Od laika do astrofotografika: Część V

[Adam_Jesion]

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.

[Hans]

Do ustawień parametrów prowadzenia będziemy musieli podchodzić całkowicie eksperymentalnie. (...)

 

A dobrym miejscem do załapania idei jak się do tego zabrać będzie celestia - http://celestia.pl/Guide

 

Pozdrawiam.

[kecaj]

Uświadomiłem sobie jak daleko jestem w kwestii sprzętu.Czekam na dalsze części.

[Makower]

Seria jest super. Zwłaszcza III część gdzie są zamieszczone i objaśnione wzory.

Czekam na następne części. Oby jeszcze kamerki astro trochę staniały.

Dla kogoś kto nie ma obsesji na punkcie astrofotografii i ma przeciętne fundusze nadal aparat ma przewagę (bo można nim robić jeszcze zdjęcia a kamerką nie).

[Szymek_O]

Jednym z ważniejszych tematów jest właśnie zachowanie osiowości na linii optyka - detektor, Jacek tutaj bardzo praktycznie opisał cały problem i sposoby jego minimalizacji. Stosując złączkę ze zmiennym kątem nachylenia którą właśnie wypróbowałem kilkanaście minut temu, ma się potężne narzędzie w ręku, bardzo szybko można dojść do sensownych rezultatów bez szukania dziury w całym - super sprawa

[Adam_Jesion]

Te złączki mamy od dawna, ale nikt się nimi nie interesuje. Na pewno pozwalają zosiować tor optyczny, co czasami może być kluczowe.