実際、わずか数ミリメートルの辺のセンサーは、まだ有用な焦点距離で満足することができるほど大きな惑星を完全に捉えるのに十分です。ピクセルの数は関係ありません、640x480画素の簡単なVGA解像度で十分です！重要なのは、カメラが1秒あたり10、20、30枚、あるいはそれ以上の画像をビデオファイルとして記録できる能力です。したがって、惑星写真撮影の理想的な撮影機器は、Webカメラ（Webcam）およびデジタルビデオカメラモジュール（ビデオカメラレコーダーではない）です。
太陽系の惑星は、比較的小さながらも明るい天体です。したがって、撮影技術は、光が薄い深宇宙の被写体に対する長時間露光とは根本的に異なります。この見出しの画像は写真の合成です。
パート14：Webカメラでの惑星撮影
地球を含めて、太陽の周りを7つの他の惑星が公転しています。太陽に近い順に並べると、順番は以下のとおりです：水星、金星、地球、火星、木星、土星、天王星、海王星。したがって、水星と金星は内惑星であり、それらの軌道半径は地球よりも小さいです。他のすべては、地球よりも太陽から遠く離れています。
海王星と天王星を除いて、他の惑星は裸眼で見ることができますが、星のように見えます。注意深い観察者でないと気づかないのですが、惑星は静かな光を示し、星はより多くまたは少なく「明滅」します。双眼鏡の中では、惑星は、星が超大型望遠鏡でも微小な光点に留まる一方で、適切な倍率で小さな円盤として現れます。
その明るさから、水星から土星までの惑星を見つけることは問題ありません。ただし、その惑星が現在どの星座に位置しているかを知っている必要があります。実際、「惑星」という用語は、古代ギリシャ語の「planetes」から派生しており、それは「漂泊するもの」という意味です。このため、惑星は太陽の周りを動き回るため、同じ星座に常にいるわけではなく、時間の経過とともにすべての黄道星座を通過していきます。
したがって、毎年繰り返し訪れる可視時間を指定することはできません。なぜなら、彼らの動きの速さは、惑星が太陽の周りを公転する時間に依存するからです。そして、それは第三のケプラーの法則に従っており、太陽からの距離によって異なります。太陽に最も近い惑星ほど、公転周期が短くなります。水星は約88日で「水星年」を完成する一方、太陽から遠い土星には約29.5年がかかります。
現在の惑星の位置と可視性を理解するためには、さまざまな方法があります。その1つは、天文年鑑、例えば Kosmos 出版からリリースされている「ヘルムス賞」などです。毎年新しいものが発行され、各月の惑星の可視性が記述されています。もう1つは、オンラインポータルを利用することです。「www.calsky.de」などの天文ポータルがあります。
同様に、プラネタリウムソフトウェアを使用することもできます。「Guide」（www.projectpluto.com）やフリーウェアの「星座地図」（http://www.stargazing.net/astropc/）などがあります。
2002年4月30日の夕方に、裸眼でも見える5つの惑星が西の空に同時に見られた非常に珍しい光景。
内側と外側の惑星の可視性チャンスは根本的に異なります。内側の惑星（水星と金星）は、地球の軌道内を公転し、私たちは外側から軌道を見ています。その結果、これらの惑星は常に相対的に太陽に近い位置にあり、最大で一定の角度だけ離れます。水星でのこの最大距離は28度であり、金星では48度です。この最大角度距離が達成される位置は、「離角」と呼ばれます。内側の惑星は夕日後の夜空で東の離角になり、太陽の出前の朝空で西の離角になります。拡大望遠鏡では、内側の惑星は月のような段階を示し、地球の衛星のような極端な位置関係は、内側の惑星が太陽の後ろにあるとき（「上部コンジャンクション」）や太陽と地球の間にあるとき（「下部コンジャンクション」）に起こります。実際、下部コンジャンクションの場合、水星や金星が太陽の前を通り抜けると、非常にまれに地球の軌道面に対して傾斜しているため、暗い円盤として見えることがあります。
外側の惑星はまったく異なります。彼らの軌道半径は地球のものよりも大きいため、地球から見ると、一定の時間に対して太陽の反対側に位置しています。したがって、彼らは特によく観察でき、太陽が沈むときに登場し、朝日が昇るときに沈みます。つまり、夜通し天空で見ることができます。
同時に、彼らは特に地球に近いので、望遠鏡での外観と明るさが最大となります。この最適な配置は「対立」と呼ばれます。対峙するものは「コンジャンクション」であり、それらが実質的に太陽の後ろに立っており、観察不可能であるときを指します。
重要な惑星の配置の模式図。中心に太陽があり、地球（1）が青い惑星として描かれています。外側の惑星（赤）の場合、対立の位置（3）で特に有利な観察条件が提供され、コンジャンクションの位置（2）では観測できません。内部の惑星（緑）は、最大の離角（6）にあるときに最もよく見え、そのときに太陽からの角度が特に大きいです。上部コンジャンクション（4）では観察できず、下部コンジャンクション（5）では、地球の表面を通過する直接の場合にのみ観察され、そのときに「トランジット」が発生します。
地球から見ると、惑星は遠くにあるため、表面の詳細が見えるようになると、見た目は非常に小さな円盤に見えます。見かけの直径は角秒（「秒」）で指定されます。度は60角分に分割され、角分は60角秒に分割されます。満月は、約半度の角度で見え、30角分または1800角秒に相当します。惑星は63角秒を超えることはありません。比較を示します：240メートルの距離にある1ユーロ硬貨は、約20角秒の角度で見えます。これは、土星の惑星の球体の値とほぼ同じです！
これほど小さな物体を、見かけの表面の詳細まで写真に撮ることは、本当に難しい課題です。非常に長い焦点距離だけでなく、地球大気中の乱流によって引き起こされる「Seeing」と呼ばれる焦点の喪失を補償することが最も難しいです。夜空を望遠鏡で覗くことがある人は、その現象をご存知のはずです：時々画像が鮮明に見え、次に不鮮明でぼやけて見えます。不良なSeeingの夜には、使いやすい画像が全く作成されないため、惑星撮影は不可能です。しかし、見通しの良い夜でも、条件は安定していないため、非常に短い間隔でしか細部の視覚豊かな見方をすることができません。
したがって、この理由から非常に成功した戦略の1つは、数百回または数千回の個々の画像を短時間で撮影するウェブカメラやビデオカメラを使用することです。特別なソフトウェアを使用して、その画像のなかで最も鮮明な個々の画像を選択し、適切に重ね合わせます。選択された画像から平均値を計算し、その後に追加のシャープネス処理が行われます。このようにして、惑星の非常に詳細な写真が作成され、それが最も経験豊富な観察者が双眼鏡を通して見たときに識別できるような詳細を少なくとも示すことが理想的です。
天体写真は比較的小さな望遠鏡でも価値があります。ここでは、口径75ミリの30年以上前の屈折望遠鏡が、モーター駆動の追尾機能のないDMK-Firewireビデオカメラで装備されました：
上記の装備を使用して撮影された土星（左）と金星の画像。
撮影技術について説明する前に、ますます個々の惑星を紹介します。
水星はすべての惑星の中で太陽に最も近く、衛星を持っていません。空における見かけの大きさはわずか5から最大12インチです。水星には大気がないため表面を見ることができますが、表面の詳細はほとんど見えず、大きな、より暗い領域が見られるのみです。写真撮影の目的は、水星の変化する相を記録することです。
2005年6月18日（左）と2003年4月15日に撮影した水星の2枚。惑星の相およびわずかに示された表面の構造が見られます。両方の場合、カメラとしてPhilips ToUCam 740Kウェブカムが使用され、左側は8インチ屈折望遠鏡、右側は10インチMaksutow-Cassegrain望遠鏡が撮影用光学系として使用されました。
2003年5月7日に水星の掩蔽現象が発生しました：最も太陽に近い惑星が太陽の前を小さな斑点（矢印）として通過しました。
加えて、水星は常に太陽に非常に近い距離を保ち、最大で28度離れます。これは、太陽が沈んだ後約1時間後または太陽が昇る1時間前に地平線近くで見ることができることを意味します。代替手段として、水星を昼間の空で見つけることもできますが、太陽を視界に入れないように非常に注意する必要があります。
下合（皎月）の間に、水星が太陽の光円盤の前に暗い点として見えることがあります。その場合、『太陽撮影に注意が必要です（シリーズ6の部分）』で説明されている措置をすべて講じる必要があります。欧州から観測できる次の水星の掩蔽は2016年5月9日、2019年11月11日、そして2032年11月13日に行われます。
水星の数字：
直径：4878 km
太陽からの平均距離：57.9百万 km
公転周期：88日
地球軌道との軌道傾斜：7度
地球からの距離：80から220百万 km
衛星の数：0
平均密度：5.4 g/cm³
金星も内側の惑星であり、位相を示します。金星の表面は地球からは決して見えず、金星は密な、閉じられた雲層に覆われています。それらはかなりの光を反射しますが、そのため金星は太陽と月に続く空の3番目に明るい星となり、暗い領域でも影を投げます！明るさのおかげで、時折、昼でも裸眼で見ることができます。金星の見かけの直径は10”（フル金星）から63”（下合）の間で変動します。雲層の構造は期待できませんが、紫外線の光で観察することができます。そのためには、望遠鏡、専用フィルタ、そして紫外線に感応するカメラが必要です。
金星の位相。最左「フル金星」は上位に近く、右は下合に近い金星の細長い部分。
1882年以降、2004年6月8日にようやく金星掩蔽が再び起こりました。下合の間に、金星は太陽の前を暗い点として通過しました – 印象的な光景です！掩蔽は6時間以上続きました。
金星の観察は水星よりもはるかに容易です。なぜなら、地球から見て最大48度も太陽から離れているからです。同時に、黄道の太陽の北側を取ると、太陽の沈んだ後または太陽が昇る前に最大4.5時間見られます。一般に、「夕星」として知られるのは Venus です。
また、金星も時折、下合の間に太陽の前を黒い円盤として通過することがあります。これは「金星掩蔽」として知られます。金星の掩蔽は水星よりも珍しいです。それらは243年のサイクルで起こります。一度掩蔽が起こると、8年後に次があり、それから121.5年後に次があり、続いて8年後と105.5年後に次があります。121.5年後の最後のイベントは2004年6月8日に起こりました。次の金星掩蔽は2012年6月6日であり、中欧では日の出後の終了部分のみを見ることができます。その後、2117年12月11日と2125年12月8日まで待つ必要があります。
金星の数字：
直径：12104 km
太陽からの平均距離：108.2百万 km
公転周期：224.7日
地球軌道との軌道傾斜：約3.5度
地球からの距離：38.8から260.9百万 km
衛星の数：0
平均密度：5.25 g/cm³
地球はここでは比較のために数字だけでリストされます：
地球の数字：
直径：12742 km
太陽からの平均距離：149.6百万 km
公転周期：365.25日
地球軌道との軌道傾斜：0度
衛星の数：1
平均密度：5.5 g/cm³
火星 は地球の外側で太陽を楕円軌道で周回しています。火星には大気がありますが、非常に薄いため、表面の詳細が認識できます。有利な可視期間では、凍った二酸化炭素と水氷からなる極冠が比較的小型の望遠鏡で見られるようになり、これらの極冠の成長と夏に融解が追えます。火星の表面は赤みがかったオレンジ色に見え、これは酸化鉄の存在によるものであり、火星に「赤い惑星」の名前を付けています。高倍率で暗い領域も見られ、これらは地球上の大陸に似て恒久的であり、名前がついています。この構造を通じて、火星の回転を望遠鏡で追跡できます。
火星の異なる見解。左側の写真は2007年12月19日に、中央の写真は2005年10月14日に、右側の写真は2003年8月22日に撮影されました。すべての写真は10インチMaksutow-Cassegrain望遠鏡によって撮影され、左側2枚はDMKビデオカメラとカラーフィルターホイール、右側1枚はPhilips ToUCam 740K ウェブカメラで撮影されました。
火星は地球からの距離が大きく変化するため、その見かけの直径は最小で4”から最大で25”に変動します。しかし、所定の位置関係である公転位置から見なされる間、常に最適な見え方ではありません。楕円軌道により大きな差が生じるからです。最小の公転位置距離はわずか5570万キロメートルで、そのとき25”の角で見えるでしょう。『良い』公転では、地球からほぼ倍の距離であり、望遠鏡で見ると半分の大きさにしかなりません。未来的に、2010年1月29日（9930万kmの距離、直径14.1”）、2012年3月3日（1億800万km、13.9”）に比較的不利な公転状態があります。特に有利なものは2018年7月27日（5760万km、24.3”）になります。
地球と火星の2つの衛星フォボスとデイモスの観測は、直径が小さい（27および15 km）ため、大口径の望遠鏡での挑戦となります。
火星の数字：
直径：6794 km
太陽からの平均距離：227.9百万 km
公転周期：687日
地球軌道との軌道傾斜：1.85度
地球からの距離：5570から4億 km
衛星の数：2
平均密度：3.9 g/cm³
木星は太陽系で最も大きな惑星です - 直径は地球の約11倍です。水星、金星、地球、火星が地球に似た惑星であるのに対し、木星は固体の歩くことができない外惑星の最初の代表者です。地表の代わりに、われわれは濃密な大気を見ており、これは相対的小さな望遠鏡においても雲の帯状模様を表示しています。
これらの雲帯の一部は比較的一定であり、他のものは生じ、消滅します。目立つかつ一定の状態の特徴は、「大赤斑」として知られる巨大な渦巻きです。
巨大惑星木星は、その対比の強調された、著しく構造化された雲の帯模様によって写真のモデルとして光彩を放ちます。左の写真は「大赤斑」、実際にはオレンジ色がかっています。両方の写真は10インチMaksutow-Cassegrain望遠鏡とPhilips ToUCam 740Kウェブカメラで撮影されました。左の写真は2003年4月4日、右の写真は2004年4月27日に撮影されました。
小さな望遠鏡や比較的短い焦点距離でも、木星の4つのガリレオ衛星を観察することができます。時間や日数ごとに複数の写真を撮影すると、その惑星の周りを回転する様子が観察できます。
木星は、太陽、月、金星に続いて空で4番目に明るい天体です。火星が輝きで彼を超えることは稀であり、彼の見かけの直径は30”から50”の間で変動します。彼の急速な自転速度による楕円形が明確に見え、極径は赤道の半径よりもかなり小さいことが分かります。彼の最大の4つの衛星、ガニメデ、カリスト、エウロパ、イオは非常によく観測でき、発見者にちなんで「ガリレオ衛星」と呼ばれ、それぞれガニメデ、カリスト、エウロパ、イオと名付けられました。数時間や数日の間に、彼らが木星の周りを動く様子を追うことができます。中型の望遠鏡では、衛星の1つが木星の雲に影響を与えるのが見えたり、木星の影に消えるのが見えるでしょう。
外惑星の場合と同様に、対立地位は木星を観察する最も適した時期です。399日ごとに到達され、この時に地球と木星の距離が最小になり、見かけの直径が最大になり、明るさが最大になります。しかし、対立の夜を直接利用する必要はなく、対立の前後数週間でも観測条件は非常に良好です。
木星の数字:
直径: 139548 km
太陽からの平均距離: 779百万 km
太陽周りの公転周期: 11.9年
地球軌道に対する軌道傾斜: 1.3度
地球からの距離: 558から967百万 km
衛星の数: 63
平均密度: 1.3 g/cm³
土星は、小さな望遠鏡でも見ることができる壮大なリングシステムで特に有名です。しかし、詳細は大きな器具でないと見えません。なぜなら、最良の場合でも約12億 km離れているためです- この距離に光が到達するのに1時間24分かかります！土星も木星と同様に、固体の表面がないガス惑星です。その球体は急速な自転によって扁平になりました:彼はたった10時間で自転しますが、土星の自転は木星とは異なり直接観察されないのです。なぜなら、土星の雲構造には通常、目立った細目はありません- 複数の微妙で対比の薄い帯で構成されています。
リング惑星土星、2004年1月2日（左）、2007年12月20日（中）、2009年3月21日。数年の間にリングシステムに対する視点が浅くなったことが明らかになります。右の矢印は、比較的容易に観察できる「カッシーニの割れ目」を示し、左の矢印は極めて薄い「エンケの割れ目」を示します、後者は良好な大気の状態で大きな望遠鏡で初めて見られます。左の写真は10インチマクゼートフカセグレン望遠鏡で、右は90 cmカセグレンリフレクターで撮影されました。左の画像には、Philips ToUCam 740Kウェブカメラが使用され、右と中央にはカラーフィルターホイール付きのDMKビデオカメラが使用されました。右の画像では、2000枚の個別画像が合計されました！
土星の球体は14”から20”の間から見られ、リングは距離に応じて37”から46”の間に見られます。 378日ごとに反対地位になります。 土星を多くの惑星観察者にとって最も美しい惑星の一つにするリングシステムは、無数の個々の塊から構成されており、埃粒ほど小さいものから一戸建ての家ほど大きいものまで様々です。 リングシステムの直径（272.000 km）に比べて、その厚みは1 km未満ということは非常に低いです。
リングシステムは、非常に多くの個々の同心円環に分かれており、時には隙間で隔てられています。 中型の望遠鏡はすでに「カッシーニの割れ目」を示し、大きな望遠鏡はさらに「エンケの割れ目」を示します。 リング面は軌道面とほぼ27度傾いており、土星の太陽周りの約29.5年間にわたる完全な周回中に、リングがちょうど端から2回、または最大の見込み角度で2回見えることができます。 適切な角度は2009年、2025年、2038年に到達され、その間は北極または南極リング面を特に有利に見ることができます。 かんしょう地位に達したとき、リングは何日か見えなくなります。
現在、多数の既知の土星の衛星の中から、約8つがアマチュア用の観測に適しています。
土星の数字:
直径: 116,900 km
太陽からの平均距離: 1432百万 km
太陽周りの公転周期: 29.5年
地球軌道に対する軌道傾斜: 2.5度
地球からの距離: 1191から1665百万 km
衛星の数: 60
平均密度: 0.7 g/cm³
天王星は地球から遠く離れているため、肉眼ではほとんど見ることができず、1781年に望遠鏡で初めて発見されました。木星や土星と同様に、主にガスから構成されています。
彼の見かけの直径はわずか3”から4”なので、アマチュア向けの観測の対象としてはあまり魅力的ではありません。370日ごとに太陽と反対の位置に立ちます。
望遠鏡では、高倍率を使用しても、構造のない小さな緑色の円盤しか見えません。 最大の5つの天王星の衛星は、中型のアマチュア用の器具で写真に撮影することができます。
天王星とその衛星4つ。 惑星の左側には、ムーンのウンブリエル、右側にはアリエル、ティターニア、オベロン。 この写真は、2003年8月28日に10インチのマクゼートフカセグレン望遠鏡で撮影されました。
天王星の数字:
直径: 51,000 km
太陽からの平均距離: 2,884百万 km
太陽周りの公転周期: 84.7年
地球軌道に対する軌道傾斜: 0.75度
地球からの距離: 2,582から3,158百万 km
衛星の数: 27
平均密度: 1.3 g/cm³
海王星 は、太陽系で最後の惑星であり、平均距離4.5十億キロメートルで太陽を周回しています。そのため、彼はわずかに光が弱く、1846年に初めて望遠鏡を使って発見されました。太陽の周りを一周するのに165.5年かかり、したがってほぼ毎年1回、すなわち367.5日ごとに対立位置に達します。
しかし、その時でさえ、惑星の見かけの直径はわずか2.3"であり、そのガス大気の詳細を認識するには十分ではありません。一方、名前がトリトンの最大の衛星に挑戦することは価値があります。
2003年9月17日のこの画像で最も明るいのは海王星です。惑星の右下には最も明るい衛星トリトンが見えます。再び、口径10インチのマクスートフカセグレン望遠鏡が撮影光学系として使用されました。
海王星の数値:
直径：44730 km
太陽からの平均距離：4500百万km
太陽を周回する時間：165.5年
地球軌道からの軌道傾斜：およそ1.75度
地球からの距離：4300から4683百万km
衛星の数：13
平均密度：1.7g/cm³
撮影技術
すでにほのめかされているように、惑星の写真撮影技術は、前回の「天文・天体写真」シリーズで説明されたものとは根本的に異なります。できるだけ短時間で多くの画像を撮影することができるカメラシステムが必要で、その画像センサーのサイズはまったく重要ではありません。大きなセンサーは、要するに微小な惑星の円盤が関与しているだけで、基本的に黒い空からなる広大な環境を記録するデータ量を不必要に増加させ、画像の後処理を複雑にします。
実際、数ミリメートルの辺のセンサーで十分であり、まだ有意味のある撮影焦点距離で惑星を完全に捉えることができます。ピクセルの数も重要ではなく、640x480画素の単純なVGA解像度で十分です。重要なのは、1秒間あたり10、20、30枚またはそれ以上の画像をビデオファイルとして記録できるカメラの能力です。惑星写真の理想的な撮影装置は、ウェブカメラとデジタルビデオカメラモジュールです（ビデオカメラは含まれません）。
Philips ToUCam 740K（左）および後継機SPC 900 NC（右）のウェブカメラモデルは、中古でしか入手できません。これらのモデルは、一般的に使用されているCMOSセンサーではなく、真のCCDセンサーを搭載しており、惑星写真では有利です。
ウェブカメラは最も手頃な解決策であり、必要なアクセサリーとともに100ユーロ以上で入手できます。CMOSセンサーの代わりに本物のCCDセンサーを使用しているモデルを選択すべきです。残念ながら、これまでそのようなモデルを提供していたPhilips社は、生産を停止し、現在はCMOSセンサーを搭載した機器のみを提供しています。もし「Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K」または「Philips ToUCam SPC 900 NC」の中古品を手に入れる機会があれば、それが良い選択肢です。なぜなら、どちらのモデルもCCDセンサーを搭載しているからです。
ImagingSource社のDMKビデオモジュールは、ウェブカメラよりも優れた画質を提供しますが、価格もはるかに高くなります。ここで示されているモデルはモノクロ撮影のみを行い、1.25インチのフード（上）を使用して望遠鏡に接続されます。
使用可能なDMK 21AF04ビデオカメラは、Firewireインターフェイスを介して画像をコンピューターに転送します。彩色された惑星写真を撮影するには、赤、緑、青のフィルターが取り付けられたカラーフィルターホイールが追加で必要です。
新しいカメラをお求めの場合は、「Celestron NexImage CCDカメラ」（Link）しか残されていません。内部はウェブカムと同じでありながら、望遠鏡用の接続が済んで提供されます。
上記のPhilips製品では、ウェブカムのレンズを取り外し、代わりに直径1.25インチの望遠鏡アダプターを取り付ける必要があり、そうすることでカメラを眼ピースの代わりに望遠鏡のフォーカサーに挿入できます。レンズ式望遠鏡の場合、IR-/UVフィルターの使用も有用で、不鮮明さを防ぐのに役立ちます。
ウェブカムを天体撮影に適したものにするには、UV-/IRスパーフィルター（特に屈折望遠鏡の場合に重要）とウェブカムアダプター（中央）が必要です。
Philips SPC 900 NCのレンズを慎重に取り外すためのカッターナイフ。これは惑星写真撮影で必要ありません。
取り外されたレンズに代わるものとして、ウェブカムアダプターを被写体の釣りフードにねじ込み、カメラを望遠鏡の眼ピースに取り付ける準備を行います。
1.25インチ径のウェブカムアダプターを眼ピースとして取り付けます。
ウェブカムは個々の画像の最高品質を志向していないため、連続したビデオストリームを生成することが目的となっており、デジタルビデオモジュールの使用が向上の助けとなります。これにより、撮影したビデオ内で非圧縮の単一の画像を取得できますが、価格はかなり高くなります。このようなビデオモジュールの推奨メーカーはImagingSource社です（Link）。
惑星のビデオを撮影する
まず、望遠鏡の解像度（つまり、開口径）とカメラのピクセルサイズに依存する最適な焦点距離を計算する必要があります。通常、ウェブカムのセンサーは、ピクセルの辺の長さが約5千分の1ミリであることが一般的です。最適な焦点距離は、開口比が約1:20である場合に達成され、概算でまん丸な値に丸められます。
つまり、焦点距離は開口径の約20倍である必要があります。焦点距離が短いと、望遠鏡の理論的な解像度を活用できません。長いと、惑星のディスクは大きくなり、明るさが低下しますが、詳細が増えるわけではありません。特に最後の場合は悲劇的で、個々の画像の露光時間が不必要に長くなり、低い大気乱れの瞬間を利用して鮮明な個々の画像を撮影することがより難しくなります。
例：開口径150ミリメートルの望遠鏡を使用する場合、最適な焦点距離は150mm * 20 = 3000mm、つまり3メートルです。プライマリ焦点距離が短い場合は、テレスコープとカメラの間に取り付けられるバーローレンズを使用して、値を調整します。
最適な開口比のデニュームの正確な数式は、ピクセルの直径を0.00028で除算することで計算できます。例：カメラのピクセルの辺の長さが0.004mmです。0.004を0.00028で割ると、14という数字が得られるため、狙うべき開口比は約1:14であるべきです。
次に、望遠鏡を惑星に合わせ、アイピースで見ます。モーター駆動のマウントの微調整で、惑星を正確に画像の中心に持ってきます。その後、アイピースを取り出して、Webカムに交換します。カメラの制御ソフトウェアでは、この時点では画面上でまだ非常にぼやけた惑星の映像を確認するために、長い露出時間と高い画像増強（多くは「ゲイン」と呼ばれる）が設定されるべきです。カメラが取得したビデオは、画面上でライブで追跡できるため、焦点の合わせることは大きな問題ではありません。画像が鮮明になるほど、明るくなるため、過度な露出を避けるために、ステップごとに露出時間と増強を減らす必要があります。
惑星のビデオを保存する前に、カメラの音声転送を必ずオフにして、オーディオデータが貴重な帯域幅を浪費しないようにします。
フィリップスToUCam 740Kに付属するソフトウェア「Philips VRecord」の画面キャプチャ。左端にはWebカムによるオキュラーの置き換え後の火星が表示されており、まだ完全にぼやけています。中央にはフォーカスが完了した後の状態が表示されており、画像はまだ非常に過剰露出されています。右端では、露出とホワイトバランスが調整されています。
一度画面で鮮明に見えるようになった惑星について、微調整に進みます。個々の画像の露出時間と電子画像増強のバランスを取ることが重要です。すべての設定を自分で行うために、カメラの露出自動調整を必ずオフにしてください。短い露出時間は、低い大気乱れの瞬間を「凍結」するのを容易にしますが、高い画像増強は撮影された画像のノイズを増やします。惑星の明るさと大気乱れに関する観測条件に応じて、妥協点を見つける必要があります。飽和したピクセルがいくつかあり、画像情報が永久に失われることを避けるために、過度の露光は絶対に避けるべきです。また、過度のアンダーエクスポージャーも避けるべきです。信号対雑音比が悪化するためです。
Webカムのドライバーソフトウェアでは、音声録音をオフにする（「ミュート」）。使用するカメラモデルによって、対応するダイアログボックスの見た目が異なる場合があります。
Philips ToUCam 740Kのカメラコントローラ。ホワイトバランスと露光の自動調整をオフにすることが重要です。その後、上の色調コントロールと下の露出時間・増強のコントロールを手動で設定できます。
Philips ToUCam 740Kの画像コントローラ。こちらでも完全自動での設定をオフにする必要があります。画質、明るさ、コントラストを手動で調整し、惑星の可視画像ができるだけ自然に見えるようにします。
次に、ホワイトバランスを調整します。画面とオキュラーでの視覚的な印象が一致するように、1つまたは2つの色調調整を調整します。
最後の決定は、フレームレートに関するものです。Webカムでは、1秒あたり30枚を超える値を設定しないでください。データ量をコンピュータに転送するには、画像データを非常に圧縮する必要があり、それにより画質が低下します。10枚または20枚が十分です。
今、ビデオを記録し、できるだけAVI形式を選択してください。ファイルのサイズが大きくなりすぎないように、ビデオの長さを4〜5分に制限してください。これにより、後続の処理が困難になるのを避けられます。さらに、さまざまな設定で連続して短いビデオを撮影することをお勧めします。火星や木星のように、惑星の表面特徴が惑星の回転によって移動している場合は、4分を超えるビデオは撮影しないでください。
ビデオの処理
録画終了後、惑星を表示するビデオファイルが作成されます。大気の乱れのため、含まれる個々の画像が常に鮮明ではありません。したがって、次のステップでは鮮明な個々の画像を選択し、適切に整列させ、平均値計算された総画像にまとめる必要があります。画像のノイズを軽減するためには、合計画像作成が必要であり、それによって再び天体の撮影のシャープニングが可能になります。
最も鮮明な個々の画像の選択は、1秒あたり10枚の画像で構成される4分間の惑星ビデオにおいて、2400枚の個々の画像があることを考えると、非常に手間のかかる作業です！幸い、このステップは手作業で行う必要はありませんが、インターネットで利用可能なフリーウェアプログラムで実行することができます。このうち2つのプログラムが挙げられます:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) および
Registax (http://www.astronomie.be/registax/)。
次に、「GIOTTO」ソフトウェアを使用した手順について説明します。ソフトウェアをダウンロードし、指定されたウェブサイトに記載されている手順に従ってインストールすれば、手順を確認できます。また、このチュートリアル用に「MarsDemo.zip」という練習ファイルを追加でダウンロードし、解凍して「MarsDemo.avi」という動画を取得してください。この動画は、直径10インチの望遠鏡およびフィリップスのWebカメラを使用して2003年8月22日に撮影された火星の個々の映像から構成されています。
まず、Media-Playerで動画を確認するとよいでしょう。そうすることで、大気の乱れにより画質が大幅に変動することがわかるでしょう。以下は、動画からの2つの個々の映像であり、特にぼやけたものとかなり鮮明なものを示しています:
「MarsDemo.avi」という練習動画からの2つの個々の映像。左は大気の乱れによりぼやけている個々の映像、右ははるかに鮮明なもの。
GIOTTOを起動すると（バージョン2.12）、次の画面が表示されます:
フリーウェア「GIOTTO」のスタート画面。四つの画面（バッファA - D）が利用可能です。
画像をオーバーレイ/画像を自動的にオーバーレイ…コマンドを選択します。これにより、次のダイアログボックスが表示されます:
GIOTTOソフトウェア: 7つのステップで惑星動画が完成画像に処理されます。
ここで、ステップ1からステップ7まで進み、作業してください。最初に、ソフトウェアに生の画像がどこから来たのかを知らせます。したがって、生の画像のソース…ボタンをクリックし、AVIファイルのすべての個々の画像とデジカム/ウェブカム/スキャナー/CCDカメラ（非インターレース）を選択し、適用:で確認してください。
GIOTTOソフトウェア: 生の画像のソースの選択。
ステップ2（オーバーレイ前処理を行いますか？）はスキップして（必要に応じて選択ボックスからチェックを外します）、ステップ3（中央をどのように合わせますか？）に進みます。GIOTTOが個々の惑星画像を正確に重ね合わせるために適用する方法を選択してください。明るさの重心を検索（明るい単一対象）を選択する前に、中央合わせ方法…ボタンをクリックしてください:
GIOTTOソフトウェア: 中央合わせ方法の選択。「明るさの重心を検索」は通常、「惑星円盤の中央を合わせる」よりも優れた結果をもたらします。
ステップ4の「サブピクセルの精度」では、スーパーレゾリューション…ボタンをクリックし、適切なダイアログボックスで倍解像度（半ピクセル）を選択し、その後被写体のトリミング、画像サイズは維持するを選択します。この設定により、GIOTTOはオーバーレイ前にすべての個々の画像を2倍に拡大し、オーバーレイの精度が向上します。
GIOTTOソフトウェア: 「倍解像度」の選択後、GIOTTOはサブピクセルの精度で作業できます。
次に、ステップ5の生の画像の品質チェックに取り組みます。使用する画像の割合を指定するために、並べ替え設定…ボタンをクリックします。練習動画には100枚の個々の画像が含まれているため、画像の70％を使用し、残りは破棄します。これは、使用率スライダーを使用して設定する必要があります。また、鮮明さと歪みの重み付けも重要で、鮮明さ70％と歪み30％を選択してください。
GIOTTOソフトウェア: 鮮明さと歪みの重み付け、使用率は惑星動画の特性に応じて調整する必要があります。「実践的な提案」ボックスには有用なヒントが示されています。
提示された動画の特性に応じて、これらの値を変更する必要がある場合があります。大気の乱れによって撮影された動画が鮮明な個々の画像をほとんど含まない場合は、使用率を大幅に減らす必要があります。また、大気の乱れが多くの歪んだ惑星像をもたらした場合、歪みに重点を置き、鮮明さには少ない重要性を与える必要があります。ダイアログボックス内の「実践的な提案」ボタンをクリックすると、レギュレーターが定義済みの提案位置に移動します。
次は、ステップ6: 結果はどのように決定されますか？です。結果設定…ボタンをクリックすると、対応するダイアログに移動します。ここで、平均化を選択してください。 平均化 は、選択された中央合わせされたフレームの算術平均計算を意味します:
GIOTTOソフトウェア: 最も鮮明な個々の画像を選択し、整列させた後、惑星画像を平均化する必要があります。
7つ目のポイントはスキップしても構いません。そして、次へ…ボタンをクリックしてください。もし利用できない場合、前回の設定を引き継ぐボタンをクリックすると問題が解決されるかもしれません。
手続きを開始すると、プログラムは最初にビデオファイルの選択を要求し（今回の場合、「MarsDemo.avi」）、しばらく計算に忙しくなり、進捗状況がパーセンテージで表示されます。
Software GIOTTO: 惑星ビデオの選択。
Software GIOTTO：処理する単一フレームの数によって、ビデオ編集にはある程度の処理時間がかかります。その間、GIOTTOはステータスメッセージ（矢印）を表示します。
作業が完了すると、「合計画像を含むバッファA」ウィンドウに結果が表示されます。
Software GIOTTO: 合計画像の表示。
最初に、この画像はビデオからの鮮明な単一フレームよりもぼやけて見えますが、電子的な画像ノイズは格段に少なくなります。これにより、シャープニングフィルタを適用することができます。GIOTTOで編集/シャープ化とフィルタリング...コマンドを選択し、現れるダイアログボックスでシャープ化のみタブを選択し、以下の画像に示されているパラメータを設定し、ターゲットにバッファBを選択します。シャープ化パラメータを変更すると、プレビューウィンドウが更新されるまでに相応の時間がかかりますので、ご注意ください。
Software GIOTTO: 合計画像のさらなるシャープ化は、過剰なシャープ化による望ましくないアーティファクトが生成されるのを防ぐため、多くのパラメータを繊細に制御する必要があります。プレビュー画像はこの作業を大幅に容易にします。
編集ボタンをクリックしてシャープ化処理を開始し、その結果はその後に「バッファB」ウィンドウに表示されます。
Software GIOTTO: バッファBに表示されたシャープ化合計画像。
グラフィックフォーマットの設定が正しいかどうかを保存する前に確認してください。GIOTTOでファイル/グラフィックフォーマット...を選択し、TIFFセクションで非圧縮と16ビットを選択してください：
Software GIOTTO: グラフィックフォーマットの構成。TIFFとFITSだけが損失なく作動し、それは惑星の写真を他のソフトウェアで追加処理する場合に重要です。
ファイル/画像を保存...コマンドで、4つのファイルウィンドウの内容を個別に保存することができます。できるだけ損失のない形式（例：TIFF）で保存してください。
Software GIOTTO: TIFF形式でシャープ化された合計画像を保存。
必要に応じて、TIFF形式の画像を別の画像編集ソフトウェアで開いて最終的な編集を行うことができます。
自作の「MarsDemo.avi」ファイルからの完成した火星の画像。Adobe Photoshopで微調整、グラデーション、および色合いの調整を行った後。
このチュートリアルで使用された多くの惑星画像は、10インチマクサトフ・カセグレン望遠鏡のチューブによって撮影されました。サイズ比較として、キヤノンEOS 1Dが含まれています：
自己紹介：このチュートリアルで使用されたすべての画像例は、チュートリアルで説明されている方法で作成されました。
唯一の例外：表紙の画像は、自作の惑星写真の合成です。
第15部「キャリブレーション：ハイライトフィールドおよびダークフィールドの撮影」で続きます。
