Jump to content

Search the Community

Showing results for tags 'Od laika do astrofotografika'.



More search options

  • Search By Tags

    Type tags separated by commas.
  • Search By Author

Content Type


Forums

  • Astronomy and Cosmos
    • Obserwacje astronomiczne
    • Astronomy
    • Radioastronomia i spektroskopia
    • Space and exploration
  • Astronomical Pictures
    • Astrophotography
    • Galeria
    • Szkice obserwacyjne
  • Sprzęt i akcesoria
    • Dyskusje o sprzęcie
    • ATM, DIY, Arduino
    • Observatories and planetaries
    • Classifieds and shops
  • Others
    • Quick Post
    • Astropolis Community
    • Books and Apps
    • Planeta Ziemia
  • Pogromcy Light Pollution's Forum pogromców LP
  • Klub Lunarystów's ZAPOWIEDZI WYDARZEŃ
  • Klub Lunarystów's ZDJĘCIA KSIĘŻYCA
  • Klub Lunarystów's POMOCE
  • Klub Lunarystów's O wszystkim
  • Klub Planeciarzy's Forum
  • Klub Astro-Artystów's Znalezione w sieci
  • Celestia's Układ Słoneczny
  • Celestia's Sprzęt
  • Celestia's Katalog Messiera
  • Celestia's Sprawy techniczne

Blogs

There are no results to display.

There are no results to display.

Calendars

  • Kalendarz astronomiczny
  • Kalendarz imprez
  • Urodziny
  • Z historii astronomii
  • Kalendarz Astronomiczny Live
  • Klub Planeciarzy's Wydarzenia

Marker Groups

  • Members
  • Miejsca obserwacyjne

Categories

  • Astrophotography - Source Files
  • Instrukcje Obsługi
  • Instrukcja obsługi do Dream Focuser. Ustawienie ostrości to jedna z najważniejszych rzeczy zarówno w astrofotografii, jak i obserwacjach wizualnych. Dzięki DreamFocuserowi stanie się to bajecznie proste! Jeśli masz dość trzęsącego się od kręcenia gałką wyciągu teleskopu, wciąż nie jesteś pewien, czy dobrze wyostrzyłeś, albo pragniesz zautomatyzować cały proces, to jest to produkt dla Ciebie!   DreamFocuser przypadnie do gustu zarówno astrofotografom, jak i obserwatorom wizualnym. Można go używać zarówno w pełni autonomiczne, dzięki czerwonemu wyświetlaczowi (odpornemu na niskie temperatury) i podświetlanym klawiszom, jak i całkowicie zdalnie z poziomu komputera. Dzięki dostarczonemu sterownikowi, zgodnemu z platformą ASCOM może on współpracować z dowolnym programem astronomicznym, np. MaximDL, FocusMax, czy Astro Photography Tool, co daje możliwość w pełni automatycznego ustawiania ostrości.   Wyciąg jest napędzany wydajnym silnikiem krokowym, którego precyzja (dzięki sterowaniu mikrokrokowemu) i moment obrotowy pozwalają w większości przypadków na pominięcie wszelkich przekładni (które wprowadzają luzy). Silnik sterowany jest specjalnym algorytmem, dzięki czemu płynnie rozpędza się i hamuje, co jest szczególnie ważne przy podnoszeniu osprzętu o dużej bezwładności. Dodatkowo może on osiągać spore prędkości, dzięki czemu wykonanie nawet 40 obrotów pokrętła ostrości w teleskopie SCT nie zajmie dłużej, niż kilka sekund. Silniki posiadają elektroniczną identyfikację i przechowują spersonalizowane ustawienia. Dzięki temu można do jednego pilota podłączać na zmianę kilka silników, a stosowne parametry zostaną automatycznie wczytane.
  • Książki (ebooki)
  • Licencje do zdjęć

Product Groups

  • Oferta Astropolis
  • Teleskop Service
  • Obserwatoria AllSky
  • Dream Focuser
  • Serwis i Usługi
  • Książki
  • Kamery QHY - Akcja Grupowa (zakończona)

Find results in...

Find results that contain...


Date Created

  • Start

    End


Last Updated

  • Start

    End


Filter by number of...

Joined

  • Start

    End


Group


Strona WWW


Facebook / Messenger


Skype


Instagram


Skąd


Zainteresowania


Sprzęt astronomiczny

Found 11 results

  1. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Część XI: Składanie kanałów, luminancji i wąskich pasm Astrofotografia kamerą kolorową, jeżeli oczywiście nie zapragniemy dodatkowo eksperymentować z naświetlaniem z użyciem wąskopasmowych filtrów, pozwala na nie zaprzątanie sobie głowy takimi tematami jak składanie kanałów czy luminancja. Na pozór jednak obróbka materiału z kamer monochromatycznych, która wydaje się bardziej pracochłonna nie jest trudniejsza, gdyż zwykle, jako cel nadrzędny będziemy stawiali sobie nie ilość poświęconego czasu nad zdjęciem, ale ostateczny efekt i jakość uzyskanej astrofotografii, a tu z czasem będzie liczyć się coraz większy apetyt na coraz to liczniejsze możliwości od procesu rejestracji fotonów na naszej matrycy po techniki obróbki zdjęcia. Użycie detektorów monochromatycznych otwiera nam kolejne wrota do próby zaspokajania nieustannie rosnącej świadomości możliwej progresji w uzyskaniu coraz to lepszego efektu końcowego naszego dzieła. Składnikami obrazu, który będziemy ostatecznie chcieli uzyskać jest kolor i luminancja, czyli intensywność wrażenia świetlnego odbieranego w naszym przypadku, jako zdolność do rozpoznania szczegółów fotografowanego obiektu. Składniki koloru są uzyskiwane przez naświetlenie przy pomocy filtrów odrębnie trzech kanałów R (czerwony) G (zielony) B (niebieski). Aby uzyskać z nich jeden obraz kolorowy musimy je razem ze sobą wyrównać w kontekście kadru, połączyć i zbalansować, gdyż zwykle kanały te z różnych przyczyn będą odbiegały od siebie poziomem natężenia zarejestrowanego sygnału. Składanie i balansowanie wcześniej wyrównanego materiału RGB można zrealizować tak jak już było wspominane w samym programie MaximDL za pośrednictwem funkcji Process/Stack balansując kolorystykę przed złożeniem w zakładce Color, co zwykle wymaga wykazaniem się znajomością w różnicach intensywności poszczególnych składowych, lub po złożeniu funkcją Color/Color Balance. Wyrównanie kolorystyki sprowadza się tak naprawdę do wyrównania poziomów poszczególnych kanałów biorąc, jako punkty kontrolne wyrównywania na naszym obrazie dwa charakterystyczne miejsca, które powinny pokazać czerń i biel. Oba te punkty powinny uzyskać taką samą wartość poziomu poszczególnych składowych RGB. W funkcji Color/Color Balance po uruchomieniu w części Background Level przycisku Mouse i wskazaniu na naszym obrazie miejsca, które według nas powinno reprezentować kolor czarny uzyskamy automatyczne zbalansowanie obrazu po stronie najgłębszych cieni naszego histogramu. Używając natomiast w części Scaling % przycisku Mouse i wskazaniu na naszym obrazie miejsca, które naszym zdaniem powinno reprezentować kolor biały uzyskamy automatyczne zbalansowanie obrazu po stronie najsilniejszych świateł naszego histogramu. Złożenia wcześniej wyrównanych w kontekście kadru kanałów i zbalansowania kolorystyki możemy także dokonać w programie Photoshop. Otwieramy w tym celu trzy pliki z odrębnie przygotowanymi wcześniej kanałami i po wybraniu zakładki Channels z podręcznego menu uruchamiamy funkcję Merge Channels. Następnie wskazujemy w okienku Merge Channels parametry Mode: RGB Color i Channels: 3, a w kolejnym kroku specyfikujemy, które z otwartych plików reprezentują odpowiedni kanał. Po zatwierdzeniu i wykonaniu funkcji trzy otwarte kanały zostaną złożone w jeden plik zawierający już obraz kolorowy w palecie RGB. Wyrównanie kolorystyki możemy wykonać funkcją Image/Adjustments/Levels, doprowadzając punkty kontrolne reprezentujące czerń i biel do takich samych wartości poziomu poszczególnych składowych RGB. Czerń będziemy równać na poszczególnych kanałach lewym suwakiem w prawo wyrównując do kanału o najmniejszej wartości poziomu w badanym miejscu, a biel prawym suwakiem w lewo wyrównując do kanału o największej wartości poziomu w badanym miejscu. Zarówno w pierwszym jak i drugim przypadku musimy wybrać punkty pomiarowe, których wartości poziomów składowych RGB mieszczą się w zakresie tonalnym naszego histogramu, czyli na przykład nie są prześwietlone. Astrofotografia, wykonana w technice RGB może zostać wzbogacona o Luminancję, czyli materiał monochromatyczny naświetlany z filtrem wycinającym jedynie pasma UV i IR lub dodatkowo negatywny wpływ sztucznego zaświetlenia (LightPollution), którego celem jest ukazanie jak najdokładniejszych szczegółów fotografowanego obiektu. Obraz LRGB składa się w programie Photoshop przygotowując wcześniej odpowiednio materiał koloru i luminancji, umieszczając je, jako oddzielne warstwy, gdzie luminancja jest warstwą nadrzędną z ustawioną opcją Blend Mode na Luminocity. Aby Efekt złożenia był satysfakcjonujący luminancja musi mieć odpowiednio rozciągnięty histogram a kolor poprawny balans i odpowiednią intensywność. Aby właściwie dążyć do optymalnych poziomów obróbki tych dwóch składowych warto uświadomić sobie jak działa taki układ warstw w kontekście jasności zarówno obszarów luminancji jak i intensywności kolorystyki. Aby uzyskać na przykład intensywny kolor na wybranych partiach zdjęcia powinny być one od strony luminancji w średnich wartościach odcieni szarości, nieprześwietlone, ani nie za ciemne, a po stronie kolorystyki odpowiednio jasne, a w celu wyeliminowania niechcianych po takim złożeniu artefaktów warto czasami zastosować lekkie rozmycie lub wygładzenie warstwy koloru. Czasami niektóre obiekty swą intensywność w zadawalającym kontraście ukazują dopiero przy naświetlaniu w wąskich pasmach, na przykład Ha lub OIII. Wówczas taki materiał jest stosowany, jako luminancja w technice HaRGB lub HaOIIIRGB, ale jego składanie jest dużo bardziej skomplikowane, aby w efekcie uzyskać satysfakcjonującą równowagę kolorystki na zdjęciu. W wyniku wielu prób uproszczenia procesu, na bazie zdobytej dotychczas wiedzy stworzyłem szablon, który przynajmniej mi ułatwia wstępne złożenie i niewielką korektę zdjęcia HaRGB lub HaOIIIRGB. Szablon ten można pobrać z http://astrofotki.pl/HaORGB.tif, został on wykonany w wersji CS3 Extetnded programu Photoshop. Po jego otworzeniu należy w pierwszej kolejności w funkcji Image/Image Size ustawić w pikselach rozmiar zdjęcia, na którym będziemy operować. Do warstw oznaczonych RGB należy wkleić wcześniej przygotowany materiał kolorowy. Następnie odsłaniamy klikając na pusty kwadracik z lewej strony warstwy oznaczone Ha i wklejamy do warstwy w grupie Luminance przygotowany wcześniej materiał Ha, a w grupie Color ten sam materiał, ale po wcześniejszym użyciu na nim filtra Filter/Noise/Median z parametrem w okolicach 2-3 w celu rozmycia drobnych gwiazd. Jeżeli posiadamy materiał z OIII postępujemy analogicznie jak w przypadku Ha tylko wklejamy materiał w odpowiednie warstwy. Teraz możemy próbować wykonywać zmiany różnych parametrów dostępnych w szablonie warstw i funkcji obserwując jednocześnie ich wpływ na nasze zdjęcie. Na warstwach w grupie Luminance dobieramy odpowiednią przezroczystość funkcją Opacity, na przykład startując przy zdjęciu HaRGB od wartości 30% RGB i 70% Ha. Możemy na warstwie oznaczonej Selective Color Ha uruchomić funkcję, w której na przykład dla koloru Czerwonego zmniejszając nasycenie kanału Cyan zwiększymy intensywność obszarów Ha. Możemy odkrywając warstwy Balance, Brightness i Contrast i odpowiednio załączonymi funkcjami wpływać na poszczególne cechy obróbki naszego zdjęcia. Możemy także dla każdej z tych warstw na połączonych maskach przysłaniać fragmenty, które na przykład po użyciu danej funkcji pokazały niechciane artefakty. Jeżeli uzyskamy satysfakcjonujący obraz lub dojdziemy do wniosku, że to już jest maksimum możliwości, które jesteśmy w stanie uzyskać na naszym materiale w tym szablonie scalamy warstwy funkcją Layer/Flatten Image. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  2. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Część X Praca z maskami Maska w Adobe Photoshop jest techniką, która pozwala między innymi znacznie zwiększyć możliwości wydobywania i uwydatniania z astrofotografii szczegółów pracując wybranymi funkcjami obróbki na interesujących nas jedynie fragmentach obrabianego obrazu. Cała „potęga” narzędzia, jakim jest Adobe Photoshop w graficznej obróbce tkwi właśnie w odpowiednim selekcjonowaniu i maskowaniu elementów obrazu. Najogólniej mówiąc jest to funkcja służąca do przesłonięcia fragmentów warstwy, z którą jest połączona. Maska jest zawsze monochromatyczna, a kolor czarny na niej oznacza całkowite przysłonięcie obrazu, natomiast kolor biały jego pełne odkrycie. Wszystko, co w odcieniach szarości mieści się pomiędzy kolorem czarnym i białym, nadaje w tym obszarze w zależności od odcienia odpowiednią przezroczystość przysłonięcia. Te proste zasady dają nam do ręki bardzo elastyczne i pomocne narzędzie, które można wykorzystywać praktycznie na każdym etapie obróbki, gdy przyjdzie potrzeba wybiórczego potraktowania używanymi funkcjami naszej astrofotografii lub łączenia niektórych tylko cech dwóch odrębnych etapów obróbki naszego obrazu. Filozofia pracy z maskami sprowadza się do utworzenia, co najmniej dwóch warstw, wprowadzeniu korekty do tej znajdującej się najwyżej i zamaskowaniu elementów, których nie chcemy, aby w wyniku korekty ostatecznie znalazły się na zdjęciu. Maskę na wybranej warstwie możemy utworzyć na kilka sposobów. Maska w pełni odsłonięta (biała) jest dostępna za pomocą funkcji Layer/Layer Mask/Reveal All, a w całości przysłonięta (czarna) za pomocą /Layer/Layer Mask/Hide All. Maska jest w pełni edytowalna, więc na tak przygotowanym tle maski możemy na wybranych fragmentach używając np. Brush Tool odpowiednio kolorem czarnym lub białym zmieniać charakterystykę przysłonięcia, a odcieniem szarości, albo odpowiednim ustawieniem funkcji Opacity naszego „pędzla” również jego przezroczystość. Jeżeli użyjemy na obrabianym obrazie jakiejkolwiek funkcji zaznaczania, jej efekt może być podstawą do utworzenia maski przysłaniającej odznaczony obszar, za pomocą funkcji Layer/Layer Mask/Reveal Selection lub przysłaniającej wszystko co jest poza odznaczonym obszarem za pomocą funkcji Layer/Layer Mask/Hide Selection. Interesującą nas przezroczystość tak stworzonego przesłonięcia możemy ustawić funkcją Opacity warstwy połączonej z maską. Poniżej kilka przykładów utworzenia masek, które często używam w obróbce astrofotografii. W przykładzie zaznaczono na obrazie jasne elementy funkcją Select/ColorRange/Highlights, powiększono zaznaczenie funkcją Select/Expand By 4 i zmiękczono krawędzie zaznaczenia funkcją Select/Feather Radius 2, następnie odznaczono jądra galaktyk, które swą jasnością dorównywały gwiazdom funkcją Lasso Tool i wykonano maskę, która odsłoniła same najjaśniejsze gwiazdy, które mogą być poddane selektywnej obróbce. W przykładzie w maskę wkopiowano obraz obiektu, funkcją Filter/Blur/Gaussian Blur 4 delikatnie rozmyto szczegóły i zastosowano Image/Adjustments/Invert, aby uzyskać odsłonięcie tła pozbawionego szczegółów obiektu i gwiazd do dalszej selektywnej obróbki. W przykładzie w maskę wkopiowano obraz obiektu, funkcją Filter/Blur/Gaussian Blur 34 rozmyto szczegóły i gwiazdy oraz poprawiono delikatnie kontrast funkcją Image/Adjustments/Levels, aby uzyskać odsłonięcie jedynie jasnego obszaru fotografowanego obiektu do selektywnej obróbki. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  3. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Część IX Rozciąganie histogramu i usuwanie gradientów Histogram to wykres pokazujący rozpiętość tonalną zdjęcia, czyli graficzną interpretację rozkładu jasności naszego obrazu. Na osi poziomej, od lewej, znajdują się tony ciemne, następnie średnie i jasne, od czerni do bieli, a Pionowa oś oznacza ilość pikseli, które zarejestrowały odpowiednią jasność. Doprowadzając w procesie obróbki zdjęcie do finalnego kształtu wartości histogramu będą naszym „papierkiem lakmusowym”, które w każdej chwili pozwolą kontrolować czy nasz mózg nie został pod wpływem intensywności kolorystycznych doznań zepchnięty na tory astrofotograficznej abstrakcji. Pamiętajmy jednak, że tak naprawdę nie ma czegoś takiego jak idealny histogram, tak jak nie ma uniwersalnej recepty na udane zdjęcie, wszystkie te wskazówki pozwolą nam jedynie bardziej zrozumieć jego znaczenie w kontekście oczekiwanych efektów związanych z fotografowanym obiektem. Idealnie by było, aby na naszym zdjęciu zmieścił się cały zakres tonalny fotografowanego obiektu, ale przy astrofotografii głównie będziemy starali się trzymać kilku istotnych zasad związanych z kształtem docelowego histogramu. Od strony lewej, czyli najgłębszy cieni z racji, iż naszym tłem jest głównie ciemna kosmiczna przestrzeń, a celem zwykle wyrównana jego jasność, nasz histogram będzie zaczynał się gwałtownie. Chcemy także, aby tło mimo wszystko nie było wzorcowo czarne i pozbawione jakichkolwiek najdrobniejszych szczególików, stąd nasz histogram powinien rozpoczynać się w okolicach ok. 6-10% całkowitej rozpiętości tonalnej zdjęcia. Z prawej strony, czyli w kierunku najsilniejszych świateł chcemy, aby histogram opadał łagodnie na całej szerokości, co da nam pewność, że na tym odcinku zakresu zachowały się szczegóły naszego obrazu. Fajnie by było, gdyby wykres opadanie zakończył przed osiągnięciem 100%, co będzie oznaczać, iż na zdjęciu nie znajdują się w znacznej ilości „prześwietlone” miejsca o idealnej bieli. Ponieważ po złożeniu materiału zakres tonalny naszego zdjęcia będzie ściśnięty, pierwszym etapem jego obróbki będzie tak zwane rozciągnięcie histogramu (stretching). Metod rozciągania jest wiele, nas powinny interesować szczególnie te nieliniowe, które dla materiałów o umiarkowanej ilości i zbieranych w warunkach zwykle odległych od idealnych dają najlepsze rezultaty. Ja stosuję zamiennie, w zależności, która metoda na danym materiale przynosi wizualnie lepsze efekty trzy rodzaje rozciągania histogramu: · Krzywą w PS · Stretch w MaximDL · Digital Development w Maxim DL W pierwszej najczęściej stosowanej przeze mnie metodzie używam krzywą, którą można pobrać z http://www.astrofotki.pl/STRETCH.ACV , wykonując następujące kroki: 1. Za pomocą funkcji Color Sampler Tool z parametrem Sample Size 5x5 Average, oznaczam w tle pozbawionym szczegółów fotografowanego obiektu i gwiazd dwa punkty pomiarowe, których wartości wskazujące na poziom tła będę następnie odczytywał w okienku Info. 2. Kopiuję warstwę przy użyciu funkcji Layer/Duplicate Layer i używam załączonej krzywej za pomocą funkcji Image/Adjustments/Curves/Load Preset, jeżeli to konieczne kilkukrotnie, do momentu, aż wartości odczytywane z punktów kontrolnych jasności tła przekroczą 30% maksymalnej wartości histogramu. Maksymalna wartość histogramu w przykładzie to 255, nasz cel (30%) to 76, a po działaniu tej krzywej wartość pomiarowa będzie w okolicach 163 3. Następnie warstwę, która została poddana działaniu krzywej i przekroczyła w punktach pomiarowych wartość 30% maksymalnej wartości histogramu ograniczam funkcją Opacity do momentu, aż odczytywane wartości osiągną docelowy poziom. Tak zmienioną warstwę scalam w jedną funkcją Layer/Flatten Image lub Layer/Marge Down i ograniczam funkcją Image/Adjustments/Levels poziom tła do 15% maksymalnej wartości histogramu. Maksymalna wartość histogramu w przykładzie to 255, nasz cel (30%) 76 został uzyskany ograniczeniem warstwy do 45% funkcją Opacity Maksymalna wartość histogramu w przykładzie to 255, nasz cel (15%) 38 został uzyskany zmianą wartości poziomu od lewej strony do 45 4. W tym miejscu wykonuję wyrównanie nierówności poziomów tła (gradienty), filtrem GardientXTerminator, który jest dostępny, jako dodatek do programu Photoshop. W pierwszym kroku zaznaczając cały obraz wykluczając jednocześnie obszar fotografowanego obiektu, a w drugim zaznaczając tło poza obiektem, ale funkcją Magic Wand Tool z parametrem Tolerance 5. 5. Następnie kontynuuję rozciągnie histogramu powtarzając czynności opisane w punktach 2 i 3 aż do momentu, w którym w tle nie zacznie pojawiać się wyraźny szum lub rozmiar gwiazd przekroczy akceptowalny przeze mnie poziom. Jest to z mojego punktu widzenia granica, w którym dalsze używanie tej metody nie przynosi zadawalających efektów. W drugim sposobie rozciągania histogramu, zamiast krzywej używam w MaximDL funkcji Process/Stretch w parametrach wskazujących na logarytmiczne działanie algorytmu w zakresie 16-bitowej tonacji. Korektę poziomu wykonuję używając podobnych zasad, co w pierwszej metodzie funkcją Process/Levels stosując te same zasady ograniczenia liczby iteracji do wizualnie pojawiającego się szumu w tle lub przesadzonego rozmiaru gwiazd. Funkcja Digital Development dostępna w Maxim DL, pozwala bez wykonywania tylu iteracji, co w poprzednich metodach na uzyskanie często zadawalających efektów znacznie szybciej i prościej. Nie używając filtrów (Filter Type: None) cały proces ustawienia parametrów Backgroud i Mid-Level wykonuję eksperymentalnie, aż do uzyskania zadawalającego wizualnego efektu. Jako punkt wyjścia stosuję parametr Background mniejszy o 200 od pomierzonej średniej wartości tła w najciemniejszych częściach obrazu (BgdAvg) a Mid-Level, jako jej dwukrotną wartość. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  4. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Kalibracja i składanie materiału Proces przekształcania zebranego materiału w astrofotografię rozpoczyna się od kalibracji klatek, czyli przy pomocy odpowiedniego oprogramowania „odjęcia” od ekspozycji zawierającej fotografowany obiekt, zakłóceń zarejestrowanych przez wcześniej przygotowane Dark, Bias lub Flat. W MaximDL przy pomocy funkcji Process/Set Calibration, definiujemy grupy klatek kalibracyjnych, które będziemy chcieli wykorzystać ze składanym materiałem. Dodajemy je ze wskazanego w okienku Source Folder katalogu, za pomocą przycisku Auto-Generate. Następnie przy użyciu funkcji Replace w/ Masters uśredniamy ekspozycje algorytmem określonym w opcji Combine Type. Tak przygotowane klatki Masters zostaną automatycznie zapisane w katalogu określonym w okienku Source Folder i mogą być wykorzystywane w przyszłości bez konieczności ponownego wykonywania uśredniania grup źródłowych Dark, Bias czy Flat. Po tej parametryzacji, aby wykonać kalibrację możemy posłużyć się funkcją Process/Calibrate na otwartym w Maximie zdjęciu lub Process/Calibrate All na wszystkich otwartych plikach, następnie zapisując odpowiednio File/Save lub File/SaveAll wyczyszczone z zakłóceń klatki. Często mamy do czynienia z dużą ilością plików i aby usprawnić sobie działanie, możemy skorzystać z funkcji View/Batch Process Window , która pozwala na nagranie i zapisanie wykonywanych sekwencji dowolnych funkcji MaximDL i następnie odtworzenie ich automatycznie na dowolnie wybranej grupie pilków, dając jednocześnie możliwości zapisu wyniku działań na przykład w osobnym katalogu. W przypadku, gdy nasz materiał pochodzi z kolorowej kamery, musimy wykonać interpolację zarejestrowanego z maską Bayera sygnału funkcją Color/Convert Color na pojedynczej otwartej klatce lub dołączyć ją do Batch Process i uruchomić razem z kalibracją na grupie wybranych ekspozycji. Sama funkcja Convert Color wymaga od nas wcześniejszego wybrania najbardziej odpowiadającego nam szablonu interpolacji na liście Select Camera i ewentualnego doświadczalnego dostrojenia balansu nasycania dla poszczególnych kanałów grupą opcji Scaling %. Takie dostrojenie wykonujemy dla danej kolorowej kamery raz na wybranej przykładowej klatce i następnie zapisane parametry będą pamiętane przy każdych następnych przekształceniach kolorowych ekspozycji. Mając tak przygotowany materiał w następnych krokach wykonujemy jego dokładne wyrównanie i uśrednienie odpowiednimi algorytmami, aby ostatecznie maksymalnie wyeliminować pozostałe zarejestrowane niedoskonałości w naszych ekspozycjach. Do tego celu będziemy używać funkcji Process/Stack, w której możemy również między innymi włączając opcje Auto Calibrate i Auto Color Convert, automatycznie wykonać wyżej opisywane funkcje kalibracji i konwersji do koloru. Pozwoli to skrócić czas całego procesu i znacznie go uprościć, ale w przypadku potrzeby eksperymentowania lub poszukiwania rozwiązania ewentualnych problemów pozbawi nas możliwości zapisania plików pośrednich, które powstawałyby kolejno na każdym etapie procesu. Zastosowanie automatycznej kalibracji w tym miejscu stanie się również niemożliwe, gdy będziemy chcieli jednocześnie złożyć materiał składający się kilku grup ekspozycji o różnych parametrach związanych z czasem naświetlania, czułością lub temperaturą. W zakładce Select, kluczowym dla dalszego działania funkcji będzie odpowiednie pogrupowanie naszego materiału. Konsekwencje późniejszego zadziałania funkcji będą opierały się na dwóch głównych zasadach, iż wyrównywanie klatek będzie wykonywane tylko w obrębie grupy a plik wynikowy będzie odpowiadał grupom na najwyższym poziomie. Grupy zakładamy ręcznie uruchamiając na lewym białym obszarze naszego przyszłego drzewa prawym klawiszem myszy menu i wybierając opcje New Group lub używając przycisku Add Image/File/Folder dodajemy klatki z wybranego odpowiednio miejsca (wskazane otwarte w MaximDL pliki/wskazane na dysku pliki/ cała zawartość wskazanego folderu). Pomijając prosty układ jednej grupy w obrębie, której możemy zautomatyzować cały proces przeanalizujmy przypadki trochę trudniejsze. Poniższy przykład spowoduje złożenie materiału w wyniku, którego powstaną trzy osobne pliki różnych kanałów Ha, Red, Green i Blue, które odpowiednio wykorzystamy do dalszej obróbki. Wyrównanie klatek jednak nastąpi w obrębie każdej z grup, co spowoduje późniejszą konieczność ponownego dopasowywania plików wynikowych względem siebie. Ale można tego uniknąć, jednocześnie podnosząc jakość wyrównania wszystkich klatek składowych naszego przyszłego zdjęcia. W tym celu, wykorzystując menu uruchomione prawym klawiszem myszy na obszarze drzewa pokazującego nasze grupy, zakładamy nowa grupę (na poniższym przykładzie grupa ALIGN) i przeciągamy myszką do niej chwilowo wszystkie pliki związane z naszym obiektem. Przy wykorzystaniu tego samego menu zaznaczamy klatkę referencyjną (Reference Image), która dla algorytmu wyrównywania ma stać się punktem odniesienia. W zakładce Align wybieramy w opcji Mode najskuteczniejszy z dostępnych w programie sposób wyrównywania Astrometric, który na bazie wbudowanego w MaximDL silnika PinPoint LE wykorzysta do dopasowywania ekspozycji pomiary astrometryczne. Następnie cały proces wyrównania wszystkich klatek uruchamiamy funkcją Compute All. Tak wyliczone parametry wyrównywania są aktualne do momentu użycia funkcji Reset lub załadowania plików od nowa. Teraz możemy przeciągnąć myszką pliki do grup z pierwotnego układu, który będzie determinował strukturę wyniku złożenia materiału. Możemy także, jeżeli chcemy wypróbować automatyzacji i maksymalnie próbować uprościć sobie proces, zbudować układ, który zamiast osobnych kanałów wyprodukuje nam gotowy plik RGB lub nawet LRGB, ale zachęcając jednocześnie do eksperymentowania potraktowałbym to, jako wiedzę o możliwościach programu, które czasem mogą się przydać, niż skuteczną ścieżkę postępowania w każdej sytuacji. Kluczem do zbudowania konfiguracji, jakie zostały zamieszczone na poniższych przykładach jest odpowiednie ustawienie parametru Set Grup (RGB, LRGB, L, R, G, na poszczególnych grupach i podgrupach. Można tego dokonać w menu, które uruchomimy prawym klawiszem myszy po najechaniu kursorem na obszar drzewa ekspozycji. Pamiętajmy, aby w obrębie składanej grupy z materiałem kolorowym stosować klatki wyprodukowane przy tej samej czułości i z tym samym czasem naświetlania. W obrębie grup z materiałem luminancji lub wąskiego pasma, a także w obrębie grup kanałów RGB także starajmy się składać naświetlane w tym samym czasie subekspozycje. Dwa pliki wynikowe (Ha, RGB): Jeden plik wynikowy (LRGB): W zakładce Quality jesteśmy się w stanie wesprzeć funkcjami, które pomogą nam w ogólnej ocenie jakości przygotowanego do złożenia materiału. Użycie kryterium FWHM pozwoli nam odrzucić między innymi klatki, które z różnych powodów mocno odstają z ostrością od reszty materiału, Roudness pomoże w szybkim zidentyfikowaniu poruszonych klatek a Intensity w znalezieniu zanikającego obrazu spowodowanego na przykład przejściowym zachmurzeniem. Kryterium Contrast jest mało użyteczne dla obrazów głębokiego nieba. Uruchamiając na zaznaczonych klatkach Mesure All i następnie w okienkach Threshold ustalając akceptowalne dla nas wartości progowe, uzyskamy na liście wybranych ekspozycji informacje, które z nich zostaną wykluczone z dalszej obróbki. W zakładce Color będziemy mieli możliwość wpływania na balans składanych kanałów, jeżeli zdecydujemy się na układ grup, którego wynikiem będzie wynikowy Stack RGB lub LRGB. Funkcję ostatecznego złożenia materiału uruchamiamy przyciskiem Go w zakładce Combine używające jednego z dostępnych w Combine Method algorytmów, wykorzystując standardowo pozostałe domyślne parametry. Metoda Sum może być wykorzystana do sumowania obrazów wynikowych z grup ekspozycji o różnych czasach naświetlania lub wykonanych z inną czułością detektora. Do uśredniania materiału składającego się z kliku lub kilkunastu klatek zalecane jest stosowanie algorytmów Median lub SD Mask. Dla większej ilości ekspozycji bardziej zadawalające wyniki w moim odczuciu przynosi metoda Sigma Clip. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  5. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. „Darki” i inne strony mocy zbieranego materiału W astrofotografii główny sygnał, którym jesteśmy zainteresowani pochodzi od fotonów światła wyzwolonych z obiektów astronomicznych, jednak pozyskanie go w czystej postaci jest bardzo trudne, można się pokusić o stwierdzenie, że nawet wręcz niemożliwe. Światłoczułe elementy naszej matrycy cyfrowej zwane pikselami, ze względu na pewne niedoskonałości ich budowy, zasilania, jak i samego rejestrowanego sygnału, generują niepożądane dla czystości wynikowego obrazu zakłócenia. Powstają różne szumy, które w większości wraz z wydłużającym się czasem naświetlania i rosnącą temperaturą mocniej się nasilają. Gdy ilość nośników wygenerowanych przez światło znacznie przeważa, szum nie dominuje. Gdy światła jest mało, tak jak w naszym przypadku, wzmacnia się sygnał związany z szumem, zwiększając jego udział w finalnym zdjęciu. Obiekty głębokiego nieba jak wcześniej wspominaliśmy będą wymagały naświetlania liczonego w minutach ekspozycji. Szumy na pojedynczej klatce będą zwykle mocno zauważalne. Do tych zakłóceń dołączą czasami jeszcze nierównomiernie czułe piksele matrycy (hot pixels), przelatujące satelity lub samoloty, zabrudzenia i przesłonięcia w torze optycznym, wpływ promieniowania kosmicznego. Z częścią szumów będziemy mogli skutecznie się zmierzyć z jednej strony obniżając temperaturę pracy matrycy, na co powinny nam pozwolić specjalnie skonstruowane na te okoliczności dedykowane do astrofotografii kamery, z drugiej zaś wykorzystując losowość ich występowania wykonaniem w zależności od detektora odpowiednio dużej ilości klatek, co pozwoli przy zastosowaniu dedykowanych do tego celu algorytmów w procesie uśredniania na ich znaczące osłabienie. Do usuwania części niechcianych zakłóceń, przeważnie pozbawionych losowości w występowaniu, które można by wyeliminować uśrednianiem, posłużą nam tak zwane klatki kalibracyjne: Dark, Bias, Flat. Dark wyeliminuje nam część własnych zakłóceń matrycy, które powstają podczas długiego czasu naświetlania. Bias pozwoli nam pozbyć się w wynikowej fotografii szumów odczytu matrycy i zakłóceń, które wynikają z negatywnych wpływów pracy przetwornika i pozostałych podzespołów. Flat będzie miał za zadanie zminimalizować efekty związane z niedoskonałością optyki oraz ewentualnymi zabrudzeniami matrycy. Istnieje także metoda nazywana Dithering, oferowana przez niektóre programy odpowiedzialne za planowanie, automatyzację i wsparcie przy pozyskiwaniu materiału, która polega na przesuwaniu o zadaną liczbę pikseli kolejnych ekspozycji względem siebie. Taki zabieg pozwala na zasymulowanie losowości występowania zakłóceń, które naturalnie są stałe, co następnie pozwoli na ich osłabienie lub całkowite wyeliminowanie przez algorytmy uśredniania. Często ograniczona pojemność studni potencjału przy nieoptymalnie dobranym czasie naświetlania spowoduje wysycenie pikseli objawiające się prześwietlonymi obszarami w wynikowym obrazie lub wpływ zaświetlenia fotografowanego nieba przeważy nad rejestrowanym sygnałem. Będzie to wymagało od nas doświadczalnego dostosowania czasu naświetlania pojedynczej klatki do możliwości używanego detektora i panujących warunków związanych z zanieczyszczeniem naszego nieba światłem. Dobierając optymalny czas ekspozycji starajmy się, aby nasze tło, czyli początek gwałtownego wzrostu wartości histogramu nie przekraczało 10% skali jasności naszego zdjęcia, a maksymalne wartości kształtowały się w okolicach 20%. Fotografowanie planet i księżyca, znacznie jaśniejszych do obiektów głębokiego nieba, będzie wymagało od nas zastosowania nieporównywalnie krótszych czasów. Część zakłóceń, które nasilają się wprost proporcjonalnie do długości naświetlania nie będzie nam doskwierać, ale krótsze ujęcia będą znacznie czulsze na niekorzystne wpływy oddziaływania atmosfery. Turbulencje te mają charakter losowy, co powoduje, że przy odpowiednio dużej ilości klatek, wcześniej poddanych kontroli jakości w celu wybrania najlepszych, przy zastosowaniu algorytmów uśredniania, jesteśmy w stanie finalnie uzyskać obraz bliższy rzeczywistości. Przy długoczasowej astrofotografii pozyskiwanie materiału w ramach sesji, który składa się z wielu klatek, często naświetlanych przez różne filtry będzie dla podniesienia efektywności i wygody często wspierane przez różne oprogramowania. W MaximDL opcja Autosave Setup pozwoli nam wcześniej rozplanować pod kątem szczegółów ekspozycji całą sesję, co znacznie ułatwi nam późniejszą nocną pracę. Kalibracyjne klatki możemy przygotować, przy możliwości zachowania pewnych zasad poza sesją, która powinna zwykle maksymalizować wykorzystanie odpowiednich dla astrofotografii warunków do pozyskiwania sygnału fotografowanego obiektu. Dark i Bias są ekspozycjami, które muszą być wykonywane bez dostępu światła docierającego do matrycy i w tej samej temperaturze i czułości detektora, co klatki z sygnałem głównym. Mając, więc do dyspozycji dedykowaną kamerę do astrofotografii z regulowaną temperaturą komory matrycy, możemy wcześniej przygotować sobie bibliotekę takich ekspozycji dla temperatur, w których później będziemy utrzymywać matrycę przy fotografowaniu obiektów głębokiego nieba. Klatki Dark naświetlamy z takim samym czasem co klatki główne, a Bias z najkrótszym możliwym czasem, jaki udostępnia nam nasza kamera/aparat. Flat powinien być wykonywany przy możliwie niskiej czułości detektora dokładnie w tej samej konfiguracji
i orientacji mocowania kamery oraz pozycji ostrości jak ekspozycje z fotografowanym obiektem. Celem powinien być równomiernie oświetlony obiekt, najlepiej w odległości niepowodującej na nim wyostrzenia obrazu. Czas naświetlania należy dobrać tak, aby maksymalne wartości histogramu znalazły się w okolicach 50% skali jasności. Wszystkie klatki kalibracyjne powinny być wykonane w zależności od detektora w odpowiednio dużej ilości klatek, co pozwoli wyeliminować w procesie uśredniania pojawiające się szumy od strony urządzenia. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  6. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Komputer w służbie astrofotografii Komputer w naszym codziennym życiu, powoli zaczyna odgrywać ważną rolę pozwalającą nadążyć za tempem rozwoju, jaki serwuje nam otaczająca rzeczywistość. W astrofotografii, aby zapewnić sobie większy komfort pracy oraz co się z tym nierozłącznie wiąże dokładność, powtarzalność i automatyzacje procesu, musimy wcześniej czy później zaprzyjaźnić się z tym urządzeniem oraz oprogramowaniem wykorzystywanym przy wsparciu naszego hobby. Spróbuję z mojego punktu widzenia zasygnalizować procesy, które wspierane informatycznie wydają się przyjemniejsze i łatwiejsze w realizacji, oraz które rozwiązania w danym obszarze mi osobiście przypadły najbardziej do gustu. Aby cieszyć się z optymalnego wykorzystania warunków pogodowych podczas sesji fotograficznej, a szczególnie, gdy taka sesja wymaga transportu na często niemałą odległość całego sprzętu następnie jego precyzyjnego ustawienia i skalibrowania, ważne jest abyśmy zamienili się w bardziej skuteczniejszą niż często obserwowaną w popularnych programach informacyjnych pogodynkę. Czynniki, jakie będziemy próbowali jak najdokładniej przewidzieć w krótkoterminowym jak na prognozy pogody horyzoncie to, jakie najbliższej nocy będzie ciśnienie atmosferyczne, siła wiatru, temperatura, punkt rosy, zachmurzenie, wilgotność, oraz jak długa będzie noc astronomiczna, czyli okres, w którym słońce jest wystarczająco schowane za horyzont, aby nie przeszkadzało w pokazaniu się ciemnego nieba. Ważny będzie również zmienny i niepożądany wpływ zaświetlenia nieba pochodzący od naszego naturalnego satelity - Księżyca. Skutecznie wykorzystanie pozyskanych informacji, które nam pomogą przewidzieć warunki, jakich możemy się spodziewać podczas najbliższej sesji, wymaga zrozumienia kilku podstawowych i ogólnych meteorologicznych zależności. Ciśnienie atmosferyczne ma zasadniczy wpływ na kształtowanie się interesującej nas pogody. Powietrze w obszarze wysokiego ciśnienia ulega kompresji i ociepla się podczas opadania, a to przeciwdziała powstawaniu chmur (niebo zazwyczaj jest bezchmurne). Jednak warunki te nie przeszkadzają np. w formowaniu się mgły. W obszarze niskiego ciśnienia sytuacja jest dokładnie odwrotna. Mgła natomiast powstaje wtedy, gdy powietrze ochładza się do poziomu poniżej temperatury punktu rosy tzn., kiedy para wodna zawarta w powietrzu ulega kondensacji. Niektóre odczyty będą bezpośrednio wpływały na nasze przygotowania. Na przykład zwiększona wilgotność powietrza, której zwykle towarzyszy brak wiatru powoduje przykucie naszej uwagi na odpowiednie zabezpieczenie elementów optycznych. Silny wiatr naturalnie, mimo bezchmurnej pogody może spowodować trudności w dokładności nadążania przez nasz montaż za fotografowanym obiektem i wymaga zwrócenia większej uwagi na zabezpieczenie elementów najbardziej narażonych na generowanie potencjalnych zakłóceń. Do zebrania potrzebnych i najbardziej aktualnych informacji najlepiej sprawdzi się Internet lub dedykowane aplikacje na urządzenia mobilne. Większość potrzebnych danych pogodowych znajduję w ogólnie dostępnych meteorogramach (Model UM) ICM Uniwersytetu Warszawskiego [http://meteo.icm.edu.pl/] i weryfikuję z innym źródłem prognozowanym przez Norweski Instytut Meteorologiczny w aplikacji YoWindow [http://yowindow.com/]. Do bieżącego śledzenia powstałego na niebie zachmurzenia, z możliwością dokładnego oznaczenia na mapie własnej lokalizacji najlepiej dla mnie sprawdza się serwis informacyjny Sat24.com, prezentujący z niewielkim opóźnieniem aktualne zdjęcia satelitarne rozkładu chmur nad wybranym obszarem [http://sat24.com/pl?ir=true]. Informacje o wschodach, zachodach i fazach Księżyca są dość szeroko dostępne w sieci, natomiast informacje określające długości nocy astronomicznej w interesującej mnie lokalizacji najwygodniej uzyskuję za pośrednictwem mobilnej aplikacji Sunrise Clock + [http://www.appxpress...sunrise-clock]. Pozwala to na dość dokładne zaplanowanie najbardziej efektywnej długości naszej sesji w pozyskiwaniu materiału w zależności na przykład od położenia fotografowanego obiektu i używanych ew. filtrów. Gdy sesja jest zaplanowana, sprzęt ustawiony i gotowy do pracy, jedno z pierwszych działań, jakie wykonujemy jest wycelowanie naszego zestawu w obiekt na niebie, aby ostatecznie znalazł się on w oczekiwanym kadrze naszego przyszłego zdjęcia. Dokładność, a przede wszystkim powtarzalność kadru w przypadku, gdy zbierany materiał na jedno zdjęcie rozkłada się na kilka sesji, będzie dla nas pierwszym wyzwaniem. Wsparciem w tym zakresie będą wszelkie rozwiązania sprzętowe i programowe klasy „GOTO”. Wymagają one zwykle dwóch kroków w osiągnięciu celu. Najpierw skalibrowania systemu z wybrany dowolnie fragmentem nieba, najczęściej gwiazdy, polegającym na wybraniu wskazanego w programie/systemie obiektu, a następnie manualnym jego wyrównaniu tak, aby znajdował się dokładnie w centralnej części kadru w celu synchronizacji. Zsynchronizowany „GOTO” w większości przypadków następnie powinien podążać dokładnie do wybieranego celu, jednak czasami ta precyzja, wynikająca z innych niedokładności jest zachowana jedynie w pobliskim obszarze obiektu, na którym następowała synchronizacja. Wygodnym rozwiązaniem programowym są Mapy nieba, które na przykład za pośrednictwem sterowników ASCOM (uniwersalnej platformy informatycznej pozwalającej na standaryzację integracji sprzętu „astro” z dedykowanymi do tej dziedziny programami) pozwalają się zsynchronizować z naszym montażem. W takim rozwiązaniu, na wybrany na mapie obiekt możemy skierować nasz zestaw i śledzić jego położenie na niebie w ciągu całej sesji. Ja do tego celu z powodzeniem w swoim zestawie używam oprogramowania Cartes du Ciel [http://www.ap-i.net/skychart/start], które pozwala mi jak wiele tego typu rozwiązań, poza konfiguracją interesujących mnie map, również na jednoczesną ocenę rozpiętości planowanego kadru. Większą dokładność i automatyzację do powrotu do tego samego kadru z poprzedniej sesji zapewniają rozwiązania pozwalające na astrometryczne powiązanie szczegółów sfotografowanej wcześniej klatki z odpowiednią bazą danych, co pozwala dokładnie zidentyfikować jej współrzędne i automatycznie zsynchronizować „GOTO”, oraz ustawić zestaw dokładnie na wybrany obiekt. Jednym z takich rozwiązań jest oprogramowanie PinPoint [http://pinpoint.dc3.com/] zapewniające dokładność identyfikacji kadru i integracji z funkcjami na przykład oprogramowania MaximDL. Wycelowany na wybrany kadr teleskop wymaga następnie ustawienia i często korekty wraz ze zmieniającą się temperaturą ostrości w naszym zestawie. Proces ustawiania ostrości będzie polegał najogólniej na wykonaniu wielu ekspozycji kadru z nieprześwietloną gwiazdą w czasach (do 1s) eliminujących do minimum wpływ niekorzystnej atmosfery oraz takiej regulacji ostrości, aby jej kształt osiągną najmniejszy możliwy rozmiar. Niekorzystny wpływ, szczególnie przy dużych rozdzielczościach, na dokładność i szybkość ustawienia poprawnej ostrości może mieć konieczność regulacji związana z fizycznym dotykaniem zestawu. Dlatego często stosuje się zautomatyzowane rozwiązania pozwalające na regulację zdalną za pośrednictwem na przykład komputera. Na analizę optymalnego docelowego kształtu naszej gwiazdy negatywny wpływ będzie miała stabilność atmosfery, która nie zawsze pozwoli nam jednoznacznie dokładnie wizualnie określić punkt docelowy. Z pomocą przychodzą albo rozwiązania sprzętowe, na przykład w postaci Maski Bahtinova, która odpowiednio dobrana do parametrów teleskopu i założona na obiektyw w trakcie ustawiania ostrości, pokazuje obraz gwiazdy w postaci symetrycznych refleksów, pozwalających na precyzyjniejsze określenie docelowego punktu ustawianej ostrości, albo rozwiązań programowych wspierających dokładny pomiar rozmiaru uzyskanego obrazu gwiazdy i znalezienia jej pożądanego stanu. Rozwiązaniem programowym, które stosuję w tym zakresie jest dodatek do MaximDL FocusMax, który w połączeniu ze zdalną i dokładną regulacją ostrości jest w stanie automatycznie na podstawie analizy szerokiego zakresu pomiaru rozmiarów gwiazdy w różnych położeniach regulacji ostrości wyznaczyć liniową zależność i matematycznie obliczyć optymalne położenie, eliminując znacznie między innymi wpływ zmienności atmosfery na dokładność pomiaru. Komputer stanie się niezbędny w zakresie sterowania obsługą kamer dedykowanych do astrofotografii, będzie obsługiwał funkcje związane z planowaniem, wyzwalaniem i kontrolą całego cyklu ekspozycji, przejmowania wyników i zapisywaniem ich w postaci wynikowych plików oraz często sterowaniem chłodzeniem komory matrycy, która pracując w niższych temperaturach odbiera mniej zakłóceń. Niezbędny w mojej ocenie stanie się także, (choć istnieją rozwiązania niewymagające komputera) do wsparcia w osiąganiu większej dokładności prowadzenia naszego montażu (guiding). W obu przypadkach, zarówno do sterowania kamerą główną i prowadzącą oraz do wsparcia prowadzenia wykorzystuję z powodzeniem oprogramowanie MaximDL, które daje mi kompleksowe i stabilne rozwiązanie w tym zakresie. Na okoliczność walki z dyskomfortem, który niektórym może doskwierać przy długiej i monotonnej sesji astrofotograficznej, związanym na przykład z nadmiernym chłodem, którego czasami nie da się wyrównać płynnym czynnikiem rozgrzewającym, lub komarami, których nie da się chyba niczym skutecznie wyeliminować, warto rozważyć konfigurację pozwalającą na zapewnienie kompleksowego zdalnego sterowania naszym zestawem. Rozwiązań, których podstawą jest komputer podłączony do zestawu pozwalający się zdalnie sterować z innego urządzenia jest dostępnych wiele. Ja stosuję proste, darmowe i stabilne rozwiązanie TeamViewer [http://www.teamviewe.../pl/index.aspx], które pozwala za pośrednictwem Internetu, lub lokalnej sieci na sterowanie innym komputerem. Obróbka zebranego materiału to także działania z użyciem dedykowanego oprogramowania, pozwalające na odpowiednie złożenie pozyskanego w czasie sesji materiału i wydobycie z niego jak najwięcej pożądanych cech związanych z fotografowanym obiektem, a wyeliminowaniem tych, które psują jego ostateczny pozytywny odbiór. Ja do obróbki stosuję oprogramowanie MaximDL i Adobe Photoshop CS3, na których będę w dalszych rozważaniach związanych z przetwarzaniem zebranego materiału w astrofotografię głównie się koncentrował. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  7. Seria artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (@jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Część II Warsztat astrofotografa Świadomość, z jakich elementów składa się amatorski zestaw do astrofotografii i za co odpowiadają poszczególne jego części, pozwoli nam na optymalne dobranie rozwiązań w stosunku do naszych przyszłych wymagań i możliwości. Podejdźmy do tego od strony funkcjonalnej. Jak w klasycznej fotografii w pierwszej kolejności do zrobienia zdjęcia odległego obiektu potrzebujemy obiektywu. W astrofotografii za ogniskowanie obrazu na płaszczyźnie matrycy naszego detektora będzie odpowiadał głównie teleskop lub również niekiedy obiektyw używany w fotografii dziennej. Z drugiej strony układu niezbędne będzie urządzenie, które pozwoli zarejestrować wcześniej zogniskowany obraz. Będziemy skupiać się z oczywistych względów na technologii cyfrowej, uświadamiając sobie, jakie kamery czy aparaty musimy użyć, aby uzyskać obraz o pożądanych przez nas cechach, lub ile i jakiej dodatkowej pracy z posiadanym już detektorem musimy włożyć, aby te cechy osiągnąć lub się do nich przynajmniej zbliżyć. Ważną funkcjonalnością pozwalającą, iż obiektyw i detektor poprawnie ze sobą współpracują będzie odpowiednie i precyzyjne ustawienie odległości obiektywu od płaszczyzny matrycy tak, aby otrzymać ostry obraz fotografowanego obiektu. Zwykle te właściwości zapewni nam już sama konstrukcja obiektywu lub teleskopu, dając nam jednocześnie różne możliwości automatyzacji tego procesu, który podniesie komfort pracy, a w niektórych przypadkach zapewni wymaganą dokładność. Astrofotografia, szczególnie obiektów głębokiego nieba, której tłem są gwiazdy jest bezlitosna w obnażaniu wszelkich wad układów optycznych, jakie stosujemy w roli obiektywu. Decydując się na uprawianie astrofotografii artystycznej, nasze pragnienie wyeliminowania takich wad jak aberracja chromatyczna czy aberracje niechromatyczne, spowoduje konieczność wybrania odpowiedniego dla możliwości, akceptowalnych odchyleń i wad teleskopu oraz często zastosowania odpowiednich i dostępnych dodatkowo korektorów. Będziemy musieli tak złożonej konstrukcji jeszcze zapewnić stabilne posadowienie, które zagwarantuje nam utrzymanie fotografowanego obiektu w tym samym miejscu w całym czasie jego naświetlania. Tu w zależności od wybranych przez nas obiektów, potrzeby mobilności, parametrów technicznych i optycznych obiektywu lub teleskopu oraz wynikających z tego konsekwencji w postaci wymaganego czasu naświetlania będziemy mogli dobrać odpowiednie rozwiązanie. Będzie nim klasyczny statyw fotograficzny lub montaż azymutalny pozwalający obracać teleskop wokół osi pionowej lub poziomej, albo będzie to montaż paralaktyczny zapewniający obrót wokół dwóch prostopadłych do siebie osi, z których jedna wskazuje na biegun niebieski, co pozwoli na wygodne i dokładne podążanie za ruchem obrotowym ziemi przy długoczasowej fotografii nieba. Jak się okaże w wielu przypadkach precyzja utrzymania obiektu w dłuższych interwałach czasowych w wymaganym położeniu nie jest możliwa do zapewnienia przez samą funkcjonalność i dokładność montażu, będziemy musieli, więc mu pomóc zwiększyć dokładność prowadzenia, o ile jest w stanie dać sobie pomóc. Wsparcie to ogólnie polega na zastosowaniu osobnego detektora to śledzenia gwiazdy w pobliżu naszego fotografowanego celu przez oddzielny układ optyczny odpowiednio ustawiony w stosunku do głównego obiektywu czy teleskopu. Będą także przypadki, że wykorzystamy do prowadzenia ten sam teleskop, którym fotografujemy. Stosuje się wówczas odpowiednie kamery zawierające w sobie dwie niezależne matryce lub urządzenia zwane OFF-AXIS-GUIDER, które pozwalają na podłączenie detektora za pośrednictwem odpowiednich pryzmatów to fotografowanego ogniska. Tak śledzona gwiazda jest następnie precyzyjnie analizowana w kontekście swojego położenia przez dodatkowe urządzenia lub programy komputerowe, co pozwala na wysyłanie do montażu informacji o wymaganych korektach prowadzenia, na które montaż reaguje niezwłocznie o ile jest w stanie takie informacje przyjąć. Funkcjonalność dość oczywista taka jak kadrowanie obiektów, w przypadku astrofotografii wymaga już zdecydowanie większej uwagi i przygotowania. O ile kadrowanie niewymagające obrotu kadru jest dość proste w praktycznie każdej konfiguracji, to rotacja pola widzenia naszego fotografowanego obiektu w niektórych konfiguracjach będzie wymagała już pewnych możliwości ze strony konstrukcji teleskopu lub zastosowania odpowiednich urządzeń pozwalający na obrót zamocowanego sztywno detektora. Poruszając się w obrębie technologii cyfrowej musimy zadbać o zarejestrowanie na odpowiednich nośnikach efektów naszej pracy, co powoduje, że w wielu przypadkach niezbędnym i stałym elementem funkcjonalnym stanie się komputer i wszelkie aspekty jego podłączenia z pracującymi urządzeniami, który będzie służył nie tylko do odebrania i zapisania plików, ale będzie również często przejmował funkcje sterowania i koordynacji pracy całego naszego zestawu. Musimy uświadomić sobie, że większość naszych sesji będzie się odbywać w warunkach powodujących roszenie, szronienie lub parowanie soczewek i luster naszych układów optycznych lub z powodu wiatru poruszanie najsłabszymi elementami naszego zestawu, co w efekcie będzie zakłócało nam uzyskanie pożądanych efektów w większości konfiguracji. Na takie okazje będziemy musieli się przygotować stosując odnośniki, opaski grzejne czy odpowiednio spinając wszelkie wiszące kable. Jednym z najważniejszych, o ile nie najważniejszym elementem zapewniającym funkcjonowanie całości jest energia oraz bezpieczeństwo i ciągłość jej dostarczenia do wszystkich elementów zestawu podczas całej, często kilkugodzinnej sesji w niskich temperaturach przy dużej wilgotności. Fakt tak oczywisty, że często bagatelizowany w całym procesie konstruowania rozwiązania a istotny w kontekście szczególnie wyboru miejsca fotografowania. Istotne w mojej opinii jest także zapewnienie sobie takiego komfortu pracy, aby hobby, które uprawiamy sprawiało nam przyjemność, a nie powodowało frustracje z powodu odmrożeń, pogryzień komarów lub całkiem chybionych w kontekście pogody sesji. Przeanalizujemy jak możemy sobie usprawnić i zautomatyzować wiele działań i jak odpowiednio planując sesję minimalizować ryzyko niepowodzeń. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  8. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Część V Cel: ładne gwiazdy w całym kadrze W długoczasowej astrofotografii, aby utrzymać dokładnie kadr w jednym miejscu w całym okresie naświetlania pojedynczej klatki musimy się dość poważnie zmierzyć ze skutecznie przeszkadzającym nam w tym ruchem obrotowym naszej planety. Jeżeli ustawimy nasz zestaw nieruchomo i spróbujemy zrobić kilkunastominutową klatkę otrzymamy obraz gwiazd w postaci lekko zakrzywionych kresek. W związku z ich krzywą trajektorią, ponieważ jesteśmy na powierzchni obracającej się kuli, gdybyśmy próbowali skupić się na jednym punkcie i wykonywać korekty w osi pionowej i poziomej (montaże azymutalne) to wówczas po jakimś czasie nasz kadr się obróci. Aby uniknąć tej rotacji skonstruowano montaże paralaktyczne, w których jedna z osi wskazuje na nieruchomy biegun północny. Pozwala nam to wykonując śledzenie obiektu położonego na niebie na utrzymanie w polu widzenia kadru bez potrzeby jego osiowych korekt. Aby uzyskać nieporuszone gwiazdy musimy utrzymać obiekt w kadrze ze średnią dokładnością mieszczącą się w granicach +/- 1 piksel. Aby ocenić jak to się przekłada na rzeczywistą wymaganą dokładność stabilnego prowadzenia naszego montażu musimy wyliczyć używając wcześniej poznanego wzoru, jaka jest rozdzielczość naszego zestawu, czyli jaki fizyczny ruch naszego kadru podany w [arcsec] przypadnie na interesujący nas jeden piksel. Dla potrzeb tych obliczeń, dla kamer kolorowych z maską RGB można przyjąć rozmiar piksela X 1, 5, ponieważ piksel stworzonego w tej konstrukcji obrazu jest wynikiem algorytmu interpolacji czterech sąsiednich pikseli fizycznych, z których każdy jest przesłonięty w przypadku maski Bayera przez jeden z filtrów RGGB. Rozdzielczość tak stworzonego obrazu jest delikatnie naciągana w stosunku do fizycznej podawanej rozdzielczości matrycy, ale co za tym idzie w tym przypadku daje nam większą tolerancję na ew. błędy prowadzenia. Przykładowo, jeżeli użyjemy aparatu Nikon D50 (kolorowa matryca RGB), którego podawany rozmiar piksela matrycy wynosi 7,8 um i obiektywu o ogniskowej 100 mm, uzyskamy rozdzielczość naszego zestawu 24,13 arcsec/piksel. Jeżeli natomiast użyjemy monochromatycznej kamery ATiK 383L+ o rozmiarze piksela 5,4 um i teleskopu o ogniskowej 1000 mm, to uzyskamy rozdzielczość naszego zestawu 1,11 arcsec/piksel. Mając takie wyliczenia możemy przystąpić do wyboru montażu, który przy ciężarze naszego zestawu albo samodzielnie sprosta tym wymaganiom, albo będzie pozwalał sobie pomóc w osiągnięciu wymaganej dokładności. Spora grupa dostępnych paralaktycznych montaży nie jest w stanie samodzielnie poradzić sobie z dokładnym prowadzeniem na oczekiwanym przez nas poziomie z powodu niedokładności wykonania własnych elementów mechanicznych, których powodem jest błąd okresowy (PE) oraz losowe odchylenia od trajektorii prowadzenia zwane potocznie „ziarnistością” montażu. Do sprowadzenia dokładności śledzenia naszego obiektu przez montaż do wymaganych poziomów będzie nam potrzebne zastosowanie wcześniej już wspominanej techniki (guiding), opierającej się na odrębnym śledzeniu gwiazdy w pobliżu fotografowanego celu, jej precyzyjnej analizie pod kątem ew. odchyleń i zwracania informacji do montażu o kierunku i długości wykonania niezwłocznej korekty, aby nasza oczekiwana dokładności prowadzenia mieściła się w zakładanym zakresie. Używany do tego celu głównie przy krótszych ogniskowych i większych rozdzielczościach zestawu, zewnętrznego refraktora lub przy dłuższych ogniskowych Off-Axis-Guider (OAG), który za pomocą swojej konstrukcji pozwala przy użyciu pryzmatów na śledzenie gwiazdy za pomocą tego samego teleskopu, którym fotografujemy nasz obiekt. Zewnętrzny refraktor daje nam zwykle w porównaniu z OAG większą dostępność gwiazd w swoim polu widzenia, ale przy większych ogniskowych ze względu na wymaganą większą dokładność prowadzenia oraz większe ryzyko rozkalibrowania się kadrów śledzonej gwiazdy i fotografowanego obiektu poprzez różne ugięcia jest często trudny do zastosowania. Do ustawień parametrów prowadzenia będziemy musieli podchodzić całkowicie eksperymentalnie. Będą na nie miały wpływ zastosowane elementy naszego zestawu i warunki zewnętrzne podczas sesji astrofotograficznej. Jednym z parametrów jest czas naświetlania kamery prowadzącej, który w większości przypadków będzie dobrany w zależności od stabilnej dostępności gwiazd w jej polu widzenia w zakresie ok. 2-5 sekundy. Ważne będzie ustawienie minimalnego ruchu na jaki będzie reagował autoguider oraz maksymalnego ruchu wykonywanej korekty, zwykle w obu osiach oddzielnie tak, aby zgrubnie uodpornić nasze wsparcie prowadzenia na niepotrzebne reakcje spowodowane np. niestabilnością atmosfery, pokonywaniem skutków luzów w mechanice naszego montażu lub chwilowymi podmuchami wiatru. Należy obowiązkowo wykonać kalibrację gwiazdy prowadzącej, aby oprogramowanie dopasowało kierunki i skalę prędkości korekt do naszego zestawu. Jeżeli nie zmieniamy przed kolejną sesją optyki i położenia kamery w zestawie, to ponowna kalibracja nie będzie konieczna, jeżeli oprogramowanie oczywiście potrafi zapamiętać parametry poprzedniej. Powinniśmy mieć pewność, że nasz montaż jest poprawnie ustawiony na gwiazdę polarną, co możemy sprawdzić uruchamiając na kilkanaście minut całe wsparcie prowadzenia na gwieździe umiejscowionej na południu w okolicach równika niebieskiego, a następnie na podobnej wysokości na wschodzie lub zachodzie, wyłączając jednocześnie możliwość wykonywania korekt przez montaż. Jeżeli nasze wykresy w skali obejmującej amplitudę zmian, a szczególnie wykres deklinacji będą oscylowały na jednym poziomie a nie uciekały z kadru, to możemy uznać, że ustawienie jest poprawne. W trakcie wykonywania korekt przez montaż należy dobrać parametrami związanymi z ustawieniem agresywności w obu osiach ostatecznie takie wartości, aby wykonywane korekty generalnie kończyły się w okolicach osi zerowej naszego wykresu. Kolejną naszą przeszkodą w osiągnięciu celu będą wady zastosowanej optyki, które w zależności od użytego rozmiaru matrycy będą ujawniały nam zniekształcenia naszego kadru na jego obrzeżach. Im większy detektor, tym większe problemy z zapanowaniem nad równym polem widzenia naszego zestawu. Jeżeli w naszej konfiguracji ujawnią się tego typu niedoskonałości będziemy musieli zaopatrzyć się w dodatkowy i odpowiedni do naszego teleskopu korektor. Posiada on poza fizycznym rozmiarem jeszcze dwie ważne cechy, które są istotne w dopasowaniu poszczególnych elementów. Pierwszy to ew. zmiana ogniskowej przez korektor, zwykle redukcja, co powoduje wpływ na takie parametry naszego zestawu jak np. pole widzenia, rozdzielczość, światłosiła. Następny istotny parametr podawany przez producenta to zalecana odległość korektora od matrycy naszej kamery, która powinna być ostatecznie dobrana w pobliżu rekomendowanych wartości w naszym zestawie razem z stosowanymi filtrami eksperymentalnie. Do takiego zadania możemy użyć np. złączkę o płynnie regulowanym zakresie swojej długości. Zalecana odległość determinuje również dobór odpowiednich rozmiarów elementów, które planujemy zmieścić jeszcze pomiędzy korektorem a kamerą. Kluczowa dla uzyskania oczekiwanego pozytywnego efektu jest kolimacja zastosowanego w zestawie teleskopu oraz osiowość zamontowania detektora i korektora w torze optycznym. Wymagana dokładność w tym zakresie rośnie wraz z rozmiarem zastosowanej przez nas matrycy. Najlepiej w celu wyeliminowania nierówności połączeń, które są jedną z głównych przyczyn nie osiowego położenia jest zastosowanie połączeń gwintowych od wyciągu aż to samej kamery, ale często i tak to jest niewystarczające. Wówczas można zastosować złączki o zmiennym kącie nachylenia, które skompensują nam ostatecznie powstałe w tym zakresie odchylenia. Kolimację należy wykonać wtedy dwustopniowo, najpierw bez osprzętu bezpośrednio w wyciągu dokładnie ustawić teleskop, a następnie po zamontowaniu wszystkich elementów w miejscu kamery umieścić kolimator i skorygować złączką ew. odchylenia. Inne czynniki wpływające na problemem z naszym kadrem mogą wynikać z ugięć, jakie wprowadzają ciężkie podzespoły naszego zestawu (teleskop-kamera) na jego najmniej sztywne elementy, co w efekcie oznacza, iż po zmianie położenia naszego teleskopu możemy mieć nagle zupełnie inne parametry kolimacji i osiowości, z którymi wcześniej się zmagaliśmy. Naszym sprzymierzeńcem nie będzie również wiatr, wilgoć, nieschłodzony odpowiednio teleskop, czy czasami nawet za mocny ucisk zamocowań lustra głównego naszego teleskopu zwierciadlanego lub uciskająca przy spadającej temperaturze cela soczewek w refraktorze. Na okoliczność negatywnego wpływu zewnętrznych warunków atmosferycznych należy zapewnić teleskopom zwierciadlanym w warunkach nadmiernego zawilgocenia odrośniki, a w karbonowych konstrukcjach, które są dobrymi izolatorami dodatkowo stałą wentylację. Wszelkie elementy soczewkowe narażone na roszenie należy dogrzewać delikatnie (np. dedykowanymi grzałkami), aby ich temperatura oscylowała minimalnie powyżej punktu rosy, a wszystkie elementy, które podczas niewielkich podmuchów wiatru mogą nam się poruszać odpowiednio zabezpieczyć. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  9. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Rejestrator fotonów W astrofotografii, której celem są obiekty głębokiego nieba, każdy foton jest na wagę złota. Z jednej strony staramy się użyć jak najsprawniejszych układów optycznych, aby w czasie naświetlania nasz teleskop pochłoną ich jak najwięcej, z drugiej natomiast poszukujemy jak najsprawniejszych urządzeń cyfrowych, które potrafią je odwzorować w jak najlepszy obraz. W teleskopach ilość zbieranego światła zależy głównie od średnicy obiektywu i jakości optyki. Refraktory są w porównaniu z reflektorami w tych samych średnicach sprawniejsze, gdyż ich konstrukcja nie posiada w torze optycznym żadnych obstrukcji (elementów przysłaniających), ale koszty zakupu w tej samej aperturze reflektorów są zwykle dużo niższe od teleskopów soczewkowych. Detektor, którego będziemy używać do zarejestrowania obrazu składa się z setek tysięcy lub milionów światłoczułych elementów zwanych pikselami. O tym, jaki procent fotonów, które dotrą do naszej matrycy ma realną szansę zostać zarejestrowanych w danej długości fali świetlnej (wavelength) będzie nam określała sprawność kwantowa przetwornika (QE). Jest to parametr na podstawie, którego będziemy mogli realnie oszacować poziom czułości naszej kamery. Innym ważną cechą detektora cyfrowego jest głębokość studni potencjału (full well capacity), która określa liczbę fotonów, które jest w stanie zaabsorbować pojedynczy piksel matrycy. Im mniejsza studnia tym naturalnie szybsza zdolność do jej przepełnienia, a co za tym idzie mniejszy zakres dynamiki obrazu przetwarzanego przez matrycę. O ile za to, w jakim czasie nasza kamera „wymaluje” najsilniejszy poziom sygnał będzie odpowiadać głębokość studni potencjału, o tyle na jego najsłabsze wartości będzie miał wpływ poziom szumu odczytu naszego przetwornika. W parametrach kamery podawana jest również liczba bitów informacji, która została użyta do opisania stanu każdego piksela. Im większa liczba bitów tym łagodniejsze przejścia pomiędzy fragmentami obrazu o różnej jasności, które jest w stanie zarejestrować detektor. Obiekty będące potencjalnym celem astrofotografii takie jak gwiazdy czy galaktyki lub mgławice refleksyjne, które zwykle świecą światłem odbitym pobliskich gwiazd, emitują zwykle blask w całej długości fal, natomiast mgławice emisyjne, stanowiące często obszary gwiazdotwórcze utworzone przez obłoki zjonizowanego wodoru, emitują światło z dużą przewagą pasma Ha. Są również mgławice, które intensywniej świecą w innych wąskich pasmach np. OIII czy SII. Istotne jest dla uzyskania satysfakcjonującego efektu, aby świadomość charakterystyki wybranego jako cel obiektu szła w parze z czułością naszego detektora w pasmach, które dominują w obrazie oczekiwanym do uchwycenia na naszej matrycy. Parametry takie jak rozmiar matrycy i rozmiar piksela są niezbędne w wcześniej już wspominanych wyliczeniach rozdzielczości i pola widzenia naszego zestawu. Dla ogólnego zobrazowania dostępnych na rynku w tym zakresie różnic, pozwalających na dobranie detektora w zależności od naszych potrzeb i zasobności portfela, przedstawię poniżej porównanie rozmiarów z informacją o wielkości piksela w [um] najbardziej popularnych matryc Kodaka. Obraz, który dotarł do matrycy i został przez nią zarejestrowany nie posiada żadnych informacji o kolorze, ale jedynie o zmianach natężenia światła, jakie zostało przetworzone z fotonów, które wypełniły piksele. Aby stworzyć obraz kolorowy ten sam kadr musimy naświetlić przez trzy filtry odpowiadające składowym: R(czerwona), G(zielona), B(niebieska). Kamery z matrycami kolorowymi to konstrukcje, które posiadają wbudowaną maskę mikroskopijnych filtrów po jednym na każdy piksel. Powszechnie jest stosowana maska Bayera, w której na każdą czwórkę pikseli przypadają odpowiednio filtry RGGB. Kamery kolorowe z maską Bayera z racji, że połowa pikseli na stałe rejestruje najmniej „przydatny” w astrofotografii kolor zielony, będą mniej efektywne w rejestrowaniu obiektów głębokiego nieba niż kamery monochromatyczne. Aby uwydatnić na tle innych sygnał emitowany przez mgławice emisyjne naświetlamy kadr przez wąskopasmowe filtry, które w zależności do swojej charakterystyki przepuszczają nam pożądany zakres wybranej długości fali. Im węższa szerokość pasma filtra podawana w [nm], tym oczywiście ciemniejszy filtr wymagający dłuższego czasu naświetlania, ale również szansa na uzyskanie na zdjęciu lepszego kontrastu pozwalającego na pokazanie większej ilości subtelnych szczegółów w oczekiwanym obrazie. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  10. Serię artykułów "Od laika do astrofotografa" przygotowuje Jacek Bobowik (jcbo). Zobacz wszystkie części - kliknij tutaj. Najlepszy zestaw do astrofotografii to taki, którego się często z powodzeniem używa. A więc naszym priorytetem w poszukiwaniu rozwiązania na miarę naszych możliwości powinny być nie tylko parametry optyczne i techniczne, ale także względy praktyczne oraz wygoda obsługi. A wszystko musi się zacząć o ustalenia, co chcemy sfotografować i gdzie będziemy to robić. W warunkach miejskich na bardzo dobrym poziomie efekty osiągniemy w astrofotografii planetarnej i księżyca, a także w fotografowaniu obiektów mgławicowych kamerami monochromatycznymi przy użyciu filtrów wąskopasmowych. W warunkach podmiejskich i wiejskich satysfakcjonujące efekty można uzyskać już praktycznie w całym zakresie astrofotograficznych dziedzin, z wykorzystaniem detektorów kolorowych i monochromatycznych. Przy astrofotografii obiektów głębokiego nieba wpływ zanieczyszczenia sztucznym światłem i możliwości techniczne oraz optyczne zestawu będą przekładały się na ilość obiektów w naszym realnym zasięgu,. Jeżeli zdecydujemy się na fotografię planet, musimy uświadomić sobie, że są to dość jasne obiekty o małych rozmiarach kątowych. Aby uzyskać obraz tych największych w przyzwoitych rozmiarach musimy użyć często kilkumetrowych ogniskowych, a aby próbować wyłapać możliwie jak najwięcej subtelnych szczegółów, powinniśmy się starać fotografować na początku tak, aby stosunek ogniskowej do apertury (światłosiła) był w granicach 15-20. Determinuje to niestety wybór większego teleskopu i zastosowanie dodatkowo soczewek Barlowa, stąd bardziej popularne w tej dziedzinie ze względu również na cenę i praktyczne rozmiary są reflektory (teleskopy zwierciadlane). Technika fotografowania planet i szczegółów księżyca będzie w większości przypadków polegała na zarejestrowaniu krótkich ekspozycji, rzędu milisekund w ilości pozwalającej w późniejszym procesie obróbki na wyeliminowanie maksymalnej ilości niepożądanego szumu i odpowiednie uwydatnienie pożądanego sygnału fotografowanego obiektu. W zależności, od jakości zebranego materiału często będzie to nawet kilkaset ujęć. W wielu wypadkach, aby uchwycić obraz planety z jej ciekawymi szczegółami będziemy mieli ograniczony czas na zarejestrowanie takiej ilości materiału, związany z rotacją fotografowanej planety. Uwzględniając, więc powyższe aspekty najpraktyczniejsze w uzyskiwaniu pożądanych efektów będą urządzenia rejestrujące pozwalające zarejestrować jak najwięcej klatek w ciągu sekundy (15-30) i które potrafią je w tym czasie zapisać w formacie niepowodującym strat jakości obrazu. Lepsze do tego celu są kamery monochromatyczne, ale wymagają dodatkowego osprzętu pozwalającego na szybką zmianę filtrów, jeżeli chcemy uzyskać w efekcie kolorowy obraz. Jeżeli będziemy chcieli naszym zestawem spenetrować zakamarki kosmosu znajdujące się poza naszym Układem Słonecznym, będziemy mieli do czynienia z obiektami, których rozmiary już mogą być różne. Aby świadomie ocenić możliwości wykonania astrofotografii naszego zaplanowanego celu musimy na początek umieć ocenić jego jasność powierzchniową i rozmiary kątowe, które będą osiągalne w większość dostępnych map nieba, a następnie umieć obliczyć pole widzenia naszego zestawu i jego rozdzielczość. Mając podane rozmiary matrycy naszego detektora (np. 13,5mm X 18mm), aby uzyskać jego pole widzenia przy danej ogniskowej (np. 900mm) możemy skorzystać dla każdego boku ze wzoru: rozmiar boku pola widzenia [arcmin] = 3436 * rozmiar boku matrycy [mm] / ogniskowa [mm] Dla naszego przykładu pole widzenia wynosi 51,5’ X 68,7’ co pozwoli nam przy odpowiednim wykadrowaniu zmieścić np. galaktykę M33, która ma rozmiar 68.7’ X 41.6'. Rozdzielczość naszego zestawu określimy znając rozmiar piksela matrycy (np. 5,4um) i ogniskową (np. 900mm) za pomocą wzoru: Rozdzielczość zestawu [arcsec/piksel] = 206,256 * rozmiar piksela [um] / ogniskowa [mm] Dla naszego przykładu rozdzielczość zestawu wynosi 1,24 arcsec/piksel Im mniejsza wartość wyliczona powyższym wzorem tym rozdzielczość jest lepsza, co pozwoli na rozdzielenie i uwydatnienie na zdjęciu większej ilości szczegółów, ale im lepsza rozdzielczość tym bardziej rosną wymagania, co do dokładności prowadzenia obiektu przez nasz montaż w całym czasie naświetlania pojedynczej klatki. Ograniczeniem jest również stabilność atmosfery (seeing), który w naszym kraju oscyluje w granicach 2 arcsec. Obiekty głębokiego nieba są obiektami ciemnymi w porównaniu do obiektów Układu Słonecznego, w związku z tym technika ich fotografowania będzie polegała na zarejestrowaniu dłuższych ekspozycji, rzędu minut w ilości pozwalającej w późniejszym procesie obróbki na wyeliminowanie maksymalnej ilości niepożądanego szumu i odpowiednie uwydatnienie pożądanego sygnału fotografowanego obiektu. Zwykle będzie ich w okolicach 20-30. Na dobór czasu naświetlania pojedynczej klatki będzie miała wpływ, czułość matrycy, jasność naszego nieba i światłosiła naszego układu optycznego. Im jaśniejsze niebo tym czas pojedynczej klatki będzie krótszy, ale ilość pożądanego sygnału zarejestrowanego na matrycy mniejsza. Im jaśniejszy teleskop czy obiektyw to czas pojedynczej klatki będzie mógł ulec skróceniu, ale bez utraty ilości szczegółów fotografowanego obiektu. Jaśniejszy układ optyczny, pozwoli nam szybciej zbierać materiał, a bardziej zaświetlone niebo będzie eliminować z naszego zasięgu ciemniejsze obiekty lub szczegóły. Do obiektów o dużych rozmiarach kątowych, szczególnie rozległych obszarów mgławicowych najpopularniejsze stają się refraktory (teleskopy soczewkowe), a do bardzo szerokich pól nawet obiektywy używane w fotografii dziennej. Jasne reflektory, pozwalające w rozsądnych cenach posiadać dłuższe ogniskowe, są dość popularne do obiektów o mniejszych rozmiarach kątowych, takich jak np. galaktyki czy mniejsze mgławice planetarne. cdn. Zobacz poprzednie części serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
  11. Tym artykułem rozpoczynamy serię publikacji różnych ciekawych materiałów. Jeżeli chcielibyście czymś się podzielić ze czytelnikami Astropolis, daj mi znać, albo po prostu umieść swój tekst w dziale "Artykuły" (moderowany). Takie artykuły trafiają na stronę główną serwisu dzięki czemu nikt ich nie przegapi. Autor: Jacek Bobowik (@jcbo) Wstęp Swoją przygodę z astrofotografią zaczynałem w 2009 roku, jako absolutny laik w tej dziedzinie, pielęgnujący jedynie w sobie od wielu lat pasję zmierzenia się z czymś, co wydawało mi się bardzo trudno osiągalne. Mimo, iż na swojej drodze to poznania wszystkich aspektów i tajników tego pięknego hobby spotkałem wielu życzliwych ludzi, to nie byłem w stanie uniknąć kontaktu również z „ciemną stroną” tego środowiska, co z perspektywy czasu w mojej ocenie spowodowało, iż straciłem niepotrzebnie czas i pieniądze krocząc ścieżkami swojej nieświadomości w wizjonerski i zachęcający sposób roztaczanych przede mną. Postanowiłem więc podzielić się z innymi swoim doświadczeniem, gdyż sam dzisiaj widzę że właśnie podobnej do tej kompleksowo traktującej zagadnienie publikacji mi wówczas brakowało, z nadzieją że przynajmniej kilku z Was uda mi się skrócić ścieżkę do osiągnięcia pełnej satysfakcji. Celem moich artykułów nie będzie wskazywanie konkretnych konstrukcji i modeli sprzętu jako rekomendowanych, ale opisanie cech, niuansów i często istotnych szczegółów, jakie wpływają na komfort i jakość w astrofotografii, tak aby świadomie móc wybierać spośród dostępnych ofert i kompetentnie polemizować z ich sprzedawcą w kontekście swoich konkretnych potrzeb, a nie ograniczeń tego co akurat jest w danej chwili dostępne. Chciałbym także przedstawić w przystępny sposób wszystkie znane mi aspekty związane z przygotowaniem warsztatu, naświetlaniem materiału oraz jego ostateczną obróbką. Pewne tematy z racji posiadanego mniejszego doświadczenia będę traktował informacyjnie, a niektóre będę starał się zgłębić szerzej. Zapraszam do lektury i ew. komentarzy. Część I Co trzeba sobie uświadomić zanim zacznie się kompletować sprzęt. Wbrew niektórym marketingowym przekazom nie ma uniwersalnego zestawu, który będzie się nadawał do uzyskiwania satysfakcjonujących nas efektów w każdej dziedzinie astrofotografii. Aby zacząć tą przygodę rozsądnie w pierwszej kolejności dość poważnie musimy się zastanowić jakie obiekty na niebie będą naszym celem. Czy będą to planety i obiekty układu słonecznego, których jest zdecydowanie najmniej, czy zainteresują nas rozległe obszary mgławicowe (ale w kadrach, które będą pokazywały sporo interesujących szczegółów), czy może odległe galaktyki z możliwością wyłapywania ich subtelnych struktur i detali oraz niewielkie mgławice i gromady kuliste? A może staniemy się fanami szerokich kadrów zaznaczających w swoich obrazach jedynie skupiska ciekawych obiektów możliwych do uchwycenia na nocny niebie. Ważne jest też, czy chcemy użyć astrofotografii jako substytutu bardziej szczegółowych obserwacji, do badań i eksploracji przestrzeni kosmicznej, czy naszym celem jest astrofotografia artystyczna nastawiona głównie na doznania estetyczne pięknych i niedostępnych gołym okiem zakamarków kosmosu. Kolejnym elementem, który musi zagościć w świadomości zanim zrobimy następny krok jest fakt gdzie i w jakich warunkach będziemy fotografować, czy będziemy mieli stałe miejsce w którym będziemy przechowywali cały czas rozłożony i gotowy do pracy sprzęt, czy będziemy musieli go na każdą sesję przygotowywać lub nawet przenosić czy przewozić na dalsze odległości. Musimy także określić sobie warunki zaświetlenia sztucznym światłem jakie będą nam towarzyszyć podczas fotograficznych sesji w uproszczonej trzystopniowej skali (warunki miejskie – niewidoczna gołym okiem Droga Mleczna, warunki podmiejskie – słabo, ale widoczna gołym okiem Droga Mleczna, warunki wiejskie – bardzo wyraźnie widoczna gołym okiem Droga Mleczna). Warto także w momencie, kiedy określimy sobie cele i warunki naszej przyszłej astrofotografii i poznamy w następnych częściach niezbędne składowe naszego zestawu oraz zanim zdecydujemy się na wydanie pierwszych pieniędzy, zrobić sobie całościowy plan niezbędnych zakupów i określić jego budżet, a następnie jak w każdym projekcie konsekwentnie go realizować. Jeżeli ulegniemy w jego trakcie zewnętrznym bodźcom pojawiających się nieustannie nowości, przeanalizujmy jak potencjalna zmiana w naszym planie wpływa na całość naszego przedsięwzięcia i czy nie powoduje jednocześnie innych potrzeb zmian w elementach, które już zakupiliśmy lub mamy w planie zakupić. cdn. Zobacz następną część serii. Kliknij tutaj. Jeżeli spodobał Ci się artykuł poleć go znajomym i umieść swój komentarz. Z góry dziękujemy.
×
×
  • Create New...

Important Information

We have placed cookies on your device to help make this website better. You can adjust your cookie settings, otherwise we'll assume you're okay to continue.