Jacek Bobowik  Od laika do astrofotografika
15 września 2012
Część V Cel: ładne gwiazdy w całym kadrze
W długoczasowej astrofotografii, aby utrzymać dokładnie kadr w
jednym miejscu w całym okresie naświetlania pojedynczej klatki musimy
się dość poważnie zmierzyć ze skutecznie przeszkadzającym nam w tym
ruchem obrotowym naszej planety.
Jeżeli ustawimy nasz zestaw nieruchomo i spróbujemy zrobić
kilkunastominutową klatkę otrzymamy obraz gwiazd w postaci lekko
zakrzywionych kresek. W związku z ich krzywą trajektorią, ponieważ
jesteśmy na powierzchni obracającej się kuli, gdybyśmy próbowali skupić się na jednym punkcie i
wykonywać korekty w osi pionowej i poziomej (montaże azymutalne) to wówczas po jakimś czasie
nasz kadr się obróci. Aby uniknąć tej rotacji skonstruowano montaże paralaktyczne, w których jedna z
osi wskazuje na nieruchomy biegun północny.
Pozwala nam to wykonując śledzenie obiektu
położonego na niebie na utrzymanie w polu widzenia
kadru bez potrzeby jego osiowych korekt.
Aby uzyskać nieporuszone gwiazdy musimy utrzymać
obiekt w kadrze ze średnią dokładnością mieszczącą
się w granicach +/- 1 piksel. Aby ocenić jak to się
przekłada na rzeczywistą wymaganą dokładność
stabilnego prowadzenia naszego montażu musimy
wyliczyć używając wcześniej poznanego wzoru, jaka
jest rozdzielczość naszego zestawu, czyli jaki fizyczny ruch naszego kadru podany w [arcsec]
przypadnie na interesujący nas jeden piksel.
Dla potrzeb tych obliczeń, dla kamer kolorowych z maską RGB można przyjąć rozmiar piksela X 1, 5,
ponieważ piksel stworzonego w tej konstrukcji obrazu jest wynikiem algorytmu interpolacji czterech
sąsiednich pikseli fizycznych, z których każdy jest przesłonięty w przypadku maski Bayera przez jeden
z filtrów RGGB. Rozdzielczość tak stworzonego obrazu jest delikatnie naciągana w stosunku do
fizycznej podawanej rozdzielczości matrycy, ale co za tym idzie w tym przypadku daje nam większą
tolerancję na ew. błędy prowadzenia.
Przykładowo, jeżeli użyjemy aparatu Nikon D50 (kolorowa matryca RGB), którego podawany rozmiar
piksela matrycy wynosi 7,8 um i obiektywu o ogniskowej 100 mm, uzyskamy rozdzielczość naszego
zestawu 24,13 arcsec/piksel. Jeżeli natomiast użyjemy monochromatycznej kamery ATiK 383L+ o
rozmiarze piksela 5,4 um i teleskopu o ogniskowej 1000 mm, to uzyskamy rozdzielczość naszego
zestawu 1,11 arcsec/piksel.
Mając takie wyliczenia możemy przystąpić do wyboru montażu, który przy ciężarze naszego zestawu
albo samodzielnie sprosta tym wymaganiom, albo będzie pozwalał sobie pomóc w osiągnięciu
wymaganej dokładności.
9 | S t r o n a
Jacek Bobowik  Od laika do astrofotografika
15 września 2012
Spora grupa dostępnych paralaktycznych montaży nie jest w stanie samodzielnie poradzić sobie z
dokładnym prowadzeniem na oczekiwanym przez nas poziomie z powodu niedokładności wykonania
własnych elementów mechanicznych,
których powodem jest błąd okresowy (PE)
oraz losowe odchylenia od trajektorii
prowadzenia zwane potocznie
 ziarnistością montażu.
Do sprowadzenia dokładności śledzenia
naszego obiektu przez montaż do
wymaganych poziomów będzie nam
potrzebne zastosowanie wcześniej już
wspominanej techniki (guiding), opierającej
się na odrębnym śledzeniu gwiazdy w pobliżu fotografowanego celu, jej precyzyjnej analizie pod
kątem ew. odchyleń i zwracania informacji do montażu o kierunku i długości wykonania niezwłocznej
korekty, aby nasza oczekiwana dokładności prowadzenia mieściła się w zakładanym zakresie.
Używany do tego celu głównie przy krótszych ogniskowych i większych rozdzielczościach zestawu,
zewnętrznego refraktora lub przy dłuższych ogniskowych Off-Axis-Guider (OAG), który za pomocą
swojej konstrukcji pozwala przy użyciu pryzmatów na śledzenie gwiazdy za pomocą tego samego
teleskopu, którym fotografujemy nasz obiekt. Zewnętrzny refraktor daje nam zwykle w porównaniu z
OAG większą dostępność gwiazd w swoim polu widzenia, ale przy większych ogniskowych ze względu
na wymaganą większą dokładność prowadzenia oraz większe ryzyko rozkalibrowania się kadrów
śledzonej gwiazdy i fotografowanego obiektu poprzez różne ugięcia jest często trudny do
zastosowania.
Do ustawień parametrów prowadzenia będziemy musieli podchodzić całkowicie eksperymentalnie.
Będą na nie miały wpływ zastosowane elementy naszego zestawu i warunki zewnętrzne podczas sesji
astrofotograficznej. Jednym z parametrów jest czas naświetlania kamery prowadzącej, który w
większości przypadków będzie dobrany w zależności od stabilnej dostępności gwiazd w jej polu
widzenia w zakresie ok. 2-5 sekundy. Ważne będzie ustawienie minimalnego ruchu na jaki będzie
reagował autoguider oraz maksymalnego ruchu wykonywanej korekty, zwykle w obu osiach
oddzielnie tak, aby zgrubnie uodpornić nasze wsparcie prowadzenia na niepotrzebne reakcje
spowodowane np. niestabilnością atmosfery, pokonywaniem skutków luzów w mechanice naszego
montażu lub chwilowymi podmuchami wiatru.
Należy obowiązkowo wykonać kalibrację gwiazdy prowadzącej, aby oprogramowanie dopasowało
kierunki i skalę prędkości korekt do naszego zestawu. Jeżeli nie zmieniamy przed kolejną sesją optyki
i położenia kamery w zestawie, to ponowna kalibracja nie będzie konieczna, jeżeli oprogramowanie
oczywiście potrafi zapamiętać parametry poprzedniej.
Powinniśmy mieć pewność, że nasz montaż jest poprawnie ustawiony na gwiazdę polarną, co
możemy sprawdzić uruchamiając na kilkanaście minut całe wsparcie prowadzenia na gwiez
dzie
umiejscowionej na południu w okolicach równika niebieskiego, a następnie na podobnej wysokości
na wschodzie lub zachodzie, wyłączając jednocześnie możliwość wykonywania korekt przez montaż.
Jeżeli nasze wykresy w skali obejmującej amplitudę zmian, a szczególnie wykres deklinacji będą
10 | S t r o n a
Jacek Bobowik  Od laika do astrofotografika
15 września 2012
oscylowały na jednym poziomie a nie uciekały z kadru, to możemy uznać, że ustawienie jest
poprawne.
W trakcie wykonywania korekt przez montaż należy dobrać parametrami związanymi z ustawieniem
agresywności w obu osiach ostatecznie takie wartości, aby wykonywane korekty generalnie kończyły
się w okolicach osi zerowej naszego wykresu.
Kolejną naszą przeszkodą w osiągnięciu celu będą wady zastosowanej optyki, które w zależności od
użytego rozmiaru matrycy będą ujawniały nam zniekształcenia naszego kadru na jego obrzeżach. Im
większy detektor, tym większe problemy z zapanowaniem nad równym polem widzenia naszego
zestawu. Jeżeli w naszej konfiguracji ujawnią się tego typu niedoskonałości będziemy musieli
zaopatrzyć się w dodatkowy i odpowiedni do naszego teleskopu korektor. Posiada on poza fizycznym
rozmiarem jeszcze dwie ważne cechy, które są istotne w dopasowaniu poszczególnych elementów.
Pierwszy to ew. zmiana ogniskowej przez korektor, zwykle redukcja, co powoduje wpływ na takie
parametry naszego zestawu jak np. pole widzenia, rozdzielczość, światłosiła. Następny istotny
parametr podawany przez producenta to zalecana odległość korektora od matrycy naszej kamery,
która powinna być ostatecznie dobrana w pobliżu rekomendowanych wartości w naszym zestawie
razem z stosowanymi filtrami eksperymentalnie. Do takiego zadania możemy użyć np. złączkę o
płynnie regulowanym zakresie swojej długości.
Zalecana odległość determinuje również dobór odpowiednich rozmiarów elementów, które
planujemy zmieścić jeszcze pomiędzy korektorem a kamerą.
Kluczowa dla uzyskania oczekiwanego pozytywnego efektu jest kolimacja zastosowanego w zestawie
teleskopu oraz osiowość zamontowania detektora i korektora w torze optycznym. Wymagana
dokładność w tym zakresie rośnie wraz z
rozmiarem zastosowanej przez nas matrycy.
Najlepiej w celu wyeliminowania nierówności
połączeń, które są jedną z głównych przyczyn nie
osiowego położenia jest zastosowanie połączeń
gwintowych od wyciągu aż to samej kamery, ale
często i tak to jest niewystarczające. Wówczas
można zastosować złączki o zmiennym kącie
nachylenia, które skompensują nam ostatecznie
powstałe w tym zakresie odchylenia. Kolimację
należy wykonać wtedy dwustopniowo, najpierw
bez osprzętu bezpośrednio w wyciągu dokładnie
ustawić teleskop, a następnie po zamontowaniu wszystkich elementów w miejscu kamery umieścić
kolimator i skorygować złączką ew. odchylenia.
Inne czynniki wpływające na problemem z naszym kadrem mogą wynikać z ugięć, jakie wprowadzają
ciężkie podzespoły naszego zestawu (teleskop-kamera) na jego najmniej sztywne elementy, co w
efekcie oznacza, iż po zmianie położenia naszego teleskopu możemy mieć nagle zupełnie inne
parametry kolimacji i osiowości, z którymi wcześniej się zmagaliśmy.
11 | S t r o n a
Jacek Bobowik  Od laika do astrofotografika
15 września 2012
Naszym sprzymierzeńcem nie będzie również wiatr, wilgoć, nieschłodzony odpowiednio teleskop, czy
czasami nawet za mocny ucisk zamocowań lustra głównego naszego teleskopu zwierciadlanego lub
uciskająca przy spadającej temperaturze cela soczewek w refraktorze.
Na okoliczność negatywnego wpływu zewnętrznych warunków atmosferycznych należy zapewnić
teleskopom zwierciadlanym w warunkach nadmiernego zawilgocenia odrośniki, a w karbonowych
konstrukcjach, które są dobrymi izolatorami dodatkowo stałą wentylację. Wszelkie elementy
soczewkowe narażone na roszenie należy dogrzewać delikatnie (np. dedykowanymi grzałkami), aby
ich temperatura oscylowała minimalnie powyżej punktu rosy, a wszystkie elementy, które podczas
niewielkich podmuchów wiatru mogą nam się poruszać odpowiednio zabezpieczyć.
12 | S t r o n a