Imaging Planetario

Imaging Planetario
Tecniche di acquisizione di immagini
di
Sole, Luna e Pianeti
Giuseppe Bianchi - Corrado Pidò
INTRODUZIONE
Il Sole la Luna ed i pianeti sono gli oggetti più luminosi che qualunque
osservatore rivolga lo sguardo al cielo può notare, fin dall’antichità l’uomo li
osserva e per secoli ha cercato di capire da cosa fosse governato il loro
moto sulla volta celeste.
In genere gli astrofili preferiscono indirizzare il loro interesse verso il cielo
profondo, il fascino delle galassie, delle nebulose e degli ammassi stellari
cattura la loro attenzione in misura maggiore dei corpi celesti del nostro
sistema solare, da qualche decennio però, il dilagare dell’inquinamento
luminoso che ne sovrasta la debole luminosità, il sensibile miglioramento
degli strumenti e delle tecniche per l’acquisizione delle immagini planetarie
e anche la diminuzione dei costi dei telescopi hanno avvicinato gli astrofili
all’imaging planetario.
Questo incontro vuole essere una guida introduttiva all’acquisizione e
all’elaborazione delle immagini planetarie.
L’imagin planetario non richiede cieli particolarmente bui, i corpi celesti del nostro sistema solare
hanno dimensioni angolari piuttosto basse ma una luminosità intrinseca elevata, occorrono quindi
strumenti di buona qualità, con ottiche che abbiano una resa al limite delle loro potenzialità, i
particolari che si debbono catturare hanno dimensioni angolari che sono al limite del potere
risolutivo dei telescopi amatoriali, si possono comunque facilmente riprendere dettagli della
fotosfera e della cromosfera solare, piccoli crateri della Luna con dimensioni di poche centinaia di
metri, le differenze di albedo della superficie di Mercurio, le nuvole dell’atmosfera di Venere,
tempeste di sabbia su Marte, cicloni nell’atmosfera Gioviana, le divisioni negli anelli di Saturno e
le bande atmosferiche che attraversano il disco planetario.
La montatura deve essere robusta, dotata di moto orario che, data la luminosità dei soggetti da
riprendere, puo anche non essere estremamente preciso nella compensazione del moto
apparente della volta celeste, inoltre i tempi d’esposizione per la ripresa planetaria sono
nell’ordine della frazione di secondo.
Un fattore condizionante la qualità delle riprese è la turbolenza atmosferica, molto importante è
quindi riprendere con tempi d’esposizione il più possibile ridotti, grazie all’introduzione di
videocamere digitali molto sensibili e poco costose alla fine degli anni novanta del secolo passato
si è potuta invetare la tecnica astrofotografica della Lucky Exposures, “esposizioni fortunate”,
consiste nel raccogliere una grande quantità di frame con esposizioni nell’ordine di 100 ms e di
scegliere tra questi quelli meno colpiti dalla turbolenza e combinarli in modo da ottenere
un’immagine ad alta risoluzione.
Strumenti per l’imaging planetario
- il telescopio
- il computer
- la camera di ripresa
- i filtri
Il telescopio
Un telescopio di buona qualità è indispensabile per ottenere buone immagini.
le configurazioni ottiche dei telescopi presenti sul mercato sono:
1.
rifrattori acromatici
2.
rifrattori apocromatici
3.
newton
4.
schmidt - cassegrain
5.
maksutov - cassegrain
6.
obiettivi fotografici (solo paesaggi a largo campo, Luna e Sole)
Rifrattore Acromatco
Sono telescopi con un obbiettivo costituito da due vetri ottici opportunamente lavorati e generalmente spaziati in aria,
hanno un prezzo contenuto ma anche se le lenti sono ben lavorate soffrono di aberrazione cromatica, un alone
colorato che circonda gli oggetti più brillanti come la Luna, il Sole i principali pianeti o le stelle più luminose, un
effetto che riduce sensibilmente il potere risolutivo dello strumento.
L’aberrazione cromatica può essere contenuta mantenendo il rapporto focale oltre l’F/10, cosa che diventa
problematica quando il diametro dell’obbiettivo supera i 100 mm.
Rifrattore apocromatico
I rifrattori apocromatici hanno normalmente un obbiettivo composto da tre lenti o in alcuni casi da due lenti ricavate
da vetri trattati con fluorite di calcio.Sono corretti per tutte le aberrazioni ottiche compresa l’aberrazione cromatica.
Sono ottimi per la realizzazione di riprese di estesi campi stellari avendo il campo corretto sino ai bordi anche a focali
corte.
Il loro prezzo, a parità di diametro, sale in maniera esponenziale rispetto a quello degli acromatici.
Non sono facilmente scollimabili e si acclimatano velocemente.
Newton
I Newton sono telescopi a riflessione, l’obbiettivo è costituito da uno specchio parabolico, “primario”, e nel cui fuoco
la luce viene raccolta e deviata verso l’osservatore da uno specchio piano, “secondario”.
La configurazione ottica è particolarmente economica e acromatica, il secondario ostruisce parzialmente il primario,
generando un fattore d’occlusione,”FO”, che è il rapporto tra il diametro dello specchio principale e del secondario,
se tale rapporto supera il valore di 0.25 la perdita di contrasto inizia ad essere apprezzabile.
Il Newton sono piuttosto ingombranti sensibili alle vibrazioni e facilmente scollimabili, negli ultimi anni si stanno
diffondendo tra gli astroimager in una versione molto economica rispetto all’apertura e facilmente trasportabile
denominata “Dobson”.
Schimdt-Cassegrain
Gli Schmidt-Cassegrain sono telescopi riflettori derivati dai Cassegrain, la configurazione ottica è costituita da due
specchi, il principale è uno specchio sferico, per ridurre l’aberrazione sferica viene utilizzata una lastra correttrice
al cui centro viene installato lo specchio secondario.
Hanno una buona qualità ottica, peso e dimensioni contenute, richiedono un tempo di acclimatamento piuttosto
lungo, hanno il fastidioso problema del mirror shift, durante la messa a fuoco il soggetto inquadrato tende a
spostarsi dal centro del campo.
Maksutov-Cassegrain
Sono derivati dagli Schmidt-Cassegrain, la lastra corretrice è costituita da un menisco sferico, il secondario viene
realizzato alluminando la parte centrale di tale menisco.
I Maksutov vengono commercializzati con obbiettivi di piccolo diametro, un classico è il 127mm, per diametri elevati i
costi salgono in maniera esponenziale.
Non necessitano di collimazione, peso contenuto per i piccoli diametri e velocità di acclimatamento.
Il potere risolutivo
Il potere risolutivo di uno telescopio è dato dalla formula di Dawes a= 115/D arrotondata in a= 120/D
a= angolo minimo risolvibile espresso in secondi d’arco o minimo dettaglio visibile;
D= diametro obbiettivo espresso in mm
Risulta evidente che più è grande il diametro dell’obbiettivo e più è piccolo il dettaglio visibile, il potere risolutivo
comunque non è legato solo alle dimensioni dell’obbiettivo, dipende anche dalla luminosità dei particolari osservati
e dal contrasto degli stessi.
L’esempio classico è dato dal fatto che con un telescopio con un obbiettivo di 100 mm di diametro si può vedere la
divisione di Cassini tra gli anelli di Saturno, la divisione ha la dimensione angolare di 0”65, occorrerebbe quindi
teoricamente per vederla un telescopio con un obbiettivo dal diametro di 184mm.
possiamo dire che il potere risolutivo e direttamente proporzionale al diametro dell’obbiettivo, la differenza in
raccolta di luce tra un obbiettivo di 200mm e uno 400mm è di 4 volte a favore del 400mm, nelle riprese di cielo
profondo basta posare per un tempo 4 volte maggiore con l’obbiettivo da 200mm per avere un segnale identico a
quello del 400 mm.
Il potere risolutivo di un obbiettivo di 400 mm e doppio rispetto al potere risolutivo di un 200 mm, non c’è alcuna
tecnica che possa eliminare questa differenza.
Il Campionamento
Possiamo dire che il campionamento è l’area di cielo coperta da un singolo pixel, il campionamento è direttamante
proporzionale alla dimensione del pixel e inversamente proporzionale alla lunghezza focale del telescopio.
C = ( Dp / F) * 206265
C = Campionamento in secondi d’arco
Dp = Dimensione pixel sensore in mm
F = Focale equivalente del telescopio in mm
206265 = fattore di conversione tra secondi d’arco e radianti
Il campionamento ideale è definito dal Criterio di Nyquist , principio che riguarda la teoria della comunicazione ma
che viene applicato al campionamento delle immagini, tale criterio dice che per fare in modo che l’immagine
contenga tutte le informazioni alla portata dell’obbiettivo del telescopio è necessario che ogni singolo pixel
sottenda un angolo pari alla metà del potere risolutivo dello stesso.
La Camera di ripresa
La svolta nellimaging planetario è avvenuta nei primi anni 2000, quando alcuni astrofotografi hanno iniziato ad
utilizzare le webcam per le riprese di immagini planetarie.
Negli ultimi anni, anche acausa del peggioramento della qualità dei sensori delle webcam gli astrofotografi hanno
rivolto il loro interesse verso le videocamere dedicate alla sorveglianza con sensori di alto livello, molto sensibili
che restituiscono immagini di alta qualità, come le camere della Point Gray, le Basler e Imaging Source, queste
camere sono dotate di sensori ccd , da poco è apparsa sul mercato, e sta spopolando tra gli asroimager, una
nuova videocamera dotata di sensore cmos a ASI120, prodotta sia in versione monocromatica sia in versione a
colori.
Le caratteristiche che devono avere le videocamere per alta risoluzione sono:
 Capacità di raccogliere molte immagini al secondo, minimo 10 fps.
 Regolazione manuale delle impostazioni quali, risoluzione, esposizione, guadagno.
 Pixel relativamente piccoli, non più di 7 micron, le dimensioni dei pixel determinano la focale di ripresa e la
luminosità dell’immagine.
 Possibilità di rimuovere facilmente l’obbiettivo.
 Elettronica di controllo di qualità per produrre buone immagini
Chameleon
webcam Philips ToUcam Pro II
ASI120MM
The-Imaging-Source-DBK-21AU04-AS-camera-a-colori-USB
Requisiti del sensore
Per una camera per l’imaging il sensore è l’elemento più importante, il sensore è un piccolo pannello di silicio di
pochi mm di lato, la qualità di questo elemento determina la qualità dell’immagine.
Molto importante è la sensibilità del sensore, per le webcam la sensibilità viene espressa in Lux , occorre che sia
almeno 1 Lux perché si possano ottenere immagini di qualità.
Per le camere di maggior qualità viene espressa dall’efficienza quantica, quindi è importante che l’efficienza quantica
sia la più alta possibile.
Requisiti del sensore
Efficienza quantica
L’efficienza quantica è la quantità di luce che il sensore riesce a raccogliere rispetto a quella totale incidente, i sensori attuali hanno un
efficienza quantica del 70%.
Efficienza quantica di alcuni sensori utilizzati per la ripresa delle immagini planetarie appartenenti a diverse generazioni di videocamere. Il sensore migliore è naturalmente
quello che mostra una curva più alta.
Nel grafico l’efficienza quantica di alcuni sensori Sony. Il sensore della Chameleon l’ICX445 raggiunge un’efficienza quantica del 60%.
Questi grafici possono essere utili per indirizzare gli astroimager versola ricerca di camere sempre più performanti.
Sono molto importanti anche la dimensione del sensore e il numero di pixel di cui è composto.
Dimensione del sensore
Nella scelta del sensore ha importanza valutare anche da quanti pixel è composto, nell’imaging planetario non è
importante che il sensore abbia dimensioni di molti megapixel, anche i sensori con 640x480 pixel, le dimensioni
dei sensori delle vecchie webcam vanno bene, i pianeti hanno piccole dimensioni angolari, per esempio Venere
può arrivare ai 60” d’arco, quindi per osservare il criterio di Nyquist sarebbe sufficiente un sensore di 640x480
pixel per avere la massima risoluzione con un obbiettivo di 400 mm.
Per le riprese del Sole e della Luna le cose cambiano perché le dimensioni angolari dei due corpi celesti
raggiungono il mezzo grado e quindi sensori che superano il megapixel sono più adatti a catturare la loro
immagine.
Per riprendere l’intera immagine della Luna del Sole con una focale di uno o due metri occorrerebbe un sensore di
parecchi megapixel, la soluzione è quella di riprendere più immagini di una parte del Sole o della Luna
sommandole con la tecnica del mosaico e ottenendone cosi l’immagine completa.
Conviene anche ricordare che all’aumentare del numero di pixel diminuisce la frequenza quadro, ovvero il numero di
frame al secondo che si possono raccogliere.
Monocromatica o a colori?
I sensori di ripresa sono tutti in bianco e nero, “monocromatici”, i pixel del sensore raccolgono la luce e la
trasformano in energia elettrica con intensità proporzionale alla luminosità della sorgente, questo processo
chiamato fotoelettrico, produce immagini in bianco e nero.
Come viene prodotto il colore se il sensore è in bianco e nero? Davanti a tutti i sensori a colori è posizionata una
griglia di filtri secondo una sequenza ben definita chiamata Matrice di Bayer.
Ognuno di questi filtri è sensibile alla radiazione rossa, verde e blu, quindi raccoglie tre immagini RGB (Red, Green e
Blu), il software di controllo raccoglie le tre immagini e le fonde componendo un’immagine finale a colori.
Monocromatica o a colori?
I sensori monocromatici non hanno nessuna griglia di filtri e producono immagini in bianco e nero, è possibile
comporre un’immagine riprendendo tre filmati distinti con ogni filtro RGB, successivamente le immagini ricavate
dai video vengono sommate con un software specifico. Nelle camere a colori è sufficiente un solo filmato per
ottenere una ripresa, non a caso in inglese si chiamano camere one shot color (colore in un solo colpo!), però
hanno rispetto alle monocromatiche tre grandi svantaggi:
1) Perdita di risoluzione;
2) Perdita di sensibilità;
3) Difficoltà di operare al di fuori dello spettro della luce visibile, nel quale tutti i sensori digitali sono naturalmente
sensibili (UV e IR vicino).
La presenza di una griglia di filtri sul sensore a colori ne riduce a metà la risoluzione. Un CCD al quale viene
sovrapposta una griglia di Bayer avrà metà dei pixel destinati al canale verde che viene utilizzato anche come
luminanza componendo quella che viene chiamata quadricromia LRGB, il canale G oltre a fornire informazione del
colore determina anche informazione spaziale (i dettagli)appunto il canale di luminanza L, l’altra metà dei pixel è
distribuita a metà tra i filtri rossi e blu.
Poiché l’informazione relativa ai dettagli è fornita solo dal canale verde che occupa metà dei pixel del sensore
questa sarà la risoluzione effettiva del sensore.
In un sensore monocromatico il 100% dei pixel viene utilizzato per riprendere una immagine, quindi un sensore a
colori risulta avere una risoluzione che è la metà del sensore monocromatico, il software della camera attraverso
algoritmi di recupero delle informazioni è in grado di portare la risoluzione reale al 30% in meno di un sensore
monocromatico.
Il Seeing
È l’effetto di perturbazione dell’atmosfera sulle immagini è un fenomeno notevolmente complesso se ne possono
identificare tre diversi aspetti:
1. La perdita di fuoco (blurring in inglese)
2. Il movimento dell’immagine (image motion)
3. La distorsione dell’immagine (image distortion)
Il Seeing
Il primo fenomeno è un effetto di de-focheggiamento dell’immagine dovuto al passaggio in quota di grandi masse
d’aria con indice di diffrazione diverso di quello dell’atmosfera media, l’immagine per qualche secondo si
annebbia e perde di contrasto.
Il fenomeno si attenua per siti ubicati al di sopra dei 2500 m di quota sopra gli strati d’inversione termica
dell’atmosfera terrestre, ideali sono le isole oceaniche battute da venti con direzione costante tipo gli Alisei.
Il secondo fenomeno consiste nel fatto che l’immagine pur restando netta si muove,o, per così dire “balla” in maniera
caotica su tempi molto brevi il cui spettro di frequenza è compreso fra 1 e 1000 Hz.
Si può parzialmente rimediare a questo inconveniente con le “ottiche adattive”. Il prototipo delle ottiche attive è uno
specchio piano mobile, molto leggero, comunemente detto “tip tilt”, che viene interposto lungo il cammino ottico
del telescopio e la cui inclinazione viene controllata per mezzo di un servomotore in maniera da rendere stabile
l’immagine sul piano focale. Il tutto viene gestito da un computer che in tempo reale fornisce allo specchio mobile
le istruzioni per muoversi nella direzione appropriata.
Il terzo fenomeno consiste nel fatto che l’immagine viene distorta, ingrandita in certi punti del piano focale e
rimpicciolita in altri. Questo fenomeno è dovuto al fatto che l’onda elettromagnetica che viene catturata
dall’obbiettivo non è più un’onda piana, ma viene distorta a causa di piccole fluttuazioni dell’indice di rifrazione
dell’aria rispetto al suo valore medio.
A questo fenomeno si può rimediare utilizzando la tecnologia delle “ottiche adattive”. L’ottica adattiva si basa sull’uso
di specchi che possono essere deformati per mezzo di opportuni attuatori, anche in questo caso gli attuatori sono
comandati da computer.
Seeing
Le condizioni del seeing sono variabili e cambiano al variare della temperatura delle masse d’aria dell’atmosfera, i
cambiamenti di temperatura provocano provocano variazioni di densità e pressione nell’atmosfera.
È possibile fare una prima stima del seeing osservando l’aspetto delle stelle, quando le stelle più brillanti mostrano
scintillazione avremo seeing scarso o pessimo, al contrario quando non vi è scintillazione il seeing in genere è
buono, capita quando vi è turbolenza ad alta frequenza che le stelle non appaiano scintillanti ma saremmo
comunque in presenza di condizioni pessime per le riprese in alta risoluzione.
Non si deve confondere il seeig con la trasparenza, anche in notti limpidissime e perfettamente serene il seeing puo
essere scarso, mentre in notti con foschia il seeing può essere ottimo.
Maggiore è il diametro del telescopio più accentuato è l’effetto della turbolenza atmosferica perché più elevata è la
risoluzione.
Le scale del Seeing
Per indicare la scala del Seeing in Europa si usa la scala di Antoniadi, la scala è divisa in cinque gradini:
I Eccellente. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione
anche dei particolari piu' minuti.
II Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati con brevi momenti di leggero tremolio.
III Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.
IV Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.
V Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo approssimativo.
La Scala di Pickering è la più usata a livello internazionale creata da William H. Pickering (1858-1938) usando un
rifrattore da 13cm , e' stata invece concepita per l'osservazione delle stelle doppie ed e' quindi associata al grado
di "distruzione" della figura di diffrazione ad opera della turbolenza.
Essa la si valuta quindi su una stella ed e' molto più severa della Scala di Antoniadi. Per esempio, un voto in scala
di Pickering (su una stella) relativamente brutto, puo' corrispondere ad un'immagine planetaria piu' che accettabile
per i comuni mortali.
Le scale del Seeing
Sono rappresentati i 10 livelli di Pickering, accompagnati da
alcune immagini simulate, a partire dal livello 7 in poi ci sono
ottime possibilità di ottenere veramente immagini al limite
delle possibilità dello strumento. Nessuna speranza invece
per i primi quattro livelli.
Il Seeing locale
A stabilire la qualità del Seeing concorre anche la conformazione del territorio e del luogo di osservazione e la
proprietà del telescopio.
Il Seeing può variare moltissimo anche in pochi minuti, per certi luoghi può essere perennemente scarso impedendo
di fatto le riprese in alta risoluzione.
Se il movimento delle masse d’aria si muove in un flusso costante senza ostacoli di nessun genere il Seeing è
generalmente ottimo sia in terra che in quota questo movimento viene chiamato flusso laminare.
Quando degli ostacoli naturali (colline, montagne, palazzi) alterano il perfetto scorrere orizzontale dell’aria si
generano temibili moti turbolenti.
Nella troposfera sono i fronti di alta e bassa pressione a modificare lo scorrere della corrente a getto, in prossimità
della superficie sono le montagne e le colline l’ostacolo più evidente ai flussi laminari.
Anche gli ostacoli artificiali come un palazzo possono essere generatori di cattivo Seeing, essere sottovento a
montagne, colline o anche ad un palazzo in genere significa trovarsi in un luogo dove si generano moti di
turbolenza che generano Seeing scarso.
Anche l’asfalto, il cemento, i pavimenti o la superficie del mare generano moti ascensionali generalmente a bassa
frequenza che determinano il scintillio delle stelle.
Le previsioni del Seeing
L’osservazione e la ripresa in alta risoluzione ideali dovrebbero essere sempre fatte in condizioni di bassa
turbolenza, negli ultimi anni sono stati sviluppati modelli atmosferici che si prefiggono di prevedere il Seeing,
questo tipo di servizio risulterebbe utilissimo per chiunque si dedichi all’alta risoluzione, permetterebbe
all’astroimager di non farsi sfuggire occasioni preziose.
Purtroppo però i siti che mettono a disposizione questo tipo di servizio possono prevedere solo il Seeing atmosferico
e non sono assolutamente in grado di prevedere il Seeing locale.
Tra i siti più facili da leggere e interpretare vi sono quello dell’Istituto Meteorologico dell’Università di Basilea,
“Meteoblu” l’indirizzo del web sito è: http://www.meteoblue.ch/ e “7Timer!”, attualmente suportato dll’Osservatorio
Astronomico dell’Accademia Cinese delle Scienze di Shanghai, indirizzo web:
http://7timer.y234.cn/index.php?product=astro&lon=-4.63&lat=54.18&lang=en&tzshift=0
Il computer
Per le riprese in alta risoluzione con i classici dispositivi digitali il computer è uno
strumento indispensabile, si utilizza per acquisire i filmati salvandoli sul disco rigido e
nella elaborazione degli stessi per arrivare all’immagine finale.
Per la ripresa dei filmati del Sole, della Luna e dei pianeti non è necessario spostarsi in
luoghi privi di inquinamento luminoso, quindi non è indispensabile l’utilizzo di un
portatile, anche se è preferibile averne uno a disposizione, si potrebbe usare quindi
anche il desktop di casa.
Non serve avere una macchina particolarmente potente, ma vista la considerevole
dimensione dei filmati,un filmato AVI di 60 s con 15 fps e immagini di 640 x 480 pixel
con 24 bit per pixel, occupa circa 790 Mb, è indispensabile avere un hard disk molto
capace, almeno due giga di ram ed è preferibile usare come sistema operativo
Windows perché la maggioranza dei programmi per l’acquisizione e l’elaborazione
delle immagini sono scritti per utenti Windows.
I Filtri
I filtri servono a selezionare determinate radiazione ottiche a dispetto di altre nella ripresa dei corpi del sistema
solare.
Filtro IR/UV cut
Sono utili per le riprese con camere a colori, ne aumentano la risoluzione, possono essere utili anche per ridurre la
rifrazione atmosferica differenziale.
Filtri RGB
Sono filtri utilizzati per ottenere la tricromia nelle riprese con camere monocromatiche.
Filtri infrarossi
Viene utilizzato per permettere il passaggio della radiazione infrarossa a partire da una lunghezza d’onda di 700 nm,
vengono utilizzati per riprendere la radiazione infrarossa emessa dalla parte in ombra del pianeta Venere.
Indispensabili per le riprese del Sole, Venere e Mercurio, e si utilizzano per mitigare gli effetti del seeing instabile
nelle riprese di Marte e Giove. Aumentano il contrasto dei corpi celesti rocciosi e il Sole, rendono più scuro il cielo
nelle riprese planetarie diurne.
Filtri ultravioletti
Utili per la ripresa dei complessi sistemi nuvolosi del pianeta Venere, lasciano passare il violetto-vicino ultravioletto
(UV 300-450nm). Utili per la ripresa dell’attività atmosferica di Marte.
I Filtri
Filtri solari
Sono filtri da porre davanti all’obbiettivo, lasciano passare solo un centomillesimo della luce solare, possono essere
di vetro opportunamente trattato o da una pellicola spessa pochi micron come l’Astrosolar o il Mylar.
I filtri a banda stretta (Hα 653,3 nm) e Ca (Calcium) (393 e 396 nm), i filtri Hα mettono in risalto i fenomeni della
cromosfera come protuberanze, brillamenti, filamenti e regioni attive.
I filtri centrati sulla banda del calcio (Ca) mettono in risalto le regioni attive e la granulazione fotosferica.
Diagonale Calcio CaK Lunt
Filtro Doulble Stack Lunt 0,55 Angstrom
Accessori per aumentare la focale
Per effettuare riprese in alta risoluzione occorre aumentare la focale per aumentare la scala dell’immagine e avere
un’immagine sufficientemente grande per sfruttare il potere risolutivo del telescopio.
I sistemi per aumentare la focale sono due, introdurre un sistema di lenti negative “”barlow” tra la camera di ripresa e
l’obbiettivo, o usare la proiezione dell’oculare.
Formula per il calcolo della focale equivalente
Feq= (T/Fo-1)
T=tiraggio
Fo= focale oculare
Il Sole
L’osservazione solare amatoriale è rivolta principalmente al monitoraggio delle macchie per il calcolo del numero di
Wolf.
Negli ultimi anni con l’avvento sul mercato a costi alla portata di quasi tutti gli astrofili è possibile acquistare telescopi
con filtri a banda stretta come l’ Hα e il calcio ionizzato, che permettono di riprendere la cromosfera solare con
dettagli che erano visibili solo con i telescopi professionali.
Anche in luce bianca con i filtri a tutta apertura in Astrosolar , per proteggere il sensore dall’intensa luce solare, o il
prisma di Herschel, si possono vedere in modo dettagliato le macchie solari, la granulazione, le facole e
l’oscuramento al bordo.
Assolutamente da evitare i filtri da avvitare all’oculare dopo pochi minuti di utilizzo possono rompersi a causa del
surriscaldamento provocato dalla luce solare.
Le macchie solari
Sono regioni della fotosfera dove la temperatura è inferiore rispetto alle zone circostanti, quindi appaiono come zone
più scure.
Una macchia solare è formata da una zona più scura denominata “ombra” e una circostante più chiara chiamata
“penombra”.
Le macchie si presentano spesso in gruppi, denominati regioni attive “AR”, le macchie possono avere diametri che
variano dai 7000 ai 50.000 chilometri, le regioni attive a volte possono coprire aree che si estendono sino a quasi
200.000 chilometri, quando raggiungono queste dimensioni possono essere viste ad occhio nudo usando un filtro
solare.
La penombra si risolve in una serie di strutture filamentose radiali, il loro spessore è di circa un secondo d’arco,
appaiono allungati perché risultano inclinati rispetto alle linee di forza del campo magnetico della macchia.
Risultati ottenibili in luce bianca
Altre strutture della fotosfera sono i granuli hanno una dimensione di circa un secondo d’arco, risultano già visibili con diametri
di 10 cm, appaiono come punti luminosi, con telescopi di 20 cm la granulazione viene risolta con grande dettaglio, vicino ai
bordi sono ben visibili le facole simili a piume bianche e l’oscuramento della fotosfera.
AR1302 26-09-2011 meade 127ED barlow 2X
prisma di Herschel e PTG chameleon color
astrosolar
AR1836 28-08-2013 meade 127ED + barlow
GSO 2,5 prisma di Herschel lunt chameleon color
AR 1944 08-01-2014 vixen 102ED
ASI120MM
barlow 3x prisma di herschel-1
Prisma di herschel
sole 06-02-2014 takahashi
FS60cb astrosolar
L’osservazione nella riga Hα dell’idrogeno
Per osservare la cromosfera , sottile strato dell’atmosfera solare, che si trova sopra la fotosfera, dello spessore di
10.000 chilometri, o si attende il manifestarsi di un’eclisse solare o si utilizza un telescopio solare come i Coronado
o i Lunt, oppure filtri Hα appositamente progettati che si adattano al proprio telescopio, in grado di filtrare la luce
solare nella banda passante di 0.7 angstrom.
In questa regione sono ancora visibili le macchie solari, si possono osservare anche i spicole, brillamenti e
protuberanze solari.
Tra questi fenomeni il più appariscente e spettacolare è senz’altro quello delle protuberanze il cui cambiamento
strutturale può essere percepito su un arco temporale di alcuni minuti.
sole 09-09-2013 filamenti e protuberanze
La Luna
Il corpo celeste più vicino e quello verso cui gli astrofili rivolgono con più frequenza i loro telescopi, i dettagli che si
possono riprendere sono infiniti, anche con telescopi di piccole dimensioni si possono catturare immagini
spettacolari
Il diametro apparente della Luna e di circa 30 primi d’arco, e già al fuoco diretto si ottengono risultati interessanti,
sarà possibile riprendere spettacolari immagini dei mari e dei crateri, aumentando la focale con strumenti di 40
centimetri si possono riprendere dettagli che hanno la dimensione di 300m , come la faglia che attraversa Vallis
Alpes.
Meglio utilizzare camere monocromatiche che ci danno immagini della Luna in bianco e nero, il periodo migliore per
le riprese è quello prossimo al primo e all’ultimo quarto nelle zone prossime al terminatore.
La colorazione della Luna è un giallo pallido quindi è inutile usare la tecnica della tricromia con camere
monocromatiche, l’unico filtro consigliabile è un IR/UV - cut per le camere a colori.
vallis alpes 12-03-2014 newton 400 f 5,5 barlow 3x ASI120MM
plato 12-03-2014 newton 400 f 5,5 barlow 3x ASI120MM
copernico12-03-2014 newton 400 f 5,5 barlow 3x ASI120MM
Immagini riprese con il Newton 400 f 5,5 dell’osservatorio di Suno
Copernico Eratostene 16-08-2013 Vixen 102ED
barlow TecnoSky 3X Chameleon color
plato vallis alpes montes alpes 16-08-2013
vixen 102ed barlow teknosky 3X chameleon color
clavius maginus blancanus e altri 16-08-2013
vixen 102ed barlow teknosky3X chameleon color
Luna 16-08-2013 Vixen 102ED
Chameleon color
Mercurio
A causa della sua vicinanza al Sole non è un pianeta
facile da osservare, è un pianeta interno quindi
può essere ripreso dopo il tramonto o prima
dell’alba, la sua luminosità varia tra i -1,5 e + 2,5.
Il periodo migliore per osservarlo è quando è alla
massima distanza angolare dal Sole, massima
elongazione orientale quando è visibile alla sera,
occidentale quando è visibile all’alba, purtroppo la
massima elongazione non supera i 28° quindi il
pianeta rimane sempre basso sull’orizzonte e
quindi difficile da riprendere, anche se le condizioni
del seeing sono in genere sono accettabili.
Il pianeta mostra delle fasi come la Luna e il Sole, il
suo diametro apparente varia dai 5” ai 10” ciò
rende difficile riprendere dettagli della sua
superficie.
Si possono effettuare anche riprese diurne, sono
difficoltose per la maggiore turbolenza
atmosferica, i filtri più indicati sono rosso e
arancio, Wratten 23° o W21, per attenuare la
radiazione blu solare e l’IR-Pass per attenuare il
più possibile la turbolenza.
Venere
Anche Venere è un pianeta interno ma a differenza di Mercurio è molto più luminoso la sua magnitudine raggiunge
– 4,2 e alla massima elongazione occidentale e orientale raggiunge una distanza di 34° dal Sole.
Il diametro apparente di Venere varia da 9” a 54” e alle medie latitudini può sorgere e tramontare 3 ore prima/dopo il
Sole.
Per riprendere i dettagli è necessario utilizzare un filtro blu o UV, è così possibile riprendere lo strato superficiale
delle nubi che circondano Venere, le nubi sono state osservate per la prima volta nel 1927 all’osservatorio di
Monte Wilson.
Per le riprese di Venere sono particolarmente indicati i Newton con una bassa ostruzione o gli Schmidt-Cassegrain o
Maksutov-Cassegrain di almeno 20 cm, i rifrattori sono poco indicati perché i trattamenti anti riflesso sono opachi
alle radiazioni UV, per le riprese sono più indicate le camere monocromatiche.
Il periodo di rotazione dell’atmosfera di Venere è di circa 6 giorni, quindi si possono effettuare filmati di 15 minuti, è
necessario sfruttare al massimo questi filmati in quanto i contrasti atmosferici nell’IR sono tenui e richiedono la
somma di migliaia di frame per metterli in risalto.
Marte
Ogni 2 anni e 49 giorni Marte nel punto più vicino alla Terra ed è di magnitudine -2, non tutte le opposizioni sono
eguali per l’ellitticità delle orbite della Terra e di Marte, nelle opposizioni più favorevoli, chiamate perieliche o
grandi opposizioni, il pianeta raggiunge il diametro apparente di 25”.
Marte è un pianeta simile alla Terra e mostra delle calotte polari, nebbie, tempeste di sabbia, piccoli crateri e
macchie chiare e scure.
Viste le ridotte dimensioni angolari per cogliere dettagli della superficie occorrono telescopi con diametri di almeno
15 centimetri per i rifrattori e 20 cm per i riflettori, si possono ottenere buone riprese del pianeta anche con camere
a colori.
Il periodo più indicato per le riprese di Marte è facile da intuire durante le opposizioni.
Dato il periodo di rotazione intorno al proprio asse 24 ore e 37 minuti le riprese non dovrebbero superare i 7-8 minuti.
Giove
Dopo Venere è il pianeta più luminoso visibile in cielo, ed anche il diametro apparente raggiunge nelle opposizioni
medie i 47 secondi d’arco, opposizioni che si verificano ogni circa 13 mesi.
Il pianeta ruota intorno al proprio asse in meno di 10 ore, e nella sua atmosfera eventi spettacolari, anche con
telescopi di piccoli diametri si possono ottenere immagini ricche di dettagli, interessantissimi sono anche i quattro
satelliti medicei che ruotano attorno al pianeta al massimo in pochi giorni e provocano spettacolari transiti con la
proiezione della loro ombra sul disco del pianeta.
Gli spettacoli che regala Giove sono continui, la Grande Macchia Rossa, un enorme ciclone grande due volte la
Terra, le scomparsa delle bande equatoriali, gli impatti cometari.
Si possono fare riprese interessanti del pianeta anche con telescopi di 6 cm, con telescopi di diametri di 30 cm si
possono addirittura riprendere dettagli sulle superfici dei satelliti medicei.
Per le riprese sono ottime sia le camere a colori che quelle monocromatiche, dato la rapida rotazione del pianeta
attorno al proprio asse le riprese non devono superare i 200 secondi, 60 secondi per filtro con le camere
monocromatiche e i filtri RGB.
Giove 22-01-2014 Newton 400 f 5,5
Barlow 3x Chameleon color
Giove 22-01-2014 Newton 400 f 5,5
Barlow 3x Chameleon color
Saturno
Il pianeta è in opposizione con la Terra ogni 378 giorni, in questa occasione la
magnitudine è di + 0,8 il diametro del pianeta è di 20 secondi, degli anelli 40 secondi.
La visibilità degli anelli varia a seconda della posizione del pianeta nella sua orbita e
quando la terra attraversa il suo piano orbitale ogni 15 anni, metà del periodo orbitale
di Saturno, gli anelli appaiono di taglio.
L’atmosfera di Saturno è più pacata di quella di Giove, sono comunque visibili, con
strumenti di almeno venti cm di diametro, tenui bande atmosferiche, ovali bianchi
“WOS” e a volte ad intervalli irregolari di 10-30 anni gigantesche tempeste.
Gli anelli sono la parte più spettacolare del pianeta, la Divisione di Cassini che divide
l’anello A dall’anello B è alla portata di qualsiasi strumento, è facile riprendere anche
l’anello C più interno.
Saturno è circondato da una corte di satelliti, il più luminoso è Titano, con telescopi da
25 cm può risolverlo in un dischetto essendo il suo diametro di 0.9 secondi.
La finestra di ripresa non deve superare i 5 minuti, come tutti i giganti gassosi Saturno
ruota molto velocemente attorno al proprio asse, i tempi d’esposizione variano tra
1/10 e 1/20 di secondo, con guadagno basso.
Urano
Urano è visibile nel cielo notturno quando è in opposizione, vista la grande distanza dalla Terra il suo diametro
apparente rimane quasi costante attorno ai 3,5 secondi d’arco, circa un cinquecentesimo del diametro della Luna
piena, visto dalla terra alla minima distanza splende come una stella di magnitudine + 5,6, per la ripresa del disco
planetario occorrono telescopi da 10 cm., oltre la colorazione tendente al verde, per scorgere qualche dettaglio
occorre un telescopio del diametro di almeno 25 cm.
Per la ripresa dato il piccolo diametro si sarebbe tentati di allungare di molto la focale ma è sconsigliabile vista la
bassa luminosità del pianeta, si possono effettuare riprese F25 F30 con pixel di 5,6 micron, i tempi d’esposizione
nell’ordine di 1\5 di minuto.
Data la velocità di rotazione attorno al proprio asse è sconsigliabile riprendere filmati con lunghezze superiori ai 10
minuti.
Nettuno
Quando è in opposizione Nettuno raggiunge la magnitudine di + 7,6, e il suo diametro apparente è di 2.3 secondi
d’arco, nonostante la maggior distanza dalla Terra rispetto ad Urano l’attività atmosferica di Nettuno appare
maggiore, è comunque difficile catturare dettagli della sua superficie e solo i migliori astroimager con telescopi da
30 cm sono riusciti a riprenderli.
Le tecniche di ripresa sono le stesse che si usano per Urano.
Il software di ripresa
È il software che ci permette di controllare la camera, alcune come l’Imaging Source ce l’hanno già o le Point Grey,
se non è in dotazione alla telecamera non è un problema, ne sono stati sviluppati alcuni completamente gratuiti
che funzionano meglio del software dedicato.
I migliori dal mio punto di vista sono:
FireCapture
(http://firecapture.wonderplanets.de/download.html)
SharpCap
(http://www.sharpcap.co.uk/sharpcap/downloads)
Il software di Stacking e Processing
Tra i migliori gratuiti segnaliamo:
Registax
http://www.astronomie.be/registax/
IRIS
http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm
Rot’n Stack
http://www.gdargaud.net/Hack/RotAndStack.html
AutoStakkert
http://www.autostakkert.com/wp/download/