실제로 가장자리 길이가 몇 밀리미터에 불과한 센서도 적절한 초점 거리로 행성을 완전히 포착하는 데 충분합니다. 픽셀 수 역시 중요하지 않으며, 640x480 픽셀의 간단한 VGA 해상도면 충분합니다! 중요한 것은 초당 10장, 20장, 30장 또는 그 이상의 이미지를 비디오 파일로 녹화할 수 있는 카메라의 기능입니다. 따라서 행성 사진 촬영에 이상적인 녹화 장치는 캠코더가 아닌 웹 카메라(웹캠)와 디지털 비디오 카메라 모듈입니다.
우리 태양계의 행성은 비교적 작지만 하늘에서 밝은 물체입니다. 따라서 이미징 기술은 저조도의 깊은 하늘을 모티브로 한 장노출과는 근본적으로 다릅니다. 이 리드 이미지는 포토몽타주입니다.
14부: 웹캠으로 행성 촬영하기
지구 외에도 7개의 행성이 태양 궤도를 돌고 있습니다. 태양 가까이에서 시작하여 수성, 금성, 지구, 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 순입니다. 따라서 수성과 금성은 궤도 반경이 지구보다 작은 내행성입니다. 다른 모든 행성은 지구보다 태양에서 훨씬 더 멀리 떨어져 있습니다.
천왕성과 해왕성을 제외한 나머지 행성들은 육안으로 이미 하늘에서 식별할 수 있지만 별처럼 보입니다. 세심한 관찰자만이 행성이 차분한 빛을 내는 반면 별은 다소 강하게 "깜빡이는" 것을 알아차릴 수 있습니다. 망원경에서 행성은 적절한 배율에서 작은 원반처럼 보이지만 별은 거대한 망원경의 최대 배율에서도 작은 빛의 점으로 남아 있습니다.
따라서 밝기 때문에 하늘에서 수성에서 토성까지 행성을 찾는 것은 문제가 되지 않습니다. 하지만 현재 어떤 별자리에 속해 있는지 알아야 합니다. "행성"이라는 용어는 고대 그리스어 "행성"에서 유래한 것으로 "방황하는 것"을 의미합니다. 행성에 대한 "방황하는 별"이라는 용어는 태양 주위를 이동하기 때문에 항상 하늘에서 같은 별자리에 있지 않고 시간이 지남에 따라 황도대의 모든 별자리를 이동하기 때문에 여기에서 파생된 용어이기도 합니다.
따라서 이동 속도는 태양 주위를 도는 행성의 궤도 주기에 따라 달라지기 때문에 매년 반복되는 가시성 시간을 지정할 수 없습니다. 케플러의 세 번째 법칙에 따르면 공전주기는 태양과의 거리에 따라 달라지는데, 행성이 태양에 가까울수록 공전주기가 짧아집니다. 수성은 '수성의 해'를 완성하는 데 약 88일밖에 걸리지 않지만, 태양에서 멀리 떨어져 있는 토성은 약 29.5년이 걸립니다!
행성의 현재 위치와 가시성을 알아내는 방법에는 여러 가지가 있습니다. 그중 하나는 코스모스에서 발행하는 "하늘의 해"와 같은 천문 연감입니다. 이 연감은 매년 발행되며 각 달의 행성 가시성을 설명합니다. 또 다른 방법은 www.calsky.de 같은 온라인 포털입니다.
"Guide"(www.projectpluto.com) 또는 프리웨어 "Cartes du Ciel"(http://www.stargazing.net/astropc/)과 같은 플라네타륨 소프트웨어를 사용할 수도 있습니다.
2002년 4월 30일 저녁, 서쪽 하늘에서 육안으로 볼 수 있는 다섯 개의 행성을 동시에 볼 수 있는 매우 드문 광경이 펼쳐졌습니다.
내행성과 외행성의 관측 가능성은 근본적으로 다릅니다. "내부" 행성(수성 및 금성)은 지구 궤도 내에서 태양을 공전하므로, 우리는 외부에서 그 궤도를 바라봅니다. 따라서 이 행성들은 항상 태양에 상대적으로 가깝고 최대 각도 거리까지만 태양으로부터 멀어집니다. 이 최대 거리는 수성의 경우 28도, 금성의 경우 48도입니다. 이 최대 각거리에 도달하는 위치를 "신장"이라고 합니다. 동쪽 신장에서는 일몰 후 저녁 하늘에서, 서쪽 신장에서는 일출 전 아침 하늘에서 내부 행성을 볼 수 있습니다. 조명 조건으로 인해 확대 망원경의 내부 행성은 달과 비슷한 위상을 보입니다. 다른 극단적인 위치는 내부 행성이 태양 뒤에 있거나("상접합") 태양과 지구 사이에 있을 때("하접합") 발생합니다. 하접합의 경우 수성이나 금성은 실제로 태양 앞에 있는 어두운 원반처럼 보일 수 있지만, 지구 궤도에 비해 기울어진 궤도면 때문에 이런 경우는 매우 드뭅니다.
외부 행성은 상황이 완전히 다릅니다. 외행성의 궤도 반경은 지구보다 크기 때문에 지구에서 볼 때 특정 시간대에 태양과 반대편에 위치합니다. 따라서 해가 질 때 뜨고 해가 뜰 때 지기 때문에 밤새도록 하늘에서 볼 수 있어 특히 관측하기 쉽습니다.
동시에 지구에 특히 가까워 망원경에서 보이는 크기와 밝기가 최대 값에 도달합니다. 이 최적의 위치를 "반대"라고 합니다. 그 반대는 "결합"으로, 말하자면 태양 뒤에 있어 관측할 수 없는 경우입니다.
중요한 행성 별자리의 도식적 표현. 태양이 중앙에 있고 지구(1)는 파란색 행성으로 표시됩니다. 외행성(빨간색)의 경우 반대 위치(3)에서 특히 관측하기 좋은 조건을 제공하는 반면, 결합 위치(2)에서는 관측할 수 없습니다. 내부 행성(녹색)은 태양과의 각 거리가 특히 큰 최대 신장 위치(6)에서 가장 잘 보입니다. "상접합"(4)과 "하접합"(5)에서는 태양 원반 바로 앞을 지날 때만 관측할 수 있는데, 이를 "통과"라고 합니다.
지구와의 거리가 멀기 때문에 행성들은 겉보기 지름이 초("약어")로 표시되는 작은 원반처럼 보입니다. 1도는 60분의 원호로, 1분은 60초의 원호로 나뉩니다. 보름달은 약 0.5도 각도로 우리에게 보이며, 이는 30아크분 또는 1800아크초에 해당합니다. 63호초 이상에 도달하는 행성은 없습니다. 또 다른 비교: 240미터 거리에 있는 1유로 동전은 20아크초의 각도로 우리에게 나타납니다. 이것은 대략 토성 행성의 지구의 값에 해당합니다!
이렇게 작은 물체를 선명한 초점으로, 심지어 표면의 디테일까지 포착하는 것은 사진 촬영의 진정한 도전입니다. 매우 긴 초점 거리만 필요한 것이 아닙니다. 가장 어려운 작업은 천문학자들이 "보는 것"이라고 부르는 지구 대기의 난기류로 인한 선명도 손실을 보정하고 별의 신틸레이션("깜빡임")을 유발하는 것을 보정하는 것입니다.
망원경을 통해 고배율로 행성을 본 적이 있는 사람이라면 누구나 이 현상에 익숙할 것입니다. 때때로 이미지가 선명하게 나타났다가 다시 흐려지고 흐려지는 현상을 경험하게 됩니다. 시야가 좋지 않은 밤에는 사용 가능한 이미지가 전혀 생성되지 않아 행성 사진을 찍을 가치가 없습니다. 그러나 시야가 좋더라도 조건이 안정적이지 않고 특히 세밀하게 볼 수 있는 짧은 순간이 있습니다.
이러한 이유로 웹캠이나 비디오 카메라를 사용하여 짧은 시간에 수백, 수천 장의 개별 이미지를 촬영하는 것이 매우 성공적인 전략입니다. 그런 다음 특수 소프트웨어의 도움으로 이 수많은 이미지 중에서 가장 선명한 개별 이미지를 선택하고 정확하게 중첩합니다. 선택한 이미지에서 평균값을 계산한 다음 선명하게 보정합니다. 이렇게 하면 숙련된 관측자가 접안렌즈를 통해 볼 때 알아볼 수 있는 정도의 디테일을 보여주는 매우 상세한 행성 사진이 만들어집니다.
행성 사진은 비교적 작은 망원경으로도 가치가 있습니다. 여기에는 조리개가 75mm에 불과하고 전동식 추적 기능이 없는 30년 된 굴절망원경에 DMK 파이어와이어 비디오 카메라가 장착되어 있습니다:
위에 표시된 장비로 촬영한 토성(왼쪽)과 금성 행성의 이미지.
촬영 기법에 대해 설명하기 전에 먼저 모든 행성을 개별적으로 소개해야 합니다.
수성은 태양에 가장 가까운 행성이며 달이 없습니다. 하늘에서 보이는 수성의 겉보기 크기는 5인치에서 최대 12인치에 불과합니다. 수성은 대기가 없기 때문에 표면을 볼 수 있지만, 표면의 디테일은 거의 보이지 않고 기껏해야 더 크고 어두운 영역만 보입니다. 따라서 사진 이미지의 목적은 수성의 변화하는 위상을 포착하는 것입니다.
2005년 6월 18일(왼쪽)과 2003년 4월 15일에 촬영한 수성 행성의 위상과 희미하게 표시된 표면 구조를 보여주는 두 장의 이미지. 두 경우 모두 필립스 ToUCam 740K 웹캠이 카메라로, 왼쪽에는 8인치 굴절렌즈가, 오른쪽에는 10인치 막수토프-카세그레인 망원경이 이미징 광학장치로 사용되었습니다.
수성 통과는 2003년 5월 7일에 일어났습니다: 태양에 가장 가까운 행성이 작은 점(화살표)으로 태양 앞을 지나갔습니다.
설상가상으로 수성은 항상 태양에 비교적 가깝고 28도 이상 떨어져 있지 않습니다. 즉, 수평선에 가까운 위치에서 일몰 후 약 한 시간 또는 일출 한 시간 전에만 볼 수 있습니다. 또는 낮 하늘에서 추적할 수도 있지만, 시야에 태양이 들어오는 것을 피하기 위해 각별히 주의하는 것이 좋습니다.
열등한 결합 동안 행성은 때때로 태양 디스크 앞에 어두운 점으로 보일 수 있습니다. 이 경우 이 튜토리얼 시리즈의 6부("태양 사진 촬영 시 주의 사항")에 설명된 모든 조치를 취해야 합니다. 유럽에서 관측할 수 있는 다음 수성 통과는 2016년 5월 9일, 2019년 11월 11일, 2032년 11월 13일에 있을 예정입니다.
숫자로 보는 수성
지름: 4878km
태양으로부터 평균 거리: 5,790만 km
태양 주위를 도는 공전 주기: 88일
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 7도
지구와의 거리: 8천만~2억 2천만 km
위성 수: 0개
평균 밀도: 5.4g/cm³
금성은 내부 행성이기 때문에 위상을 보여줍니다. 금성은 밀도가 높고 닫힌 구름으로 둘러싸여 있기 때문에 지구에서는 금성의 표면이 보이지 않습니다. 하지만 금성은 입사광의 대부분을 반사하기 때문에 태양과 달 다음으로 하늘에서 세 번째로 밝은 별이며, 어두운 지역에서는 그림자를 드리우기도 합니다! 금성의 밝기 덕분에 대낮에도 육안으로 식별할 수 있는 경우도 있습니다. 겉보기 지름은 10"("전체 금성")에서 63"(열등한 결합)까지 다양합니다. 구름 덮개 구조는 반사 망원경, 특수 필터, 자외선에 민감한 카메라가 필요한 자외선에서 관측하지 않는 한 기대할 수 없습니다.
금성의 위상. 맨 왼쪽은 위접합점 근처의 "보름달 금성", 오른쪽은 아래접합점 근처의 좁은 금성 초승달입니다.
1882년 이후, 2004년 6월 8일에 마침내 또 한 번의 금성 통과가 이루어졌습니다. 하접합 동안 금성은 태양 앞을 어두운 점으로 지나갔는데, 이는 인상적인 광경이었습니다! 이 통과는 6시간 이상 지속되었습니다.
금성은 지구에서 볼 때 태양으로부터 최대 48도 거리에 있기 때문에 수성을 관측하는 것보다 훨씬 쉽습니다. 또한 황도대에서 태양의 북쪽에 위치하기 때문에 일몰 후 또는 일출 전 최대 4.5시간 동안 볼 수 있습니다. 금성은 일반적으로 "저녁별" 또는 "샛별"이라고 불립니다.
금성은 또한 때때로 태양이 하행하는 동안 검은 원반 모양으로 태양 앞을 지나가는데, 이를 "금성의 통과" 또는 "금성 통과"라고 합니다. 금성 통과는 수성 통과보다 더 드뭅니다. 243년 주기로 발생합니다. 한 번 통과하면 8년 후에 다음 통과가 이어지고, 121.5년 후에 다시 한 번, 그리고 8년과 105.5년 후에 또다시 통과합니다. 121.5년 후의 마지막 금성 통과는 2004년 6월 8일에 일어났습니다. 다음 금성 통과는 2012년 6월 6일에 일어날 예정이며, 이 중 중부 유럽에서는 일출 후 끝부분만 볼 수 있습니다. 그 후 2117년 12월 11일과 2125년 12월 8일까지 대기 기간이 이어집니다.
수치로 본 금성:
지름: 12104km
태양으로부터 평균 거리: 1억 820만 킬로미터
태양 주위를 도는 궤도 주기: 224.7일
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 약 3.5도
지구와의 거리: 38.8~2억 6,090만 km
위성 수: 0개
평균 밀도: 5.25g/cm³
지구는 비교를 위해 수치로만 나열되어 있습니다:
수치로 본 지구
지름: 12742km
태양으로부터 평균 거리: 1억 4960만 km
태양 주위의 공전 주기: 365.25일
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 0도
위성 수: 1
평균 밀도: 5.5g/cm³
화성은 비교적 타원형 궤도를 그리며 지구 밖에서 태양을 공전합니다. 대기가 있긴 하지만 매우 약해서 표면의 디테일을 알아볼 수 있을 정도입니다. 가시거리가 좋은 기간에는 비교적 작은 망원경으로도 화성의 겨울에는 얼어붙은 이산화탄소와 물 얼음이 자라고 여름에는 녹는 것을 관찰할 수 있습니다. 화성의 표면은 산화철이 존재하기 때문에 붉은 오렌지색으로 보이는데, 이 때문에 화성은 "붉은 행성"이라는 이름을 얻게 되었습니다. 고배율에서는 지구의 대륙과 비슷한 어두운 영역이 보이며 이름도 있습니다. 이러한 구조 덕분에 망원경으로 화성 지구의 자전을 따라갈 수 있습니다.
화성을 바라보는 세 가지 관점. 왼쪽 이미지는 2007년 12월 19일, 가운데 이미지는 2005년 10월 14일, 오른쪽 이미지는 2003년 8월 22일에 촬영한 것입니다. 세 장 모두 10인치 막수토프-카세그레인 망원경으로, 왼쪽 두 장은 DMK 비디오 카메라와 컬러 필터 휠로, 오른쪽은 필립스 ToUCam 740K 웹캠으로 촬영한 것입니다.
지구에서 화성의 거리는 큰 변동을 겪기 때문에 겉보기 지름이 최소 4인치에서 최대 25인치까지 다양합니다. 그러나 780일마다 도달하는 반대 위치에서도 타원형 궤도로 인해 큰 차이가 발생하기 때문에 항상 최적의 상태로 관측할 수는 없습니다. 최소 반대 거리는 5570만 킬로미터에 불과하며, 이 지점에서 25" 각도로 나타납니다. "나쁜" 대칭의 경우, 지구에서 거의 두 배나 멀리 떨어져 있어 망원경으로 보면 절반에 불과합니다. 2010년 1월 29일(거리 9930만 km, 직경 14.1인치)과 2012년 3월 3일(1억 800만 km, 13.9인치)에는 상대적으로 불리한 반대편이 우리 앞에 놓여 있었습니다. 특히 유리한 것은 2018년 7월 27일(5,760만 킬로미터, 24.3인치)까지 이어졌습니다.
화성의 두 위성인 포보스와 데이모스는 직경이 각각 27km와 15km로 작기 때문에 대형 망원경으로 관측하는 것은 아마추어에게는 어려운 일입니다.
수치로 보는 화성:
지름: 6794km
태양으로부터 평균 거리: 2억 2790만 km
태양 주위를 도는 궤도 주기: 687일
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 1.85도
지구와의 거리: 55.7~4억 km
위성 수: 2개
평균 밀도: 3.9g/cm³
목성은 태양계에서 가장 큰 행성으로, 지름이 지구 지름의 약 11배에 달합니다. 수성, 금성, 지구, 화성은 지구와 비슷한 행성이지만, 목성은 접근 가능한 단단한 표면이 없는 외계 가스 행성의 첫 번째 대표 행성입니다. 우리는 표면 대신 비교적 작은 망원경으로도 구름 구조의 띠를 볼 수 있는 목성의 밀도가 높은 대기를 살펴봅니다.
이러한 구름 띠 중 일부는 상당히 일정하지만 다른 구름 띠는 나타났다 사라지기도 합니다. 눈에 띄고 변함없는 디테일 중 하나는 "그레이트 레드 스팟"으로 알려진 거대한 회오리바람입니다.
거대한 행성 목성은 고대비와 고도로 구조화된 구름 띠로 인해 무엇보다도 사진 모티브로서 빛을 발합니다. 왼쪽 사진에서 "그레이트 레드 스팟"을 볼 수 있는데, 실제로는 주황색에 가깝습니다. 두 사진 모두 10인치 막수토프-카세그레인 망원경과 필립스 투캠 740K 웹캠으로 촬영한 것으로, 왼쪽 사진은 2003년 4월 4일에, 오른쪽 사진은 2004년 4월 27일에 촬영한 것입니다.
작은 망원경과 비교적 짧은 초점 거리로도 목성의 네 개의 갈릴리 위성을 관측할 수 있습니다. 몇 시간 또는 며칠 간격으로 여러 장의 이미지를 촬영하면 행성 주위를 도는 위성들의 자전을 관찰할 수 있습니다.
목성은 태양, 달, 금성에 이어 하늘에서 네 번째로 밝은 별입니다. 밝기 면에서 화성을 능가하는 경우는 드뭅니다. 목성의 겉보기 지름은 30인치에서 50인치 사이입니다. 10시간 미만의 엄청난 자전 속도로 인해 극의 직경이 적도의 직경보다 훨씬 작기 때문에 평평해지는 것이 선명하게 보입니다. 발견자의 이름을 따서 "갈릴리 위성"이라고 불리는 4개의 가장 큰 위성인 가니메데, 칼리스토, 유로파, 이오는 매우 잘 관측할 수 있습니다. 목성 주위를 도는 이들의 움직임은 몇 시간 또는 며칠에 걸쳐 추적할 수 있습니다. 중형 망원경에서는 위성 중 하나가 목성의 구름에 그림자를 드리우거나 목성의 그림자 속으로 사라지는 시간도 볼 수 있습니다.
모든 외부 행성과 마찬가지로, 목성을 관측하기에 가장 좋은 시간은 반대 위치입니다. 지구와 목성 사이의 거리가 최소이고 겉보기 직경이 가장 크며 밝기가 최대인 399일마다 도달합니다. 그러나 꼭 목성 상대의 밤을 직접 이용할 필요는 없으며, 목성 상대를 전후한 몇 주간의 가시성 조건도 매우 양호합니다.
숫자로 보는 목성:
지름: 139548km
태양으로부터의 평균 거리: 7억 7,900만 킬로미터
태양 주위를 도는 공전 주기: 11.9년
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 1.3도
지구와의 거리: 558~967백만 km
위성 수: 63개
평균 밀도: 1.3g/cm³
토성은 작은 망원경으로도 볼 수 있는 웅장한 고리 시스템으로 가장 잘 알려져 있습니다. 그러나 가장 좋은 시나리오에서도 약 12억 킬로미터가 떨어져 있고 빛도 이 거리를 이동하는 데 1시간 24분이 걸리기 때문에 더 큰 장비로만 세부 사항을 볼 수 있습니다! 목성과 마찬가지로 토성도 단단한 표면이 없는 기체 행성입니다. 또한 빠른 자전으로 인해 지구가 평평합니다: 토성은 10시간이 조금 넘는 시간 동안 자신의 축을 중심으로 자전하지만, 목성과 달리 토성의 구름 구조는 일반적으로 눈에 띄는 세부 사항을 보여주지 않고 약간 다른 색의 섬세하고 대비가 낮은 띠로 구성되어 있기 때문에 토성의 자전을 직접 관찰할 수 없습니다.
2004년 1월 2일(왼쪽), 2007년 12월 20일(가운데), 2009년 3월 21일의 고리형 행성 토성. 수년에 걸쳐 고리 시스템의 시야각이 평평해진 것을 분명히 볼 수 있습니다. 두 개의 화살표는 고리계의 두 개의 틈, 즉 비교적 관측하기 쉬운 "카시니 부문"(오른쪽 화살표)과 하늘이 맑을 때만 큰 망원경으로 볼 수 있는 웨이퍼처럼 얇은 "엔케 부문"(왼쪽 화살표)을 가리키고 있습니다. 왼쪽의 두 사진은 10인치 막수토프-카세그레인 망원경으로, 오른쪽 사진은 90센티미터 카세그레인 반사경으로 촬영한 것입니다. 왼쪽 이미지에는 필립스 ToUCam 740K 웹캠(왼쪽)과 컬러 필터 휠이 있는 DMK 비디오 카메라(가운데 및 오른쪽)가 사용되었습니다. 오른쪽 이미지의 경우 2000개의 개별 이미지를 합쳐서 최종 결과물을 만들었습니다!
토성의 지구는 거리에 따라 14인치에서 20인치 사이의 각도로, 고리는 37인치에서 46인치 사이의 각도로 나타납니다. 토성은 378일마다 반대편에 도달합니다. 많은 행성 관측자들에게 토성을 모든 행성 중에서 가장 아름답게 만드는 고리 시스템은 먼지처럼 작기도 하고 단독주택처럼 크기도 한 수많은 개별 덩어리로 구성되어 있습니다. 고리 시스템의 직경(272,000km)에 비해 두께는 1킬로미터 미만으로 현저히 낮습니다.
고리 시스템은 여러 개의 개별 동심원 고리로 나뉘며, 그 중 일부는 서로 간격을 두고 분리되어 있습니다. 중형 망원경은 이미 "카시니 부문"을 보여 주며, 대형 망원경은 "엔케 부문"도 보여줍니다. 고리 평면은 궤도 평면에 대해 거의 27도 기울어져 있어, 29.5년 동안 지속되는 토성의 태양 주위를 도는 공전주기에 지구에서 볼 때 가장자리에서 정확히 두 번, 최대 시야각에서 두 번 고리를 볼 수 있습니다. 가장자리 위치는 2009년, 2025년, 2038년에 도달하며, 특히 그 사이에 북쪽 또는 남쪽 고리 표면을 가장 잘 볼 수 있습니다. 엣지온 위치에 도달하면 며칠 동안 고리를 전혀 볼 수 없습니다.
현재 알려진 토성의 수많은 위성 중 아마추어 장비로 관측할 수 있는 위성은 약 8개 정도입니다.
수치로 본 토성:
지름: 116900km
태양으로부터의 평균 거리: 1432만 km
태양 주위의 궤도 주기: 29.5년
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 2.5도
지구와의 거리: 1191~1665만 km
위성 수: 60개
평균 밀도: 0.7g/cm³
천왕성은 지구에서 너무 멀리 떨어져 있어 육안으로는 거의 보이지 않으며 1781년에야 망원경으로 발견되었습니다. 목성이나 토성과 마찬가지로 대부분 가스로 이루어져 있습니다.
겉보기 직경이 3인치에서 4인치에 불과하기 때문에 아마추어 천체 관측에 특별히 가치 있는 대상은 아닙니다. 370일마다 태양과 반대 방향에 있습니다.
망원경에서는 고배율에서도 구조가 없는 작은 녹색 원반에 불과합니다. 천왕성의 다섯 개의 가장 큰 위성은 이미 중형 아마추어 장비로 사진으로 촬영할 수 있습니다.
천왕성과 그 위성의 4개 위성. 행성의 왼쪽에는 움브리엘 위성이 있고 오른쪽에는 아리엘, 티타니아, 오베론 위성이 있습니다. 이 이미지는 2003년 8월 28일에 10인치 막수토프-카세그레인 망원경으로 촬영한 것입니다.
숫자로 보는 천왕성:
지름: 51000km
태양으로부터 평균 거리: 2억 8,400만 km
태양 주위를 도는 궤도 주기: 84.7년
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 0.75도
지구와의 거리: 2582~3158만 km
위성 수: 27개
평균 밀도: 1.3g/cm³
해왕성은 태양계에서 평균 45억 킬로미터의 거리로 태양을 공전하는 마지막 행성입니다. 따라서 희미하게만 보이며 1846년에야 망원경의 도움으로 발견되었습니다. 태양 주위를 한 바퀴 도는 데 165.5년이 걸리며, 이는 거의 1년에 한 번, 즉 367.5일마다 반대 위치에 도달한다는 것을 의미합니다.
그러나 이 경우에도 행성 원반의 겉보기 직경은 2.3인치에 불과해 가스 대기의 세부 사항을 인식하기에는 너무 작습니다. 반면에 가장 큰 달인 트리톤을 사진으로 재현해 볼 가치가 있습니다.
2003년 9월 17일에 촬영한 이 이미지에서 가장 밝은 렌즈는 해왕성이며, 해왕성 아래 오른쪽에 가장 밝은 위성인 트리톤을 볼 수 있습니다. 이번에도 10인치 막수토프-카세그레인 망원경이 이미지 광학장치로 사용되었습니다.
숫자로 보는 해왕성:
지름: 44730km
태양으로부터 평균 거리: 4500만 km
태양 주위의 궤도 주기: 165.5년
지구 궤도에 대한 궤도 경사: 약 1.75도
지구와의 거리: 4300~4683만 km
위성 수: 13개
평균 밀도: 1.7g/cm³
촬영 기술
이미 언급했듯이 행성 사진의 촬영 기술은 "천체 사진 및 하늘 사진" 시리즈의 이전 튜토리얼에서 설명한 것과 근본적으로 다릅니다. 가능한 한 짧은 시간에 최대한 많은 이미지를 촬영할 수 있는 카메라 시스템이 필요하며, 이때 이미지 센서의 크기는 절대적으로 종속적인 역할을 합니다. 지구의 아주 작은 부분만을 다루고 있고 기본적으로 검은 하늘로 구성된 넓은 환경에서는 저장해야 할 데이터의 양이 불필요하게 증가하여 이미지의 후속 처리가 더 어려워지기 때문에 큰 센서는 단점이 되기도 합니다.
실제로 가장자리 길이가 몇 밀리미터에 불과한 센서도 적절한 초점 거리로 행성을 완전히 포착하기에 충분합니다. 픽셀 수 역시 중요하지 않으며, 640x480픽셀의 간단한 VGA 해상도면 충분합니다! 중요한 것은 초당 10장, 20장, 30장 또는 그 이상의 이미지를 비디오 파일로 녹화할 수 있는 카메라의 기능입니다. 따라서 행성 사진 촬영에 이상적인 녹화 장치는 웹 카메라(웹캠)와 디지털 비디오 카메라 모듈(캠코더가 아님)입니다.
웹캠 모델인 필립스 ToUCam 740K(왼쪽)와 그 후속 모델인 SPC 900 NC(오른쪽)는 안타깝게도 중고로만 구입할 수 있습니다. 일반적인 CMOS 센서 대신 실제 CCD 센서가 장착되어 있어 행성 사진 촬영에 유리합니다.
웹캠은 가장 저렴한 솔루션이며 필요한 액세서리를 포함하여 100유로가 조금 넘는 가격에 구입할 수 있습니다. CMOS 센서보다는 실제 CCD 센서가 장착된 모델을 선호해야 합니다. 안타깝게도 이러한 모델을 제공했던 필립스는 생산을 중단하고 현재는 CMOS 센서가 장착 된 장치 만 제공합니다. 중고 "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" 또는 "Philips ToUCam SPC 900 NC" 웹캠을 구할 기회가 있다면 두 모델 모두 CCD 센서가 있기 때문에 좋은 선택이 될 것입니다.
ImagingSource 제조업체의 DMK 비디오 모듈은 웹캠보다 더 나은 화질을 제공하지만 가격도 훨씬 비쌉니다. 여기에 표시된 모델은 흑백 이미지만 제공하며 1.25인치 슬리브(상단)를 통해 망원경에 연결할 수도 있습니다.
바로 사용할 수 있는 DMK 21AF04 비디오 카메라로, Firewire 인터페이스를 통해 이미지를 컴퓨터로 전송합니다. 컬러 행성 이미지를 얻기 위해 빨강, 녹색, 파랑 필터가 있는 컬러 필터 휠도 설치되어 있습니다:
새로운 카메라를 선호하는 경우 남은 유일한 옵션은 내부 작동 방식이 웹캠과 동일하지만 망원경에 바로 연결할 수 있도록 제공되는 "Celestron NexImage CCD 카메라"(링크)입니다.
언급된 필립스 제품의 경우 웹캠의 렌즈를 제거하고 직경 1.25인치의 망원경 어댑터로 교체해야 카메라를 아이피스 대신 포커서에 삽입할 수 있습니다. 굴절 망원경인 경우 흐릿함을 방지하기 위해 IR/UV 필터를 사용하는 것도 유용할 수 있습니다.
웹캠을 천체 사진 촬영에 적합하게 만들려면 UV/IR 차단 필터(맨 왼쪽, 굴절망원경에 특히 중요)와 웹캠 어댑터(가운데)가 필요합니다.
필립스 SPC 900 NC의 렌즈는 행성 사진 촬영에는 필요하지 않으므로 카펫 나이프로 조심스럽게 제거합니다:
제거한 렌즈 대신 웹캠 어댑터를 렌즈 나사산에 나사로 고정하여 카메라를 망원경의 포커서에 부착할 수 있습니다.
직경 1.25인치의 웹캠 어댑터가 아이피스 대신 포커서에 삽입됩니다.
웹캠은 개별 이미지의 최대 화질에 최적화되어 있지 않고 연속 비디오 스트림 생성에 최적화되어 있으므로 디지털 비디오 모듈을 사용하면 유용하게 개선할 수 있습니다. 이렇게 하면 훨씬 더 높은 가격이지만 녹화된 비디오에서 압축되지 않은 개별 이미지를 얻을 수 있습니다. 이러한 비디오 모듈의 권장 제조업체는 ImagingSource(링크)입니다.
행성 비디오 녹화
먼저 망원경의 해상도(즉, 조리개)와 카메라의 픽셀 크기에 따라 최적의 녹화 초점 거리를 결정해야 합니다. 일반적으로 웹캠의 센서는 가장자리 길이가 약 5,000분의 1밀리미터인 픽셀을 사용합니다. 조리개 비율이 약 1:20일 때 가장 좋은 초점 거리를 얻을 수 있지만, 이 비율은 넉넉하게 둥글게 할 수도 있습니다.
즉, 초점 거리는 조리개의 약 20배가 되어야 합니다. 이보다 짧으면 망원경의 이론적 해상력을 활용할 수 없습니다. 더 길면 행성 원반이 더 커지고 희미해져 더 많은 디테일을 볼 수 없게 됩니다. 후자의 경우 특히 비극적인 것은 개별 이미지의 노출 시간이 불필요하게 길어지고, 선명한 개별 이미지를 위해 공기 난류가 적은 순간을 활용하기가 더 어려워진다는 것입니다.
예시: 조리개가 150mm인 망원경을 사용하는 경우 최적의 초점 거리는 150mm * 20 = 3000mm, 즉 3미터가 됩니다. 기본 초점 거리가 더 작은 경우 망원경과 카메라 사이에 부착된 Barlow 렌즈를 사용하여 원하는 값으로 가져옵니다.
최적의 초점 비율의 분모에 대한 정확한 공식은 픽셀의 직경을 상수 0.00028로 나누어 계산합니다. 예: 카메라의 픽셀 가장자리 길이는 4천분의 1밀리미터(= 0.004mm)입니다. 0.004를 0.00028로 나누면 반올림된 숫자 14가 되므로 목표 초점 비율은 약 1:14가 되어야 합니다.
이제 망원경이 행성에 정렬되어 접안렌즈를 통해 볼 수 있습니다. 마운트의 전동식 미세 움직임이 행성을 이미지의 중앙에 정확하게 가져옵니다. 이제 아이피스를 제거하고 웹캠으로 교체합니다. 컴퓨터 화면에서 행성 이미지를 인식하려면 카메라의 제어 소프트웨어에서 긴 노출 시간과 높은 이미지 증폭("게인"이라고도 함)을 설정해야 하는데, 이 시점에서는 여전히 매우 흐릿한 행성 이미지를 인식할 수 있습니다. 카메라로 녹화된 영상은 화면에서 실시간으로 따라갈 수 있으므로 초점을 맞추는 것은 큰 문제가 되지 않습니다. 이미지가 선명해질수록 밝아지므로 과다 노출을 피하기 위해 노출 시간과 게인을 단계적으로 줄여야 합니다.
행성 비디오를 저장하기 전에 오디오 데이터가 귀중한 대역폭을 낭비하지 않도록 카메라의 사운드 전송을 꺼야 합니다.
필립스 ToUCam 740K와 함께 제공되는 "필립스 VRecord" 소프트웨어의 스크린샷. 맨 왼쪽에서 아이피스를 웹캠으로 교체한 후의 화성 행성을 볼 수 있지만 이미지는 여전히 완전히 흐릿합니다. 중앙에는 초점을 맞춘 후의 상태를 볼 수 있는데, 이미지가 여전히 과다 노출된 상태입니다. 맨 오른쪽은 노출과 화이트 밸런스가 조정된 상태입니다.
행성에 화면의 초점이 맞춰졌다면 이제 미세한 조정을 할 차례입니다. 한편으로는 개별 이미지의 노출 시간과 다른 한편으로는 전자 이미지 강화 사이의 적절한 균형을 찾는 것이 중요합니다. 모든 설정을 직접 할 수 있도록 카메라의 자동 노출 기능을 꺼야 합니다. 노출 시간이 짧으면 공기 난기류가 거의 없는 순간을 더 쉽게 '정지'시킬 수 있는 반면, 이미지 농도가 높으면 캡처된 이미지에 노이즈가 뚜렷하게 나타납니다. 행성의 밝기와 대기 난기류와 관련된 관측 조건에 따라 타협점을 찾아야 합니다. 과다 노출은 일부 픽셀을 포화시키고 이미지 정보를 복구할 수 없을 정도로 손실하므로 어떤 경우에도 피해야 합니다. 강한 노출 부족도 신호 대 잡음비를 떨어뜨리기 때문에 바람직하지 않습니다.
웹캠 드라이버 소프트웨어에서 사운드 녹음을 꺼야 합니다("음소거"). 해당 대화 상자의 모양은 사용하는 카메라 모델에 따라 다를 수 있습니다.
필립스 ToUCam 740K의 카메라 제어. 화이트 밸런스 및 노출 자동 제어를 끄는 것이 중요합니다. 그런 다음 색상 컨트롤(위쪽)과 노출 시간 및 게인 컨트롤(아래쪽)을 수동으로 설정할 수 있습니다.
필립스 ToUCam 740K의 이미지 제어. 완전 자동 설정도 여기서 비활성화해야 합니다. 그런 다음 행성의 가시 이미지가 최대한 자연스럽게 보일 때까지 프레임 속도, 밝기 및 대비를 수동으로 조정합니다.
다음 단계는 화이트 밸런스를 조정하는 것입니다. 이를 위해 하나 또는 두 개의 색상 컨트롤이 있으며, 화면의 색상 인상이 접안 렌즈의 시각적 인상과 거의 일치할 때까지 간단히 조정하면 됩니다.
마지막 결정은 새로 고침 빈도에 관한 것입니다. 웹캠의 경우 초당 30프레임 이상의 값을 설정하면 이미지 데이터를 컴퓨터로 전송하기 위해 이미지 데이터를 매우 압축해야 하므로 이미지 품질이 저하되므로 설정하지 마세요. 초당 10~20개의 이미지면 충분합니다.
이제 가급적 AVI 형식으로 동영상을 녹화합니다. 결과 파일이 너무 커서 추가 처리가 더 어려워지지 않도록 동영상 길이를 최대 4~5분으로 제한하세요. 다른 설정으로 여러 개의 짧은 동영상을 차례로 녹화하는 것이 좋습니다. 행성의 자전으로 인해 표면 특징이 움직이는 행성의 경우 동영상 길이는 4분을 초과하지 않아야 합니다. 화성과 목성이 이에 해당합니다.
동영상 처리하기
녹화가 끝나면 행성을 보여주는 비디오 파일을 갖게 됩니다. 공기의 난기류로 인해 그 안에 포함된 모든 개별 이미지가 똑같이 선명하지는 않습니다. 따라서 다음 단계에서는 선명한 개별 이미지를 선택하고 정밀하게 정렬하여 평균값을 계산한 합산 이미지로 결합할 수 있도록 해야 합니다. 합산은 이미지 노이즈를 줄이는 데 필요하며, 이를 통해 행성 이미지를 선명하게 만들 수 있습니다.
초당 10프레임의 4분짜리 행성 동영상이 2400개의 개별 이미지로 구성되어 있다는 점을 고려하면 가장 선명한 개별 이미지를 선택하는 것은 엄청난 작업입니다! 다행히도 이 단계는 수동으로 수행할 필요 없이 인터넷에서 프리웨어로 제공되는 특수 프로그램을 사용하여 수행할 수 있습니다. 이 프로그램 중 두 가지를 언급해야 합니다:
GIOTTO(http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) 및
레지스탁스(http://www.astronomie.be/registax/).
"GIOTTO" 소프트웨어의 절차는 아래에 설명되어 있습니다. 언급된 웹사이트에 설명된 대로 소프트웨어를 다운로드하고 설치하면 단계를 따를 수 있습니다. 또한 이 튜토리얼의 연습 파일 "MarsDemo.zip"을 다운로드하여 압축이 풀린 동영상 "MarsDemo.avi"를 다운로드하세요. 파일 크기 때문에 이 동영상은 2003년 8월 22일에 10인치 망원경과 필립스 웹캠으로 촬영한 화성 행성의 개별 이미지 100장으로만 구성되어 있습니다.
먼저 미디어 플레이어로 동영상을 시청하는 것이 가장 좋습니다. 그러면 대기 난기류로 인해 이미지 품질이 크게 변동한다는 것을 알 수 있습니다. 다음은 동영상의 개별 장면 두 개로, 특히 흐릿하고 상당히 선명한 개별 이미지를 보여줍니다:
연습용 동영상 "MarsDemo.avi"의 두 개별 장면. 왼쪽은 난기류로 인해 흐릿한 개별 이미지를, 오른쪽은 훨씬 선명한 이미지를 볼 수 있습니다.
GIOTTO(버전 2.12)를 시작하면 다음과 같은 화면이 나타납니다:
프리웨어 "GIOTTO"의 시작 화면. 4개의 이미지 창(버퍼 A - D)을 사용할 수 있습니다.
이미지 오버레이/이미지 자동 오버레이... 명령을 선택하면 이 대화 상자가 나타납니다:
GIOTTO 소프트웨어: 행성 비디오는 7단계에 걸쳐 완성된 단일 이미지로 처리됩니다.
이제 단계별로 진행하여 1번부터 7번까지 작업하세요. 먼저, 소프트웨어는 원시 이미지의 출처를 알고 싶어합니다. 따라서 원본 이미지 소스... 버튼을 클릭합니다. AVI 파일 및 디지캠/웹캠/스캐너/CCD 카메라(비인터레이스) 의 모든 단일 이미지를 선택하고 적용으로 확인합니다:
GIOTTO 소프트웨어: 원시 이미지 소스를 선택합니다.
2번 항목 (오버레이하기 전에 원시 이미지 사전 처리?) 을 건너뛰고(필요한 경우 선택 상자에서 체크 표시를 제거) 3번 항목 (센터링 방법?) 으로 넘어갈 수 있습니다. 이렇게 하면 GIOTTO가 행성 이미지를 정확하게 중첩하는 데 사용할 방법을 지정할 수 있습니다. 센터링 방법... 버튼을 클릭한 후 밝기 중심 찾기(밝은 개별 물체) 를 선택합니다:
GIOTTO 소프트웨어: 센터링 방법 선택하기. "밝기 중심 검색"을 선택하면 일반적으로 "행성 디스크 중심"보다 더 나은 결과를 얻을 수 있습니다.
4단계, "서브픽셀 정확도"에서 초해상도... 버튼을 클릭하고 해당 대화 상자에서 해상도를 두 배(절반 픽셀) 로 높인 다음 모티프를 잘라내고 이미지 크기는 그대로 유지하도록 결정합니다 . 이 설정을 사용하면 GIOTTO가 오버레이하기 전에 모든 개별 이미지의 크기를 두 배로 늘려 오버레이의 정밀도를 높입니다.
GIOTTO 소프트웨어: "이중 해상도"를 선택하면 GIOTTO는 서브 픽셀 정확도로 작업할 수 있습니다.
이제 5번 포인트인 원시 이미지의 품질 검사로 넘어갑니다. 정렬 설정... 버튼을 클릭하여 이미지의 몇 퍼센트를 사용하고 나머지는 폐기할지 지정합니다. 연습 동영상에는 100개의 개별 이미지만 포함되어 있으므로 이미지의 70%를 사용하고 싶으며,사용 비율 슬라이더를 사용하여 설정할 수 있습니다. 선명도/왜곡 슬라이더로 정의할 수 있는 선명도 및 왜곡의 가중치도 중요합니다. 선명도 70%, 왜곡 30%를 선호하도록 결정합니다.
GIOTTO 소프트웨어: 선명도 및 왜곡의 가중치와 사용률은 행성 영상의 특성에 따라 조정해야 합니다. '실용적인 권장 사항' 상자의 버튼은 유용한 제안을 제공합니다.
해당 동영상의 특성에 따라 이러한 값을 변경해야 할 수도 있습니다. 난기류 속에서 녹화된 동영상에 선명한 개별 이미지가 몇 개만 포함되어 있다면 활용률을 크게 낮춰야 합니다. 난기류로 인해 왜곡된 행성 이미지가 많은 경우, 왜곡을 더 우선시하고 선명도를 낮춰야 합니다. 대화 상자에서 "실용적인 권장 사항" 아래의 버튼을 클릭하면 슬라이더가 정의된 권장 위치로 이동합니다.
6번 요점: 결과는 어떻게 결정하나요? 결과 설정... 버튼을 클릭하면 수단을 선택해야 하는 해당 대화 상자가 열립니다. 평균은 선택된 프레임과 중앙 프레임의 산술 평균을 계산하는 것을 의미합니다:
GIOTTO 소프트웨어: 가장 선명한 개별 이미지를 선택하고 정렬한 후 행성 이미지의 평균을 내야 합니다.
포인트 7을 다시 생략할 수 있으므로 이제 다음... 버튼을 눌러야 합니다. 사용할 수 없는 경우 이전 설정 수락 버튼을 클릭하면 문제를 해결할 수 있습니다.
절차를 시작하면 프로그램은 먼저 비디오 파일(이 경우 "MarsDemo.avi")을 선택하라는 메시지를 표시한 다음 진행 상황을 백분율로 표시하면서 계산하는 데 시간을 소비합니다.
GIOTTO 소프트웨어: 행성 비디오 선택.
GIOTTO 소프트웨어: 처리할 개별 이미지의 수에 따라 비디오 처리에 일정 시간이 걸립니다. 이 시간 동안 GIOTTO는 상태 메시지(화살표)를 표시합니다.
작업이 완료되면 "총합 이미지가 포함된 버퍼 A" 창에 결과가 표시됩니다.
GIOTTO 소프트웨어: 총합 이미지 표시.
처음에는 이 이미지가 비디오의 선명한 개별 이미지보다 흐릿하게 보이지만 전자 이미지 노이즈는 상당히 낮습니다. 이를 통해 선명하게 하는 필터를 적용할 수 있습니다. 이 작업을 시도하고 GIOTTO에서 편집/선명하게 하기 및 필터... 명령을 선택합니다. 표시되는 대화 상자에서 선명하게 하기만 탭을 선택하고 다음 그림에 표시된 매개변수를 설정하고 버퍼 B를 대상으로 선택합니다. 선명하게 하기 매개변수를 변경하면 미리보기 이미지를 계산하는 데 필요한 비교적 긴 대기 시간 후에만 미리보기 창이 업데이트됩니다.
GIOTTO 소프트웨어: 합산 이미지의 선명도는 원치 않는 아티팩트가 발생할 수 있는 과도한 선명도를 피하기 위해 많은 매개변수를 사용하여 세밀하게 제어해야 합니다. 미리보기 이미지를 사용하면 이 작업이 훨씬 쉬워집니다.
편집 버튼을 사용하여 선명하게 하기 루틴을 시작하면 그 결과가 '버퍼 B' 창에 표시됩니다.
GIOTTO 소프트웨어: 버퍼 B에 선명하게 처리된 합계 이미지가 표시됩니다.
저장하기 전에 그래픽 형식 설정이 올바른지 확인하세요. 이렇게 하려면 GIOTTO에서 파일/그래픽 형식... 명령을 선택하고 TIFF 섹션에서 비압축 및 16비트 옵션을 설정합니다:
소프트웨어 GIOTTO: 그래픽 형식 구성. 다른 소프트웨어로 행성 사진을 추가로 처리하려면 TIFF와 FITS만 손실 없이 작동하므로 이 점이 중요합니다.
파일/이미지 저장... 명령을 사용하면 네 개의 파일 창에 있는 내용을 무손실 형식(예: TIFF)으로 개별적으로 저장할 수 있습니다.
GIOTTO 소프트웨어: 선명한 합산 이미지를 TIFF 형식으로 저장합니다.
원하는 경우 또는 필요한 경우 다른 이미지 편집 프로그램에서 해당 이미지를 TIFF 형식으로 열어 최종 편집 단계를 수행할 수 있습니다.
연습 파일 "MarsDemo.avi"에서 정렬, 그라데이션 및 색상에 대한 약간의 조정이 이루어진 후 완성된 화성 이미지 Adobe Photoshop에서.
이 튜토리얼에서 많은 행성 사진을 촬영하는 데 사용된 10인치 막수토프-카세그레인 망원경의 튜브. 크기 비교를 위해 Canon EOS 1D도 표시되어 있습니다:
참고: 사용된 모든 이미지 예시는 튜토리얼에 설명된 방식으로 촬영되었습니다.
유일한 예외: 제목 이미지는 직접 촬영한 행성 이미지의 포토몽타주입니다.
15부: "보정: 밝은 필드 및 어두운 이미지 촬영" 계속하기
