Посібник від AAVSO зі спостережень змінних зірок за допомогою цифрових дзеркальних камер. Частина 2.

Продовжую переклад Посібника від AAVSO зі спостережень змінних зірок за допомогою цифрових дзеркальних камер.

Матеріал трохи розтягнутий, як на мене, багато повторів, та поки що буду перекладати як є, повністю. Якщо є зауваження, пишіть! Для мене ця тема нова і невідома, на форумі є спостережники з досвідом, які завжди можуть покритикувати.

Щодо мови перекладу: хоч російську я знаю краще, принципово перекладаю українською. Можливо, якщо закінчу переклад, запропоную його на сайт AAVSO, цей матеріал має лише кілька перекладів (зокрема, французький, польський, грецький…)

Попередня частина: http://www.astroclub.kiev.ua/forum/index.php?page=188

Оригінал: https://www.aavso.org/dslr-observing-manual


Частина 2: Огляд обладнання

DSLR-камери -- дешевий (економічний) спосіб почати працювати з цифровою фотометрією. Щодо обладнання, є три основні необхідні речі: фотооб’єктив або телескоп для збору та фокусування світла зірок, камера, що може давати зображення без додаткової обробки (RAW) та якесь монтування для утримання камери під час довгих експозицій. Це можуть бути такі прості пристрої, як компактні камери на штативі або серйозні камери професійного рівня, встановлені в головному фокусі телескопу. Перед тим, як обговорювати, як проводити спостереження та обробляти дані, розберемо, яке обладнання необхідно для DSLR-фотометрії. Ми обговоримо всі три згадані компоненти детально. Однак спочатку ми опишемо деякі фізичні властивості DSLR камер, щоб ви краще розуміли, що відбувається, коли ви налаштовуєте різні параметри камери.

2.1 Що таке DSLR?

Англійською, це “а digital single-lens reflex camera” (цифрова однооб’єктивна дзеркальна камера, “digital SLR” або “DSLR”). Це цифрова камера, що об’єднує оптичні компоненти та механізми дзеркальної камери з цифровим зображуючим сенсором замість фотографічної плівки. Дзеркальна схема -- основна відмінність між DSLR та іншими цифровими камерами. В цій схемі світло проходить крізь об’єктив, потім відбивається від дзеркала, що спрямовує світло у видошукач або (коли дзеркало підняте) світло попадає на зображуючий сенсор. Альтернативна схема -- видошукач зі своїм власним об’єктивом, тому у назві використовується термін “однооб’єктивна”. Маючи лише один об’єктив, ми бачимо у видошукач зображення, що несуттєво відрізняється від того, що створює сенсор камери [Цей абзац -- вільний переклад визначення терміну DSLR з агломовної Вікіпедії]

Нещодавно, компактні камери почали підтримувати функції, що необхідні для астрономічної фотометрії. Таким чином, це керівництво може підійти також для вашої не-DSLR камери [якщо вона має певні функції].

З Рис. 2.1 видно, що DSLR-камера поєднує оптичні та електронні компоненти,  необхідні для реєстрації зображень. Багато сучасних DSLR-камер мають безліч різноманітних налаштувань, більшість з яких непотрібні або шкідливі для астрономічної фотометрії.

Рис. 2.1 Переріз DSLR-камери, на якому видно її складові частини.

В наш час, всі DSLR-камери на ринку мають сенсори, зроблені за технологією CMOS (Complementary Metal-Oxide-Semiconductor -- комплементарна структура метал-оксид-напівпровідник), тож ми зосередимося на пристроях такого типу. Обговорення камер, зроблених за технологією CCD, наведене у Посібнику з CCD-фотометрії від AAVSO. Камери з матрицями Foveon (що мають три шари, чутливі до різних кольорів, замість одного шару, що складається з пікселів із різною кольоровою чутливістю) не дуже розповсюджені. Якщо ви хочете більше узнати про них, будь ласка, задайте питання на форумі AAVSO, який присвячений DSLR-фотометрії.

2.1.1 Оптичний шлях

Камера складається з об’єктиву, що кріпиться до передньої частини корпуса, затвору, кількох великих фільтрів, масиву мікролінз, додаткових фільтрів та детектору. Найбільш важливі оптичні компоненти схематично зображені на Рис. 2.2. Перший оптичний компонент -- це об’єктив. Його основне призначення -- проектувати та фокусувати зображення на сенсор. За (або між) лінзами об’єктива знаходиться регульована діафрагма. Вона визначає повну апертуру, або поверхню об’єктиву, що збирає світло. Ці компоненти, як правило, містяться в корпусі об’єктива.

Перший елемент на оптичному шляху всередині корпуса камери -- це, як правило, затвор. Призначення затвору -- контролювати кількість світла, що надходить у камеру (і попадає на сенсор).



Рис. 2.2. Типова оптична схема DSLR із детектором типу CMOS та Баєрівським масивом RGB (Roger Pieri)

За затвором знаходиться кілька фільтрів, що виконують різні функції:

● Інфрачервоний фільтр, що зменшує надмірну чутливість до темно-червоного та інфракрасного світла

● Діелектричній інфрачервоний фільтр, що усуває інфрачервоне світло з довжиною хвилі, більшою за 700 нм

● Діелектричний ульрафіолетовий фільтр, що усуває ультрафіолетове світло з довжиною хвилі, меншою за 400 нм

● Фільтр низьких частот, що зменшує інтерференційний муар, обумовлений структурою Баєрівського масиву (трохи зменшує роздільну здатність та зменшує проблеми  андерсемплінгу [недостатньої дискретизації] в фотометрії)

За цими фільтрами та безпосередньо перед детектором знаходиться масив мікролінз (наклеєний на детектор), що фокусує світло для кожного пікселя в його найбільш чутливу частину, що покращує коефіцієнт заповнення пікселя майже до 100%.

2.1.2 Детектори типу CMOS

Детектори DSLR-камер CMOS-типу мають масив кольорових фільтрів, який часто називають Баєрівським масивом (див Рис. 2.3), що складається з червоних, зелених та синіх (далі RGB -- Red/Green/Blue) пікселів. Як правило, число зелених пікселів подвоєно (є два набори зелених пікселів). Фільтри RGB виготовляються нанесенням різних барвників (пігментів) безпосередньо на поверхню кожного пікселя CMOS-сенсора, їх не можна зчистити або якимось іншим чином видалити [примітка від перекладача: є ентузіасти, що таке роблять!]. Таким чином, кожен піксель чутливий лише до світла певного кольору (червоного, зеленого або синього).


Рис. 2.3. Верхня частина: Схематичне зображення типового розташування кольорових фільтрів Баєровської матриці. Середня частина: кожний кольоровий канал може бути виділений окремо за допомогою відповідного програмного забезпечення, зверніть увагу на прогалини між пікселями. Нижня частина: Кожний канал зазвичай відображається з половинною розмірністю від такої, що має оригінальне RAW-зображення, за виключенням AIP4Win, в якому відсутні пікселі заповнюються з використанням алгоритмів інтерполяції. (Mark Blackford)

Конкретний порядок, в якому ідуть кольори, може змінюватись проміж виробниками камер, тому важливо визначити, який кольоровий канал в вашій DSLR-камері відповідає червоному, який синьому, а який зеленому кольору.

Традиційно у DSLR-фотометріі використовуються лише зелені канали для оцінювання величин у Джонсонівський V-смузі. Однак, це призводить до ігнорування інформації, що міститься в червоному на синьому каналах, яка в багатьох випадках може бути використана для точного виміру величин у B смузі Джонсона та R смузі Козінса, відповідно. Ми повернемось більш докладно до цієї теми в наступних частинах.

Важливо відмітити, що DSLR зображення в форматі RAW є чорно-білими, а не кольоровими. Верхня частина на Рис. 2.4 показує збільшений фрагмент RAW-зображення з зіркою поза фокусом (несфокусоване зображення), на якому видно окремі пікселі та шахматний візерунок інтенсивності, що виникає завдяки Баєрівському масиву фільтрів. Нижче -- зображення індивідуальних кольорових каналів, що виділені з RAW-зображення.


Figure 2.4. Верхня частина: збільшене розфокусоване RAW-зображення зірки, на якому видно монохромний шахматний візерунок, що обумовлений масивом Баєрівських фільтрів. Нижня частина: Індивідуальні кольорови канали, що виділені з RAW-зображеня. (Mark Blackford)

Зміна напруги внаслідок одиничної фотоелектричної події досить мала; отже накопичена конденсатором напруга також крихітна. Для того, щоб прочитати сигнал, його спочатку пропускають крізь підсилювач, а потім обробляють аналогово-цифровим перетворювачем (АЦП). Коефіцієнт підсилення визначає величину “ISO” (чутливість детектору), що ставить сигнал у відповідність до фіксованого діапазону перетворювача. Значення на виході АЦП -- ADU (analog-to-digital-units) -- пропорційне числу електронів, що зібрані фотодіодом кожного пікселя. Величини ADU, збережені в файлі даних RAW-формату, є основною вхідною інформацією, що використовується у DSLR-фотометрії. Обговорення цього буде продовжене більш детально в Розділі 2.4.

Функціональна схема електронної частини CMOS-детектору показана на Рис. 2.5. Сам по собі сенсор -- це кремнієвий чіп, що містить електричні ланцюги CMOS-детекторів. Елемент, чутливий до фотонів у кожному пікселі -- фотодіод (фотоелемент МОН-структури [метал-оксид-напівпровідник]). Ці елементи працюють на основі фотоелектричного ефекту, завдяки якому фотон, що попав на детектор, генерує у напівпровіднику пару електрон-дірка. Завдяки конструкції фотодіода, електрон швидко виходить з об’єму напівпровідника та переходить на конденсатор. На початку експозиції, конденсатор скидається у початковий стан та напруга на ньому зчитується. Під час експозиції кожний фотон, що попадає на фотодіод, призводить до невеликої зміни напруги на конденсаторі [примітка від перекладача: мабуть, все ж таки не кожний, бо квантова ефективність не 100%]. В кінці експозиції, напруга на конденсаторі зчитується ще раз.


Рис. 2.5. Функціональна схема CMOS-детектору. (Roger Pieri)


Найбільш вживаний розмір сенсору DSLR-камери -- APS-C, тобто 14.9 x 22.4 мм, хоча інші формати також зустрічаються в камерах, що можуть бути використані для фотометрії: система 4/3 (13 x 17.3), формат 1” у деяких гібридних системах (8.8 x 13.2), розмір 1/1.7” в “expert” DSC (5.7 x 7.6). Повнокадровий (full frame) формат (24 x 36 мм) також зустрічається, однак він не такий розповсюджений, відносно дорогий та має більші проблеми з віньєтуванням.

2.1.3 Яких особливостей DSLR-камер слід уникати у фотометрії

Сучасні DSLR-камери мають безліч додаткових функцій та налаштувань, більшість з яких непотрібна або навіть шкідлива у фотометричних вимірах. Перш за все, ніколи не використовуйте для астрономічної фотометрії зображення у форматі JPEG. Під час створення JPEG-зображення величини ADU з детектору (що містяться у RAW зображенні) перетворюються у нелінійний кольоровий простір sRGB (повністю не-фотометричній), а потім стискаються у  файл JPEG. Нелінійність та стискання призводять до суттєвої деградації точності даних (з ~14000 рівней яскравості до не більш, ніж 256 рівней), що перешкоджає точному виміру світлового потоку.

Деякі моделі камер мають функції пригнічення шуму, що змінюють початкові дані, можливо в процесі роботи руйнуючи фотометричні дані. Функції вимірювання освітлення сцени та автофокусування практично непотрібні для зіркової фотометрії. Функція збільшення у попередньому перегляді в реальному часі [live view] (5x, 10x та ін.) корисна під час фокусування/дефокусування за яскравою зіркою, однак видошукач (можливо з кутовим адаптером) часто більш корисний під час вибору бажаної ділянки неба.


2.2 Об’єктиви та телескопи

Перший шаг у процесі DSLR-фотометрії -- захоплення світлa камерою. Світло зірок має бути сфокусоване на сенсорі з використанням об’єктиву, що під’єднаний до камери напряму, або під’єднанням камери до телескопа. Типовий асортимент об’єктивів для DSLR-камер показаний на Рис. 2.6.

Рис. 2.6. Різноманітні об’єктиви DSLR-камер. (Paul Valleli)

Об’єктив -- це перший елемент, необхідний для фотометрії. Загалом, об’єктиви можна описати двома характеристиками: апертурою та фокусною відстанню. Площа апертури визначає кількість фотонів, що можуть попасти до оптичної системи за фіксований період часу. Більші апертури (менші значення діафрагми) збирають більше світла та дозволяють спостерігати тьмяніші об’єкти. Фокусна відстань визначає масштаб зображення. Разом з розміром детектору, фокусна відстань визначає поле зору (FOV [field of view], кутовий розмір ділянки неба, що може сфотографувати ваша камера) інструмента.

Поле зору має бути достатньо великим, щоб охопити необхідну кількість зірок порівняння на додачу до цільової зірки. Коротка фокусна відстань відповідає широкому полю зору, що добре підходить для моніторингу яскравих змінних (яскраві зірки порівняння зазвичай розкидані на більших відстанях, ніж тьмяні), а також для реєстрації великої кількості зірок одночасно для масового аналізу. Чим більша фокусна відстань об’єктиву, тим більше “збільшення” ви маєте, що означає, що ви бачите меншу ділянку неба, однак більш детально. Таким чином, для тьмяних зірок необхідна довша фокусна відстань об’єктива або телескопа. Для даного значення діафрагми (значення діафрагми визначає розмір апертури) фоновий рівень неба той самий для різних фокусних відстаней, однак площа апертури і відповідна кількість фотонів, що досягає детектора, пропорційна квадрату фокусної відстані. Таким чином, “збільшення” значно покращує ваші можливості у вимірюванні тьмяних зірок, тому що відношення сигнал-шум [SNR, signal-to-noise ratio] (співвідношення сигналу від зірок до шуму фона неба, більше про це у Частині 4) суттєво покращується.

Які об’єктиви використовувати? Тут є два підходи. Перший -- використовувати ті об’єктиви, що ви вже маєте та вибирати цілі згідно до вашої камери та об’єктивів. Є дуже багато зірок, що потребують уваги, тож майже будь-яка комбінація об’єктива та камери може бути корисна. Інший підхід -- вибрати конкретну зірку чи проект та придбати комбінацію об’єктив-камера, що добре підійде до потреб вибраного проекту. У будь-якому випадку ваш вибір обладнання буде збалансованим вибором між кількома параметрами об’єктиву. Ці параметри включають поле зору, розмір апертури, фокусну відстань, найбільшу потрібну зоряну величину та довжину експозиції, що можна досягти.

Майже всі проекти з дослідження змінних зірок за допомогою DSLR використовують “диференційну фотометрію”, в якій яскравість цільової змінної зорі порівнюється з яскравістю зорі з оточення з відомою постійною яскравістю – “зірки порівняння”. Щоб цей метод працював, як цільова зоря, так і зірка порівняння мають бути в одному полі зору та зірка порівняння має мати приблизно ту ж саму яскравість, як і цільова. Якщо ваша ціль яскрава (скажімо, така, що видна неозброєним оком), то, швидше за все, вам знадобиться поле зору (ПЗ) у кілька градусів (або більше -- можливо від 10 до 30 градусів) для того, щоб знайти зірки порівняння з приблизно такою ж яскравістю на тому ж зображенні, що і ваша ціль. Широке ПЗ означає коротку фокусну відстань, яку, зазвичай, мають стандартні об’єктиви, що йдуть в комплекті з більшістю DSLR-камер.

Якщо ваша ціль тьмяна, то ви захочете збалансувати два підходи, щоб одержати зображення з високим рівнем сигналу. Ви можете зробити довгу експозицію, або використати об’єктив з великою апертурою. Подвоєння експозиції подвоює число зібраних фотонів (при інших незмінних умовах), однак це може бути проблематично, якщо ви перейдете до тьмяних цілей. Ви можете бути спроможні зробити чудове зображення з високим співвідношенням сигнал/шум зірок, що доступні неозброєному оку (скажімо, 5-ї величини) за 10-секундну експозицію, використавши ваш стандартний 50-мм f/1.4 об’єктив. Однак те ж саме співвідношення сигнал/шум для зірки 10-ї величини (що дає лише 1/100 фотонів в секунду у порівнянні з першою зорею) потребує 1000-секундної експозиції (біля 17 хвилин), що означає, що вам потрібно з високою точністю слідувати за обертанням неба на протязі цієї довгої експозиції, що, в свою чергу, породжує ряд інших проблем.

Стандартний об’єктив з фокусною відстанню 50мм та відносним отвором f/1.4 має діаметр апертури біля 35мм -- не дуже великий! Під’єднавши камеру до телескопа, ви можете досягти величезного збільшення апертури. Наприклад, скромних розмірів телескоп з 6-дюймовою [~150мм] апертурою дасть площу збору фотонів у 18 раз більшу, ніж стандартний об’єктив 50мм f/1.4, таким чином дуже суттєво розширивши межу доступних зоряних величин. Звісно, такий телескоп буде, скоріше за все, мати досить велику фокусну відстань (десь від 30 до 60 дюймів [~750..1500мм]) і, таким чином, дасть досить вузьке ПЗ. Це значить, що, скоріше за все, ви не не будете мати яскравих зірок у ПЗ (однак є висока ймовірність, що ви будете мати кілька тьмяних -- скажімо, 10-ї величини -- зірок порівняння, як раз те, що потрібно для цілі 10-ї величини). Вузьке ПЗ потребує якісного монтування з можливістю трекінгу (слідкування за небом).

Таким чином, місце є для всього, починаючи від стандартних об’єктивів (яскраві зірки) до телеоб’єктивів (тьмяніші зорі з відповідними зірками порівняння у полі зору кілька градусів) та телескопів (тьмяні цілі з однією-двома зірками порівняння у вузькому полі зору).

Якщо ви знаєте фокусну відстань об’єктиву та розмір сенсору вашої камери (зверніться до інструкції до вашої камери), ви можете визначити розмір поля зору з Таблиці 2.1 або за допомогою Рівняння 2.1. Ця формула дає прийнятну точність для сенсорів формату APS-C та об’єктивів з фокусною відстанню від 50мм та більше.

ПЗ (градуси) = 57 x розмір серсора (мм) / фокусна відстань (мм) [Рівняння 2.1]

Зручний спосіб напряму визначити поле зору зображення з зірковим полем -- використати інтернет-сторінку Astrometry.net, що робить “blind plate solve” (тобто ідентифікує зірки на зображенні та визначає ПЗ без додаткової інформації від користувача -- використовуючи лише саме зображення). Наразі зображення з DSLR у RAW-форматі не підтримуються, тож ви маєте перетворити зображення у формат JPEG, GIF, PNG або FITS.

Перейдіть на сторінку завантаження http://nova.astrometry.net/upload. Натисніть кнопку “Вибрати файл” [Choose File], далі знайдіть та оберіть своє (перетворене у відповідний формат) зображення. Натисніть кнопку “завантажити” [Upload] (це може забрати деякий час в залежності від розміру файлу та швидкості вашого інтернет-з’єднання). За кілька секунд інтернет-сторінка зміниться на сторінку статусу. Процес розпізнавання поля може забрати від кількох секунд до кількох хвилин. Натисніть посилання “Перейти на сторінку результату” [Go to results page] для відображення результату розпізнавання (Рис. 2.7). Праворуч відображаються координати центру зображення, розмір поля зору, піксельний масштаб та орієнтация.

Рис. 2.7. Сторінка результатів сайту Astrometry.net, що показує координати центру зображення та поле зору, визначене з зображення, використовуючи процедуру “blind plate solve”. (Mark Blackford)

Рис. 2.8 показує добре відоме сузір’я Оріона та ілюструє, як розмір області неба, що його DSLR-камера може сфотографувати, залежить від фокусної відстані використаного об’єктиву.

Рис. 2.8. Поле зору системи з сенсором формату APS-C для різних фокусних відстаней. (Roger Pieri)

Таблиця 2.2 показує площу апертури при відносному отворі f/4 для різних фокусних відстаней та типів сенсорів з таблиці 2.1. Чітко видно величезний діапазон величин світлового потоку як функції від ПЗ та розміру сенсору. Таким чином, величина діафрагми визначає спроможність кожної конфігурації досягти та виміряти широкий діапазон зіркових величин.


Таблиця 2.1. Приклади фокусних відстаней, що необхідні для покриття певного ПЗ для типових розмірів сенсорів. Блакитні комірки: дуже дорогі об’єктиви, в цих випадках краще використовувати телескоп, до якого під’єднаний корпус камери. (Roger Pieri)

Таблиця 2.2. Площа апертури для відносного отвору (діафрагми) f/4 для різних фокусних відстаней та типів сенсору, що показані в Таблиці 2.1. (Roger Pieri)


Блакитні комірки: те ж саме, що і в Таблиці 2.1


Об’єктив камери повинен мати можливість фокусування вручну; автофокусування не буде працювати на зірках. Для привабливих з естетичної точки зору астрофотографій намагаються сфокусуватись якомога точніше, щоб зірки виглядали точками, однак для DSLR-фотометрії необхідно дещо розфукусувати зображення, щоб розподілити світло на більший регіон сенсору, для того, щоб досягти адекватної дискретизації кожного кольорового каналу. Не піддавайтеся спокусі використати різкий фокус у спробі зареєструвати дуже тьмяні цілі, тому що це призведе до артефактів, що обговорюються в Розділі 5.5.

Єдине виключення, це коли ми фотографуємо крізь телескоп з такою великою фокусною відстанню, що сфокусовані зображення зірок мають FWHM (Full Width at Half Maximum intensity -- повну ширину на рівні половини максимальної інтенсивності) розміром 8 пікселів та більше.

Яскраві цілі можуть бути дефокусовані у більшій мірі, щоб можна було використовувати довші експозиції, які в іншому випадку призвели б до насичення пікселів.

Багато DSLR-камер обладнані стандартними комплектними об’єктивами-трансфокаторами, подібними до об’єктиву 18-55мм f/5 з Рис. 2.6. Ці типи об’єктивів мають відносно малу світлосилу (велике значення максимально відкритої діафрагми) та низьку оптичну якість, якщо їх використовувати на повністю відкритій діафрагмі. Вони можуть давати краще зображення, якщо діафрагму трохи прикрити, однак загалом їх не рекомендують для використання у фотометрії.

Високоякісні (і, відповідно, відносно дорогі) об’єктиви-трансфокатори підходять для DSLR-фотометрії, якщо уникати збиття збільшення та фокусування, що може трапитись, коли об’єктив спрямований високо в небо. Якщо трансфокатор змінить фокусну відстань протягом сеансу спостереження, фокус зміститься і насиченість навколишніх зірок може змінитися, або зірки можуть змішатися (накластися одна на одну) і астрометрія та складання зображень можуть ускладнитися. Зміщення може бути обумовлене як впливом навколишнього середовища, таким, як зміна температури, так і фізичними ефектами, такими, як вага самого об’єктиву в той час, коли ціль піднімається з низького до високого положення на небі. Можна використати клейку стрічку, щоб перешкодити зміні фокусної відстані.

Для DSLR-фотометрії рекомендується використовувати об’єктиви з незмінною фокусною відстанню, тому що вони, взагалі кажучи, мають оптику кращої якості та більший відносний отвір у порівнянні з трансфокаторами того ж діапазону цін.

2.3 Штативи (триноги) та монтування

Камера має бути встановлена на деякому монтуванні, щоб одержувати зображення належної якості; якщо камеру тримати в руках, не можна досягти тієї стабільності, що потрібна для зображень, які можна використовувати як фотометричні дані. Є багато способів встановлювати камеру, нерухомий штатив -- це найпростіший та найдешевший спосіб. Також можливо встановити камеру з фотооб’єктивом на екваторіальне монтування -- монтування, що слідує за рухом неба, або встановити камеру верхи на телескоп (“piggy-back”), що сам встановлений на екваторіальному монтуванні. У цей спосіб ми забезпечуємо, що камера спрямована в одну і ту ж саму область простору, що рухається небом протягом ночі. Нарешті, ви можете під’єднати цифрову камеру до фокусера телескопа, перетворивши сам телескоп у об’єктив камери. Який саме з цих способів ви оберете -- це питання персональних уподобань та ресурсів. Ви можете одержати дані належної якості, використовуючи будь-який з цих способів монтування камери, однак обраний спосіб буде визначати, які об’єкти ви зможете та як саме ви будете їх спостерігати.

Нижче ми опишемо найбільш розповсюджені типи монтувань.

2.3.1 Штатив (тринога) та інші нерухомі монтування

Штатив має стандартизоване кріплення для камери або іншого оптичного інструменту. Ваша камера, ймовірно, має невеликий різьблений отвір, в який вкручується гвинт штативної головки. Камера, закріплена на штативі, спрямована в одне і те ж саме місце на небі і не тремтить (як це може бути від легкого тремтіння та рухів ваших рук). Обмеження такого способу -- добовий рух зірок по небу на протязі ночі через обертання Землі. Це прийнятно, однак обмежує час експозицій, які ви можете використовувати, щоб довжина треків зірок не перевищувала можливості програмного забезпечення, яке застосовується для вимірів.

2.3.2 Екваторіальне монтування

Екваторіальне монтування з моторами на осях дозволяє компенсувати обертання Землі, утримуючи ціль на протязі тривалого часу. Такі монтування зазвичай встановлюються замість фіксованих головок на триногу. Екваторіальне монтування часто використовується для встановлення телескопів, щоб слідувати за рухом неба та утримувати той же самий об’єкт в просторі у полі зору впродовж ночі без необхідності постійно підлаштовувати телескоп вручну. Замість телескопу ви можете встановити на це монтування цифрову камеру з об’єктивом. Екваторіальні монтування накладають додаткові вимоги: вам потрібно джерело живлення, щоб монтування працювало, також ви маєте встановити полярну вісь монтування на Північний (або Південний) полюс світу, щоб монтування правильно відслідковувало рух неба. В принципі, добре налаштоване на полюс монтування дозволяє використовувати довші експозиції, ніж це можливо на нерухомому штативі. Це дозволяє вам спостерігати тьмяніші зорі, тому що чим тривалішу експозицію ви використовуєте, тим більше світла збирає камера. Таблиця 2.4 показує приклади експозицій для моторизованих монтувань.

2.3.3 Монтування “верхи” (piggy-back mount)

У випадку монтування “верхи” ви прилаштовуєте камеру з об’єктивом на існуюче оптичне обладнання, найчастіше на телескоп на екваторіальному монтуванні. Майте на увазі, що в такому способі телескоп не використовується для збору світла, він слугує просто точкою монтування для камери з об’єктивом. В цьому випадку головне питання для вас -- як приладнати вашу камеру до інструмента, а не до монтування. Деякі телескопи мають для цього спеціальне устаткування (або комплектне, або доступне для придбання), однак для інших вам, можливо, доведеться самому розробити та створити елементи кріплення. У будь-якому випадку, основна вимога -- камера має бути надійно та безпечно прикріплена до телескопа, щоб вона трималася на місці, не прослизаючи і не зміщуючись під час руху телескопа. Також майте на увазі, що прилаштування камери на телескоп змінить ваговий баланс монтування і вам може бути потрібно наново збалансувати ваше екваторіальне монтування.

2.3.4. Невеликі моторизовані трекери по ПП (Прямому Піднесенню)

Існують також пристрої (трекери), що призначені спеціально для DSLR-камер. Вони не використовують вісь схилення, лише мають моторизовану вісь Прямих Піднесень, завдяки чому камера слідує за небом. Камера з об’єктивом монтується на цій платформі з використанням кульової штативної головки. Конструкція може бути спрямована у будь-якому напрямку на небо та відстежувати цей напрямок. Пристрій не має власного штатива та, як правило, кріпиться на достатньо міцний  фотоштатив. Цей спосіб добре підходить для єкспозицій довжиною пару хвилин з об’єктивом, а не телескопом. Вартість такого пристрою значно менша, ніж екваторіального монтування, також його значно легше транспортувати та встановлювати. Можливе дуже дешеве рішення -- побудувати класичне монтування типу “амбарні двері”. Воно робиться з двох фанерних пластин, з’єднаних дверними петлями та контролюється гвинтом, що крутиться або вручну, або за допомогою невеликого мотора з редуктором. Камера встановлюється на одну з пластин за допомогою кульової штативної головки. Вісь, що проходить крізь петлі, спрямовується на Північний (Південний) Полюс Світу. Нарешті, можна використати екваторіальне монтування початкового рівня типу EQ1 та обладнати його кроковим електромотором, цього має бути достатньо для експозицій у 60-90 секунд з  використанням об’єктиву з фокусною відстанню 200мм. Загальна вартість такого пристрою має бути біля 200 USD. Ці конструкції легкі, зручні для транспортування та можуть бути розгорнуті за пару хвилин.

2.3.5. Моторизоване Альт-Азимутальне монтування з компьютерним керуванням

Ряд виробників та постачальників пропонують чудові альт-азимутальні монтування з компьютерним керуванням, що підходять для DSLR-фотометрії з використанням короткофокусних об’єктивів або об’єктивів із середнею фокусною відстанню. Ці монтування спроможні легко націлитися та супроводжувати ціль після простого процесу початкового налаштування. Прийнятна довжина експозицій, що обмежується обертанням поля, становить десь до хвилини та менше, в залежності від схилення цілі, однак це все одно значно довші експозиції ніж на монтуваннях без трекінгу (тобто без компенсації обертання неба).

2.3.6. Застереження

Будь-які з цих монтувань дозволять вам одержувати корисні наукові дані, однак з монтуваннями без трекінгу -- фотоштативами або немоторізованими екваторіальними монтуваннями чи монтуваннями без належного вирівнювання полярної вісі згідно з Віссю Світу -- ви зможете робити лише короткі експозиції, зазвичай менші за 5-20 секунд (Таблиця 2.3). Це зумовлено зміщенням неба у полі зору вашої камери під час експозиції (добове обертання), що призведе до розтягування зір у лінії (зоряні треки). Якщо треки занадто довгі, надмірні фонові пікселі у фотометричній апертурі збільшать шум та знизять SNR (відношення сигнал/шум). Однак, деякі програми фотометрії дозволяють використовувати витягнуту апертуру вимірювання, що відповідає треку та дають  чудові результаті, якщо зірка достатньо яскрава. Інше обмеження довгих треків (або дефокусування) -- це ризик накладання зірок одна на іншу, особливо при використання короткофокусних об’єктивів.

У наступному розділі наведені рекомендації щодо довжин експозицій, залежно від оптиці вашої камери і від того, чи ви використовуєте нерухоме монтування без трекінгу, чи екваторіальне монтування з трекінгом.

2.4 Налаштування камери

2.4.1 Ручний режим

Ваша DSLR має багато налаштувань, більшість з яких ви не будете використовувати. Камери сильно відрізняються одна від одної, тож ви маєте звернутися до інструкції до своєї камери, щоб знайти наступні налаштування, багато з яких доступні через послідовність меню. Ваша мета -- “спростити” камеру, вимкнути надлишкові функції і одержувати зображення в форматі RAW. Перший ваш крок -- переключити камеру у режим “M” (manual), щоб одержати повний контроль над експозицією та діафрагмою, як це описано нижче.

2.4.2 Відносний отвір (діафрагмове число f)

Наступний крок -- вибрати відповідну величину діафрагми. Діафрагмове число f -- це число, що дорівнює фокусній відстані об’єктива, поділеній на діаметр апертури, отвору, що пропускає світ до камери. Чим менше значення діафрагмового числа, тим більше світла входить в камеру, однак іноді об’єктив має дефекти, вплив яких можна зменшити, якщо не використовувати повністю відкриту діафрагму. Як правило, чим більше світла ви хочете зібрати, тим менше має бути значення діафрагмового числа, наприклад f/2 або f/4. Якщо діафрагмування більше f/7, ви, мабуть, зменшили діафрагму занадто сильно.

2.4.3 ISO

Значення ISO вашої камери визначає коефіцієнт підсилення на виході сенсору. Великі значення ISO корисні, якщо ви працюєте з тьмяними зірками, однак для яскравих зірок високі значення ISO збільшують ризик досягти насичення сенсору, яке виникає, коли пікселі сенсору отримують більше фотонів, ніж вони можуть точно підрахувати. З іншого боку, низьке значення дозволяє уникнути проблем з насиченістю і, таким чином, можна робити виміри в ширшому діапазоні яскравостей. ISO 100 або 200 рекомендоване для яскравих зірок. Більші значення ISO можуть знадобитися для тьмяних зірок залежно від апертури, часу експозиції та числа пікселів, освітлених світлом зірки.

Як зазначено вище, величина ADU на виході АЦП пропорційна числу електронів, зареєстрованих фотодіодом кожного пікселя. Калібровочний  коефіціент e/ADU зворотньо пропорційний значенню ISO. Для більшості камер з сенсором APS-C, що мають 14-розрядний АЦП, ідеальний калібровочний коефіцієнт в один електрон на ADU досягається для ISO між 100 та 300, залежно від розміру пікселя. Нижче цього діапазону ISO мінімальний інкремент (квантування) -- 1 біт (розряд) АЦП на кілька детектованих електронів, тобто чутливість втрачається. Цей режим квантування дає найліпшу точність фотометрії та динамічний діапазон в режимі великих світлових потоків (коли конденсатор може бути наповнений електронами), але поріг детектування обмежений парою електронів. В сучасних камерах АЦП в більшості випадках 14-розрядний, він може включати також деякий зсув кодування (наприклад, 1024 або 2048 у камерах Canon). Таким чином, із 16384 можливих відліків використовуються лише близько 14000. Для значень ISO 400 та більше, АЦП реагує на виході на кожний електрон, зібраний фотодіодом. Таким чином, повне число електронів, що може бути зчитане, змінюється (пропорційно до значення ISO) шляхом зміни можливого динамічного діапазону та співвідношення сигнал/шум (SNR). Рис. 2.9 показує межи лінійності та насичення на прикладі зеленого каналу камери Canon 450D для різних значень ISO.

Рис. 2.9. Межи лінійності та насичення для зеленого каналу Canon 450D при різних значеннях ISO. (Roger Pieri)

До цього моменту ми припускали, що камера реагує лише на фотони від зірок, однак це надмірне спрощення. Необроблений сигнал, виміряний як ADU, пропорційний числу фотонів від зірки,  з додаванням фотонів від фона неба плюс фотони, що породжуються кількома джерелами шумів. Шум породжується внутрішніми флюктуаціями джерела, атмосферною турбулентністю та електронікою камери. Зокрема, деякі виміряні значення ADU насправді є темновим струмом, що виникає зявдяки електронам, які породжені внаслідок теплових коливань у фотодіоді. У більшості випадків внесок темнового струму може бути зменшений використанням серії “темнових кадрів” (“dark frames”, зображень, знятих в умовах, коли в систему не проходить світло), які віднімаються від основного RAW-зображення. Шум підсилювача та дробовий шум також дають внесок до вимірюваного сигналу. Ці питання обговорюються у Частині 4.

2.4.4 Час експозиції

Час експозиції має бути не менш ніж кілька секунд. Довжина експозиції залежить від ряду факторів, таких, як яскравість зірки, значення діафрагми, величина ISO та вашого бажання уникнути розтягування зірок у треки. Якщо зірка тьмяна, необхідна достатньо довга експозиція, щоб точно виміряти яскравість. Якщо зірка яскрава, довгі експозиції можуть призвести до насичення. Оскільки ширше відкрита діафрагма дає більше світла, менші значення діафрагмового числа дозволяють використовувати коротші експозиції. Чим менше значення ISO, тим більше необхідна довжина експозиції. Якщо ваша камера встановлена на штативі, час експозиції обмежений 5-20 секундами (Таблиця 2.3), інакше треки зірок будуть занадто довгі. Якщо камера на моторизованому монтуванні, ви можете досягти експозиції біля 60 секунд перед тим, як почне заважати надмірна яскравість фона неба або точність ведення. Для довгих експозицій вам, можливо, доведеться використовувати режим “BULB” та спеціальний кабель для керування спуском затвору. Можливо, ви зробите кілька знімків при незмінній експозиції і потім скомбінуєте їх за допомогою програмного забезпечення (стекінг). Загальна експозиція зображення після “стекінгу” має бути не менш ніж 60 секунд для того, щоб належним чином усереднити коливання сигналу, які виникають через атмосферну турбулентність, що виглядає як мерехтіння зірок. Час накопичення (інтеграції) залежить від того, яка точність фотометрії достатня для конкретного спостереження, якості умов спостереження (“сінг”, “seeing”) та апертури інструмента. Вплив турбулентності суттєвий у випадку малих апертур та стає менш значущим з ростом апертури. Це ще один ефект “сінгу”, тобто впливу атмосферної турбулентності.

В Таблицях 2.3 та 2.4 на наступних сторінках наведені оцінки максимальної зоряної величини, яку можна досягти за найліпших умов спостереження з використанням різної оптики на максимальній апертурі. Ці величини розраховані в припущенні, що камера спрямована в зеніт, ISO дорівнює 400, для випадків нерухомого штативу та монтування з моторизованою віссю прямого піднесення. Відповідні довжини експозицій та рівня насиченості подані для випадку фотометричної апертури у 25 пікселів з ISO 400 та 100. Значно більшого динамічного діапазону можна досягти, використовуючи більшу ступінь дефокусування.

Слід зазначити, що хоч зірки зазначеної граничної величини і можуть бути зареєстровані на фото, співвідношення сигнал/шум (SNR) для них буде занадто низьким. Похибка фотометрії таких зірок буде велика і її слід робити лише у випадку, коли довші експозиції або інструменти з більшою апертурою недоступні. Усереднення (стекінг) кількох зображень збільшує співвідношення сигнал/шум (SNR), однак  за рахунок часу (зменшується роздільна здатність у часі, тобто точність вимірів моментів змін).

2.4.5 Формат файлів

DSLR-камери дозволяють використовувати різні формати файлів. Формат, потрібний для фотометрії -- RAW, в ньому напряму записується те, що детектує сенсор та відсутня додаткова обробка або стискання програмним забезпеченням камери. Canon використовує для RAW файлів розширення .CR2, Nikon використовує .NEF. Зверніться до інструкції до своєї камери, якщо вона від іншого виробника. Формат RAW потребує величезного обсягу пам’яті, однак вся ця інформація необхідна для точної фотометрії.

Хоч JPG є більш вживаним форматом для фотографів, він не зберігає всю ту інформацію, яка прийшла зі Всесвіту до сенсору вашої камери. Рекомендується також уникати комбінованого режиму RAW+JPG, що присутній у багатьох DSLR-камерах. Формат JPG потребує великого навантаження процесору (зменшення шуму, застосування різноманітних внутрішньокамерних корекцій, дебаєризації, перетворення у sRGB та ін). Це призводить до швидкого розряду акумулятора та нагріву, що збільшує темновий шум.

Є ряд інших налаштувань камери, що небажані для фотометрії. Необхідно уникати будь-яких функцій, що включають обробку зображень, наприклад, зменшення шуму. Також, можливо, може бути корисно зменшити яскравість ЖК-дісплею (навіть вимкнути його), щоб він не заважав вашому нічному баченню та не виснажував батарею. Автори цього посібника не можуть знати всі можливі налаштування вашої камери, тому, якщо ви сумніваєтесь, вибирайте те налаштування, яке здається вам менш екстравагантним.

Таблиця 2.3. Рекомендовані значення експозицій для нерухомого штативу (монтування без трекінгу). (Roger Pieri)
* Трек у 15 пікселів розміром 5.2 мікронів при схиленні 0 градусів. Усереднення миготіння зірок (атмосфеної турбулентності) типово вимагає повного часу інтеграції 60 секунд, таким чином кілька зображень мають бути зібрані в стек або усереднені, щоб досягти часу 60 с для серії кадрів. Наявність кількох серій (5 або більше) робить можливим прийнятний статистичний аналіз; важливо оптимізувати налаштування.

** Сенсор формату APS-C

“FL” -- фокусна відстань.

“Limiting Mag” (гранична величина) -- це найтьмяніша зіркова величина, що може бути виміряна з інструментальною похибкою у 0.05 величини з фотометричною апертурою принаймні 25 пікселів на одному зображенні. В залежності від умов спостереження середня похибка може збільшуватись.

“Sat. Mag” (величина насичення) -- це зіркова величина, що призводить до досягнення щонайменш одним пікселєм рівня насичення у 75%.


Таблиця  2.4. Приклади експозицій для монтувань з трекінгом. (Roger Pieri)

Примітки ті ж самі, що і в Таблиці 2.3


Далі буде...


ОРИГІНАЛ: https://www.aavso.org/dslr-observing-manual



SMF 2.0.4 | SMF © 2011, Simple Machines
SMFAds for Free Forums
TinyPortal © 2005-2012

Повернутися назад