Faktycznie sensory o bokach kilku milimetrów są całkowicie wystarczające, aby wciąż sensownie uchwycić całą planetę przy rozsądnych ogniskowych. Nawet liczba pikseli nie ma znaczenia, zwykła rozdzielczość VGA o 640x480 punktów jest wystarczająca! Co się liczy, to zdolność kamery do rejestrowania 10, 20, 30 lub nawet więcej klatek na sekundę jako pliku wideo. Dlatego idealne urządzenia do fotografowania planet to kamery internetowe (webcam) i moduły kamer wideo cyfrowych (żadne kamery wideo).
Planety w naszym Układzie Słonecznym są na niebie porównywalnie małymi, ale jasnymi obiektami. Dlatego technika fotografowania różni się fundamentalnie od długich ekspozycji na obiekty słabo oświetlone z głębi kosmosu. To zdjęcie na wierzchu to fotomontaż.
Część 14: Fotografowanie planet za pomocą kamery internetowej
Poza Ziemią, siedem innych planet krąży wokół Słońca. Rozpoczynając od bliskości słonecznej, kolejność jest następująca: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. Merkury i Wenus są zatem planetami wewnętrznymi, których promień orbity jest mniejszy niż Ziemi. Wszystkie inne znajdują się dalej od Słońca niż Ziemia.
Z wyjątkiem Uranu i Neptuna planety można już zobaczyć gołym okiem na niebie, ale wyglądają jak gwiazdy. Tylko uważni obserwatorzy zauważą, że jedna planeta wykazuje spokojne światło, podczas gdy gwiazdy mniej lub bardziej „migoczą”. W teleskopie planety ukazują się jako małe dyski przy odpowiednim powiększeniu, podczas gdy gwiazdy nawet przy maksymalnym powiększeniu w ogromnych teleskopach pozostają małymi punktami światła.
Ze względu na swoją jasność nie ma więc problemu z zlokalizowaniem planet Merkury aż do Saturna na niebie. Jednak warto wiedzieć, w którym gwiazdozbiorze się aktualnie znajdują. Termin „planeta” jest przecież pochodzenia starogreckiego słowa „planetes”, które oznacza „wędrujący”. Stąd wzięła się także nazwa „gwiazda wędrownicza” dla planet, ponieważ ich ruch wokół Słońca powoduje, że nigdy nie stoją na niebie w tym samym gwiazdozbiorze, lecz z czasem przechodzą przez wszystkie znaki zodiaku.
Dlatego także nie można podać corocznych czasów widoczności, ponieważ prędkość ich ruchu zależy od okresu obiegu planet wokół Słońca. A ten zgodnie z trzecim prawem Keplera zależy od odległości od Słońca: Im bliżej planeta znajduje się od Słońca, tym krótszy jest jej okres obiegu. Podczas gdy Merkury potrzebuje około 88 dni na ukończenie „roku Merkurego”, Saturn potrzebuje do tego około 29,5 lat!
Aby dowiedzieć się o aktualnych pozycjach i widoczności planet, istnieje kilka możliwości. Jedną z nich jest rocznik astronomiczny, np. „Rok na Niebie” z wydawnictwa Kosmos. Ukazuje się on co roku i opisuje widoczność planet dla każdego miesiąca. Inną opcją jest portal internetowy, np. www.calsky.de.
Można także skorzystać z oprogramowania planetarium, np. „Przewodnik” (www.projectpluto.com) lub darmowego oprogramowania „Cartes du Ciel” (http://www.stargazing.net/astropc/).
Wyjątkowy widok ukazał się wieczorem 30 kwietnia 2002 r., kiedy wszystkie pięć planet widocznych gołym okiem było jednocześnie na zachodnim niebie.
Widoczność wewnętrznych i zewnętrznych planet różni się fundamentalnie. „Wewnętrzne” planety (Merkury i Wenus) okrążają wewnętrzną część orbity Ziemi wokół Słońca, czyli patrzymy z zewnątrz na orbitę. To powoduje, że te planety zawsze znajdują się blisko Słońca i nie oddalają się od niego bardziej niż o maksymalny kąt. Dla Merkurego ten maksymalny odległość wynosi 28 stopni, a dla Wenus aż 48 stopni. Położenie, w którym ta maksymalna odległość kątowa jest osiągana, nazywa się „elongacją”. W elongacji wschodniej planety wewnętrzne są widoczne na niebie wieczorem po zachodzie Słońca, a w elongacji zachodniej rano przed wschodem Słońca. Ze względu na warunki oświetleniowe planety wewnętrzne w powiększonym teleskopie pokazują fazę podobną do fazy Księżyca. Inne położenia skrajne występują, gdy planety wewnętrzne znajdują się za Słońcem („górna koniunkcja”) lub między Słońcem a Ziemią („dolna koniunkcja”). Faktycznie w przypadku dolnej koniunkcji, Merkury lub Wenus mogą być widoczne jako ciemny dysk przed Słońcem, ale ze względu na ich nachylenie bieżącej orbity w stosunku do orbity Ziemi, zdarza się to bardzo rzadko.
Zupełnie inaczej jest w przypadku planet zewnętrznych. Ich promień orbity jest większy niż promień Ziemi, więc z punktu widzenia Ziemi w pewnych okresach stanowią one odwrotność Słońca. Wówczas obserwuje się je szczególnie dobrze, ponieważ kiedy zachodzi Słońce, one wschodzą, a gdy Słońce wschodzi, one zachodzą, są więc widoczne na niebie przez całą noc.
Jednocześnie znajdują się one szczególnie blisko Ziemi, a ich pozorna wielkość w teleskopie i jasność osiągają maksymalną wartość. To optymalne położenie nazywane jest „opozycją”. Przeciwieństwem jest „konjunkcja”, gdy znajdują się za Słońcem i nie są dostrzegalne.
Schematyczne przedstawienie ważnych konfiguracji planetarnych. W centrum znajduje się Słońce, a Ziemia (1) jest oznaczona jako niebieska planeta. W przypadku planety zewnętrznej (czerwona), pozycja opozycji (3) zapewnia szczególnie korzystne warunki obserwacji, podczas gdy w pozycji koniunkcji (2) są niewidoczne. Wewnętrzna planeta (zielona) jest najlepiej widoczna, gdy osiąga maksymalną elongację (6), wtedy jej kątowy odstęp od Słońca jest szczególnie duży. W „górnej koniunkcji” (4) nie jest obserwowana, a w „dolnej koniunkcji” (5) tylko wtedy, gdy przechodzi bezpośrednio przed tarczą Słońca, co stanowi tzw. „tranzyt”.
Planety widziane z Ziemi jako małe dyski, których pozorna średnica jest podawana w sekundach łuku. Stopień dzieli się na 60 minut kątowych, a minuta kątowa z kolei na 60 sekund łuku. Pełnia Księżyca wydaje się nam pod kątem około pół stopnia, co odpowiada 30 minutom kątowym lub 1800 sekundom łuku. Żadna planeta nie przekracza 63 sekund łuku. Kolejne porównanie: Moneta jednoeuroowa z odległości 240 metrów wydaje nam się pod kątem 20 sekund łuku. Odpowiada to mniej więcej wartości dla globusa planety Saturn!
Ostre ujęcie tak małych obiektów, możliwie z widocznymi szczegółami powierzchni, stanowi fotograficzne wyzwanie. Potrzebne są nie tylko bardzo długie ogniskowe. Największym wyzwaniem jest skompensowanie utraty ostrości wywołanej przez turbulencje atmosferyczne, nazywane przez astronomów „Seeing”, które są również przyczyną scyntylacji („migotania”) gwiazd.
Ktoś, kto kiedykolwiek obserwował planetę w teleskopie przy wysokim powiększeniu, zna to zjawisko: Obraz czasami jest ostry, a czasami nieostry i rozmazany. W nocy o złym Seeingu nie powstaje żadne użyteczne zdjęcie, wtedy także fotografowanie planet nie ma sensu. Jednak nawet przy dobrym Seeingu warunki nie są stabilne, ale pojawiają się krótkie momenty o szczególnie bogatym w detaliki widoku.
Bardzo skuteczną strategią, w świetle powyższych powodów, jest użycie kamery internetowej lub kamery wideo, która w krótkim czasie rejestruje setki lub nawet tysiące pojedynczych klatek. Za pomocą specjalnego oprogramowania następnie wybiera się spośród nich najlepiej wyostrzone pojedyncze obrazy i nakłada je na siebie. Z wyselekcjonowanych zdjęć oblicza się średnią, a następnie następuje dalsze wyostrzenie. W ten sposób powstaje bardzo szczegółowe zdjęcie planety, które w idealnym przypadku przynajmniej pokazuje te detale, które dostrzegłby doświadczony obserwator patrzący przez okular.
Fotografia planetarna jest opłacalna nawet przy stosunkowo niewielkich teleskopach. Tutaj ponad 30-letni refraktor o średnicy zaledwie 75 milimetrów, bez napędu śledzenia, został wyposażony w kamerę wideo DMK Firewire:
Zdjęcia planet Saturna (po lewej) i Wenus, wykonane za pomocą przedstawionego wyżej sprzętu.
Zanim omówimy technikę fotografowania, najpierw przedstawione zostaną wszystkie planety osobno.
Merkury to najbliższa Słońcu planeta i nie ma księżyców. Jego pozorna wielkość na niebie wynosi jedynie niecałe 5 do maksymalnie 12”. Pomimo braku atmosfery Merkury, przez którą widzimy jego powierzchnię, detale powierzchni są ledwie widoczne, ewentualnie większe, ciemniejsze obszary. Celem fotograficznych ujęć będzie więc uchwycenie zmieniającej się fazy planety.
Dwa zdjęcia planety Merkury z 18 czerwca 2005 r. (po lewej) i 15 kwietnia 2003 r. Widoczna jest faza planety oraz słabo zarysowane struktury powierzchni. W obu przypadkach kamera Philips ToUCam 740K posłużyła jako aparat, po lewej refraktor o średnicy 8 cali, a po prawej teleskop Maksutowa-Cassegraina o średnicy 10 cali jako optyka rejestrująca.
7 maja 2003 roku odbył się tranzyt Merkurego: Planet najbliższy Słońca przeszedł jako mały punkt (strzałka) przed tarczą słoneczną.
Dodatkowym utrudnieniem jest fakt, że Merkury zawsze przebywa względnie blisko Słońca i oddala się od niego maksymalnie o 28 stopni. Oznacza to, że jest widoczny jedynie około godzinę po zachodzie słońca lub godzinę przed wschodem słońca w pozycji bliskiej horyzontowi. Alternatywnie można spróbować go znaleźć na niebie w dzień, choć wymaga to skrajnej ostrożności, aby nie wziąć słońca podczas obserwacji.
Podczas dolnej koniunkcji zdarza się, że planeta jest widoczna jako ciemny punkt przed tarczą słoneczną. Wtedy należy podjąć wszystkie niezbędne środki, opisane w części 6 tej serii samouczków („Ostrzeżenie przed fotografowaniem słońca”). Następne tranzyty Merkurego obserwowane z Europy mają miejsce 9 maja 2016 r., 11 listopada 2019 r. oraz 13 listopada 2032 r.
Już nawet małymi teleskopami o względnie krótkiej ogniskowej można zarejestrować cztery księżyce galileuszowe Jowisza. Jeśli wykonamy kilka zdjęć w odstępach godzin lub dni, można obserwować ich obieg wokół planety.
Jowisz na niebie jest czwartym najjaśniejszym punktem po Słońcu, Księżycu i Wenus. Tylko rzadko prześciga go blaskiem Mars. Jego pozorny średnica waha się między 30” a 50”. Wyraźnie widoczne jest jego spłaszczenie, które jest efektem ogromnej prędkości obrotu poniżej dziesięciu godzin: średnica wzdłuż biegunów jest znacznie mniejsza niż średnica wzdłuż równika. Bardzo dobrze można obserwować cztery największe jego księżyce, które nazwane są nazwiskiem ich odkrywcy "księżycami galileuszowymi" i nazywają się Ganimedes, Kallisto, Europa i Io. W ciągu godzin i dni można śledzić ich ruch wokół Jowisza. W średniej wielkości teleskopach nawet można zauważyć, kiedy jeden z księżyców rzuca swój cień na chmury Jowisza lub znika w cieniu planety.
Jak we wszystkich planetach zewnętrznych, najlepszym czasem do obserwacji Jowisza jest opozycja. Występuje ona co 399 dni, wtedy odległość Ziemia-Jowisz jest minimalna, pozorna średnica jest największa, a jasność jest maksymalna. Nie jest jednak konieczne bezpośrednie wykorzystanie nocy opozycji, również kilka tygodni przed i po opozycji warunki obserwacyjne są bardzo dobre.
Jowisz w liczbach:
Średnica: 139548 km
Średnia odległość od Słońca: 779 milionów km
Okres obiegu wokół Słońca: 11,9 roku
Inklinacja orbity do orbity ziemskiej: 1,3 stopnia
Odległość od Ziemi: od 558 do 967 milionów km
Liczba księżyców: 63
Średnia gęstość: 1,3 g/cm³
Saturn jest znany głównie dzięki swojemu wspaniałemu systemowi pierścieni, który można zobaczyć nawet w małych teleskopach. Szczegóły jednak są widoczne dopiero w większych instrumentach, ponieważ nawet w najlepszym przypadku dzieli nas od niego około 1,2 miliarda kilometrów - nawet światło potrzebuje 1 godziny i 24 minut na tę odległość! Podobnie jak Jowisz, Saturn jest planetą gazową bez stałej powierzchni. Jego globus również jest spłaszczony przez szybki obrót: w ciągu zaledwie kilkunastu godzin obraca się wokół własnej osi, ale rotacja Saturna w przeciwieństwie do Jowisza nie jest obserwowana bezpośrednio, ponieważ struktury chmur na Saturnie zazwyczaj nie wykazują wyraźnych szczegółów, ale składają się jedynie z delikatnych, kontrastowych pasów o lekko różnym zabarwieniu.
Planeta pierścieni Saturna w dniach 2 stycznia 2004 r. (lewa strona), 20 grudnia 2007 r. (środek) i 21 marca 2009 roku. Wyraźnie widoczne jest, że kąt widzenia na system pierścieniowy z czasem się spłaszczal. Oba strzały wskazują na dwie luki w systemie pierścieniowym, stosunkowo łatwe do obserwacji „rozdziału Cassiniego” (strzałka prawa) i bardzo cienkiego „rozdziału Enke” (strzałka lewa), który staje się widoczny dopiero w większych teleskopach przy dobrej atmosferze. Obie lewe fotografie wykonane zostały z 10-calowego teleskopu Maksutowa-Cassegraina, a prawa z reflektora Cassgraina o średnicy 90 centymetrów. Używano kamery internetowej Philips ToUCam 740K (lewe zdjęcie) lub kamery wideo DMK z kołowym filtrującym (środek i prawo). Na prawym zdjęciu dodano 2000 pojedynczych zdjęć do uzyskania końcowego wyniku!
Globus Saturna widziany jest pod kątem między 14” a 20”, a pierścienie między 37” a 46”, w zależności od odległości. Wszystkie 378 dni Saturn osiąga pozycję opozycji. System pierścieniowy, który dla wielu obserwatorów planetarnych uznawany jest za najpiękniejszy ze wszystkich planet, składa się z niezliczonych pojedynczych skał, które mogą być tak małe jak ziarenko piasku lub tak duże jak dom jednorodzinny. W porównaniu do średnicy systemu pierścieniowego (272 000 km) grubość poniżej jednego kilometra jest zauważalnie niska.
System pierścieniowy jest podzielony na wiele pojedynczych, koncentrycznych pierścieni, które są czasami odseparowane przez luki. Średnie teleskopy pokazują już „rozdział Cassiniego”, a duże dodatkowo „rozdział Enke’a”. Płaszczyzna pierścieni jest pochylona pod kątem prawie 27 stopni w stosunku do płaszczyzny orbity, dzięki czemu z Ziemi w ciągu pełnego obiegu Saturna wokół Słońca, który trwa 29,5 roku, pierścień można dokładnie zobaczyć dwukrotnie dokładnie od krawędzi i dwukrotnie z maksymalnym kątem oglądania. Pozycja krawędziowa jest osiągana w latach 2009, 2025 i 2038, między nimi występuje szczególnie korzystne widoczne z punktu widzenia północnej lub południowej powierzchni pierścieni. W momencie osiągnięcia pozycji krawędziowej pierścienie przez kilka dni w ogóle nie są widoczne.
Z wielu znanych obecnie księżyców Saturna około osiem nadaje się do obserwacji za pomocą amatorskich narzędzi.
Saturn w liczbach:
Średnica: 116900 km
Średnia odległość od Słońca: 1432 miliony km
Okres obiegu wokół Słońca: 29,5 lat
Inklinacja orbity do orbity ziemskiej: 2,5 stopnia
Odległość od Ziemi: od 1191 do 1665 milionów km
Liczba księżyców: 60
Średnia gęstość: 0,7 g/cm³
Uran jest tak daleko od Ziemi, że praktycznie nie może zostać rozpoznany go gołym okiem i został odkryty dopiero w 1781 roku za pomocą teleskopu. Podobnie jak Jowisz i Saturn, składa się głównie z gazu.
Jego pozorna średnica wynosi jedynie 3” do 4”, więc nie jest szczególnie satysfakcjonującym celem dla obserwacji amatorskich astronomów. Raz na 370 dni znajduje się w opozycji do Słońca.
W teleskopie nawet przy dużym powiększeniu tylko mała, zielonkawa tarcza bez struktur jest widoczna. Pięć największych księżyców Urana może już być rejestrowanych fotograficznie w średnich amatorskich instrumentach.
Uran i cztery z jego księżyców. Po lewej stronie planety znajduje się księżyc Umbriel, po prawej Ariel, Tytania i Oberon. Zdjęcie zostało wykonane 28 sierpnia 2003 roku za pomocą 10-calowego teleskopu Maksutowa-Cassegraina.
Uran w liczbach:
Średnica: 51000 km
Średnia odległość od Słońca: 2884 miliony km
Okres obiegu wokół Słońca: 84,7 lat
Inklinacja orbity do orbity ziemskiej: 0,75 stopnia
Odległość od Ziemi: od 2582 do 3158 milionów km
Liczba księżyców: 27
Średnia gęstość: 1,3 g/cm³
Neptun okrąża jako ostatnia planeta Układu Słonecznego Słońce w średniej odległości 4,5 miliarda kilometrów. Dlatego wydaje się tylko słabo dostrzegalny i został odkryty dopiero w roku 1846 dzięki teleskopowi. Potrzebuje 165,5 lat na jedno okrążenie Słońca, dzięki czemu prawie każdego roku osiąga swoje przeciwności, to znaczy co 367,5 dnia.
Nawet wtedy, sproszkowany średnica skrypty tylko chude 2,3” - zbyt mało, by dostrzec szczegóły jego atmosfery gazowej. Natomiast opłacalne jest próbowanie naśladowania jego największego księżyca o nazwie Triton fotograficznie.
Neptun jest najjaśniejszym obiektem na tym zdjęciu z 17 września 2003 roku. Po prawej stronie poniżej planety widać jego najjaśniejszego księżyca Tritona. Z kolei jako obiektyw do rejestracji służył teleskop Maskutova-Cassegraina o średnicy 10 cali.
Neptun w Liczbach:
Średnica: 44730 km
Średnia odległość od Słońca: 4500 milionów km
Czas obiegu wokół Słońca: 165,5 lat
Pochylenie orbity względem orbity Ziemi: około 1,75 stopnia
Odległość od Ziemi: od 4300 do 4683 milionów km
Ilość księżyców: 13
Średnia gęstość: 1,7 g/cm³
Technika rejestracji
Jak już wspomniano, technika rejestracji zdjęć planet różni się fundamentalnie od omawianych w poprzednich samouczkach z cyklu „Astrofotografia i Fotografia Nieba”. Potrzebny jest system kamery, który jest w stanie rejestrować jak najwięcej zdjęć w możliwie krótkim czasie, przy czym wielkość matrycy jest całkowicie nieistotna. Duże matryce nawet stanowią wadę, ponieważ chodzi tylko o niewielką krążącą planetę i duże otoczenie, które głównie składa się z czarnego nieba, tylko powoduje zbędny wzrost danych do przechowywania i utrudnia późniejszą obróbkę zdjęć.
Faktycznie wystarczające są matryce o bokach kilku milimetrów, aby wciąż być w stanie w pełni uchwycić planetę przy sensownych ogniskowych. Liczba pikseli nie ma znaczenia, rozdzielczość VGA o wymiarach 640x480 pikseli jest wystarczająca! Liczy się raczej zdolność kamery do rejestrowania 10, 20, 30, a nawet więcej klatek na sekundę jako plik wideo. Idealne urządzenia do rejestracji planet to zatem kamery internetowe (webcam) i moduły cyfrowych kamer wideo (bez kamer cyfrowych).
Modele kamer internetowych Philips ToUCam 740K (po lewej) i ich następcy aż do SPC 900 NC (po prawej) są niestety dostępne tylko w wersji używanej. Mają one rzeczywisty czujnik CCD zamiast zazwyczaj stosowanego czujnika CMOS, co jest korzystne dla fotografii planetarnej.
Kamera internetowa jest najtańszym rozwiązaniem i wraz z niezbędnym dodatkiem można ją kupić za trochę ponad 100 euro. Należy preferować modele z prawdziwym czujnikiem CCD zamiast CMOS. Niestety firma Philips, która dotychczas oferowała taki model, zakończyła produkcję i teraz oferuje wyłącznie urządzenia z czujnikiem CMOS. Jeśli masz okazję zdobyć używaną kamerę internetową „Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K” lub „Philips ToUCam SPC 900 NC”, byłoby to dobre rozwiązanie, ponieważ oba modele posiadają czujnik CCD.
Moduł wideo DMK producenta ImagingSource zapewnia lepszą jakość obrazu niż kamera internetowa, ale kosztuje znacznie więcej. Pokazany tutaj model dostarcza tylko obrazów monochromatycznych i również jest podłączony za pomocą tulei 1,25 cala do teleskopu.
Gotowa do użycia kamera wideo DMK 21AF04, która przesyła obrazy przez interfejs Firewire do komputera. Aby uzyskać kolorowe zdjęcia planet, konieczne jest dodatkowe zastosowanie koła filtrów kolorowych z czerwonym, zielonym i niebieskim filtrem:
Jeśli preferujesz nową kamerę, pozostaje tylko „Celestron NexImage CCD Kamera” (Link), której wnętrze odpowiada kamery internetowej, ale jest ona już dostarczana gotowa do podłączenia do teleskopu.
W przypadku wspomnianych produktów firmy Philips, obiektyw kamery internetowej musi być usunięty i zastąpiony adapterem teleskopowym o średnicy 1,25 cala, dzięki czemu kamera może zostać włożona zamiast okularu do wysuwu okularowego. Jeśli jest to teleskop z soczewką, możliwe jest także zastosowanie filtra IR-/UV, aby zapobiec rozmyciom.
Aby zrobić z kamery internetowej urządzenie astrofotograficzne, potrzebujesz filtru ochronnego UV-/IR (po lewej stronie, szczególnie istotnego dla refraktorów) oraz adaptera kamery internetowej (środek).
Za pomocą nożyczek podłogowych delikatnie usuwamy obiektyw kamery Philips SPC 900 NC, ponieważ nie jest on potrzebny do fotografowania planet:
Jako zamiennik zdemontowanego obiektywu wkręcamy adapter kamery internetowej w gwint obiektywu, aby móc zamocować kamerę w wysuwie okularowym teleskopu.
Adapter kamery internetowej o średnicy 1,25 cala jest wkładany zamiast okularu do wysuwu okularowego.
Ponieważ kamery internetowe są zoptymalizowane nie na maksymalną jakość pojedynczych zdjęć, a na generowanie ciągłego strumienia wideo, jako ulepszenie warto rozważyć użycie modułu cyfrowego wideo. To pozwala uzyskać nieskompresowane pojedyncze obrazy w nagranych materiałach wideo, ale także za znacznie wyższą cenę. Zalecanym producentem takich modułów wideo jest firma ImagingSource (Link).
Nagrywanie filmów planetarnych
Najpierw należy ustalić optymalną ogniskową, która zależy od zdolności rozdzielczej teleskopu (czyli jego apertury) i rozmiaru piksela kamery. Typowo sensory w kamerach internetowych mają piksele o długości krawędzi około pięciu tysięcznych milimetra. Najlepsza ogniskowa jest osiągnięta, gdy stosunek apertury wynosi około 1:20, przy czym można zaokrąglić z dużą tolerancją.
Oznacza to, że odległość ogniskowa powinna wynosić około 20-krotne apertury. Jeśli jest krótsza, teoretyczna zdolność rozdzielcza teleskopu nie może być wykorzystana. Jeśli jest dłuższa, dysk planety staje się tylko większy i jaśniejszy, bez dodawania więcej szczegółów. Szczególnie tragiczne w ostatnim przypadku jest to, że czas naświetlania pojedynczych obrazów jest niepotrzebnie wydłużany, co sprawia, że korzystanie z momentów o niskim zakłóceniu atmosferycznym do uzyskania ostrej obrazu staje się trudniejsze.
Przykład: Jeśli używana jest teleskop o aperturze 150 mm, optymalna ogniskowa wynosiłaby 150 mm * 20 = 3000 mm, czyli 3 metry. Jeśli pierwszorzędowa ogniskowa jest krótsza, jest ona dostosowywana do pożądanego wartości poprzez obiektyw Barlowa, który jest montowany między teleskopem a kamerą.
Dokładna formuła dla mianownika najlepszego stosunku apertury oblicza się, dzieląc średnicę piksela przez stałą 0,00028. Przykład: Piksele twojej kamery mają długość krawędzi 4 tysięczne milimetra (= 0,004 mm). 0,004 podzielone przez 0,00028 wynosi zaokrąglone 14, czyli stosunek apertury do dążenia powinien wynosić około 1:14.
Teleskop jest teraz skierowany na planetę i patrzy się przez okular. Dzięki ruchomemu drobnemu poruszaniu montażowemu planeta jest precyzyjnie przenoszona na środek obrazu. Następnie okular jest wyjmowany i zastępowany przez kamerę internetową. W oprogramowaniu sterującym kamerą należy ustawić długi czas naświetlania i wysokie wzmocnienie obrazu (często nazywane „Gain”), aby rozpoznać w tym momencie jeszcze bardzo nieostre zdjęcie planety na ekranie komputera. Nagrany wideo z kamery można śledzić na żywo na ekranie, dzięki czemu ostrość nie stanowi dużego problemu. Im obraz staje się ostrzejszy, tym jaśniejszy jest, dlatego czas naświetlania i wzmocnienie musi być stopniowo zmniejszane, aby uniknąć nadmiernego naświetlania.
Przed zapisaniem filmów planetarnych wyłącz zdecydowanie transmisję dźwięku z kamery, aby dane audio nie marnowały cennej przepustowości.
Ilustracje oprogramowania „Philips VRecord”, które jest dołączane do kamery Philips ToUCam 740K. Po lewej widoczna jest planeta Mars po zamianie okularu na kamerę internetową; obraz jest jeszcze całkowicie nieostry. W środku widać stan po wyostrzeniu, gdzie obraz jest nadal silnie nadmiernie naświetlony. Po prawej dostosowano naświetlenie i balans bieli.
Gdy planeta jest już widoczna na ekranie w ostrości, przystępuje się do drobnych regulacji. Ważne jest znalezienie dobrego balansu między czasem naświetlania pojedynczych obrazów z jednej strony, a wzmocnieniem elektronicznym obrazu z drugiej strony. Na pewno wyłącz automatyczne naświetlanie kamery, aby móc samemu dostosować wszystkie ustawienia. Krótkie czasy naświetlania ułatwiają „zamrożenie” chwil o niskim zakłóceniu atmosferycznym, a wysokie wzmocnienie obrazu z kolei prowadzi do wyraźnego szumu na zdjęciach. W zależności od jasności planety i warunków obserwacyjnych związanych z zakłóceniami atmosferycznymi, konieczny jest kompromis. Należy unikać przede wszystkim nadmiernego naświetlania, ponieważ niektóre piksele zostaną wtedy w pełni nasycone, a informacje obrazowe zostaną bezpowrotnie utracone. Zbyt silnie niedoświetlenie również nie jest zalecane, ponieważ stosunek sygnał/szum staje się wtedy niekorzystny.
W oprogramowaniu sterującym kamery internetowej należy wyłączyć nagrywanie dźwięku („Mute”). Wygląd odpowiedniego okna dialogowego może się różnić w zależności od wykorzystanego modelu kamery.
Sterowniki kamery Philips ToUCam 740K Warto wyłączyć automatyczną regulację balansu bieli i naświetlenia. Następnie można ręcznie dostosować suwaki kolorów (na górze) oraz suwaki czasu naświetlania i wzmocnienia (na dole).
Regulatory obrazu kamery Philips ToUCam 740K Tutaj również należy wyłączyć pełną automatyczną regulację. Następnie należy manualnie ustawić ilość klatek na sekundę, jasność i kontrast, aż obraz planety stanie się możliwie naturalny.
W następnym kroku należy dokonać balansu bieli. Stosuje się jeden lub dwa suwaki kolorów, które należy regulować, aż wrażenie kolorów na ekranie będzie odpowiadało w przybliżeniu wrażeniu wizualnemu w okularze.
Ostatnią decyzją jest wybór częstotliwości powtarzania obrazu. W kamerach internetowych nie ustawiaj wartości powyżej 30 klatek na sekundę, ponieważ dane obrazu będą musiały być bardzo mocno kompresowane, aby móc przesłać generowane dane na komputer, co z kolei wpłynie na jakość obrazu. Dziesięć lub dwadzieścia klatek na sekundę jest wystarczające.
Teraz zacznij nagrywać film i wybierz najlepiej format AVI. Ogranicz długość filmu do maksymalnie 4-5 minut, aby plik wynikowy nie był zbyt duży, co utrudniłoby dalszą obróbkę. Lepiej nagrać kilka krótszych filmów z różnymi ustawieniami zamiast jednego długiego. Dla planet, których cechy powierzchni są w ruchu ze względu na rotację planety, długość filmu nie powinna przekraczać czterech minut. Ma to miejsce na Marsie i Jowiszu.
Opracowywanie filmów
Po zakończeniu nagrywania, otrzymasz plik wideo pokazujący planetę. Ze względu na turbulencje atmosferyczne, nie wszystkie obrazki zawarte w nim są równie ostre. W związku z tym, w następnym kroku ostre obrazki zostaną wybrane i dokładnie wyrównane, aby można je było połączyć w sumaryczny obraz z obliczeniem średniej. Sumowanie jest konieczne, aby zmniejszyć szum obrazu, co z kolei umożliwia ponowne wyostrzenie zdjęcia planety.
Wybór najbardziej wyraźnych obrazków to pracochłonne zadanie, biorąc pod uwagę, że 4-minutowe wideo planety składa się z 2400 obrazków przy dziesięciu klatkach na sekundę! Na szczęście ten krok nie musi być wykonywany ręcznie, ale może być wykonany za pomocą specjalnych programów dostępnych jako oprogramowanie freeware w Internecie. Dwa z tych programów to:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) i
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
W dalszej części przedstawiona zostanie procedura korzystania z oprogramowania „GIOTTO”. Możesz wykonać te kroki, pobierając oprogramowanie i instalując je zgodnie z opisem na wspomnianej stronie internetowej. Pobierz także plik ćwiczeniowy „MarsDemo.zip” do tego samouczka, który po rozpakowaniu zawiera wideo „MarsDemo.avi”. Wideo to składa się z tylko 100 pojedynczych ujęć planety Mars, wykonanych 22 sierpnia 2003 r. przy użyciu teleskopu o średnicy 10 cali i kamery internetowej Philips.
Najlepiej obejrzeć wideo najpierw za pomocą odtwarzacza multimedialnego. Wtedy zauważysz, że jakość obrazu zmienia się znacznie z powodu turbulencji atmosferycznej. Poniżej znajdują się dwa pojedyncze ujęcia z wideo, pokazujące szczególnie rozmyte i dość ostre obrazki:
Dwa pojedyncze ujęcia z wideo ćwiczeniowego „MarsDemo.avi”. Po lewej stronie widać wyraźny obraz, którego jakość jest zaburzona przez turbulencje atmosferyczne, a po prawej - znacznie ostrzejszy.
Po uruchomieniu GIOTTO (wersja 2.12) pojawi się następujący ekran:
Ekran startowy oprogramowania freeware „GIOTTO”. Dostępne są cztery okna obrazu (bufor A - D).
Wybierz polecenie Nakładanie obrazów / Nakładaj obrazy automatycznie… Wówczas pojawi się okno dialogowe:
Oprogramowanie GIOTTO: W siedmiu krokach wideo planety jest przetwarzane w gotowy obraz.
Następnie postępuj krok po kroku i wykonaj punkty od 1 do 7. Po pierwsze, podaj skąd pochodzą obrazy surowe. Kliknij przycisk Źródło obrazu surowego… Wybierz opcje Wszystkie obrazy pojedyncze w pliku AVI oraz Aparat cyfrowy / kamera internetowa / skaner / aparat CCD (Non Interlace) i potwierdź za pomocą Zastosuj:
Oprogramowanie GIOTTO: Wybór źródła obrazów surowych.
Punkt 2 (Przed obróbką obrazy surowe?) możemy pominąć (ewentualnie usuń zaznaczenie z pola wyboru) i przejdź do punktu 3 (Jaka metoda centrowania?). Wybierz metodę, którą GIOTTO ma zastosować, aby centrować obrazy planet dokładnie na siebie. Wybierz opcję Wyszukaj ciężar ogniskowy (jasne obiekty), po kliknięciu przycisku Metoda centrowania…:
Oprogramowanie GIOTTO: Wybór metody centrowania. Wybór „Wyszukaj ciężar ogniskowy” zazwyczaj daje lepsze rezultaty niż „Centrowanie dysków planetarnych”.
W kroku 4, „Podpikselowa dokładność”, kliknij przycisk Superrozdzielczość… i wybierz w odpowiednim oknie dialogowym podwójną rozdzielczość (połowa piksela) oraz Wytnij motyw, wielkość obrazu pozostaje niezmieniona. Ta konfiguracja powoduje powiększenie wszystkich obrazów jednostkowych do podwójnej wielkości przed nakładaniem, co zwiększa precyzję nakładania.
Oprogramowanie GIOTTO: Po wyborze „podwójnej rozdzielczości”, GIOTTO może pracować z podpikselową dokładnością.
Teraz przejdźmy do punktu 5, Sprawdź jakość obrazów surowych. Kliknij przycisk Ustawienia sortowania…, aby określić, ile procent obrazów ma być użytych, a reszta odrzucona. Ponieważ wideo ćwiczeniowe zawiera tylko 100 pojedynczych obrazków, chcemy użyć 70 procent obrazów, co można ustawić za pomocą suwaka Użycie. Istotne jest również ważenie ostrości i zniekształcenia, które definiuje suwak Ostrość / Zniekształcenie. Zdecyduj się na 70% ostrości i 30% zniekształcenia.
Oprogramowanie GIOTTO: Ważenie ostrości i zniekształcenia oraz wskaźnik użycia muszą być dostosowane do charakteru wideo planety. Praktyczne sugestie znajdziesz w przyciskach w sekcji „Zalecenia praktyczne”.
W zależności od charakteru posiadanych nagrań wideo, konieczne może być dostosowanie tych wartości. Wideo nagrane w niespokojnej atmosferze będzie zawierać tylko kilka ostro ostrych obrazów, wtedy wskaźnik użycia powinien zostać drastycznie zmniejszony. Jeśli turbulencje atmosferyczne spowodowały wiele zniekształconych obrazów planety, zaleca się przydzielenie większej wagi zniekształceniu i mniejszej ostrości. Suwaki zostaną przeniesione na określone, zasugerowane pozycje, gdy klikniesz przyciski poniżej „Zalecenia praktyczne” w oknie dialogowym.
Kontynuujemy z punktem 6: Jak ma być określony wynik?. Kliknięcie przycisku Ustawienia wyniku… prowadzi do odpowiedniego dialogu, w którym należy wybrać Uśrednienie. Uśrednienie oznacza arytmetyczne obliczenie średniej wartości z wybranych i wycentrowanych klatek:
Oprogramowanie GIOTTO: Po wybraniu najbardziej wymownych obrazków i wyrównaniu planety będą one uśrednione.
Punkt 7 można znowu pominąć, a teraz należy nacisnąć przycisk Dalej.... Jeśli nie jest dostępny, kliknięcie przycisku Przywróć poprzednie ustawienia może rozwiązać problem.
Po rozpoczęciu procedury program najpierw poprosi o wybór pliku wideo (w naszym przypadku „MarsDemo.avi”) i przez pewien czas będzie zajęty obliczeniami, podczas których postęp będzie wyświetlany jako procent.
Oprogramowanie GIOTTO: Wybór wideo planetarnego.
Oprogramowanie GIOTTO: Edycja wideo wymaga pewnego czasu obliczeniowego, zależnego od liczby pojedynczych klatek do przetworzenia. W międzyczasie GIOTTO wyświetla komunikaty stanu (strzałki).
Po zakończeniu pracy wynik pojawi się w oknie „Bufor A z obrazem sumarycznym”.
Oprogramowanie GIOTTO: Wyświetlanie obrazu sumarycznego.
Najpierw ten obraz wygląda mniej wyraźnie niż pojedyncza klatka wideo, ale elektroniczne szumy są znacznie mniejsze. Pozwala to zastosować filtry wyostrzające. Chcemy to wypróbować i wybieramy w GIOTTO polecenie Edycja/Wyostrzanie i filtrowanie.... W pojawiającym się oknie dialogowym proszę wybrać kartę Tylko wyostrzanie, ustawić parametry widoczne na poniższym obrazie i jako Cel wybrać Bufor B. Okno podglądu zostanie zaktualizowane dopiero po dłuższym oczekiwaniu na przeliczenie obrazu podglądowego po zmianie jednego z parametrów wyostrzania.
Oprogramowanie GIOTTO: Wyostrzanie obrazu sumarycznego wymaga precyzyjnej kontroli wielu parametrów, aby uniknąć nadmiernej wyostrzenia, które prowadzi do niepożądanych artefaktów. Obraz podglądowy znacznie ułatwia tę pracę.
Przyciskiem Edycja uruchamiasz procedurę wyostrzania, a jej wynik będzie widoczny w oknie „Bufor B”.
Oprogramowanie GIOTTO: Wyświetlanie wyostrzonego obrazu sumarycznego w Buforze B.
Przed zapisaniem sprawdź, czy ustawienia formatów graficznych są poprawne. Aby to zrobić, wybierz w GIOTTO polecenie Plik/Formaty graficzne... i ustaw w kategorii TIFF opcje Niekompresowane i 16 Bit:
Oprogramowanie GIOTTO: Konfiguracja formatów graficznych. Tylko TIFF i FITS pracują bezstratnie, co jest istotne, jeśli zdjęcie planetarne ma być edytowane dalej za pomocą innego oprogramowania.
Za pomocą polecenia Plik/Zapisz obraz... można zapisać zawartość czterech okien plików oddzielnie, najlepiej w formacie bezstratnym (np. TIFF).
Oprogramowanie GIOTTO: Zapisywanie wyostrzonego obrazu sumarycznego w formacie TIFF.
Według życzenia lub potrzeby takie obrazy w formacie TIFF można otworzyć w innym programie do obróbki obrazów, aby wykonać ostatnie kroki edycji.
Gotowe zdjęcie Marsa z pliku zadaniowego „MarsDemo.avi”, po wprowadzeniu lekkich dostosowań wyrównania, gradacji i kolorów w programie Adobe Photoshop.
Tuba teleskopu Maksutowa-Cassegraina 10 cali, z którego wykonano wiele zdjęć planet w tym samouczku. Dla porównania rozmiarów dołączono aparat Canon EOS 1D:
Uwaga od autora: Wszystkie wykorzystane przykłady obrazów powstały w sposób opisany w samouczku.
Jedynym wyjątkiem: Zdjęcie tytułowe to fotomontaż wykonany z własnych zdjęć planetarnych.
Kontynuuj z częścią 15: „Kalibracja: Wykonanie obrazów pola jasnego i ciemnego”
