V resnici zadostujejo senzorji z robovi dolžine nekaj milimetrov povsem, da uspešno zajamejo planet v celoti pri še vedno smiselnih žariščnih razdaljah. Tudi število slikovnih pik ni pomembno, preprosta ločljivost VGA s 640x480 slikovnimi točkami je zadostna! Pomembnejša je zmožnost kamere, da posname 10, 20, 30 ali še več posnetkov na sekundo kot video datoteko. Idealne naprave za fotografiranje planetov so spletne kamere (Webcam) in digitalni videokameri-moduli (brez kamkorderjev).
Planeti našega Osončja so na nebu sorazmerno majhni, vendar svetli objekti. Zajemna tehnika se zato bistveno razlikuje od dolgotrajnih posnetkov za svetlobno šibke motive Deep-Sky. Pri tej naslovnici gre za fotomontažo.
Del 14: Snemanje planetov s spletno kamero
Poleg Zemlje Sonce kroži še sedem drugih planetov. Začenši v bližini Sonca, je vrstni red naslednji: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran in Neptun. Merkur in Venera sta torej notranja planeta, katerih obhodni polmer je manjši od Zemljinega. Vsi drugi so še bolj oddaljeni od Sonca kot Zemlja.
Razen Urana in Neptuna so planeti že vidni s prostim očesom na nebu, vendar izgledajo kot zvezde. Le pozornim opazovalcem je znano, da planet oddaja mirno svetlobo, medtem ko zvezde več ali manj močno "utripajo". Skozi daljnogled se planeti, ob ustreznem povečanju, kažejo kot majčkeni diski, medtem ko zvezde, tudi pri največjem povečanju v ogromnih teleskopih, ostanejo drobni svetlobni pikici.
Glede na svojo svetlost ni težava najti planetov od Merkurja do Saturna na nebu. Vendar pa je pomembno vedeti, v katerem ozvezdju se ravno nahajajo. Izraz "planet" izvira iz starogrške besede "planetes", kar pomeni "popotniki". Iz tega izhaja tudi izraz "premikajoče se zvezde" za planete, saj se zaradi svojega gibanja okoli Sonca ne nahajajo vedno v istem ozvezdju, ampak se skozi čas premikajo skozi vsa zodiakalna znamenja.
Zato ni mogoče navesti letno ponavljajočih se časov vidnosti, saj hitrost njihovega premikanja je odvisna od obhodnega časa planetov okoli Sonca. Ta pa je glede na tretji Keplerjev zakon odvisen od razdalje od Sonca: Bolj kot je planet oddaljen od Sonca, krajši je njegov obhodni čas. Medtem ko Merkur potrebuje približno 88 dni, da dokonča "merkurjevo leto", za to potrebuje sončno oddaljeni Saturn približno 29,5 leta!
Če želite izvedeti trenutne položaje in vidljivost planetov, so na voljo različne možnosti. Ena od njih je astronomski letopis, na primer "Himmelsjahr" iz založbe Kosmos. Izide vsako leto in opisuje vidljivost planetov za vsak mesec. Druga možnost je spletni portal, kot je www.calsky.de.
Poleg tega lahko uporabite program za planetarij, na primer "Guide" (www.projectpluto.com) ali brezplačno programsko opremo "Cartes du Ciel" (http://www.stargazing.net/astropc/).
Zelo redka slika se je pojavila zvečer 30. aprila 2002, ko so bili vsi pet z očesom vidni planeti hkrati videni na zahodnem nebu.
Vidnostne možnosti za notranje in zunanje planete so popolnoma drugačne. "Notranji" planeti (Merkur in Venera) krožijo znotraj Zemljine tirnice okoli Sonca, kar pomeni, da gledamo od zunaj na tirnico. To pomeni, da se ti planeti vedno nahajajo v relativni bližini Sonca in se od nje lahko oddaljijo le do največjega kota. Pri Merkurju znaša ta maksimalni odmik 28, pri Veneri pa celo 48 stopinj. Položaj, ko je dosežen ta maksimalni kotni odmik, se imenuje "Elonacija". V vzhodni elonaciji so notranji planeti vidni na večernem nebu po sončnem zahodu, v zahodni elonaciji pa na jutranjem nebu pred sončnim vzhodom. Zaradi osvetlitve notranji planeti v povečevalnih daljnogledih kažejo fazo, podobno kot Luna. Druge ekstremne položaje dobimo, ko notranji planeti stojijo za Soncem ("zgornja konjunkcija") ali med Soncem in Zemljo ("spodnja konjunkcija"). Dejansko se lahko pri spodnji konjunkciji zgodi, da sta Merkur ali Venera vidna kot temen disk pred Soncem, kar pa se zaradi naklona njune tirnice glede na Zemljino tirnico zgodi zelo redko.
Zunanji planeti se obnašajo povsem drugače. Njihov tirni polmer je večji od Zemljinega, zato so, gledano s Zemlje, v določenih časih obrnjeni proti Soncu. Takrat so posebej dobro opazljivi, saj zahajajo ob sončnem zahodu in vzhajajo ob sončnem vzhodu, tako da so celo noč vidni na nebu.
Hkrati so Zemlji posebej blizu, kar pomeni, da dosežejo največji scheinbarji premer in svetlost. To optimalno stanje se imenuje "opozicija". Nasprotje je "konjunkcija", ko so praktično za Soncem in nevidni.
Sematičen prikaz pomembnih planetarnih konstelacij. Na sredini je Sonce, Zemlja (1) je označena kot modri planet. Pri zunanjem planetu (rdečem) nudi opozicijski položaj (3) posebej ugodne opazovalne pogoje, medtem ko je v konjunkcijskem položaju (2) neviden. Notranji planet (zelena) je najbolje viden, ko je v največji elonaciji (6), potem je kotni odmik od Sonca izjemno velik. V "zgornji konjunkciji" (4) ni opazen, v "spodnji konjunkciji" (5) pa le, če neposredno zdrsne pred Sončevim krožnikom, doživi tako imenovani "prehod".
Planeti se z Zemlje zaradi svoje velike oddaljenosti pojavljajo kot majčkeni diski, katerih scheinbar premer je naveden v kotnih sekundah. Stopinjo delimo na 60 kotnih minut, kotno minuto pa spet na 60 kotnih sekund. Polna Luna se prikaže pod kotom približno pol stopinje, kar ustreza 30 kotnim minutam oziroma 1800 kotnim sekundam. Noben planet ne doseže več kot 63 kotnih sekund. Za primerjavo: Evro kovanec na razdalji 240 metrov se pojavi pod kotom 20 kotnih sekund. To ustreza približno vrednosti za globus planeta Saturn!
Točno določanje takšnih majhnih objektov, še posebej s vidnimi površinskimi podrobnostmi, je fotografsko pravo izzivanje. Zahtevane so ne samo zelo dolge žariščne razdalje. Najtežje je kompenzirati izgubo ostrine, ki jo povzročajo turbulence v zemeljski atmosferi in jo astronomi imenujejo "Seeing", kar tudi povzroča szintiliranje (utripanje) zvezd.
Kdor je kdaj gledal planeta pod velikim povečanjem skozi daljnogled, pozna pojav: Včasih je slika ostra, potem spet nejasna in zamegljena. Pri nočeh z slabim Seeingom ni uporabne slike, potem tudi planetarna fotografija ni vredna. Tudi pri dobrem Seeingu pogoji niso stabilni, temveč kažejo kratke trenutke z zlasti podrobnim pogledom.
Zato je zelo uspešna strategija zaradi teh razlogov uporaba spletne kamere ali videokamere, ki v kratkem času posname na stotine ali celo tisoče posameznih posnetkov. S pomočjo posebne programske opreme se iz te poplave slik izberejo najostrejše posamezne slike in se natančno prekrivajo. Izbrani posnetki se sečno obdelajo, nato sledi osvetlitev. Na ta način nastane zelo podrobna slika planeta, ki v najboljšem primeru prikaže vsaj tiste podrobnosti, ki jih izkušen opazovalec lahko prepozna pri pogledu skozi okular.
Fotografiranje planetov je smiselno tudi z relativno majhnimi teleskopi. Tukaj je več kot 30 let star refraktor z samo 75 milimetrskim odprtjem in brez motoričnega sledenja opremljen z videokamero DMK-Firewire:
Slika planetov Saturn (levo) in Venere, pridobljena s prej omenjeno opremo.
Preden se lotimo tehničnih podrobnosti fotografiranja, najprej posamezno predstavimo vse planete.
Merkur je Soncu najbližji planet in nima lun. Njegova navidezna velikost na nebu znaša le malo manj kot 5 do največ 12 ". Čeprav Merkur nima atmosfere, skozi katero bi lahko opazovali njegovo površje, so podrobnosti površja komaj kaj vidne, morda le večja, temnejša območja. Cilj fotografiranja Merkurja bo torej zajeti njegovo spreminjajočo se fazo.
Dve sliki planeta Merkur iz 18. junija 2005 (levo) in 15. aprila 2003. Vidna je faza planeta ter rahlo nakazane površinske strukture. V obeh primerih je za kamero služila spletna kamera Philips ToUCam 740K, levo refraktor s premerom 8 palcev in desno teleskop Maksutov-Cassegrain s premerom 10 palcev kot osnovna optika za zajemanje.
07. maja 2003 je prišlo do Merkurjevega prehoda: Soncu najbližji planet se je premikal kot majhna pika (puščica) pred Soncem.
Dodaten izziv predstavlja dejstvo, da se Merkur vedno nahaja v relativni bližini Sonca in se največ 28 stopinj oddalji od njega. To pomeni, da je v vodoravni legi videti le približno eno uro po sončnem zahodu ali eno uro pred sončnim vzhodom. Druga možnost je, da ga poskusite opazovati na nebu čez dan, pri čemer je potrebna skrajna previdnost, da se izognete usmeritvi Sonca v svoj vidni kot.
Med spodnjo konjunkcijo se včasih zgodi, da je planet videti kot temna pika na sončnem disku. V tem primeru je treba sprejeti vse ukrepe, opisane v delu 6 tega priročnika ("Previdnost pri fotografiranju Sonca"). Naslednji Merkurjevi prehodi, ki jih je mogoče opazovati z Evrope, se bodo zgodili 09. maja 2016, 11. novembra 2019 ter 13. novembra 2032.
Merkur v številkah:
Premer: 4878 km
Povprečna razdalja od Sonca: 57,9 milijona km
Obhodna doba okoli Sonca: 88 dni
Ležeča orbita glede na Zemljino orbito: 7 stopinj
Razdalja od Zemlje: 80 do 220 milijonov km
Število lun: 0
Povprečna gostota: 5,4 g/cm³
Venera je prav tako notranji planet, kar pomeni, da kaže faze. Njena površina z Zemlje nikoli ni vidna, saj je Venera ovita v gosto, zaprto oblakno. Kljub temu to oblakno odseva veliko sončne svetlobe, zato je Venera po Soncu in Luni tretje najsvetlejše nebesno telo in celo v temnih predelih včasih vrže senco! Zaradi svoje svetlosti jo je mogoče občasno prepoznati celo s prostim očesom sredi belega dne. Njen navidezni premer nihaja med 10 " ("Polna Venera") in 63 " (spodnja konjunkcija). Struktur na oblakih ni pričakovati, razen če opazujete v ultravijolični svetlobi, za kar so potrebni zrcalni teleskop, poseben filter in kamera občutljiva na UV svetlobo.
Faze planeta Venere. Skrajno levo „Polno Venero“ blizu svojega zgornjega, desno ozko Venerino srp pri njeni spodnji konjunkciji.
Po letu 1882 se je 08. junija 2004 končno zgodil Venerin prehod. Med spodnjo konjunkcijo je prehajala kot temna pika pred Soncem – impresiven pogled! Prehod je trajal več kot šest ur.
Opazovanje Venere je veliko lažje kot opazovanje Merkurja, saj je viden od Zemlje iz največ 48 stopinj oddaljenosti od Sonca. Če vzporedno z Soncem zavzame severno lego na nebesni krogli, je vidna do 4,5 ure po sončnem zahodu ali pred sončnim vzhodom. V ljudskem izročilu je Venera znana kot „večerni zvezdnik“ oziroma „jutranja zvezda“.
Tudi Venera včasih med spodnjo konjunkcijo prehaja kot črno obarvan disk pred Soncem, kar imenujemo „venusov prehod“. Venustransiti so redek pojav, ki se dogaja v ciklu 243 let. Po prehodu sledi po 8 letih naslednji, nato po 121,5 letih še eden in nato po 8 in 105,5 letih. Zadnji tak dogodek je bil 08. junija 2004. Naslednji Venustransit sledi 06. junija 2012, ki pa ga bo v srednji Evropi mogoče videti le ob sončnem vzhodu. Sledijo daljše čakalne dobe do 11. decembra 2117 in 8. decembra 2125.
Venera v številkah:
Premer: 12104 km
Povprečna razdalja od Sonca: 108,2 milijona km
Obhodna doba okoli Sonca: 224,7 dni
Ležeča orbita glede na Zemljino orbito: približno 3,5 stopinje
Razdalja od Zemlje: 38,8 do 260,9 milijonov km
Število lun: 0
Povprečna gostota: 5,25 g/cm³
Zemlja je tukaj navedena le za namene primerjave v številkah:
Zemlja v številkah:
Premer: 12742 km
Povprečna razdalja od Sonca: 149,6 milijonov km
Obhodna doba okoli Sonca: 365,25 dni
Ležeča orbita glede na Zemljino orbito: 0 stopinj
Število lun: 1
Povprečna gostota: 5,5 g/cm³
Mars obkroža Sonce zunaj Zemlje po relativno močno eliptični orbiti. Čeprav ima atmosfero, ta ni dovolj gostljiva, da bi bili vidni podrobnosti na njegovi površini. V ugodnih obdobjih opazovanja so v relativno majhnih teleskopih vidne poltoge kapice iz zamrznjenega ogljikovega dioksida in vodnega ledu, katerih rast v marsu in taljenje v marsovem poletju je mogoče opazovati. Marsova površina je rdeče-oranžne barve, kar je posledica prisotnosti železovega oksida in mu je prineslo vzdevek "Rdeči planet". Z visoko povečavo so vidna tudi temnejša območja, ki so podobna kontinentom na Zemlji, in imajo lastna imena. Zahvaljujoč tem strukturam je mogoče v teleskopu opazovati rotacijo Marsa.
Tri različne perspektive planeta Mars. Levi posnetek je nastal 19. decembra 2007, srednji 14. oktobra 2005, desni pa 22. avgusta 2003. Vse tri so bile posnete s teleskopom Maksutov-Cassegrain s premerom 10 palcev, levi dve s kamero DMK-Videokamera in barvnim filterjem, desni pa s spletno kamero Philips ToUCam 740K.
Razdalja Marsa od Zemlje se močno spreminja, zato se tudi njegov navidezni premer giblje od minimalnih 4 " do največ 25 ". Tudi med opozicijo, ki jo doživi vsakih 780 dni, ni vedno optimalno opazen, saj eliptična orbita povzroča velike razlike. Minimalna oddaljenost od opozicije znaša le 55,7 milijona kilometrov, kjer se zdi pod kotom 25 ". V "slabih" opozicijah je skoraj dvakrat tako daleč od Zemlje, zato je v daljnogledu le polovično velik. Pred nami so primeri neugodnih opozicij 29. januarja 2010 (99,3 milijona km oddaljenosti, premer 14,1 ") in 03. marca 2012 (100,8 milijona km, 13,9 "). Še posebej ugoden je 27. julij 2018 (57,6 milijona km, 24,3 ").
Opazovanje obeh Marsovih lun, Phobos in Deimos, je zaradi njihove majhne velikosti (27 oz. 15 km) izziv tudi za amaterje z večjimi teleskopi.
Mars v številkah:
Premer: 6794 km
Povprečna razdalja od Sonca: 227,9 milijonov km
Obhodna doba okoli Sonca: 687 dni
Ležeča orbita glede na Zemljino orbito: 1,85 stopinj
Razdalja od Zemlje: 55,7 do 400 milijonov km
Število lun: 2
Povprečna gostota: 3,9 g/cm³
Jupiter je največji planet našega Osončja - njegov premer je približno enajstkrat večji od premera Zemlje. Medtem ko Merkur, Venera, Zemlja in Mars spadajo med zemeljske planete, je Jupiter prvi predstavnik zunanjih plinastih planetov, ki nimajo trdne, dostopne površine. Namesto površine gledamo v njegovo gostejšo atmosfero, ki že v relativno majhnih teleskopih kaže trak polznih struktur oblakov.
Nekateri od teh trakov oblakov so precej konstantni, drugi nastajajo in izginjajo. Opazen in konstanten detajl je ogromna ciklonska nevihta, ki je znana kot "Veliki rdeči madež".
Velikanski planet Jupiter blesti kot motiv za fotografiranje predvsem zaradi svojih kontrastnih, močno strukturiranih trakov oblakov. Na levem posnetku je mogoče opaziti „Veliki rdeči madež“, ki je v resnici bolj oranžen. Obe fotografiji sta bili posneti s teleskopom Maksutov-Cassegrain premerom 10 palcev in spletno kamero Philips ToUCam 740K, leva 04. aprila 2003, desna 27. aprila 2004.
Že z majhnimi teleskopi in relativno kratkimi goriščnimi razdaljami je mogoče opazovati štiri galilejske lune Jupitra. Če se naredijo več posnetkov v razmiku nekaj ur ali dni, je mogoče opazovati njihovo vrtenje okoli planeta.
Jupiter na nebu za Soncem, Lunom in Venero velja za četrto najsvetlejše nebesno telo. Redko ga preseže Mars v sijaju. Njegov približen premer se giblje med 30" in 50". Opaziti je mogoče njegovo sploščenost, ki je posledica ogromne hitrosti vrtenja pod deset ur: premer na polih je precej manjši kot premer na ekvatorju. Zelo opazovati so štiri največje njegove lune, imenovane po odkritelju "galilejske lune" in imenovane Ganymed, Kallisto, Europa in Io. Njihovo gibanje okrog Jupitra je mogoče spremljati v nekaj urah in dneh. V srednje velikih teleskopih je celo vidno, ko ena od lun vrže svojo senco na jupitrove oblake ali izgine v senci Jupitra.
Kot pri vseh zunanjih planetih je nasprotišče najspretni čas za opazovanje Jupitra. Doseže se vsakih 399 dni, takrat je razdalja Zemlja-Jupiter minimalna, približen premer največji in svetlost največja. Vendar ni nujno uporabiti neposredne noči nasprotovanja, tudi tedni pred in po nasprotju so zelo dobri pogoji za opazovanje.
Jupiter v številkah:
Premer: 139548 km
Povprečna razdalja od Sonca: 779 milijonov km
Obhodna doba okoli Sonca: 11,9 leta
Uklon orbite glede na orbito Zemlje: 1,3 stopinje
Razdalja od Zemlje: 558 do 967 milijonov km
Število lun: 63
Povprečna gostota: 1,3 g/cm³
Saturn je znan predvsem zaradi svojega veličastnega prstana, ki je že mogoče videti v majhnih teleskopih. Podrobnosti pa so vidne šele v večjih instrumentih, saj nas tudi v najugodnejšem primeru loči približno 1,2 milijarde kilometrov od njega - celo svetlobi je potrebno 1 uro in 24 minut za to razdaljo! Podobno kot Jupiter je Saturn plinasti planet brez trdne površine. Tudi njegov globus je zaradi hitrega vrtenja sploščen: v dobrih desetih urah se zavrti okoli svoje osi, vendar rotacija Saturna za razliko od Jupitra ni neposredno opazna, saj oblaki na Saturnu ponavadi nimajo značilnih podrobnosti, ampak so sestavljeni samo iz nežnih, kontrastnih pasov z rahlo različno barvo.
Planet Saturn z obroči 2. januarja 2004 (levo), 20. decembra 2007 (sredina) in 21. marca 2009. Jasno je videti, da je bil kot na obročni sistem v letih bolj žleč. Oba puščičasta kazalca kažeta na dve vrzeli v obročnem sistemu, ki sta relativno lahko opazni "Cassini-razcep" (desni puščica) in zelo tanki "Enke-razcep" (leva puščica), ki postane vidna šele v večjih teleskopih pri dobri vidljivosti. Obe levi fotografiji sta bili posneti s teleskopom Maksutow-Cassegrain 10 palcev, desna s Cassegrain odbojnikom 90 centimetrov. Uporabljen je bil spletni klepetalnik Philips ToUCam 740K (leva slika) oziroma videokamera DMK z barvnim filterjem (sredina in desna). Za desno sliko je bilo 2000 posameznih posnetkov zloženih v končni rezultat!
Saturnov globus se pojavi pod kotom med 14" in 20", obroči med 37" in 46", odvisno od razdalje. Vsakih 378 dni doseže nasprotišče. Obročni sistem, ki Saturna za mnoge opazovalce planetov uvršča med najlepše vseh planetov, je sestavljen iz neskončnih posameznih kamnin, ki so lahko tako majhne kot zrnje prahu in tako velike kot družinska hiša. V primerjavi z obsegom obročnega sistema (272.000 km) je debelina z manj kot en kilometer izjemno majhna.
Obročni sistem je razdeljen na zelo veliko posameznih, koncentričnih obročev, ki so delno ločeni z vrzelmi. Srednji teleskopi že kažejo "Cassini-razcep", veliki dodatno pa "Enke-razcep". Obročna ravnina je nagnjena za skoraj 27 stopinj proti orbitalni ravnini, tako da se z Zemlje v času enega popolnega Saturnovega obhoda okoli Sonca, ki traja 29,5 leta, obroč dvakrat točno vidi od roba in dvakrat pri največjem kotu gledanja. Položaj roba se doseže leta 2009, 2025 in 2038, medtem pa je zagotovljen še posebej ugoden pogled na severno ali južno obročno površino. Ob dosegu roba obroči nekaj dni sploh niso vidni.
Od že številnih znanih Saturnovih lun je približno osem primernih za opazovanje s pomočjo amaterskih sredstev.
Saturn v številkah:
Premer: 116900 km
Povprečna razdalja od Sonca: 1432 milijonov km
Obhodna doba okoli Sonca: 29,5 leta
Uklon orbite glede na orbito Zemlje: 2,5 stopinj
Razdalja od Zemlje: 1191 do 1665 milijonov km
Število lun: 60
Povprečna gostota: 0,7 g/cm³
Uran je tako daleč od Zemlje, da ga s prostim očesom praktično ni mogoče zaznati in je bil odkrit šele leta 1781 s teleskopom. Podobno kot Jupiter in Saturn je večinoma sestavljen iz plina.
Njegov približen premer je samo 3" do 4", zato ni posebno donosna tarča za amatersko opazovanje astronomije. Vsakih 370 dni doseže nasprotišče Soncu.
V daljnogledu se tudi pri visoki povečavi pokaže le majhna, zelenkasta ploskev brez struktur. Pet največjih lun Urana je že mogoče fotografirati v srednje velikih amaterskih instrumentih.
Uran in štiri njegove lune. Levi od planeta stoji luna Umbriel, desno Ariel, Titania in Oberon. Posneto je bilo 28. avgusta 2003 s teleskopom Maksutow-Cassegrain 10 palcev.
Uran v številkah:
Premer: 51000 km
Povprečna razdalja od Sonca: 2884 milijonov km
Obhodna doba okoli Sonca: 84,7 leta
Uklon orbite glede na orbito Zemlje: 0,75 stopinje
Razdalja od Zemlje: 2582 do 3158 milijonov km
Število lun: 27
Povprečna gostota: 1,3 g/cm³
Neptun obkroža kot zadnji planet v Osončju Sonce na povprečni razdalji 4,5 milijarde kilometrov. Zato se zdi zelo svetel in je bil leta 1846 odkrit s pomočjo teleskopa. Za en obhod okoli Sonca potrebuje 165,5 let, zato skoraj vsako leto doseže svoj položaj v opoziciji, natančneje vsakih 367,5 dni.
Kljub temu je navidezni premer planetovega diska le skromnih 2,3" - premalo, da bi bili vidni podrobnosti njegove plinske atmosfere. Vredno pa je poskusiti fotografiranje njegovega največjega meseca, imenovanega Triton.
Neptun je najsvetlejši predmet na tem posnetku iz 17. septembra 2003. Na desni spodaj pod planetom je videti njegov najsvetlejši mesec Triton. Za zajemanje posnetka je bilo ponovno uporabljeno 10-palčno Maksovtov-Cassegrain teleskop.
Neptun v številkah:
Premer: 44730 km
Povprečna razdalja od Sonca: 4500 milijonov km
Obhodna doba okoli Sonca: 165,5 let
Orbitalni naklon v primerjavi z zemeljsko orbito: približno 1,75 stopinje
Razdalja od Zemlje: 4300 do 4683 milijonov km
Število lun: 13
Povprečna gostota: 1,7 g/cm³
Tehnika fotografiranja
Kot je bilo že nakazano, se tehnika fotografiranja planetov temeljito razlikuje od tiste, ki je bila obravnavana v prejšnjih vadnicah iz serije "Astro- in nebesne fotografije". Potrebna je kamerasistem, sposoben, da v najkrajšem možnem času posname čim več slik, pri čemer velikost slikovnega senzorja sploh ni pomembna. Veliki senzorji so celo slabost, ker gre zgolj za majhen planetov disk in večje območje, ki je v glavnem sestavljeno iz črnega neba, le nepotrebno povečuje količino podatkov, ki jih je treba shraniti, kar otežuje kasnejšo obdelavo slik.
V resnici zadostujejo senzorji z robno dolžino v nekaj milimetrih v celoti, da lahko pri še vedno smiselnih dolžinah valov posnamejo planet v celoti. Tudi število pikslov ni pomembno, dovolj je preprosta VGA ločljivost s 640x480 slikovnimi pikami! Pomembnejša je sposobnost kamere, da posname 10, 20, 30 ali še več slik na sekunda kot videoposnetek. Idealne naprave za planetarno fotografijo so zato spletne kamere (Webcam) in digitalni videokameri moduli (ne Camcorder).
Modeli spletnih kamer Philips ToUCam 740K (levo) in njihovi nasledniki do SPC 900 NC (desno) so žal že možna le rabljena. Imajo pravi CCD senzor namesto običajnega CMOS senzorja, kar je koristno pri planetarni fotografiji.
Webcam je najcenejša rešitev in skupaj z nujno potrebnimi dodatki že na voljo za nekaj več kot 100 evrov. Priporočljivo je uporabljati modele z resničnim CCD senzorjem namesto CMOS senzorja. Philips, ki je doslej ponujal tak model, je žal prenehal s proizvodnjo in zdaj ponuja le naprave s CMOS senzorjem. Če imate priložnost dobiti rabljeno spletno kamero "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" ali "Philips ToUCam SPC 900 NC", bi bil to dober nakup, saj oba modela imata CCD senzor.
Videomodul DMK proizvajalca ImagingSource zagotavlja boljšo kakovost slike kot spletna kamera, vendar je tudi precej dražji. Prikazan model proizvaja zgolj črno-bele posnetke in je prav tako priključen na teleskop prek 1,25-palčnega objektiva (zgoraj).
Posnetna video kamera DMK 21AF04, ki prenaša slike računalniku prek priključka Firewire. Za pridobivanje barvnih planetarnih fotografij je nameščeno dodatno barvno filter kolo s rdečim, zelenim in modrim filtrom:
Če želite novo kamero, je edina preostala možnost "Celestron NexImage CCD Kamera" (Povezava), katere notranjost je podobna spletne kameri, ki pa je že pripravljena za vgradnjo v teleskop.
Pri omenjenih Philips izdelkih je treba lečo spletne kamere odstraniti in jo zamenjati z adapterjem za teleskop s premerom 1,25 palca, tako da je kamera lahko nameščena namesto okularja v okularni izvlek. Če gre za lečasti teleskop, je lahko uporaba IR-/UV-filtra dodatna smiselna, da se prepreči nejasnosti.
Za izboljšanje spletne kamere za astrofotografijo potrebujete UV-/IR-prepustni filter (skrajno levo, zlasti pomemben pri refraktorjih) in adapter za spletno kamero (sredina).
Za Philips SPC 900 NC se leča spletne kamere previdno odstrani z rezilom za rezanje preprog, saj za planetarno fotografijo ni potrebna:
Adapterje za spletno kamero namestimo namesto odstranjene leče v navoj objektiva, da lahko kamero pritrdimo na okularjev izvlek teleskopa.
Adapter za spletno kamero s premerom 1,25 palca se namesto okularja vstavi v okularni vlec.
Ker spletne kamere ne ciljajo na največjo kakovost posameznih slik, ampak na ustvarjanje neprekinjenega videoposnetka, je uporaba digitalnega video modula kot nadgradnje smiselna. S tem je mogoče pridobiti neprezrte posamezne slike v posnetih videoposnetkih, vendar za precej višjo ceno. Priporočljiv proizvajalec takšnih video modulov je podjetje ImagingSource (Povezava).
Snemanje planetov
Najprej je treba določiti optimalno goriščno razdaljo snemanja, ki je odvisna od ločljivosti teleskopa (torej njegovega odprtja) in velikosti slikovnih pik kamere. Tipično imajo senzorji v spletnih kamerah pike s stranico približno pet tisočink milimetra. Najboljša goriščna razdalja snemanja je dosežena, ko je razmerje odprtine približno 1:20, pri čemer je dovoljeno velikodušno zaokroževanje.
To pomeni, da bi morala biti goriščna razdalja približno 20-krat večja od odprtine. Če je krajša, teoretične ločljivosti teleskopa ni mogoče doseči. Če je daljša, bo planetno disko le večji in šibkejši, ne da bi bili vidni dodatni podrobnosti. Še posebej tragično v zadnjem primeru je, da se čas izpostavljenosti za posamezne slike nepotrebno podaljša in postane težje izkoristiti trenutke z nizko zračno nemirnostjo za ostre posamezne slike.
Na primer: Če uporabljate teleskop z odprtino 150 milimetrov, bi bilo optimalna goriščna razdalja 150 mm * 20 = 3000 mm, torej 3 metri. Če je primarna goriščna razdalja krajša, se lahko z Barlow lečo, ki se namesti med teleskopom in kamero, prilagodi na želeno vrednost.
Teleskop je zdaj usmerjen proti planetu in gledamo skozi okular. S pomočjo motoričnega finega premika nosilca se planet natančno postavi v središče slike. Sedaj se odstrani okular in zamenja z spletno kamero. V programski opremi za upravljanje kamere je treba nastaviti dolgo čas izpostavljenosti in visoko stopnjo ojačitve slike (pogosto imenovane kot "Gain"), da bi lahko prepoznali planetno sliko v tem trenutku še vedno zelo nejasno na zaslonu računalnika. Video, posnet s kamero, je mogoče v živo spremljati na zaslonu, tako da osredotočanje ni velik problem. Bolj ko je slika ostra, bolj svetla postane, zato je treba postopoma zmanjševati čas izpostavljenosti in ojačitev, da se izognemo prevelikim osvetlitvam.
Pred shranjevanjem posnetka planeta izključite zvok kamere, da zvočni podatki ne zapravljajo dragocene pasovne širine.
Slike programske opreme "Philips VRecord", ki so priložene s Philips ToUCam 740K. Na skrajni levi strani je planet Mars, potem ko je bil okular zamenjan s spletno kamero; slika je še vedno povsem nejasna. V sredini je stanje po izvedeni osrediščitvi, pri čemer je slika še vedno močno preosvetljena. Na desni so bile prilagojene osvetlitev in bela uravnoteženost.
Kekeleyaft Ferodo
Kekeleyaft Ferodo
Verarbeitung der Videos
Po zaključku snemanja imate video datoteko, ki prikazuje planet. Zaradi zračnih turbulence niso vsi posamezni posnetki enako ostri. Zato je v naslednjem koraku potrebno izbrati ostre posnetke in jih natančno poravnati, da jih je mogoče združiti v skupinski posnetek s povprečno vrednostjo. Združevanje je potrebno za zmanjšanje šuma, kar omogoča dodatno prilagoditev ostrenja planeta.
Izbor najostrejših posnetkov je nepredstavljivo obsežno delo, če pomislimo, da 4-minutni video planeta vsebuje 2400 posnetkov pri desetih slikah na sekundo! Na srečo tega koraka ni treba opraviti ročno, ampak ga je mogoče izvesti s posebnimi programi, ki so brezplačno dostopni na internetu. Dva od teh programov naj bosta omenjena:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) in
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
V nadaljevanju bo prikazan postopek z uporabo programske opreme "GIOTTO". Korake lahko sledite, če si program prenesete in ga namestite, kot je opisano na omenjeni spletni strani. Poleg tega prenesite tudi vadbeno datoteko "MarsDemo.zip" za ta priročnik, ki vsebuje razpakirani video "MarsDemo.avi". Video zaradi velikosti datoteke vsebuje le 100 posnetkov planeta Mars, posnetih 22. avgusta 2003 z 10-palčnim teleskopom in kamero Philips Webcam.
Najprej si video oglejte s predvajalnikom za medije, da boste opazili, da se kakovost slike zaradi zračnih turbulence močno spreminja. Tukaj sta dva posamezna posnetka iz videoposnetka, ki prikazujeta posebej neostro in precej ostro posamezno sliko:
Dva posamezna posnetka iz vadbenega videa "MarsDemo.avi". Levo je vidno posamezno neostro sliko zaradi zračnih motenj, desno pa precej ostrejšo.
Po zagonu GIOTTO (različica 2.12) se prikaže naslednji zaslon:
Programska oprema "GIOTTO": Na voljo so štiri okna sličic (Puffer A - D).
Izberite ukaz Prekrivanje slik/Prekrivanje slik samodejno... Po tem se prikaže naslednje pogovorno okno:
Programska oprema GIOTTO: V sedmih korakih se planetni video pretvori v končno posamezno sliko.
Nato postopajte postopoma in izvedite točke 1 do 7. Najprej programska oprema želi vedeti, od kod izvirajo surove slike. Zato kliknite na gumb Izvor surovine... Izberite Vse posamezne slike v AVI-datoteki in Digitalka/kamera na spletu/Skeniranje/CCD-kamera (Neinterlaced) ter potrdite z Prepiši:
Programska oprema GIOTTO: Izbor vira surovega gradiva.
Korak 2 (Predobdelava surovih slik pred prekrivanjem?) lahko preskočimo (če je potrebno, odstranite kljukico iz polja za izbiro) in preidite na korak 3 (Katera metoda za usklajevanje?). S tem določite metodo, ki jo naj GIOTTO uporabi za natančno prekrivanje slik planetov. Odločite se za Iskanje težišča svetlosti (svetle posamezne predmete), potem ko kliknete gumb Metoda za usklajevanje...:
Programska oprema GIOTTO: Izbor metode za usklajevanje. Izbor "Iskanje težišča svetlosti" običajno prinese boljše rezultate kot "Usklajevanje planetov."
Pri koraku 4, "Podpičelna natančnost", kliknite na gumb Superresolucija... in se odločite v pripadajočem pogovornem oknu za dvojno ločljivost (polovični piksel) ter za nadaljnje Izrezovanje motivov, velikost slike ostane enaka. Ta nastavitev bo GIOTTO prisilila, da pred prekrivanjem vse posamezne slike podvoji, s čimer se poveča natančnost prekrivanja.
Programska oprema GIOTTO: Po izbiri "dvojne ločljivosti" lahko GIOTTO deluje s podpičelno natančnostjo.
Sedaj se premaknemo na korak 5, Preverjanje kakovosti surovih slik. Kliknite na gumb Nastavitve razvrščanja..., da določite, kolikšen odstotek slik želite uporabiti, medtem ko preostale zavržete. Ker vadbeni video vsebuje le 100 posnetkov, želimo uporabiti 70 odstotkov slik, kar nastavite s drsnikom Odstotek uporabe. Poleg tega je pomembno tudi uteženje med ostrino in popačenjem, ki jo določite s pomočjo drsnika Ostrina/Popačenje. Odločite se za 70% Ostrina in 30% Popačenje.
Programska oprema GIOTTO: Uteženje ostrine in popačenja ter stopnja uporabe je treba prilagoditi glede na kakovost videa planeta. Uporabne predloge zagotavljajo gumbi v okviru "Praktični nasveti".
Glede na kakovost videa, ki ga imate, je morda potrebno prilagoditi te vrednosti. Če so posnetki narejeni v turbulenci zraka in vsebujejo malo ostrine, je treba stopnjo uporabe drastično zmanjšati. Če je zračna turbulenca povzročila veliko popačenih posnetkov planetov, je treba več pozornosti nameniti popačenju kot ostrini. Drsnike premaknite na določene, predlagane položaje, če kliknete gumbe pod "Praktična priporočila" v pogovornem oknu.
Nadaljujemo s korakom 6: Kako naj bo rezultat določen? Klik na gumb Nastavi rezultat... vodi v ustrezno pogovorno okno, kjer je treba izbrati Povprečje. Povprečje pomeni aritmetično povprečje izbranih in poravnanih posnetkov:
Programska oprema GIOTTO: Po izboru najostrejših posnetkov in poravnavi bodo planeti združeni v povprečno sliko.
Točka 7 je lahko ponovno izpuščena, tako da je treba zdaj pritisniti gumb Naprej…. Če gumba ni na voljo, lahko klikanje gumba Prevzemi prejšnje nastavitve reši težavo.
Po zagonu postopka bo program najprej zahteval izbiro video datoteke (v našem primeru "MarsDemo.avi") in nato nekaj časa opravljal računske operacije, medtem ko se napredek prikazuje kot odstotek.
Program GIOTTO: Izbor planetarnega videa.
Program GIOTTO: Obdelava videa traja določen čas, odvisen od števila posameznih slik za obdelavo. Medtem GIOTTO prikazuje stanja (puščice).
Po končanem delu se rezultat prikaže v oknu "Zbiralnik A s seštevkom slike".
Program GIOTTO: Prikaz slike seštevka.
Slika na začetku izgleda manj ostra kot posamična slika iz videa, vendar je elektronski šum sliki mnogo manjši. To nam omogoča uporabo filtrov za izboljšanje. Poskusili bomo in v GIOTTO izbrali ukaz Uredi/Ostro in Filtriraj…. V prikazanem pogovornem oknu izberite zavihek Samo izboljšaj, nastavite parametre, prikazane na naslednji sliki, in kot Cilj izberite Zbiralnik B. Če spremenite parameter izboljšave, se bo okno za predogled osvežilo šele po relativno dolgem čakanju, ki ga potrebuje za izračun predogleda.
Program GIOTTO: Poizkus izboljšanja slike zahteva natančno upravljanje s številnimi parametri, da se prepreči prekomerno izboljšanje, ki lahko povzroči neželene artefakte. Predogledna slika močno olajša to delo.
S pritiskom na gumb Uredi začnete postopek izboljšanja, katerega rezultat se nato prikaže v oknu "Zbiralnik B".
Program GIOTTO: Prikaz izboljšane slike v zbiralniku B.
Pred shranjevanjem preverite, ali so nastavitve grafičnih formatov pravilne. V GIOTTO izberite ukaz Datoteka/Grafični formati… in v razdelku glede TIFF nastavite možnosti Ne stisnjeno in 16 Bitov:
Program GIOTTO: Konfiguracija grafičnih formatov. TIFF in FITS delujeta brez izgub, kar je pomembno, če želite planetno fotografijo nadaljevati z drugo programsko opremo.
Z ukazom Datoteka/Shrani sliko… lahko vsebino štirih oken z datotekami shranite ločeno, najbolje v formatu brez izgub (npr. TIFF).
Program GIOTTO: Shranjevanje izboljšane slike v formatu TIFF.
Po želji ali potrebi lahko takšno sliko v formatu TIFF odprete v drugem programu za urejanje slik, da izvedete zadnje urejanje korakov.
Dokončana slika Marsa iz vaj "MarsDemo.avi", potem ko so bile v programu Adobe Photoshop narejene manjše prilagoditve poravnavanja, gradacije in barv.
Tubus 10-palčnega Maksutov-Cassegrain teleskopa, s katerim je bila ustvarjena večina planetarnih slik tega vadnika. Za primerjavo velikosti je priložen Canon EOS 1D:
Opomba: Vse uporabljene slikovne primere so bile ustvarjene na način, opisan v vadnici.
Edina izjema: Naslovna slika je fotomontaža iz lastnih planetarnih posnetkov.
Nadaljevanje sledi v delu 15: "Kalibracija: Snemanje svetlobnega in temnega polja"
