Современная любительская съемка планет



бет1/2
Дата02.05.2016
өлшемі442.92 Kb.
  1   2
Московский Астроклуб (www.astroclub.ru)



Современная любительская съемка планет




Мереминский А., Остапенко А., Московский Астроклуб

От авторов


Мы взялись за написание этой статью не потому, что нам удалось получить исключительные по качеству изображения планет, и не потому, что мы считаем себя крупными специалистами в этой области. Нас побудили к этому практически полное отсутствие на русском языке литературы по этой крайне интересной и актуальной в последнее время теме и надежда, что опыт, полученный нами в Московском астрономическом клубе во время наблюдений Марса летом-осенью 2003, окажется интересным нашим коллегам, российским любителям астрономии.

Мы благодарны Антону Дрокину, оказавшему техническую и методическую помощь при освоении работы с Web камерой, Антону Санину, сделавшему ряд ценных замечаний к статье и приславшему материал по применению аналоговых и цифровых видеокамер для астросъемки через окуляр телескопа, а так же участников семинара "Великое противостояние Марса 2003 г. Любительские наблюдения: первые результаты и перспективы" (16.09.2003), поддержавших нас в намерении опубликовать эту работу.


Содержание:


  1. Цифровая фотография и получение изображений планет

  2. Немного математики для успешной работы

  3. Выбираем камеру

  4. Детали процесса съемки

  5. Обработка изображений

  6. Первый этап — подготовка к сложению кадров

  7. Второй этап — сложение кадров

  8. Третий этап — окончательная обработка изображения

  9. Создание RGB композиций из изображений, полученных с фильтрами

 


Цифровая фотография и получение изображений планет

версия для печати  

( Содержание )

Развитие событий в мире фототехники в последние десять лет вполне можно называть "цифровой революцией" и революция эта не обошла стороной и астрономическую фотосъемку, область с более чем полуторавековой историей развития. Цифровые методы получения и обработки изображений наступают по всем фронтам и стремительно вытесняют традиционную аналоговую технику. Появление недорогих цифровых фотоаппаратов и развитие бытовой сети печати цифровых изображений позволяют говорить о скорой грядущей победе новой техники в области массовой фотографии.

В области астрономической фотографии ПЗС-камеры большого размера с охлаждением для уменьшения шумов оказались практически идеальными светоприемниками для большинства задач. Высокий квантовый выход, линейность, удобство последующей обработки привели к тому, что профессиональной, да и в любительской астрофотографии пленка и пластинки используются все реже и реже. Только в одном, пожалуй, традиционная эмульсия оказывается пока вне конкуренции — в области широкоугольных обзоров, так как даже у самых больших ПЗС матриц количество пикселов значительно меньше, чем зерен эмульсии на пластинках астрономических размеров — 30х30 или 40х40 см. Действительно, при характерном для астрономических эмульсий размере зерен около 15-30 мкм1, в поле площадью 1 см2 содержится примерно 1.1-4.4*105 элементов изображения, а пластинка 30х30 см содержит их 100-400 миллионов — матриц с таким количеством пикселов пока не выпускают. Правда, появились составные приемники из нескольких матриц, но они пока довольно редки.

Зато в одной области астрофотографии, традиционно представляющей как особый интерес так и особенную трудность для любителей астрономии, преимущества цифровой съемки совершенно неоспоримы — это съемка планет и Луны. Большого размера поля при этом не требуется — угловые размеры планет малы, зато успешно разрешается главная трудность планетной фотографии — необходимость обеспечить достаточный масштаб изображения при нежелательности сильно увеличивать время экспозиции. Поясним сказанное на примере. Допустим, мы хотим организовать фотографирование Марса во время Великого противостояния 2003 года, когда его угловой диаметр d достигал 25". Пусть в нашем распоряжении телескоп диаметром 150 мм с фокусным расстоянием F = 1800 мм, масштаб изображения в фокальной плоскости будет равен:

M = F/206265 = 1800/206265 = 0.0088 мм/сек. дуги

Тогда диаметр Марса на фотопленке будет равен:

Dm = M*d = 0.22 мм

Даже если при печати увеличить изображение в 10-20 раз, на фотографии мы получим диск размером 2-4 мм. Информации на такой картинке будет немного — если размер зерна эмульсии пленки принять за 0.015 мм, то вдоль диаметра Марса уместятся только пятнадцать зерен, то есть, размер изображения, используя компьютерную терминологию, составит 15 на 15 пикселов. Конечно, рассмотреть какие-либо подробности на таком маленьком диске не удастся. Чтобы различить детали, придется увеличить масштаб изображения хотя бы раз в пять, чтобы размер диска Марса на негативе составил около миллиметра. Для этого нужно увеличить эквивалентное фокусное расстояние до 9 метров, применяя линзу Барлоу или окулярное увеличение, тогда относительное фокусное расстояние F/D будет равно 60. Тогда на пленке чувствительностью 100 единиц время экспозиции составит около 0.1 секунды2 или более. Если мы хотим увеличить диаметр изображения еще вдвое, мы должны удвоить эквивалентное фокусное расстояние, при этом время экспозиции возрастет вчетверо. Чем больше время экспозиции, тем больше на изображении сказывается турбулентное движение атмосферы, замывающее мелкие детали изображения. Кроме того, увеличение времени экспозиции повышает требования к точности механической части телескопа и часового ведения. Попытка же сократить время экспозиции за счет использования более чувствительных фотоматериалов приводит к другой проблеме — более чувствительные материалы имеют больший размер зерна эмульсии, поэтому требуют еще большего увеличения масштаба изображения — а, следовательно, снова увеличения времени экспозиции. В результате, любительские фотографии планет особым качеством не отличались, а для фотографирования Марса рекомендовался как минимум 200 миллиметровый телескоп, но даже лучшие результаты той поры не могут идти в сравнение с заурядными современными3.

Для улучшения качества фотографий планет был предложен способ печати одного позитива с нескольких лучших негативов из серии. При этом качество возрастало как квадратный корень из числа использованных негативов, при условии, что отобраны действительно хорошие негативы. Тем не менее, при соблюдении всех предосторожностей и использовании только лучших инструментов и качественных материалов, в лучших атмосферных условиях оказывалось, что изображения планет показывают в 3-5 раз меньше деталей, чем можно рассмотреть визуально и зарисовать, используя тот же инструмент4. Причина, конечно, в том, что во время визуальных наблюдений астроном использует даже краткие мгновения, когда изображение успокаивается, периоды же плохих изображений им мысленно отбрасываются, фотоэмульсия же накапливает изображение и в спокойные и в неспокойные моменты, усредняя картину и замывая мелкие детали.

Так какие же преимущества у цифровой съемки планет? Первое и, возможно, самое главное — размер пиксела цифровых светоприемников, ПЗС-матриц и иных, как правило, существенно меньше, чем размер зерна эмульсии у чувствительных пленок — 5-10 мкм против 15-30 мкм у пленок достаточно для этих целей высокой чувствительности. Это означает, что для достижения того же размера изображения (в пикселах), что при съемке с пленкой, можно применять фокусное расстояние примерно втрое меньше. При этом электронные приемники как минимум не уступают пленке в чувствительности, поэтому приемлемое количество сигнала удается накопить за время 1/25-1/50 секунды и менее, что уменьшает влияние атмосферной турбулентности, одного из главных врагов качества, на результат. Соответственно, с "укорачиванием" и облегчением инструмента снижаются требования к качеству механики и часового ведения телескопа. И, наконец, возможность снимать продолжительными сериями позволяет получить десятки, сотни, а то и тысячи изображений планеты, а потом отобрать из них лучшие и использовать при "сложении" для уменьшения влияния шумов и атмосферы. Не забудем и о том, что процесс обработки цифровых изображений несравнимо проще, чем негативов и позитивов, в том числе и благодаря наличию большого количества доступных программ самого разного уровня, реализующих все мыслимые варианты обработки. Конечно, эти же методы обработки пригодны и для классических фотоматериалов, но для этого их необходимо предварительно отсканировать, для чего требуется изрядное время и дополнительное оборудование.

Общая методика получения цифровых изображений планет довольно полно описана в любительской литературе, правда, в основном, англоязычной. В общих чертах, ее основные этапы таковы:


  1. Получение серии изображений планеты (от десятков до 1000 и более изображений в серии) с малым временем экспозиции. На практике часто получают максимально возможное для данной аппаратуры количество кадров в секунду в течение некоторого времени, пока не сказывается вращение планеты (см. ниже).
     

  2. "Сложение" изображений в одно — аналог описанной выше процедуры печати итогового позитива с нескольких негативов. Термин "сложение кадров" является устоявшимся, хотя правильнее было бы говорить не о сложении, а об усреднении серии кадров. Как уже говорилось ранее, при "сложении" N кадров, за счет усреднения случайного шума качество итогового изображения (то есть, отношение полезного сигнала к шуму) возрастает как √N. Правда, как показывает практика, для того, чтобы сложение кадров дало действительно хороший результат, необходимо для начала:
     

    1. Отобрать для дальнейшей обработки только лучшие кадры из полученной серии (или наоборот, отсеять все худшие кадры). Под хорошими кадрами понимаются наиболее резкие и геометрически правильные изображения, а под плохими — нерезкие, смазанные, искаженные геометрически, попавшие на дефектные пикселы матрицы и т.д. кадры.

    2. Тщательно провести процедуру выравнивания кадров, чтобы контуры и детали планет совпадали при сложении, не требуя дальнейших сдвигов и поворотов.
       

  3. Обработка полученного изображения с целью визуального повышения резкости, улучшения видимости тонких деталей, коррекция цвета и контраста и т.д. Ниже мы опишем практическую реализацию этих этапов более подробно.

 

Немного математики для успешной работы

версия для печати  

( Содержание )

Итак, решение об использовании цифровой техники для планетной съемки принято. Рассмотрим следующие вопросы — какое относительное фокусное расстояние выбрать, каковы требования к точности часового механизма, какие ограничение на продолжительность сеанса наблюдений оказывает вращение фотографируемой планеты. Итак, пусть мы располагаем инструментом с объективом диаметром D и фокусным расстояние F, относительное отверстие его равно A = D/F. Масштаб изображения в фокальной плоскости инструмента



M = F/206265

Допустим, при фотографировании мы хотим максимально использовать разрешающую способность нашего инструмента. Для инструментов небольшого размера разрешающая способность определяется, при благоприятных атмосферных условиях, качеством оптики инструмента. При идеальной атмосфере объектив с безупречным качеством обеспечивает разрешающую способность принято считать равной5



Р = 120/D сек. дуги

Пусть линейный размер пиксела нашего цифрового приемника равен lpix миллиметров, тогда соответствующий ему угловой размер



θ"pix = lpix M = lpix206265/F = (lpix206265A)/D

Итак, непрерывный объект съемки — астрономический сюжет — можно рассматривать для данного инструмента как дискретный, состоящий из матрицы точек с шагом, равным разрешающей способности Р. Приемник тоже дискретный, с шагом θ"pix. Из математики известно, что в этом случае, чтобы информация об объекте могла быть без потерь воспринята приемником, необходимо, чтобы выполнялось условие, известное как критерий Найквиста6



θ"pix >= P/2

то есть, чтобы угловое разрешение приемника было хотя бы вдвое больше углового разрешения инструмента, используемого при съемке.

Подставляя в эту формулу выведенные ранее соотношения, получим

(lpix206265A)/D >= 60/D

откуда, после округления, получается соотношение

A >= 1/(3440lpix)

Характерный размер пиксела для современных ПЗС матриц составляет обычно 5 — 10 (иногда более) мкм, значит, для согласования с ними телескопы должны иметь эквивалентное фокусное расстояние (17-34)D. А если оно будет больше или меньше? Если меньше, мы не сможет использовать в полной мере разрешающую способность нашего телескопа и зафиксируем меньше деталей. Правда, если разрешающая способность ограничивается не диаметром объектива, а качеством атмосферы, как это часто бывает для средних и крупных телескопов в неидеальных атмосферных условиях, то уменьшение эквивалентного фокусного расстояния может быть и оправдано для уменьшения времени экспозиции. Увеличение же его сверх полученной величины, на первый взгляд, может только повредить — оно приводит к увеличению размера изображения, но не к увеличению количества деталей на объекте съемки (так как разрешающая сила уже использована полностью), зато требует повышения времени экспозиции и усугубляет влияние атмосферы. Но многие известные астрофотографы, специализирующиеся на планетах, с успехом применяют телескопы с фокусным расстоянием в 1.5 — 2.5 раза больше полученного здесь. Дело в том, что выведенное выше соотношение абсолютно справедливо для одного единичного кадра. При съемке же планет итоговый кадр, как мы видели, это результат "сложения" (или усреднения) многих кадров, а увеличение масштаба изображения может повысить точность процедуры выравнивания кадров (при условии, если увеличение масштаба не приводит к ухудшению резкости и значительному падению отношения сигнал/шум) и, в конечном итоге, качество результата. Таким образом, в хороших атмосферных условиях применение более длиннофокусных телескопов может быть оправдано, если приемник имеет достаточную чувствительность.

Вместо оценки требуемой точности хода часового механизма, зададимся предельной формой этого вопроса — каково может быть предельное время единичной экспозиции для неподвижного телескопа? Смещение изображений от кадра к кадру не скажется на качестве итогового изображения, так как будет скомпенсировано в процедуре выравнивания, и если единичные кадры не будут смазаны из-за вращения Земли, возможно фотографирование даже с телескопом без часового ведения. Звезда на небесном экваторе движется с угловой скоростью ω = 15"/сек, угловые скорости объектов южнее или севернее его меньше. За время ΔT звезда сместится на угол

φ = ω ΔT

Если этот угол будет меньше половины углового размера пиксела θ"pix, то можно сказать, что за это время изображение объекта не смажется (не вытянется) из-за вращения Земли. Значит, можно написать



ω ΔTmax = θ"pix/2 = lpix206265/(2F)

откуда


ΔTmaxlpix6875/F

Если lpix = 5.6 мкм = 0.0056 мм, а F = 2000 мм, получим, что ΔTmax ≈ 0.02 ≈ 1/50 секунды, что вполне допустимо для многих цифровых приемников.

Итак, как мы видим, при эквивалентном фокусном расстоянии, не превышающем 3.5 метров, для получения цифровых изображений планет можно использовать даже неподвижный телескоп, хотя, конечно, это не очень удобно. Отсюда становится ясно, что требования к точности хода часового механизма для этого вида астрофотографии весьма невысоки, важна лишь плавность хода и стабильность установки.

И, наконец, о предельном времени получения серии изображений планеты, при котором ее вращение еще не вызывает ухудшение резкости — размытия деталей вследствие их собственного движения по диску.




Рисунок 1

Рассмотрим ситуацию - планета радиусом R находится на расстоянии Dpl от Земли, R << Dpl, α — угловой диаметр планеты. Период обращения планеты вокруг своей оси T. Как видно из рисунка,



α = 2R/Dpl

Угловая скорость точки на экваторе планеты ω выражается через период вращения



ω = 2π/T

за время Δt точка на центральном (с точки зрения земного наблюдателя) меридиане планеты сместится на угол



φ = ωΔt = 2πΔt/T

линейное перемещение составит



l = Rφ = R2πΔt/T

с Земли (радиусом Земли пренебрежем по сравнению с расстоянием между Землей и планетой) этот отрезок виден под углом β



β = l/Dpl = R2πΔt/(T Dpl) = απΔt/T

Понятно, что этот угол не должен превосходить половины углового размера пиксела θ"pix. Поскольку θ"pix зависит сразу от нескольких параметров, далее преобразовывать формулу не будем. Выразим предельное время получения серий кадров через максимально допустимый угол βmax



Δtmax = βmaxT/(2απ)

и приведем таблицу предельных времен получения серий кадров для Марса, Юпитера и Сатурна в эпоху противостояния для инструментов с угловым размером пиксела 1" и 0.5"







Марс

Юпитер

Сатурн

α

25"

45"

20"

T

24h37m = 36780s

9h50m = 15960s

10h14m = 15240s

Δtmax при βmax = 1"

4 мин.

1 мин.

2 мин.

Δtmax при βmax = 0.05"

2 мин.

0.5 мин.

1 мин.

Теперь, прояснив эти важные теоретические аспекты, перейдем к самому важному практическому вопросу — выбору приемника для получения планетных изображений.

 

Выбираем камеру

версия для печати  

( Содержание )

Готовясь к Великому противостоянию Марса 2003, мы, члены группы "Марс-патруль" Московского астрономического клуба, планировали съемку приближающейся планеты, и вопрос выбора цифрового приемника изображения был действительно самым важным.

Известно, что профессионалы и многие западные любители серьезного уровня пользуются астрономическими ПЗС камерами — специализированными, как правило "черно-белыми", приемниками с большими чувствительными матрицами, обладающими большим динамическим диапазоном (12-16 бит). Для уменьшения шумов такие матрицы обычно охлаждаются до отрицательных температур. Эти камеры позволяют использовать времена экспозиции от долей секунды до длительных (минуты и десятки минут). Часто они бывают оборудованы приспособлениями для быстрой смены светофильтров. Камера подключается к компьютеру, на котором и сохраняются изображения, причем для самых больших камерах время их загрузки может достигать нескольких секунд, что для съемки планет не очень удобно. Безусловно, это лучший выбор для большого класса задач астрофотографии, но стоимость этих камер — от почти тысячи долларов за камеры типа ST-5C, самых маленьких по площади (их размеров, тем не менее, для фотографирования планет вполне достаточно), до десятков тысяч долларов, и среди любителей астрономии в России они мало распространены.

Вторая возможность — использование для фотографирования планет бытовых цифровых фотокамер. Сейчас их выпускается огромное количество с размером матрицы от 1 до 12 мегапикселей, с ПЗС матрицами — они более чувствительны — и с КМОП (CMOS) матрицами, на сегодняшний день менее чувствительными (хотя в камерах класса Canon EOS 300D и 10D применяются КМОП матрица такого качества, что с прошитыми в фотоаппарате алгоритмами работы даже на сыром кадре уровень шумов находится на уровне шумов лучших фотокамер с ПЗС матрицами в качестве светочувствительного элемента). Матрицы эти цветные, довольно чувствительные, имеют хороший динамический диапазон, но не охлаждаются. Самые дорогие камеры имеют корпуса со сменными объективами и допускают возможность использования телескопа в качестве такового, все прочие могут использоваться только для фотографирования через окуляр, что приводит к значительным светопотерям (объектив телескопа — окуляр — объектив камеры). Цифровые камеры не нуждаются в постоянном соединении с компьютером во время съемки, так как оборудованы тем или иным видом энергонезависимой памяти для сохранения изображений, которые впоследствии могут быть переданы на компьютер для дальнейшей обработки. Не все такие аппараты имеют возможность съемки большого количества изображений за небольшое время, что несколько ограничивает их применимость для фотографирования планет. Любители астрономии во всем мире с большим успехом используют различные цифровые фотоаппараты для астрофотографии (и планетной съемки особенно). Появились также и недорогие устройства, сделанные на основе черно-белых ПЗС-матриц и выводящие информацию в виде видео-сигнала, вроде переделанных для астрономии охранных ТВ-камер или специальных "электронных окуляров", например MEADE Electronic Eyepiece, первые опыты работ с которым — с неплохими результатами — члены клуба имели еще за год до Великого противостояния.

Существует так же возможность применения как бытовых, так и профессиональных аналоговых и цифровых видеокамер для астросъемки через окуляр телескопа. Видеокамеры обладают рядом преимуществ — они полностью автономны, т.к. питание осуществляется от аккумуляторной батареи большой емкости, а изображение сохраняется на магнитной ленте видеокассеты и связь с компьютером во время наблюдений не обязательна. Цифровые видеокамеры записывают на ленту уже оцифрованный сигнал со светочувствительного элемента, это означает, что для сброса данных в компьютер не требуется специальной платы видеозахвата, а достаточно простого очень дешевого контроллера интерфейса IEEE 1394 (он же iLink или FireWire). Современные цифровые видеокамеры верхнего ценового диапазона снабжены тремя ПЗС матрицами для регистрации изображения, при этом каждая матрица регистрирует излучение только в красном, зеленом и синем диапазоне спектра видимого света. Такая схема регистрации изображения позволяет получать картинку с широким динамическим диапазоном и высоким качеством передачи цветовых оттенков. Чувствительность видеокамер позволяет снимать планеты через окуляр телескопа с экспозицией каждого отдельного кадра до 1/25 секунды с частотой 25 кадров в секунду (для системы PAL) и меньше даже при относительном отверстии А ~ 50. Во многих моделях камер существует также режим так называемой "ночной съемки", когда из оптической схемы камеры выводится фильтр, отрезающий инфракрасную часть спектра. При этом можно говорить об увеличении чувствительности камеры, поскольку ПЗС матрицы часто обладают значительной чувствительностью в инфракрасном диапазоне. Основным недостатком цифровых видеокамер является их высокая стоимость и сложность получения с их помощью снимков объектов дальнего космоса в виду отсутствия в видеокамерах длительных выдержек. Однако можно рекомендовать любителям астрономии, владеющим цифровыми видеокамерами, использовать их для съемок Солнца, Луны, планет и даже ярких туманных объектов.

Но в последние годы, что оказалось несколько неожиданным, многие любители астрономии стали с большим успехом использовать для лунно-планетной съемки "ПЗС для бедных", т.н. Web-камеры7, недорогие массовые устройства, состоящие из ПЗС (реже КМОП) матрицы 640*480 пикселов в простейшем корпусе, короткофокусного объектива и интерфейса (как правило, USB). Они бывают как черно-белыми (8 битовыми), так и цветными (24 битовыми, по 8 бит на каждый канал). Недостатки этих камер — небольшой динамический диапазон, отсутствие длительных выдержек и большие шумы при отсутствии охлаждения. Однако для планетной съемки эти недостатки окупаются возможностью получать большое количество (до 15) кадров размера 640*480 в секунду. Даже искушенные мастера планетной фотографии, такие как Thierry Legault (http://perco.club-internet.fr/legault) и Tan Wei Leong (http://www.sg-planets.org) используют Web камеры наряду с астрономическими ПЗС камерами, или вообще перешли на Web камеры. К тому же цена наиболее приемлемых для использования в астрономии Web камер, таких, например, как наиболее подходящая для наших целей Philips PCVC740K ToUcam Pro летом 2003 была около 3000 рублей и их легко было купить в магазинах электроники. Доступность Web камер, невысокая цена, великолепные результаты, получаемые с их помощью, а так же возможность последующей доработки для фотографирования с большими выдержками — все эти аргументы определили выбор группы "Марс-патруль" — мы будем осваивать именно эту технику. И вот, в клубе появились две камеры Philips PCVC740K ToUcam Pro. Размер пиксела для ее матрицы 5.6 мкм, значит, для согласования камеры и телескопа, последний должен иметь относительное фокусное расстояние



: ASTRO
ASTRO -> Книга по астрологии, которая позволит вам самостоятельно составить личный гороскоп и использовать его в течение многих лет для лучшего понимания и предсказания ваших возможностей
ASTRO -> Исчисление времени
ASTRO -> Постигнуть эти законы можно только с помощью науки. За свои передовые взгляды Бируни подвергался преследованиям и трижды вынужден был покидать родину и жить в изгнании
ASTRO -> Поздеева И. В. (Индубала Деви Даси) – Джйотиш, или Ведическая астрология
ASTRO -> Бекітемін Ұто директоры Әбдиев Қ. С. 2015 ж
ASTRO -> Г. А. Тихов Қазақстанда және оның астроботаникасы
ASTRO -> Марион Марч и Джоан Мак-Эверс Лучший способ выучить астрологию (том 4) Техника предсказания
ASTRO -> Сведения о награжденных Почетной грамотой Государственной Думы Астраханской области четвертого созыва за 2009 год
ASTRO -> Сергей Алексеевич Вронский Том Планетология, часть I. Солнце и Луна
ASTRO -> Спецкурс «Астрофизика нейтронных звезд и черных дыр»


Достарыңызбен бөлісу:
  1   2


©netref.ru 2019
әкімшілігінің қараңыз

    Басты бет