Grzegorz Wrochna
Poniższy materiał to wybór z witryny "Astronomia CCD - między hobby a nauką".
Ponadto można na niej znaleźć- propozycje amatorskich obserwacji naukowych
- instrukcje "krok po kroku" dla poczÄ…tkujÄ…cych
- linki do oprogramowania itp
Dynamiczny rozwój nauki w ostatnich latach sprawił, że coraz bardziej powiększa się dystans między profesjonalistami a amatorami. W fizyce cząstek elementarnych czy w astronomii wiodące eksperymenty przygotowywane są przez zespoły liczące nawet tysiące ludzi, w przeciągu nawet kilkunastu lat. W tej sytuacji coraz trudniej zainteresować nauką młodych ludzi, gdyż niemożliwe staje się pokazanie na żywo czy odtworzenie istotnych dla nauki eksperymentów i obserwacji. Zabójcza dla rowoju jakichkolwiek zainteresowań jest inwazja głupich gier komputerowych zabierających czas i absorbujących inwencję młodzieży. W Polsce nakłada się na to specyficzna sytuacja społeczna. Młodzi ludzie mają dziś znacznie więcej możliwości realizacji ambitnych planów życiowych (z czego oczywiście trzeba się cieszyć) ale przez to znacznie mniejszy procent tych najambitniejszych trafia na ścisłe kierunki studiów. Okrojone przez reformę programy nauczania także nie sprzyjają rozbudzaniu naukowych zainteresowań. W tej sytuacji jedyną oazą rozwoju młodych mózgów pozostają olimpiady przedmiotowe (też mocno dotknięte reformą) i kółka zainteresowań. Nawet w dobrze wyposażonych pracowniach trudno jednak wykonać doświadczenia, które choćby imitowały współczesne eksperymenty naukowe.
Astronomia pozostawała dotychczas w dość uprzywilejowanj sytuacji, gdyż amatorskie obserwacje gwiazd zmiennych, zliczenia meteorów i plam słonecznych były wykorzystywane przez profesjonalnych amatorów. W dobie kamer CCD i automatycznych obserwatoriów także te obserwacje stają się coraz bardziej odległe od pierwszej linii naukowego frontu. Tymczasem na zakup kamery CCD na ogół nie stać ani młodego adepta astronomii ani przeciętnego kółka astronomicznego, gdyż ceny najprostszych modeli zaczynają się około 1000 dolarów.
Czy pozostaje nam więc jedynie śledzenie doniesień prasowych o wielkich odkryciach i oglądanie zazdrosnym okiem zdjęć z wielkich teleskopów? Nie poddawajmy się tak łatwo! Sensory CCD zawiera dziś przecież wiele stosunkowo niedrogich urządzeń codziennego użytku, jak kamery wideo, fotograficzne aparaty cyfrowe, czy kamery internetowe (webcam). Zwłaszcza te ostatnie nadają się do wykorzystania w amatorskiej astronomii i znalazły już wielu zwolenników, zwłaszcza we Francji i w Wielkiej Brytanii. Olbrzymią ich zaletą jest niska cena, mieszcząca się w przedziale 200-400 zł. Oczywiście ich parametry odbiegają znacznie od profesjonalnych CCD, można jednak za ich pomocą osiągnąć bardzo ciekawe rezultaty.
Sprzęt Kamera
 Przygodę z astronomią CCD można rozpoczynać z dowolną kamerą internetową, ale raczej nie z sensorem CMOS. CMOS'y są tańsze, ale mniej czułe niż CCD. Uwaga: czasem zmiana jednej litery w nazwie kamery może oznaczać, że w takiej samej obudowie umieszczono inny sensor. Warto wybrać model o dobrej czułości. Producenci podają zwykle minimalne natężenie oświetlenia potrzebnego dla danej kamery. Typowa wartość to 1 lux. Rozdzielczość nie jest bardzo istotna. Wystarczy nam 320x240 piksli, ale kamery 640x480 powoli stają się standardem. Ważnym parametrem jest maksymalny czas ekspozycji. Niestety, producenci rzadko podają ten parametr. Rzadko też hardware pozwala na czasy > 1 s. A szkoda, bo przydałoby się nawet kilka minut. Chciałoby się też wybrać model o niskich szumach, ale tego parametru nie podaje chyba żaden z producentów.
Opisy wybranych modeli
 Obiektyw
Oryginalne obiektywy kamer internetowych raczej nie nadają się do stronomii ze względu na małą średnicę, a w konsekwencji na małą światłosiłę. Jeśli chcemy fotografować planety, Księżyc czy plamy słoneczne, można umieścić CCD w ognisku teleskopu. Jak to zrobić? Jeżeli kamera ma wykręcany obiektyw, to w jego miejsce można wkręcić konwerter, np. wytoczony z aluminium. Można też wyjąć kamerę z oryginalnej obudowy i włożyć do obudowy starego aparatu fotograficznego lub innego pudełka wyposażonego w gwint fotograficzy, lub zakończonego rurką o średnicy zewnętrznej takiej jak okulary naszego teleskopu (typowo 1,25 cala).
 A jeśli nie posiadamy teleskopu? Możemy robić rzeczy jeszcze ciekawsze! Wystarczy do kamery przymocować obiektyw od aparatu fotograficznego. (Odpowiedni pierścień redukcyjny można nabyć w firmie ASTROKRAK.) Typowy obiektyw o ogniskowej 35-50 mm da nam pole widzenia o boku kilku stopni (dużo mniejsze niż na kliszy fotograficznej, gdyż sensor CCD ma dużo mniejsze rozmiary niż klatka filmu). Taki zestaw znakomicie nadaje się do fotografowania gwiazd, dalszych planet, jaśniejszych planetoid itp. Możemy więc filmować zakrycia, śledzić planety i planetoidy, a nawet mierzyć krzywe blasku gwiazd zmiennych.
Przykładowe przeróbki: AstroCam QCUIAG
Montaż
 Mamy już tanią kamerę i tani obiektyw, ale aby fotografować gwiazdy niezbędny jest montaż paralaktyczny z napędem, który będzie podążał za gwiazdą, kompensując obrót Ziemi. Tak jest w przypadku fotografii konwencjonalnej i profesjonalnych CCD. My zaś możemy największą wadę kamer internetowych - krótki czas ekspozycji - zamienić w zaletę. Przy czasach naświetlania <1 s i krótkich ogniskowych (28-50 mm) gwiazdy przesuną się tylko nieznacznie i obraz pozostanie ostry. Nie jest więc potrzebny ruchomy montaż i możemy umieścić kamerę np. na statywie fotograficznym. Długi czas ekspozycji jest jednak koniecznością, jeśli chcemy fotografować ciemniejsze gwiazdy czy planetoidy. Tu przychodzi nam z pomocą największa zaleta sensorów CCD - cyfrowa rejestracja obrazu. Używając odpowiedniego oprogramowania z łatwością możemy dodać do siebie nawet 100 klatek, wydłużając w ten sposób efektywny czas ekspozycji, przy okazji likwidując przesunięcia związane z obrotem Ziemi. Jest jednak jedno ograniczenie. Jeżeli interesujący nas obiekt jest tak ciemny, że wartość zarejestrowanego ładunku jest mniejsza niż próg pojedynczego bitu, zarejestrowane zostanie 0. A suma nawet stu zer to ciągle zero. Poza naszym zasięgiem pozostaną więc galaktyki i mgławice. W najlepszym przypadku uda nam się zarejestrować jądra jaśniejszych gromad kulistych. Do polowania na ciemniejsze obiekty rozciągłe niezbędne jest zmodyfikowanie elektronicznego układu kamery tak, by pozwalał na kilkuminutowe czasy naświetlania i umieszczenie jej na paralaktycznym montażu umożliwiającym kompensację obrotu Ziemi.
Komputer
wystarczy zupełnie przeciętny, byle miał port USB. Starsze modele kamer wykorzystują port równoległy. Zarejestrować możemy pojedyncze klatki w formacie BMP lub całe sekwencje AVI. Posłużyć się możemy dowolnym progamem, który potrafi obsłużyć VideoForWindows (w przypadku niektórych kamer także VideoForLinux). Szczególnie polecam jednak program Vega napisany specjalnie do astrofotografii kamerami internetowymi. Swoje zalety ma też program AstroSnap.
Świetną zabawą jest cyfrowa obróbka zarejestrowanych obrazów. Z bardzo nieciekawie wyglądających klatek można wyczarować obrazy naprawdę robiące wrażenie. Istnieje wiele programów do redukcji szumów, nakładania klatek, korekcji barw, a nawet astrometrii i fotometrii. Początkującym polecam łatwy w obsłudze ale posiadający duże możliwości Astrostack. Do ambitniejszych obserwacji poleciłbym półprofesjonalny IRIS. Końcową obróbkę zdjęć można wykonać standardowymi pakietami graficznymi, jak GIMP, PaintShop Pro czy PhotoShop.
Ci, którzy sami potrafią programować, mogą (wzorem eksperymentów ASAS i OGLE przygotowanych przez polskich astronomów) pokusić się o stworzenie własnego automatycznego obserwatorium, które z minimalnym udziałem człowieka będzie monitorowało gwiazdy zmienne, wyszukiwało gwiazdy nowe, czy pojawiające się planetoidy.
Inne programy
Obserwacje
Kamera umieszczona w ognisku teleskopu świetnie nadaje się do fotografowania Księżyca, planet, czy plam słonecznych (przez odpowiedni filtr!). Trudno nam będzie konkurować z teleskopem Hubble'a, ale samodzielne wykonanie zdjęcia Jowisza z widocznymi strukturami jego atmosfery jest nie lada frajdą.
Ale to dopiero początek możliwości naszego małego CCD. Ambitniejsze cele można osiągnąć jeszcze skromniejszymi środkami, bo ... bez teleskopu! Wystarczy zastosować typowy obiektyw od aparatu fotograficznego. Za jego pomocą można fotografować gwiazdy, dalsze planety i planetoidy, precyzyjnie wyznaczać ich pozycje, a nawet mierzyć ich jasności.
Bieżące informacje o tym co się dzieje na niebie można znaleźć w czasopiśmie Urania - Postępy Astronomii i w internetowej witrynie Ad Astra.
Prezentowane na kolejnych stronach zdjęcia wykonałem kamerą internetową Philips Vesta PCVC675K z teleskopem Celestar 8 (C8), f = 2000 mm, f/10 lub z obiektywem Zenith f = 50 mm, f/2.
Na początek jednak zdjęcie wykonane oryginalnym obiektywem webkamery: od lewej nad dachem i drzewami Wenus, Księżyc i Jowisz, 16.08.2001
Słońce
 
Plamy na Słońcu. C8 + filtr słoneczny. Sztuczne barwy lepiej ukazują różnice temperatur.
Księżyc
Mozaika 36 klatek. C8. (Więcej zdjęć na stronie
autora artykułu)
Bliższe planety
Wenus
Mars
Jowisz
Saturn
Dalsze planety, planetoidy, asteroidy
Uran i Neptun w gwiazdozbiorze Koziorożca, 17.08.2001
Fotografowanie gwiazd
Jeżeli umieściliśmy kamerę na statywie, przymocowali do niej obiektyw i podłączyli ją do komputera możemy rozpocząć obserwacje. Wydawałoby się, że wystarczy tylko przycisnąć guzik i gotowe. Nic bardziej błędnego!
Na pojedynczej klatce, jeżeli szczęście nam dopisze, pojawi się najwyżej jedna gwiazda 5m lub jaśniejsza (na powyższym zdjęciu jest to 41 Wężownika w lewym dolnym rogu). Jeśli rozjaśnimy obraz jakimś programem graficznym (zdjęcie poniżej), to ukaże się mnóstwo jasnych kropek i nie zgadniemy, które z nich są gwiazdami, a które szumem. Żeby osiągnąć lepsze rezultaty musimy podpatrzyć co robią prawdziwi astronomowie.
Sensor CCD w każdym pikslu zmienia liczbę zarejestrowanych fotonów w ładunek. Przy odczycie jego wartość przetwarzana jest do postaci cyfrowej. W tańszych CCD mamy zwykle do dyspozycji 8 bitów, czyli wartości od 0 do 255. Rejestrowany obraz może być zaburzony na różne sposoby.
Poszczególne elementy obrazu mogą być prześwietlone. Jeżeli naświetlenie piksli odpowiada liczbom większym od 255 to i tak wszystkim zostanie przypisana wartość 255. Elementy obrazu mogą też być niedoświetlone - cała gama jasności będzie wyrażona jedynie przez kilka wartości, np. 0-5. Różne piksle mogą mieć różne wzmocnienia - takim samym jasnościom będą odpowiadały różne odczytane wartości. Zerowemu naświetleniu może odpowiadać różna od zera wartość odczytana. Jest to tzw offset. Offset może mieć dwie składowe stałą - wynikającą z charakterystyki wzmacniacza, proporcjonalną do czasu naświetlania - wynikającą z prądu upływu.
Wreszczie odczytana wartość może być zwiększona lub zmniejszona przez szum, który także ma dwie składowe o stałej dyspersji - będącą skutkiem odczytu, statystyczną - proporcjonalną do pierwiastka czasu naświetlania.
W przypadku kamer internetowych, do fotografowania gwiazd zwykle używamy maksymalnego czasu naświetlania, który i tak jest bardzo krótki. Dlatego w praktyce nie ma potrzeby odróżniania stałych i zmiennych składowych offsetu i szumu. Zwykle używamy też największego wzmocnienia, chyba, że zależy nam na gwiazdach jaśniejszych niż ok. 4m.
Ponieważ wartość interesującego nas sygnału rośnie proporcjonalnie do czasu naświetlania, a szum jedynie jak jego pierwiastek, długie czasy poprawiają stosunek sygnału do szumu. Ponieważ jednak czas naświetlania pojedynczej klatki w kamerach internetowych jest bardzo ograniczony (zwykle poniżej 1 s) zastosujemy trik polegający na sumowaniu wielu klatek. W używanym przeze mnie zestawie (kamera Philips Vesta PCVC675K i obiektyw Zenith 50 mm, f/2) nałożenie 20, 60 czy 120 klatek pozwala sięgnąć odpowiednio do 8m, 9m i prawie 10m. Jeżeli jednak używamy montażu z napędem, nie zapomnijmy wyłączyć go na czas ekspozycji. Na skutek obrotu Ziemi obraz danej gwiazdy będzie rejestrowany na różnych pikslach. Widać to na poniższym zdjęciu bedącym wynikiem nałożenia 120 klatek. Kreski to gwiazdy, a kropki to szumiące piksle. Nałożeniu klatek na siebie po przesunięciu uwzględniającym obrót Ziemi spowoduje, że gwiazdy staną się kropkami, a szumy ulegną rozmyciu. Poszczególne klatki można zapisywać w formacie BMP, ale znacznie wygodniej zapisać całą sekwencję w formacie AVI.
Obróbkę zaczynamy od odjęcia offsetu. W tym celu należy przygotować specjalną tzw, ciemną klatkę (ang. dark frame) będącą mapą offsetów. Uzyskujemy ją rejestrując sekwencję klatek z zasłoniętym obiektywem, w warunkach możliwie zbliżonych do analizowanych zdjęć (wzmocnienie, czas ekspozycji, temperatura otoczenia itp.). Następnie, w celu zmniejszenia szumu nakładamy klatki na siebie licząc dla każdego piksla średnią ze wszystkich ekspozycji. Lepsza od średniej arytmetycznej jest mediana, która eliminuje pojedyncze, duże fluktuacje, będące np. wynikiem promieni kosmicznych. Otrzymaną w ten sposób mapę offsetów odejmujemy od każdej klatki analizowanej sekwencji. Tak wygląda pojedyncza klatka po odjęciu offsetu:
Następnie dokonuje się kalibracji wzmocnienia. W tym celu przygotowujemy mapę wzmocnienia, postępując podobnie jak przy przygotowaniu mapy offsetów. Teraz odsłaniamy jednak obiektyw i fotografujemy jednorodnie oświetlone pole (ang. flat field), np. niebo o zmierzchu. I tu mediana przesuniętych przez obrót Ziemi klatek pozwoli nam wyeliminować np. gwiazdy, które choć jeszcze niewidoczne gołym okiem, mogłyby zaburzyć mapę wzmocnienia. Następnie każdą klatkę opracowywanej sekwencji dzielimy przez mapę wzmocnienia.
W opisanym zestawie kalibracja wzmocnienia nie dawała jednak znaczącej poprawy jakości, gdyż dominowały błędy związane z szumem i niską czułością. W związku z tym pomijałem ten krok w swojej analizie.
Kolejnym krokiem jest nałożenie na siebie klatek opracowywanej sekwencji z takim przesunięciem, by obraz danej gwiazdy znalazł się zawsze w tym samym miejscu. Ręczne przesuwanie byłoby bardzo żmudne. Na szczęście można ten proces zautomatyzować stosując odpowiednie oprogramowanie. Po przesunięciu obrazy dodajemy do siebie, albo liczymy średnią lub medianę:
W tym momencie mamy już gotowe zdjęcie, które można wykorzystać do analizy astrometrycznej, fotometrycznej, czy poprostu do prezentacji wizualnej.
Do prezentacji wizualnej warto uwypuklić słabsze obiekty. Można to zrobić rozciągając skalę 0-255 przez wyświetlanie tylko przedziału np. 3-50 i przypisanie wyższym wartościom jego górnej granicy. Dzięki tym operacjom na poniższym zdjęciu można dostrzec 36 gwiazd sięgających niemal do 10m. Można też zastosować skalę logarytmiczną. Analizę fotometryczną najlepiej przeprowadzić jednym z gotowych programów dostępnych w internecie (np. IRIS).
Badanie zmienności gwiazd
Dla przykładu opiszę najprostszy zestaw umożliwiający obserwację gwiazd zmiennych o jasności rzędu 5m-7m z dokładnościa do ok. 0.1m. Zachęcam jednak gorąco do samodzielnego eksperymentowania i jestem przekonany, że inwencja ambitniejszych amatorów pozwoli na osiągnięcie lepszych rezultatów.
Jako sensor CCD wykorzystałem kamerę internetową Philips Vesta PCVC675K. Był to jednak wybór dość przypadkowy, gdyż producenci prawie nigdy nie podają parametrów istotnych dla obserwacji astronomicznych. Kamera Philps Vesta PCVC675K wyposażona jest w matrycę CCD Sony ICX098AK o przekątnej 1/4 cala o wymiarach użytecznych 640x480 piksli. Rozmiar piksla wynosi 5,6 x 5,6 mikrona. Najpoważniejszym ograniczeniem jest krótki czas naświetlania. Maksymalnie można osiągnąć 1/5 s ustawiając w modzie automatycznym prędkość 5 klatek/s i maksymalną jasność (brightness). Tak krótki czas naświetlania ma jednak jedną zaletę. Przy obiektywie o stosunkowo krótkiej ogniskowej nie jest potrzebny żaden mechanizm prowadzenia, co czyni zestaw niezwykle prostym i tanim.
Praktyczną cechą kamer Philips jest wykręcany obiektyw, co umożliwia jego wymianę bez demontażu kamery. Gwint o średnicy 12 mm i skoku 0,5 mm daleki jest od wszelkich standardów, ale prosty konwerter (np. wytoczony z aluminium; gotowy można nabyć w firmie ASTROKRAK) wystarcza do przymocowania wybranego obiektywu. W swoim zestawie wykorzystałem obiektyw 50 mm f/2 od aparatu Zenith. Daje on pole widzenia ok. 4 x 3 stopnie. Przy tej ogniskowej i czasie naświetlania 1/5 s maksymalne przesunięcie obrazu gwiazdy nie przekracza rozmiaru piksla. Kamera w czasie ekspozycji może więc pozostać nieruchoma. Można nawet pozostawić kamerę nieruchomą na cała noc i fotografować niebo co kilka minut tak, by wraz z obrotem Ziemi śledziła pas nieba o szerokości 3-4 stopni. Każda gwiazda będzie fotografowana tylko raz w ciągu nocy, a więc na otrzymanie krzywych blasku trzeba będzie poczekać conajmniej kilka tygodni. Za to będziemy mieć od razu wyniki dla wielu gwiazd.
Bardziej niecierpliwi mogą w kilka nocy otrzymać pełną krzywą blasku jakiejś gwiazdy szybkozmiennej robiąc zdjęcia co kilka - kilkanaście minut. W tym przypadku śledzenie gwiazdy ułatwi montaż paralaktyczny. Jeśli jednak używamy napędu, na czas ekspozycji należy go wyłączyć! Dlaczego? Otóż kamery internetowe charakteryzują się zwykle dużym szumem. W opisywanym zestawie na pojedynczej klatce nawet po odjęciu ,,ciemnej klatki'' z szumu można wyróżnić gwiazdy tylko do jasności 6m-7m. Nałożenie 20 klatek przesuwa zasięg do 8m, 60 klatek do 9m, a 120 prawie do 10m. Dość krótki czas odczytu pozwala na zapisanie do 2 klatek/s. Zapisanie 120 klatek zajmie więc ok. minuty. W tym czasie obrazy gwiazd przesuną się o kilkadziesiąt piksli. Nałożenie obrazów na siebie (oczywiście po przesunięciu kompensującym obrót Ziemi) spowoduje dodatkowe uśrednienie szumu, które znacznie poprawia jakość obrazu. Szczególnie skutecznie procedura ta eliminuje ,,gorące piksle'', które ze względu na duże wahania jasności pozostają nawet po odjęciu ,,ciemnej klatki''.
Opisany zestaw najlepiej nadaje się do fotometrii gwiazd rzędu 6m-7m. W polu widzenia znajdzie się zwykle kilka gwiazd o takiej jasności, których możemy użyć jako gwiazd porównania. Przed wykonaniem fotometrii warto obciąć brzegi obrazu nierównomiernie naświetlone wskutek przesunięcia.
Do przetestowania opisanego zestawu wybrałem gwiazdę U Oph. Jest to gwiazda zaćmieniowa (EA) o krótkim okresie wynoszącym 1.7d. Wykres przedstawia krzywą blasku uzyskaną w ciągu zaledwie trzech nocy. Poszczególne ekspozycje wykonywane były w odstępach kilkunastominutowych. Białe kółka oznaczają pomiary bezpośrednie, zaś czarne kółka to ich lustrzane odbicie względem minimum. Jak widać, punkty w obszarze plateau mieszczą się w granicach + - 0.1m, co pozwala na wyraźne zaobserwowanie minimum o amplitudzie w tym przypadku rzędu 1m.
Z pewnością nie jest to kres możliwości opisanego sprzętu i staranniejsza obróbka danych mogłaby jeszcze poprawić uzyskaną dokładność. Zachęcam więc do eksperymentowania i dzielenia się swoimi osiągnięciami z innymi użytkownikami ,,astrocam'ów''.
Początkującym obserwatorom polecam książkę Tomasza Krzyta Poradnik obserwatora gwiazd zmiennych (PTMA, Kraków 1995).
Galaktyki, gromady gwiazd, mgławice
Gromada M15. Widoczne jedynie samo centrum.
Obiektyw f=50mm.
14'x14'. C8 z soczewkÄ… redukujÄ…cÄ… f do 450mm.
14'x11'. C8 z soczewkÄ… redukujÄ…cÄ… f do 540mm.
4'50" x 4'20". C8 z soczewkÄ… redukujÄ…cÄ… f do 740mm.
dr hab. Grzegorz Wrochna
wrochna@fuw.edu.pl
Autor strony: Astronomia CCD - między hobby a nauką
|
