvõtte tehnikate peamine erinevus nõrgalt valgustatud Deep-Sky motiivide pikaajalistest säritustest. Selle avamängu pildi puhul on tegemist fotomontaažiga.
Osa 14: Planeetide salvestamine veebikaameraga
Lisaks Maa ümber tiirleb päikest veel seitse planeeti. Alustades päikesekese lähedalt, on järjestus järgmine: Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun. Seega on Merkuur ja Veenus siseplaneedid, mille orbiidiraadius on väiksem kui Maa oma. Kõik teised planeedid on päikesest kaugemal kui Maa.
Peale Uraani ja Neptuuni on planeedid juba palja silmaga taevas nähtavad, kuid näevad välja nagu täht. Ainult tähelepanelik vaatleja märkab, et planeet näitab rahulikku valgust, samal ajal kui tähtedel on rohkem või vähem tugev „värelev“ valgus. Teleskoobis näevad planeedid vastava suurenduse korral välja nagu väikesed kettad, samal ajal kui tähed jäävad isegi suurtes teleskoopides maksimaalse suurenduse korral tillukesteks valguspunktideks.
Seetõttu pole nende planeetide nagu Merkuur kuni Saturn taevas leidmine probleem. Siiski on oluline teada, millises tähtkujus nad hetkel asuvad. Mõiste „planeet“ on tuletatud vana-kreeka sõnast „planetes“, mis tähendab „rändavad“. Sellest tulenevalt arendati ka termin „vandlad“ planeetide jaoks, kuna nende liikumine päikese ümber ei pane neid taevas jääma alati samasse tähtkujusse, vaid need liiguvad aja jooksul läbi kõikide sodiaagimärkide.
Seetõttu ei saa anda igal aastal korduvaid nähtavusaegu, kuna nende liikumiskiirus sõltub planeetide ringlusest päikese ümber. Ja see sõltub kolmandast Kepleri seadusest, mis sõltub päikese kaugusest: mida lähemal planeet päikesele asub, seda lühem on selle ringlusperiood. Kui Merkuuril kulub umbes 88 päeva ühe „Merkuri aasta“ lõpuleviimiseks, siis päikesekaugel Saturnil kulub selleks umbes 29,5 aastat!
Planeetide hetkeasukohtade ja nähtavuste kohta teabe saamiseks on mitmeid võimalusi. Üks neist on astronoomiline aastaraamat, näiteks „Himmelsjahr“ Kosmosi kirjastusest. See ilmub igal aastal uuesti ja kirjeldab planeetide nähtavust iga kuu jaoks. Teine võimalus on kasutada veebiportaali, nagu www.calsky.de.
Samuti saate kasutada planetaariumitarkvara, näiteks „Guide“ (www.projectpluto.com) või tasuta tarkvara „Cartes du Ciel“ (http://www.stargazing.net/astropc/).
Väga harva esinev vaatepilt avanes 30. aprilli 2002 õhtul, kui kõik viis palja silmaga nähtavat planeeti olid samal ajal nähtavad läänetaevas.
Üldiselt erinevad nähtavad šansid sisemistel ja välimistel planeetidel. Siseplaneedid (Merkuur ja Veenus) tiirlevad päikese ümber Maast seespool, st me vaatame orbiidilt väljastpoolt. See tähendab, et need planeedid viibivad alati suhteliselt päikese lähedal ja neist eemalduvad maksimaalselt kindlal nurgalaiusel. Merkuuri puhul on see maksimaalne kaugus 28, Veenuse puhul aga 48 kraadi. Positsioon, kus see maksimaalne nurga kaugus saavutatakse, nimetatakse „Elongatsiooniks“. Idas asuvate planeteid näeb õhtutaevas pärast päikeseloojangut, läänes asuvate planeete hommikutaeva eel enne päikesetõusu. Valgustingimuste tõttu näitavad siseplaneedid teleskoobis suurenduse korral faasi, sarnaselt Kuu faasidele. Muud äärmuslikud positsioonid esinevad, kui siseplaneedid asuvad päikese taga („ülemine konjunktsioon“) või päikese ja Maa vahel („alumine konjunktsioon“). Tegelikult võib juhtuda, et Merkuuri või Veenust võib näha päikese ees tumeda kettana, mis on aga nende orbiiditasapinna suhtes väga haruldane.
Väga erinevalt käituvad välised planeedid. Nende orbiidiraadius on suurem kui Maa oma, seega on neid Maalt vaadates teatud aegadel päikese suhtes vastassuunas. Sel ajal on nad eriti hästi jälgitavad, sest nad tõusevad loojumisel ja loojuvad päikese tõustes, on seega kogu öö taevas nähtavad.
Samal ajal on nad Maa suhtes eriti lähedal, s.o nende teleskoobiliselt nähtav suurus ja eredus saavutavad maksimumi. Seda optimaalset positsiooni nimetatakse „oppositsiooniks“. Vastandiks on „konjunktsioon“, kui nad on n-ö päikese taga ja jälgimata.
Oluliste planeedi seisuolude skeemne kujutlus. Keskmes on päike, Maast (1) on kujutatud kui sinist planeeti. Välise planeedi (punane) vastandumisasendil (3) on eriti soodsad vaatlusolud, samas kui konjunktsiooniasendis (2) pole neid võimalik jälgida. Sisemine planeet (roheline) on kõige paremini nähtav, kui see on maksimaalses elongatsioonis (6), siis on tema nurkkaugus päikesest eriti suur. „Ülemises konjunktsioonis“ (4) pole teda võimalik jälgida, „alumises konjunktsioonis“ (5) siis, kui ta liigub otse päikeseketta ees, toimub nn „trantsiit“.
Planeedid tunduvad Maalt vaadates oma suure kauguse tõttu väikeste ketastena, mille näiline läbimõõt on antud kaaresekundites („lk"). Üks kraad jaguneb 60 kaareminutiks, kaareminut aga omakorda 60 kaaresekundiks. Täiskuu tundub meile ehk nurga all umbes poole kraadi võrra, mis vastab 30 kaareminutile ehk 1800 kaaresekundile. Ükski planeet ei ületa 63 kaaresekundit. Veel võrdlus: Üks euro münt 240 meetri kaugusel paistab meile nurga all 20 kaaresekundit. See vastab umbes planeedi Saturni globuse väärtusele!
Nii väikeseid objekte selgelt kujutada, võib-olla isegi nähtavate pinnadetailidega, on fotograafiliselt tõeline väljakutse. Vajalikud ei ole ainult väga suured fookuskaugused. Kõige raskem ülesanne on kompenseerida teravuse kaotus, mille põhjustavad Maa atmosfääri turbulentsid ja mida astronoomid nimetavad „Seeing“'uks, mis põhjustab ka tähtede stsintillatsiooni („värelemise“).
Kes iganes on kunagi läbi teleskoobi vaadanud planeeti suure suurendusega, tunneb seda nähtust: Ajuti tundub pilt terav, siis jälle ebaterav ja udune. Halva „Seeing“'uga öödel ei tekigi kasulikku pilti, siis pole ka planeedifotograafiast kasu. Kuid isegi hea „Seeing“'uga tingimused pole stabiilsed, vaid sisaldavad lühiajalisi hetki eriti detailirohke vaate jaoks.
Väga edukalt rakendatud strateegia nende põhjuste tõttu on kasutada veebikaamerat või videokaamerat, mis võtab lühikese aja jooksul kümneid või isegi tuhandeid üksikuid pilte. Spetsiaalse tarkvara abil valitakse seejärel sellest pilvemassist välja kõige teravamad üksikpildid ja asetatakse need täpselt üksteise peale. Valitud fotodest arvutatakse välja keskmine väärtus, seejärel toimub uuesti teravdamine. Nii tekib väga detailne foto planeedist, mis ideaalis näitab vähemalt neid üksikasju, mida kogenud vaatleja okulaari vaadates eristada suudab.
Planeedifotograafia on kasulik isegi suhteliselt väikeste teleskoopidega. Siin varustati üle 30 aasta vana refraktorteleskoop vaid 75-millimeetrise avause ja ilma mootoriga järeljuhtimiseta DMK-Firewire videokaameraga:
Pildid planeetidest Saturn (vasakul) ja Veenus, tehtud eelnevalt näidatud seadmega.
Enne salvestustehnikast rääkimist tuleks kõik planeedid ükshaaval esitleda.
Merkuur on kõigist planeetidest päikese lähim ja tal pole ühtegi kuud. Tema näiline suurus taevas on vaid napilt 5–12”. Kuigi Merkuuril pole atmosfääri, millele me vaatame tema pinnale, on pinnadetailid siiski vaevu nähtavad, enim suuremad, tumedamad piirkonnad. Fotograafiliste piltide eesmärk on seetõttu jäädvustada tema muutuvat faasi.
Kaks pilti planeedist Merkuur 18. juunist 2005 (vasakul) ja 15. aprillist 2003. Näha on planeedi faas ja nõrgalt äratuntavad pinnadetailid. Mõlemal juhul kasutati kaamerana Philips ToUCam 740K veebikaamerat, vasakul 8-tollist refraktorteleskoopi ja paremal 10-tollist Maksutovi-Cassegrain-teleskoopi kui pildistamisoptikat.
7. mail 2003 toimus Merkuuri transit: päikese lähim planeet liikus nagu pisike laik (nool) päikese ees.
Raskendav asjaolu on see, et Merkuur viibib alati suhteliselt päikese lähedal ja eemaldub maksimaalselt 28 kraadi kaugusele sellest. See tähendab, et teda on võimalik näha vaid umbes tund pärast päikeseloojangut või tund enne päikesetõusu madalal horisondil. Võimalik on proovida teda leida päevaajal, kuid sellega kaasneb suur ettevaatlikkus, et päike ei satuks vaatevälja.
Alla konjunktsiooni on aeg-ajalt näha, et planeet ilmub tumeda punktina päikesekettale. Sel juhul tuleb rakendada kõiki meetmeid, mis on kirjeldatud selle õpetussarja 6. osas („Ettevaatus võtete pildistamisel päikesest“). Järgmised Euroopas jälgitavad Merkuuri transiidid toimuvad 9. mail 2016, 11. novembril 2019 ja 13. novembril 2032.
Merkuur numbrites:
Läbimõõt: 4878 km
Keskmine kaugus päikesest: 57,9 miljonit km
Ümberpöörlemisperiood ümber päikese: 88 päeva
Rajakalle Maa orbiidist: 7 kraadi
Kaugus Maast: 80 kuni 220 miljonit km
Kuuade arv: 0
Keskmine tihedus: 5,4 g/cm³
Veenus on samuti siseplaneet, näidates seega faase. Tema pinnadetailid pole Maalt vaadates kunagi nähtavad, sest Veenus on tihedast suletud pilvemassist ümbritsetud. See peegeldab aga palju päikesevalgust, mis muudab Veenuse pärast päikest ja kuud taevaski kolmandaks kõige heledamaks objektiks ja isegi pimedates piirkondades viskab varju! Tänu oma eredusele võib Veenust aeg-ajalt märgata palja silmaga isegi eredaimal päeval. Tema näiline läbimõõt kõigub 10” („Täis-Veenus“) ja 63” (alla konjunktsioon) vahel. Pilvemassi struktuure pole oodata, kui just ei vaadelda ultraviolettvalguses, mille jaoks on vaja peegelteleskoopi, erilist filtrit ja UV-tundlikku kaamerat.
Veenuse faasid. Täis-Veenus vasakul lähedal tema ülemisele, paremal kitsas Veenuse sirp lähedal tema alla konjunktsioonile.
Pärast 1882. aastat toimus lõpuks 8. juunil 2004 taas Veenuse transiit. All konjunktsiooni ajal liikus ta päikese ees tumeda punktina mööda – muljetavaldav vaatepilt! Transiit kestis üle kuue tunni.
Veenuse vaatlus on palju lihtsam kui Merkuuri, kuna Veenus on Maa vaatepunktist maksimaalselt 48 kraadi päikesest eemal. Kui ta võtab korraga põhjapoolse positsiooni ekliptikal, tagab see vaadeldavuse kuni 4,5 tundi pärast päikeseloojangut või enne päikesetõusu. Rahva seas on Veenus tuntud kui „Õhtutäht“ või „Hommikutäht“.
Veenus liigub aeg-ajalt alla konjunktsiooni ajal päikese ees musta kettana, mis on tuntud kui „Veenuse läbimine“ või „Veenuse transiit“. Veenuse transiidid on haruldasemad kui Merkuuri omad. Need toimuvad 243-aastase tsükli jooksul. Transiidile järgneb 8 aasta pärast järgmine, seejärel uuesti 121,5 ja taas 8 ning 105,5 aasta pärast. Viimane selline sündmus toimus 121,5 aastat tagasi 8. juunil 2004. Järgmine Veenuse transiit toimub 6. juunil 2012, mida saab Euroopa ajas ainult päikesetõusu järel jälgida. Seejärel tulevad ooteajad kuni 11. detsembrini 2117 ja 8. detsembrini 2125.
Veenus numbrites:
Läbimõõt: 12104 km
Keskmine kaugus päikesest: 108,2 miljonit km
Ümberpöörlemisperiood ümber päikese: 224,7 päeva
Rajakalle Maa orbiidist: u. 3,5 kraadi
Kaugus Maast: 38,8 kuni 260,9 miljonit km
Kuuade arv: 0
Keskmine tihedus: 5,25 g/cm³
Maa on siin ainult võrdluslikel eesmärkidel numbrites toodud:
Maa numbrites:
Läbimõõt: 12742 km
Keskmine kaugus päikesest: 149,6 miljonit km
Ümberpöörlemisperiood ümber päikese: 365,25 päeva
Rajakalle Maa orbiidist: 0 kraadi
Kuuade arv: 1
Keskmine tihedus: 5,5 g/cm³
Mars tiirleb Maa väljaspool suhteliselt tugevalt elliptilist orbiiti ümber päikese. Kuigi tal on atmosfäär, on see siiski väga nõrgalt väljendunud, nii et tema pinnadetailid on nähtavad. Soodsates vaatlusperioodides võib juba suhteliselt väikestes teleskoopides näha süsihappegaasi- ja veejääst koosnevaid polaarkaasi, mille suurenemist talvise Marssurma ja sulamist Marssuvi külmumisperioodil saab jälgida. Marsi pinnas tundub punakas-oranž, mis on tingitud raudoksiidi esinemisest ja andnud Marsile „Punase planeedi“ nime. Kõrgematel suurendustel saab lisaks näha tumedaid piirkondi, mis on sarnaselt maakontinentidele püsivad ja kannavad nimesid. Tänu neile struktuuridele saab Marsi globuse pööret teleskoobis jälgida.
Kolm erinevat vaatenurka planeedist Marss. Vasakpoolne pilt valmis 19. detsembril 2007, keskmine 14. oktoobril 2005 ja parem 22. augustil 2003. Kõik kolm said võetud 10-tollise Maksutovi-Cassegrain-teleskoobiga, mõlemad vasakud koos DMK-videokaamera ja värvifiltrirattaga, parem Philips ToUCam 740K veebikaameraga.
Marsi kaugus Maast on suurtele kõikumistele allutatud, seega varieerub tema näiline läbimõõt minimaalselt 4” kuni maksimaalselt 25”. Kuid isegi tema opositsiooniasendis, mis saabub iga 780 päeva tagant, pole teda alati optimaalselt näha, sest elliptiline orbiit tekitab suuri erinevusi. Minimaalne opositsioonikaugus on vaid 55,7 miljonit kilomeetrit, siis paistab ta 25” nurga all. „Halbades“ opositsioonides on ta peaaegu kaks korda kaugemal Maast, teleskoobis seega vaid pool nii suur. Meid ees ootavad suhteliselt ebasoodsad opositsiooniasendid 29. jaanuaril 2010 (99,3 miljonit km kaugus, 14,1” läbimõõt) ja 3. märtsil 2012 (100,8 miljonit km, 13,9”). Eriti soodne järgmine toimub alles 27. juulil 2018 (57,6 miljonit km, 24,3”).
Marsi kahe kuu, Phobose ja Deimose, jälgimine on nende väikese läbimõõdu (27 ja 15 km) tõttu väljakutse amatööridele suuremate teleskoopidega.
Väikeste teleskoopide ja suhteliselt lühikeste fookuskaugustega saab Jupiteri nelja galileiuse kuud kätte. Kui teha mitmeid ülesvõtteid tundide või päevade jooksul tehtud erinevates vaheajades, on võimalik jälgida nende pööret planeedi ümber.
Jupiter on taevas Päikese, Kuu ja Veenuse järel neljandana kõige heledam täht. Ainult harva ületab teda hiilguse poolest Marss. Tema näiv läbimõõt varieerub vahemikus 30" kuni 50". On selgelt näha tema lamenemist, mis on põhjustatud tohututest pöörlemiskiirustest alla kümne tunni: pooldiameeter on märkimisväärselt väiksem kui ekvaatori diameeter. Nelja suurema Kuust võib väga hästi jälgida, mida nimetatakse nende avastaja järgi „galileiuseks Kuuks“ ja mis kannavad nimesid Ganymedes, Kallisto, Europa ja Io. Tundide ja päevade jooksul on võimalik jälgida nende liikumist Jupiteri ümber. Ka keskmise suurusega teleskoopides on nähtav, kui üks Kuudest heidab oma varju Jupitri pilvedele või kaob Jupitri varju.
Nagu kõigi välisplaneetide puhul, on vastasseisuposition vaatlemiseks parim aeg Jupiterit vaadelda. See saavutatakse 399 päeva järel, siis on Maa-Jupiteri kaugus minimaalne, näiliselt suurim diameeter ja maksimaalne heledus. Siiski pole otsest vastasseisuyöd kasutada vaja, ka mitu nädalat enne ja pärast vastasseisu on vaatlustingimused väga head.
Jupiter numbritena:
Läbimõõt: 139548 km
Keskmine kaugus Päikesest: 779 miljonit km
Orbiidi periood ümber Päikese: 11,9 aastat
Orbiidi kalle Maa orbiidi suhtes: 1,3 kraadi
Kaugus Maast: 558 kuni 967 miljonit km
Kuude arv: 63
Keskmine tihedus: 1,3 g/cm³
Saturn on tuntud eelkõige oma grandioosse rõngasüsteemi tõttu, mis on nähtav isegi väikestes teleskoopides. Üksikasjad ilmnevad aga alles suuremates instrumentides, sest isegi kõige soodsamates tingimustes lahutab meid temast umbes 1,2 miljardit kilomeetrit - isegi valgus vajab selle vahemaa läbimiseks 1 tunni ja 24 minutit! Nagu Jupiter, on ka Saturn gaasiplaneet ilma kindla pinnata. Ka tema ümarus on kiire pöörlemise tõttu lamenenud: vähem kui kümne tunniga pöörab ta end oma telje ümber, kuid Saturni pöörlemist ei saa Jupiteri vastupidiselt otse jälgida, sest Saturni pilvedestruktuurid ei sisalda tavaliselt märgatavaid detaile, vaid koosnevad õhukestest ja kontrastselt värvitud ribadest.
Neptun 2. jaanuaril 2004. aastal (vasakul), 20. detsembril 2007 (keskmine) ja 21. märtsil 2009. Aastal. On selgelt näha, et vaatenurk rõngasüsteemile on aastate jooksul lamedamaks muutunud. Mõlemad nooled osutavad kahele rõngasüsteemis olevale lüngale, suhteliselt lihtsasti vaadeldavale „Cassini jagunemisele” (parempoolne nool) ja väga õhukesele "Enke jagunemisele" (vasakpoolsel noolel), mis on suuremates teleskoopides hea läbivaatluse korral nähtav. Mõlemad vasakpoolsed fotod tehti 10-tollise Maksutow-Cassegraini teleskoobiga, paremast 90-sentimeetrise Cassegraini peegelteleskoobiga. Kasutati Philips ToUCam 740K veebikaamerat (vasakpoolne pilt) või DMK-videokaamerat värvilise filtri rattaga (keskmine ja parem). Parema pildi jaoks lisati kokku 2000 üksikut pilti!
Saturni kerraadik varieerub vahemikus 14" kuni 20", rõngad vahemikus 37" kuni 46", sõltuvalt kaugusest. Ta jõuab vastasseisupositsioonile iga 378 päeva järel. Saturni jaoks paljudele planeedivaatlejatele ka kõige ilusama planeedi tiitli nimetavad rõngad koosnevad lugematutest üksikutest juppideest, mis võivad olla nii väiksed kui tolmukübe ja nii suured kui üksikmaja. Võrreldes rõngassüsteemi läbimõõduga (272000 km) on paksus alla kilomeetri märkimisväärselt madal.
Rõngasüsteem koosneb väga paljudest üksikutest, kontsentreeritud rõngastest, mis on osaliselt üksteisest eraldatud lünkade kaudu. Keskmised teleskoobid näitavad juba "Cassini jagunemist", suured lisaks ka "Enke jagunemist". Rõngasektor on orbiidiplaneetiga võrreldes peaaegu 27 kraadi nurga all, nii et Maast vaadatuna saab Saturni ümber Päikese tiirlemise täieliku perioodi jooksul (mille kestus on 29,5 aastat) rõnga kaks korda täpselt servast ja kaks korda maksimaalse vaatenurga all näha. Teravad positsioonid saavutatakase aastatel 2009, 2025 ja 2038, nende vahel on alati eriti soodne vaade põhja- või lõunarõnga pinnale. Teravasseisusel olles pole rõngaid mõneks päevaks üldse näha.
Paljud teadaolevad Saturni kuudest sobivad umbes kaheksa amatöörvahenditest vaatamiseks.
Saturn numbritena:
Läbimõõt: 116900 km
Keskmine kaugus Päikesest: 1432 miljonit km
Orbiidi periood ümber Päikese: 29,5 aastat
Orbiidi kalle Maa orbiidi suhtes: 2,5 kraadi
Kaugus Maast: 1191 kuni 1665 miljonit km
Kuude arv: 60
Keskmine tihedus: 0,7 g/cm³
Uranus on Maa suhtes nii kaugel, et palja silmaga teda praktiliselt ei märgata ja ta avastati alles 1781. aastal teleskoobiga. Sarnaselt Jupiteri ja Saturniga koosneb see suuresti gaasist.
Tema näiv läbimõõt on ainult 3" kuni 4", nii et ta pole amatöör-astronoomiliste vaatluste jaoks eriti ahvatlev sihtmärk. Ta saavutab vastasseisupositsiooni päikesega iga 370 päeva järel.
Kaugvaatluse korral näitab isegi kõrge suurendusega teleskoobis vaid väike rohekaskas ketas ilma struktuurideta. Viie suurema Uranuse kuud on juba üsna keskmise suurusega amatöörvahendites fotoaparaadiga kättesaadavad.
Uranus ja neli tema kuud. Planeedist vasakul asub Kuu Umbriel, paremal Ariel, Titania ja Oberon. Pilt tehti 28. augustil 2003 10-tollise Maksutow-Cassegraini teleskoobiga.
Uranus numbritena:
Läbimõõt: 51000 km
Keskmine kaugus Päikesest: 2884 miljonit km
Orbiidi periood ümber Päikese: 84,7 aastat
Orbiidi kalle Maa orbiidi suhtes: 0,75 kraadi
Kaugus Maast: 2582 kuni 3158 miljonit km
Kuude arv: 27
Keskmine tihedus: 1,3 g/cm³
Neptuun tiirleb Päikest viimase planeedina Päikesesüsteemis keskmiselt 4,5 miljardi kilomeetri kauguselt. Seetõttu paistab ta ainult nõrgalt valgustades ning avastati alles aastal 1846 teleskoobi abil. Ümber Päikese tiirlemiseks kulub tal 165,5 aastat, nii et ta saavutab peaaegu igal aastal oma vastandasendi, nimelt igal 367,5 päeval.
Ent isegi siis on planeediketta näiline läbimõõt vaid napp 2,3“, mis on liiga vähe, et eristada tema gaasihullust detaile. Küll aga on väärtuslik püüda jäädvustada tema suurimat kuud nimega Triton fotograafiliselt.
Neptuun on sellelt 17. septembri 2003. aasta pildilt kõige eredam objekt. Planeedist paremal allpool paistab tema eredaim kaaslane Triton. Pildistamisel kasutati 10-tollist Maksutovi-Cassegrain-teleskoopi.
Neptuun numbrites:
Läbimõõt: 44730 km
Keskmine kaugus Päikesest: 4500 miljonit km
Ümber Päikese tiirlemise aeg: 165,5 aastat
Raja kalle Maa orbiidist: umbes 1,75 kraadi
Kaugus Maast: 4300 kuni 4683 miljonit km
Kuude arv: 13
Keskmine tihedus: 1,7 g/cm³
Salvestustehnika
Nagu juba mainitud, erineb planeetide pildistamise salvestustehnika põhjalikult eelnevas „Astro- ja taevafotograafia“ seerias käsitletud tehnikast. Vajalik on kaamerasüsteem, mis suudab võimalikult lühikese aja jooksul salvestada võimalikult palju pilte, kusjuures pildisensori suurus mängib täiesti alarahastatud rolli. Suured sensorid on isegi miinuseks, kuna tegemist on vaid pisikese planeedikettaga ja suur ümbrus, mis koosneb peamiselt mustast taevas, vaid suurendaks tarbetult salvestatavate andmete hulka ja teeks hilisema pilditöötluse keerulisemaks.
Veebikaamerate mudelid Philips ToUCam 740K (vasakul) ja nende järeltulijad kuni SPC 900 NC-ni (paremal) on kahjuks saadaval ainult kasutatuna. Neil on tõeline CCD-andur tavapärase CMOS-anduri asemel, mis on planeetide fotograafia puhul eelis.
Veebikaamera on odavaim lahendus ning koos vajaliku tarvikuga saadaval veidi üle 100 euro eest. Eelistatult tuleks kasutada mudeleid, millel on tõeline CCD-andur CMOS-anduri asemel. Kahjuks on firma Philips, kes seni sellist mudelit pakkus, tootmise lõpetanud ja pakub nüüd ainult CMOS-anduriga seadmeid. Kui teil on võimalus saada kasutatult veebikaamera "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" või "Philips ToUCam SPC 900 NC", oleks see hea valik, kuna mõlemad mudelid omavad CCD-andurit.
ImagingSource'i toodetud DMK-videomoodul pakub paremat pildikvaliteeti kui veebikaamera, kuid maksab ka märkimisväärselt rohkem. Siin näidatud mudel edastab vaid mustvalgeid fotosid ning ühendatakse samuti 1,25-tollise korpuse (ülemine) kaudu teleskoobiga.
Kasutusvalmis videokaamera DMK 21AF04, mis edastab pildid Firewire-liidese kaudu arvutisse. Värviliste planeetide fotode saamiseks on vajalik lisada värvifiltriratas, millel on punane, roheline ja sinine filter:
Kui eelistate täiesti uut kaamerat, siis jääb alles vaid „Celestron NexImage CCD kaamera“ (Link), mille sisemus vastab veebikaamera omale, kuid see tarnitakse juba valmis teleskoobi jaoks:
Mainitud Philipsi toodete puhul tuleb veebikaamera objektiiv eemaldada ja asendada 1,25-tollise läbimõõduga teleskoopia adapteriga, nii et kaamera saab okulaari asemel asetada okulaari laiendusse. Kui tegemist on läätsega teleskoobiga, võib lisaks olla mõistlik kasutada IR-/UV-filtrit, et vältida ebateravusi.
Veebikaamera astrofotograafiaks muutmiseks vajate UV-/IR-blokeerimisfiltrit (otse vasakul, eriti oluline refraktorite puhul) ning veebikaamera adapterit (keskel).
Philips SPC 900 NC objektiivi eemaldamiseks kasutatakse vaibanoat ettevaatlikult, sest seda pole planeetide fotograafias vaja:
Demonteeritud objektiivi asemel kruvitakse veebikaamera adapter objektiivi keermesse, et kaamera saaks kinnitada teleskoobi okulaari laiendusse.
1,25-tollise läbimõõduga veebikaamera adapter asetatakse okulaari asemel okulaari laiendusse.
Veebikaamerad pole suunatud üksikpiltide maksimaalsele kvaliteedile, vaid pideva videovoogu loomisele, mis muudab digitaalse video-mooduli kasutamise järjest paremaks valikuks. Sellega saab säilitada talletatud videotest kokkusurumata üksikpilte, kuid see maksab ka kordades rohkem. Soovitatav tootja selliste videomoodulite jaoks on ImagingSource (Link).
Planeedivideote salvestamine
Kõigepealt tuleks kindlaks teha optimaalne fookuskaugus, mis sõltub teleskoobi eraldusvõimest (ehk siis selle avausest) ja kaamera pikslisuurusest. Veebikaamerate sensoritel on tavaliselt pikslid umbes viiesaja tuhandiku millimeetrise küljepikkusega. Parim fookuskaugus on saavutatud siis, kui ava suhe on umbes 1:20 ja ümardamine on lubatud.
See tähendab, et fookuskaugus peaks olema ligikaudu 20 korda suurem kui ava suurus. Kui see on lühem, siis ei saa teleskoobi teoreetilist eraldusvõimet ära kasutada. Kui see on pikem, siis muutub planeedi ketas lihtsalt suuremaks ja valgustiheduseks, ilma et rohkem detaile oleks nähtaval. Eriti traagiline viimases olukorras on see, et üksikute piltide säriaeg pikeneb ülearu ja õhurahu hetkede kasutamine teravate üksikpiltide jaoks muutub keerulisemaks.
Näide: Kui kasutatakse 150-millimeetrise avaga teleskoopi, oleks optimaalne fookuskaugus 150 mm * 20 = 3000 mm ehk 3 meetrit. Kui esmane fookuskaugus on väiksem, saab seda soovitud väärtuseni viia Barlow objektiivi abil, mis paigaldatakse teleskoobi ja kaamera vahele.
Parima ava suhte nimetaja täpne valem saadakse, kui jagate kaamera pikseli diameetri konstandiga 0,00028. Näide: teie kaamera pikslitel on 4 tuhandikku millimeetri küljepikkust (= 0,004 mm). 0,004 jagatud 0,00028 annab ümardatuna tulemuseks arvu 14, mis tähendab, et soovitav ava suhe peaks olema umbes 1:14.
Nüüd suunake teleskoop planeedile ja vaadake seda okulaari kaudu. Montaazi mootorsuuruse abil viiakse planeet täpselt pildi keskele. Seejärel eemaldage okulaar ja asendage see veebikaameraga. Kaamera juhtimistarkvarras tuleks määrata pikk säriaeg ja suur kujutise tugevdamine (tihti nimetatakse seda "Gainiks"), et tuvastada sel hetkel veel väga udune planeedipilt arvutiekraanil. Kaameraga salvestatud video saab jälgida otse ekraanil, muutes fookusestamise vähem probleemiks. Mida teravamaks pilt muutub, seda heledamaks see muutub, mis tähendab, et säriaega ja tugevdamist tuleb astmeliselt vähendada, et vältida üleekspositsiooni.
Enne planeedivideo salvestamist lülitage kindlasti kaamera heliedastus välja, et heliandmed ei raiskaks väärtuslikku ribalaiust.
Programmi „Philips VRecord“ ekraanipildid, mis on kaasas Philips ToUCam 740K-ga. Vasakul on näha planeet Marss pärast okulaari asendamist veebikaameraga; pilt on ikka täiesti udune. Keskmine pilt näitab olukorda pärast fookuseerimist, pilt on endiselt tugevalt üle valgustatud. Paremal on kohandatud säritus ja valge tasakaal.
Kui planeet on ekraanil juba teravalt näha, tuleb tegelda peenhäälestustega. Oluline on leida hea tasakaal üksikpiltide säritusaja ja elektroonilise pildi võimenduse vahel. Kindlasti lülitage kaamera säritusautomaatika välja, et kõik seaded ise määrata. Lühikesed säritusajad hõlbustavad hetkede külma õhurahu „kinni püüdmist“, samas kui kõrge pildi võimendus viib tugevdatud müra salvestatud piltidesse. Sõltuvalt planeedi heledusest ja vaatlustingimustest seoses õhurahuga tuleb leida kompromiss. Igal juhul tuleks vältida üleekspositsiooni, kuna mõned pikslid muutuvad liigselt küllastunuks ja pildiinfo läheb kaduma. Samuti ei ole soovitatav tugevalt alaekspositsiooni, kuna sellega halveneb signaali/müra suhe.
Philips ToUCam 740K kaamera juhtnupud. Oluline on valge tasakaalu ja särituse automaatse reguleerimise väljalülitamine. Seejärel saab värvinuppe (üleval) ja säritusaja ning võimenduse nuppe (all) käsitsi seadistada.
Philips ToUCam 740K pildi reguleerijad. Ka siin tuleb automaatne seadistamine keelata. Seejärel saab pildikiirust, heledust ja kontrasti käsitsi seadistada, kuni planeedi nähtav pilt on võimalikult loomulik.
Enne järgmise sammu juurde liikumist tuleks teha valge tasakaal. Selleks on olemas üks või kaks värvinuppu, mida saate reguleerida kuni ekraanikujutis vastab umbes okulaaril nähtavale värviefektile.
Otsustava tähtsusega on ka pildi uuesti kuvamise kiirus. Veebikaamerate puhul ärge seadke kiirust üle 30 kaadri sekundis, kuna pildiandmeid tuleb siis tugevalt komprimeerida, et neid arvutisse edastada, mille all kannatab pildikvaliteet. Kümme või kakskümmend kaadrit sekundis on piisav.
Nüüd salvestage video ja valige selleks parim AVI-vorming. Piirake oma video kestust maksimaalselt 4-5 minutiga, et fail ei muutuks liiga mahukaks, mis raskendaks järeltöötlust. On parem salvestada mitu lühikest videot erinevate seadetega järjestikku. Planeetide korral, mille pinnamärgid on planeedi pöörlemise tõttu liikumises, ei tohiks video kestus ületada nelja minutit. See kehtib Marsi ja Jupiteri kohta.
Video töötlemine
Pärast salvestamist omate videofaili, mis näitab planeeti. Õhuturbtsuse tõttu ei ole kõik seal sisalduvad üksikpildid ühtlaselt teravad. Seetõttu tuleb järgmises sammus teravad üksikpildid välja valida ja täpselt joondada, et neid saaks keskmise väärtuse arvutamisega kokku summeerida. Summeerimine on vajalik pildimüra vähendamiseks, mis omakorda võimaldab planeedi salvestuse järelpoole teravustamist.
Kõige teravamate üksikpiltide valimine on hiigelpikk töö, arvestades, et 4-minutiline planeedivideo 10 kaadrist sekundis koosneb 2400 üksikpildist! Õnneks ei pea seda sammu täitma käsitsi, vaid selle saab teha spetsiaalsete tasuta internetis saadaval olevate programmidega. Kahest sellisest programmist tuleb mainida:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) ja
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
Järgnevalt käsitletakse juhendis tarkvara „GIOTTO“ kasutamist. Võite samme jälgida, kui laadite alla tarkvara ja installite selle vastavalt juhendile nimetatud veebisaidil. Laadige lisaks alla õppevideo "MarsDemo.zip" sellele õpetusele, mis pärast avamist sisaldab videot "MarsDemo.avi". Video koosneb Marsi planeedist ainult 100 üksikkaadrist, mis on salvestatud 22. augustil 2003. aastal 10-tollise teleskoobi ja Philipsi veebikaamera abil.
Parim on vaadata videot esmalt meediapleieriga. Siis märkate, et pildikvaliteet kõigub õhuturbetsuse tõttu tugevalt. Siin on kaks üksikkaadrit videost, kus üks näitab eriti udust ja teine üsna teravat üksikpilti:
Kaks üksikkaadrit õppevideost „MarsDemo.avi“. Vasakul on näha udune üksikpilt õhuturbetsuse tõttu, paremal märksa teravam üksikpilt.
Pärast GIOTTO käivitamist (versioon 2.12) kuvatakse järgmine ekraan:
Tasuta tarkvara „GIOTTO“ alglaadimisaken. Saadaval on neli pildiakent (Puhver A – D).
Valige käsk Kattuvad pildid/Automaatne piltide kattuvus… Seejärel ilmub järgmine dialoogiboks:
GIOTTO tarkvara: Planeedivideo muudetakse seitsme sammuga valmis üksikpildiks.
Seejärel jätkake samm-sammult ja töötage punktid 1–7 läbi. Esiteks soovib tarkvara teada, kust pärinevad toorfailid. Klõpsake nupul Toorfailiallikas… Valige Kõik üksikpildid AVI-failis ja Digikaamera/Veebikaamera/Skanner/CCD-kaamera (non-interlaced) ning kinnitage valikuga Rakenda:
GIOTTO tarkvara: Toorfailiallika valik.
Punkti 2 (Enne ülekattuvust töödeldud toorfailid?) saame vahele jätta (vajadusel eemaldada märkeruut valikukastist) ja liikuda punkti 3 juurde (Milline meetod tsentreerimiseks?). Määrake sellega, millist meetodit GIOTTO peaks kasutama planeedipiltide täpseks üksteise peale panemiseks. Otsustage meetodi Heleobjekti raskuskese otsimine (hele üksikobjekt), pärast Tsentrimeetodi… nupule klõpsamist:
GIOTTO tarkvara: Tsentrimeetodi valik. Valik "Heleobjekti raskuskese otsimine" pakub tavaliselt paremaid tulemusi kui "Planeediketas tsentreeritakse".
Punkti 4, „Alampikslitäpsus“, klõpsake nupule Ülisuurendus… ja valige vastavas dialoogiboksis kahekordne eraldusvõime (pool pikslit) ning seejärel Motiivi väljalõikamine, pildi suurus jääb samaks. See seadistus sunnib GIOTTO-d enne ülekattuvust kõiki üksikpilte kahekordselt suurendama, suurendades seeläbi ülekattumise täpsust.
GIOTTO tarkvara: pärast "kahekordse eraldusvõime" valimist saab GIOTTO töötada alampikslitäpsusega.
Liigume nüüd punkti 5, Toorfailide kvaliteedikontrolli juurde. Klõpsake nupul Sorteerimise seaded…, märkides, kui suur protsent pilte peaks olema kasutusel, samal ajal kui ülejäänud kõrvale heidetakse. Kuna õppevideo sisaldab ainult 100 üksikpilti, soovime kasutada 70 protsenti pilte, mida saab määrata libistiga Kasutuskord. Samuti on oluline teravuse ja moonutuse kaalumine, mis määratakse regulaatoriga Teravus/Moonutus. Otsustage 70% Teravus ja 30% Moonutus.
GIOTTO tarkvara: Teravuse ja moonutuse kaalumine ning kasutuskord tuleb vastavalt planeedivideo olemusele kohandada. Kasulikke soovitusi pakuvad nupud kastis „Kasutussoovitused“.
Toorvideote olemusest sõltuvalt võib vajalik olla nende väärtuste muutmine. Videosid, mis on salvestatud rahutu ilmaga, sisaldavad vähe teravaid üksikpilte, siis tuleks kasutuskorda oluliselt vähendada. Kui õhuturbtsus on tekitanud palju moonutatud planeedi kujutisi, tuleks anda moonutusele rohkem kaalu ning teravusele vähem tähtsust. Regulaatoreid liigutatakse kindla ja soovitatud asendisse, kui dialoogiboksis klõpsate allpool antud „Kasutussoovitused“ nuppudeid.
Punkti 7 saab jälle vahele jätta, nii et nüüd tuleb vajutada nuppu Edasi…. Kui see nupp pole saadaval, saab probleemi lahendada klõpsates nupule Kasuta eelmist seadistust.
Protseduuri käivitamisel küsib programm esmalt videofaili valikut (meie juhul „MarsDemo.avi“) ning seejärel tegeleb arvutamisega teatud aja jooksul, kuvades edenemist protsendina.
Tarkvara GIOTTO: Planeedivideo valik.
Tarkvara GIOTTO: Videotöötlus võtab sõltuvalt töödeldavate üksikkaadrite arvust teatud aja. Samal ajal edastab GIOTTO olekuteateid (nooled).
Peale töö lõpetamist kuvatakse tulemus aknas „Puhver A koos summapildiga“.
Tarkvara GIOTTO: Summapildi kuvamine.
Kõigepealt tundub see pilt ebateravam kui terav üksikkaader videost, kuid elektrooniline müra on tunduvalt väiksem. See omakorda võimaldab meil rakendada teravustamisfiltreid. Proovime seda ning valime GIOTTO-s käsu Redigeeri/Teravustamine ja filtreerimine… Avanevas dialoogiboksis valige palun sakk Ainult teravustamine, seadke järgmisest pildist nähtavad parameetrid ning valige Sihtmärgiks Puhver B. Eelvaateaken värskendatakse, kui muudate teravustamise parameetrit, milleks kulub suhteliselt pikk ooteaeg eelvaate pildi arvutamiseks.
Tarkvara GIOTTO: Summapildi järelteravustamine nõuab paljude parameetrite tundlikku juhtimist, et vältida ületeravustamist, mis põhjustab soovimatuid artefakte. Eelvaade hõlbustab oluliselt seda tööd.
Nupu Redigeeri abil käivitate teravustamisprotsessi, mille tulemus kuvatakse seejärel aknas „Puhver B“.
Tarkvara GIOTTO: Järelteravustatud summapildi kuvamine Puhver B-s.
Enne salvestamist veenduge, et graafikavormingute seaded oleksid õiged. Selleks valige GIOTTO-s käsk Fail/Graafikavormingud… ning määrake rubriigis TIFF valikud Mitte tihendatud ja 16 biti:
Tarkvara GIOTTO: Graafikavormingute konfigureerimine. Ainult TIFF ja FITS töötavad kaotuseta, mis on oluline, kui planeedifotot kavatsetakse jätkata mõne muu tarkvaraga.
Käsu Fail/Pildi salvestamine… abil saate salvestada nelja akna sisu eraldi, eelistatavalt kaotuseta vormingus (nt TIFF).
Tarkvara GIOTTO: Järelteravustatud summapildi salvestamine TIFF-vormingus.
Vajadusel saate sellise pildi TIFF-vormingus avada teises pilditöötlusprogrammis, et teha viimaseid töötlusamme.
Lõpptulemus Marsi pildist harjutusfailist „MarsDemo.avi“, pärast kergelt joondamise, gradiendi ja värvuse muutmise Adobe Photoshopis.
10-tollise Maksutovi-Cassegraini teleskoobi toru, mille abil loodi paljud selle õpetuse planeedifotod. Suuruse võrdluseks on lisatud Canon EOS 1D:
Märkus: Kõik õpetuses kasutatud pildinäited loodi vastavalt õpetuses kirjeldatud viisil.
Ainus erand: Tiitlipilt on fotomontaaž ise loodud planeedifotodest.
Jätkub osaga 15: „Kalibreerimine: Helivälja- ja tumepiltide jäädvustamine“
