Filtry do astrofotografii - nie istnieje jeden filtr do wszystkiego

Dobór filtra zależy przede wszystkim od rodzaju obiektu, kamery mono lub kolorowej, jasności nieba, światłosiły teleskopu i celu obróbki.
 
Najważniejsze rozróżnienie:
 
obiekty o widmie ciągłym wymagają zwykle szerokiego pasma, a mgławice emisyjne pozwalają bardzo skutecznie używać filtrów wąskopasmowych.

Widmo ciągłe vs linie emisyjne

Galaktyki, gromady gwiazd i mgławice refleksyjne emitują lub odbijają szerokie widmo.
 
Mgławice emisyjne mają silne linie, przede wszystkim:
 
• H-alpha 656,3 nm,
• H-beta 486,1 nm,
• OIII około 495,9 i 500,7 nm,
• SII około 671,6 i 673,1 nm.

UV/IR-cut - filtr podstawowy

Wiele sensorów CMOS jest czułych poza zakresem widzialnym. Jeżeli kamera nie ma odpowiedniego odcięcia UV/IR, światło poza pasmem widzialnym może pogarszać wielkość gwiazd i kolor, szczególnie w układach zawierających soczewki.
 
Filtr UV/IR-cut ogranicza rejestrację do użytecznego pasma.

Czy każda kamera kolorowa potrzebuje dodatkowego UV/IR-cut?

Nie. Część kamer ma już okno z odpowiednim odcięciem, inne używają szerzej przepuszczającego okna AR.
 
Zawsze sprawdzamy charakterystykę konkretnego modelu kamery.

Filtr luminancji L

W zestawie LRGB filtr L przepuszcza szerokie pasmo widzialne, zwykle z kontrolowanym odcięciem UV i IR.
 
Dla kamery mono luminancja zbiera dużo fotonów i detal przestrzenny.

LRGB

Klasyczny zestaw do kamery monochromatycznej:
 
• L - luminancja,
• R - czerwony,
• G - zielony,
• B - niebieski.
 
Pozwala budować naturalny kolor przy wysokiej efektywności kamery mono.
 
Więcej: kamera mono czy kolorowa?.

Broadband / LPS

Filtr przeciw zanieczyszczeniu światłem typu broadband lub multiband tłumi wybrane części widma, pozostawiając stosunkowo szerokie pasma.
 
Może być użyteczny do galaktyk, gromad i mgławic refleksyjnych, gdy chcemy zachować szerokie widmo.

Dlaczego LPS ma dziś trudniejsze zadanie?

Starsze lampy sodowe i rtęciowe miały wyraźne linie, które łatwiej było wycinać. Nowoczesne LED-y mają często szersze widmo.
 
Dlatego filtr broadband nie może jednocześnie mocno wyciąć całego miejskiego tła i przepuścić całego naturalnego widma galaktyki.

LPS nie zastępuje ciemnego nieba

Może poprawić kontrast, ale usuwa również część użytecznego widma, może zmieniać balans kolorów i nie usuwa gradientów całkowicie.

Dual-band - bardzo mocne narzędzie dla OSC

Typowy dual-band przepuszcza dwa wąskie obszary:
 
• H-alpha,
• OIII.
 
Kamera kolorowa rejestruje oba sygnały jednocześnie, dlatego taki filtr jest bardzo skuteczny do mgławic emisyjnych pod jasnym niebem.

Dlaczego dual-band współpracuje z matrycą Bayera?

Piksele czerwone rejestrują głównie H-alpha, a zielone i niebieskie OIII. W jednym zestawie ekspozycji zbieramy dwa główne składniki obrazu mgławicy.

Dual-band nie jest filtrem do galaktyk

Galaktyka emituje szerokie widmo gwiazd. Wąski dual-band odetnie większość tego światła.
 
Można nim wydobywać regiony HII jako dodatek, ale nie jest typowym filtrem do pełnego naturalnego obrazu galaktyki.

Dual-band a mgławice refleksyjne

Również nie jest idealnym wyborem, ponieważ mgławica refleksyjna odbija szerokie widmo światła gwiazd.

H-alpha do kamery mono

Najczęściej pierwszy filtr narrowband. H-alpha jest silną linią w wielu regionach gwiazdotwórczych, mgławicach emisyjnych i pozostałościach po supernowych.

OIII

Sygnał [O III] jest ważny w mgławicach planetarnych, pozostałościach po supernowych i wielu mgławicach emisyjnych.
 
W palecie HOO H-alpha trafia do czerwieni, a OIII do zieleni i niebieskiego.

SII

SII bywa słabszy od H-alpha, ale pozwala zbudować pełny zestaw SHO i wydobyć strukturę niewidoczną w samym H-alpha/OIII.

3 nm, 4 nm, 5 nm, 6 nm, 7 nm, 12 nm

Najczęściej podawana wartość to FWHM - szerokość pasma przy połowie maksymalnej transmisji.
 
Mniejsza liczba:
 
• odrzuca więcej tła,
• przepuszcza mniej widma poza linią,
• zwykle zmniejsza liczbę i jasność gwiazd.

Węższy nie zawsze znaczy lepszy

Bardzo wąski filtr wymaga precyzyjnego położenia pasma, dobrych powłok i dopasowania do światłosiły teleskopu.
 
Szerszy filtr może być praktyczniejszy w bardzo szybkim układzie bez dedykowanej wersji highspeed albo gdy zależy nam na większej liczbie gwiazd.

Fast optics - dlaczego pasmo się przesuwa?

Filtr interferencyjny reaguje na kąt padania światła. W układach f/2-f/3 promienie padają pod większymi kątami, co może przesuwać efektywne pasmo w stronę krótszych fal.

Highspeed / pre-shifted

Takie filtry są projektowane tak, aby po uwzględnieniu szybkiego stożka światła właściwa linia nadal leżała w wysokiej transmisji.
 
Do RASA, HyperStar i bardzo szybkich astrographów sprawdzamy wyraźnie zakres f/# zalecany przez producenta.

Czy zwykły 3 nm zadziała przy f/2?

Może działać gorzej niż oczekiwano: transmisja linii może spaść, a odpowiedź w polu może stać się mniej równomierna.
 
Nie zakładamy zgodności tylko dlatego, że gwint i średnica pasują.

Halo wokół gwiazd

Jasne gwiazdy mogą powodować pierścienie wskutek wielokrotnych odbić pomiędzy filtrem, oknem kamery, sensorem i korektorem.
 
Halo jest cechą całego układu, nie zawsze jednego elementu.

Parfokalność

Filtry z jednego zestawu mogą być projektowane jako parfokalne, ale autofocus nadal jest wartościowy, ponieważ refraktor zmienia focus z długością fali, temperatura zmienia położenie ostrości, a tolerancje mechaniczne istnieją.
 
Zobacz autofocus EAF.

Filtr zmienia drogę optyczną

Włożenie szkła do toru przesuwa ognisko. W układach wymagających bardzo dokładnego backfocusu warto uwzględnić grubość filtra i zalecenia producenta korektora.
 
Więcej: backfocus.

Jaki rozmiar filtra?

Spotykamy 1,25", 31 mm, 36 mm, 2", 50 mm i większe.
 
Filtr musi oświetlić sensor bez nadmiernej winiety. Liczy się przekątna sensora, odległość filtra od sensora, światłosiła i wewnętrzna średnica oprawy.

Im bliżej sensora, tym łatwiej użyć mniejszego filtra

Stożek światła jest bliżej ogniska węższy. Dlatego koło filtrowe lub szuflada blisko kamery ogranicza wymagany rozmiar filtra.
 
Zobacz koło filtrowe.

APS-C i pełna klatka

Duże sensory wymagają większego przelotu. Sama etykieta 2" nie gwarantuje braku winiety w każdym układzie.

Księżyc a narrowband

Wąskie pasmo może mocno ograniczyć jasne tło, ale nie daje pełnej odporności na Księżyc. Rozproszenie atmosferyczne i gradienty nadal istnieją.

Filtry a guiding

Przy OAG umieszczonym przed filtrem guider widzi nieprzefiltrowane światło. Jeżeli guider patrzy przez bardzo wąski filtr, liczba gwiazd może mocno spaść.
 
Zobacz OAG czy lunetka guidująca.

H-alpha DSO NIE jest filtrem słonecznym

To krytyczna zasada bezpieczeństwa:
 
filtr astrofotograficzny H-alpha 3/6/12 nm nie jest bezpiecznym filtrem do obserwacji Słońca.
 
Do Słońca stosujemy wyłącznie kompletny system filtracji przeznaczony do obserwacji słonecznych.

Tabela: filtr według obiektu

Tabela: szerokość pasma

Procedura wyboru

1. Określ obiekt: continuum czy emisja.
2. Sprawdź okno kamery i UV/IR-cut.
3. OSC + mgławice emisyjne → dual-band.
4. Mono + naturalny kolor → LRGB.
5. Mono + emisja → Ha/OIII/SII.
6. Dobierz szerokość pasma do nieba i światłosiły.
7. Przy f/2-f/3 sprawdź wersję Highspeed/MaxFR lub zakres producenta.
8. Dobierz średnicę do sensora i odległości od sensora.
9. Uwzględnij filtr w backfocusie i autofocusie.

Najważniejszy wniosek

Najpierw wybieramy obiekt i technikę obrazowania, dopiero potem filtr.
 
Do galaktyk i gromad potrzebujemy szerokiego widma. Do mgławic emisyjnych pod jasnym niebem największą przewagę daje narrowband: dual-band z kamerą kolorową albo oddzielne Ha/OIII/SII z kamerą mono.