Riprendere gli ammassi globulari può sembrare facile. Seppur di dimensioni angolari piuttosto ridotte (si consigliano almeno 1000 mm di focale) questi oggetti risultano infatti quasi sempre luminosi permettendo così l’utilizzo di bassi ISO. Anche dalla città, con l’ausilio di filtri anti-inquinamento luminoso e camere CCD è possibile ottenere ottimi risultati. Eppure, come sempre, la vita non è tutta rose e fiori. Specialmente il neofita otterrà immagini apparentemente belle finché non confrontate con quelle riprese dagli osservatori astronomici o da astrofotografi professionisti.

Il “trucco”, se così si può chiamare, esiste e consiste in piccoli accorgimenti da applicare sia durante la ripresa che durante la post produzione. Vediamo quindi come fare operativamente sul campo, prendendo come esempio l’ammasso globulare M3 ripreso al fuoco diretto di un telescopio RC8.

COME RIPRENDERE UN AMMASSO GLOBULARE

A differenza di molti altri oggetti celesti dove il tempo di esposizione va scelto in funzione del rapporto segnale/rumore presente al momento dello scatto, nel caso degli ammassi globulari è il livello di saturazione del vostro sensore a giocare un ruolo fondamentale. Infatti è inutile riprendere le stelle più deboli di un ammasso globulare se il suo nucleo risulterà bruciato. A patto di non utilizzare una doppia esposizione, vediamo come ottenere operativamente una corretta esposizione.

Iniziamo quindi con l’affrontare il problema ovvero evitare di bruciare il nucleo dell’ammasso. In particolare ricordiamo che le stelle del nucleo sono bruciate perché il numero di fotoni che hanno raggiunto i pixel di quella regione sono “troppi” ed hanno mandato in saturazione il sensore. La saturazione può essere così eccessiva che alcuni “fotoelettroni” possono passare ai pixel vicini con conseguente perdita di dettaglio. Pertanto, esponendo per le deboli stelle periferiche si otterrà un nucleo omogeneamente bianco dove le stelle non sono praticamente distinguibili.

Per fare ciò dobbiamo ridurre al minimo il numero di stelle saturate. Come fare ad individuarle dato che tutte le stelle in foto risultano praticamente bianche? Dato che l’occhio non si comporta più come un buon metro di misura, utilizziamo strumenti più efficaci e scientifici: l’istogramma o ancor meglio la funzione Threshold di IRIS. Aprite quindi l’immagine appena scattata con IRIS come mostrato in Figura 1, risulterà più o meno scura a seconda della posizione dei cursori presenti nel tool Threshold.

Figura1: l'immagine di M3 così come aperta in IRIS e regolata premendo sul tasto Auto del tool Threshold.

A questo punto zoomate sul nucleo e muovete il primo dei due cursori del tool Threshold verso destra finché le stelle al centro risulteranno distinte e non sature (vedi Figura 2). Spostatevi quindi sulle stelle più luminose e leggete i valori di RGB che appaiono in basso a destra di IRIS. Nel caso in esame avremo valori massimi intorno ai 15400 ADU inferiori seppur di poco ai 16384 ADU massimi dati dalla dinamica della nostra fotocamera (14 bit, Canon EOS 500D).

Figura 2: il nucleo di M3 risolto in stelle.

Nel caso in cui il livello di luminosità delle stelle più luminose sia proprio 16384, allora state sovraesponendo e quindi dovrete diminuire il tempo di esposizione o gli ISO. Se sul computer che utilizzate per l’acquisizione delle immagini notturne non avete IRIS, allora provate con un qualsiasi programma di elaborazione delle immagini tirando l’istogramma verso destra. Se alcune stelle risulteranno sovraesposte allora vuol dire che il tempo di esposizione o gli ISO che state utilizzando sono troppo elevati. Se avrete seguito questo semplice consiglio allora al termine della nottata avrete dei light frame (delle immagini) esposte correttamente e pronte per l’elaborazione. Immagini di ammassi globulari sovraesposti non sono più recuperabili in post produzione.

COME ELABORARE UN AMMASSO GLOBULARE

Oltre all’acquisizione delle immagini astronomiche, anche l’elaborazione gioca un ruolo importante al fine di ottenere un’ottima astrofoto. Per gli ammassi globulari procedete come al solito calibrando i light frame con bias, dark e flat ed infine mediate i light frame calibrati. Questo potrete farlo con IRIS o con qualsiasi altro programma dedicato. Fatto questo potete operare in due modi differenti:

DYNAMIC STRETCHING

Con IRIS potete ottenere una bella immagine del vostro ammasso globulare correttamente esposto andando sul menù view → Dynamic stretching. Si aprirà una finestra. Cliccate su auto nel tool Threshold e successivamente spostate i due cursori, uno dopo l’altro, del tool Dynamic stretching finché non avrete stelle periferiche e del nucleo correttamente esposti (vedi Figura 3).

Figura3: l'ammasso globulare M3 ben bilanciato grazie al dynamic stratching.

LE CURVE DI PHOTOSHOP CS

Elaboriamo in IRIS o in qualsiasi programma dedicato l’ammasso globulare in modo che il nucleo sia correttamente esposto (stelle non saturate). Infatti anche se l’immagine è stata ripresa correttamente, con le curve o il tool Threshold è possibile “bruciare” l’immagine in fase di elaborazione! Apriamo quindi l’immagine ottenuta con Photoshop CS. Premete quindi la combinazione di tasti CTRL+M e si aprirà il tool “curve”. A questo punto, di solito, aumentate la luminosità delle stelle più deboli spostando la curva in alto. In questo modo otterrete un’immagine dell’ammasso globulare con il nucleo completamente “bruciato”, come mostrato in Figura 4.

Figura4: Come solitamente si tirano le curve per oggetti deepsky.

Qui proponiamo invece di andare per piccoli passi come riportato in Figura 5 dove la curva viene alzata solo leggermente. Il processo può (deve) essere ripetuto per un numero elevato di volte a volte persino alcune decine. In questo modo si eviterà di bruciare la parte centrale dell’ammasso aumentando la luminosità delle stelle periferiche.

Figura5: i micropassi da seguire per evitare di bruciare il nucleo dell'ammasso globulare.

L’utilizzo delle curve dipende molto dall’immagine di partenza. Se il risultato non vi convince provate a modificare quest’ultima finché non otterrete il meglio dalla vostra foto.

In questo articolo abbiamo descritto i passi da percorrere per ottenere buone immagini di ammassi globulari. Per maggiori informazioni o ulteriori metodi di ripresa/elaborazione di tali ammassi contattateci all’indirizzo davide@astrotrezzi.it . Di seguito un’immagine che mostra la differenza tra una buona foto di M3 ed una sovraesposta (in ripresa o elaborazione).

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Ritchey-Chrétien GSO 203 mm f/8

Camera di acquisizione (Imaging camera): Canon EOS 500D (Rebel T1i) modificata Baader (Baader modded) [4.7 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore acromatico SkyWatcher 102mm f/5

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter):  non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 4752 x 3168 (originale/original), 4362 x 2982 (finale/final)

Data (Date): 04/05/2014

Luogo (Location): Sormano – CO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 9 x 600 sec at/a 400 ISO.

Calibrazione (Calibration): 3 x 600 sec dark, 40 bias, 35 flat

Fase lunare media (Average Moon phase): 29.4%

Campionamento (Pixel scale): 1071.87/1958.17 = 0.5474  arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 1771 mm

Note (note):

M3 (NGC 5272) - 04/05/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Ritchey-Chrétien GSO 203 mm f/8

Camera di acquisizione (Imaging camera): Imaging Source DBK31.AU03 colori / color [4.65 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax5/6 + PixInsight + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TeleVue Powermate 5x (TeleVue Powermate 5x Barlow lens)

Filtri (Filter): Astronomik IR-cut

Risoluzione (Resolution): 1024 x 768

Data (Date): 04/05/2014

Luogo (Location): Sormano – CO, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di 200 frames

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 29.4%

Campionamento (Pixel scale):

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 8611 mm

(clicca qui per scaricare l’immagine originale in formato TIFF – click here in order to download the TIFF file)

Saturno - 04/05/2014

I sensori a semiconduttore che costituiscono il cuore delle reflex digitali e dei CCD astronomici sono sensibili non solo alla parte “visibile” dello spettro elettromagnetico ma anche al vicino infrarosso ed ultravioletto (si legga ad esempio l’articolo “Efficienza Quantica”). Sebbene la radiazione UV venga quasi completamente riflessa (e quindi filtrata) dalle lenti che costituiscono i nostri obiettivi fotografici e telescopi, la radiazione infrarossa attraversa imperturbata il sistema ottico raggiungendo direttamente il sensore. Persino i filtri che costituiscono la matrice di Bayer (RGB) dei più comuni sensori a colore sono piuttosto trasparenti alla radiazione infrarossa.

Ma perché questa radiazione è così dannosa? Il problema è che il piano focale dell’infrarosso è diverso da quello della luce visibile generando così aloni intorno alle nostre immagini. Proprio per ridurre questa “fastidiosa” componente della radiazione nonché altri difetti quali l’effetto Moiré e l’aliasing, gran parte delle aziende produttrici di reflex digitali, tra le quali Canon e Nikon, hanno deciso di montare di fronte al sensore a semiconduttore una serie di filtri IR/UV cut (vedi articolo “Filtri IR/UV-cut e luminanza”).

In particolare Canon (così come Nikon) monta due filtri IR/UV cut denominati Low Pass Filter (LPF). Il filtro LPF#2, noto anche come hot mirror, è il primo che la luce incontra ed è quello che taglia gran parte della radiazione infrarossa. Il secondo LPF#1 si trova invece proprio di fronte al sensore e, oltre a filtrare la radiazione UV ed infrarossa rimanente, protegge quest’ultimo dalla polvere. Le curve di trasmissione dei filtri LPF per le fotocamere Canon EOS 40D e Nikon D700 sono mostrate in figura 1. Come si vede la risposta di questi filtri è molto simile per le due case produttrici di reflex digitali.

Figura 1: curva di trasmissione per i filtri LPF nel caso delle reflex digitali Canon EOS 40D e Nikon D700

Si può osservare da figura 1 come questi filtri, ed in particolare LPF#2 tagli in maniera sostanziale la radiazione a 656.3 nm (linea Hα), di fondamentale importanza in astrofotografia dato che proprio in quella lunghezza d’onda emettono gran parte delle nebulose.

Proprio per questo motivo, gran parte degli astrofotografi modificano la propria fotocamera digitale rimuovendo o sostituendo il filtro LPF#2 con uno in grado di far passare le lunghezze d’onda intorno ai 656.3 nm e allo stesso tempo bloccare la radiazione infrarossa. Nel primo caso di parla di rimozione del filtro mentre nel secondo caso modifica Baader dal nome di una delle maggiori aziende produttrice di filtri per l’astronomia.

In ogni caso la rimozione completa del filtro LPF#2 non porta ad un forte degradamento dell’immagine dato che il filtro LPF#1 taglia comunque gran parte della radiazione infrarossa.

Se si vuole invece avere il sensore “nudo” ridonandogli la capacità di vedere sia nel vicino UV che infrarosso, allora è necessario rimuovere anche il filtro LPF#1. Questo tipo di modifica si chiama modifica Full Spectrum. Anche in questo caso il filtro LPF#1 può essere rimosso o sostituito con un filtro trasparente al fine di proteggere il sensore dalla polvere.

Figura 2 mostra come la rimozione del filtro LPF#2 o la sostituzione con un filtro Baader siano praticamente equivalenti se il filtro LPF#1 viene mantenuto in sede. La soluzione ideale in termini astrofotografici si ottiene rimovendo il filtro LPF#1 e sostituendo il LPF#2 con un filtro Baader o alternativamente uno di luminanza (vedi articolo “Filtri IR/UV-cut e luminanza”). Ovviamente in questo caso perderemmo completamente la funzione di auto-focus e pulizia del sensore.

Figura 2: risposta spettrale per vari filtri. In particolare LPF1 corrisponde alla rimozione completa del filtro LPF#2. Si riportano come esempio i filtri IR/UV cut quali il filtro Baader e la luminanza L prodotta dalla ditta Astronomik. In nero è indicato anche la risposta spettrale (indicativa) di un sensore Canon generico privato dei filtri LPF#1 e LPF#2. In verde infine è indicata la linea Hα.

Modificando la risposta spettrale di una reflex digitale, si va ovviamente anche a modificare il bilanciamento del bianco. Nel caso in cui la vostra fotocamera sia stata modificata Baader o avete rimosso il filtro LPF#2, esiste la possibilità di montare il filtro OWB (original white balance) in grado di rigenerare la risposta spettrale originale con annesso bilanciamento del bianco.

Purtroppo in molti casi la modifica delle reflex digitali comporta la perdita dell’auto-focus. Informatevi bene quindi prima di modificare la vostra fotocamera.

Prima di concludere vogliamo far notare come una reflex modificata Baader o con rimozione del filtro (LPF#2) non richiede l’utilizzo di filtri IR/UV cut o luminanza aggiuntivi. Nel primo caso addirittura tali filtri porterebbero ad una riduzione della capacità della fotocamera di raccogliere la luce nel rosso / vicino infrarosso. L’utilizzo di filtri IR/UV cut è invece fondamentale quando si utilizzano webcam astronomiche per riprese planetarie (controllate che non siano già montati dalla ditta madre). Riportiamo a titolo d’esempio la risposta spettrale della camera a colori Imaging Source DBK 21AU618.AS (figura 3). Come si vede i filtri RGB che vanno a costituire la matrice di Bayer del sensore lasciano passare parte della radiazione infrarossa. Questa, come detto in precedenza, va ad inficiare la qualità ottica delle nostre immagini.

Figura 3: risposta spettrale dei vari elementi fotosensibili (RGB) per la camera Imaging Source DBK 21AU618.AS

Misure spettroscopiche relative a reflex Canon EOS originali, modificate Baader, rimozione filtro LPF#2 e Full Spectrum saranno realizzate prossimamente da ASTROtrezzi con reticolo di diffrazione. Chi fosse interessato a partecipare alla campagna di misura/analisi può scrivere a ricerca@astrotrezzi.it . Si ringrazia Marco Gargano per il supporto tecnico (Figura 1 – curve relative alla fotocamera digitale Nikon D700; tutti i diritti sono riservati – vietata la pubblicazione/distribuzione).

Alla parola “filtro”, spesso si associa un colore. Questo perché la maggior parte dei filtri seleziona solo determinate lunghezze d’onda riflettendo le altre che quindi andranno ad assegnare uno specifico colore a ciascun filtro. Eppure esistono filtri trasparenti ovvero in grado di far passare tutta la radiazione visibile. Se a passare è però tutta la radiazione visibile, quale utilità hanno allora questi filtri?

Per comprenderlo dobbiamo ricordare che la luce visibile è solo una piccola parte di quella che prende il nome di radiazione elettromagnetica. In particolare un sensore a semiconduttore, come CCD e CMOS sono sensibili a radiazioni di lunghezza d’onda compresa tra circa 350 e 1100 nm. Ricordando che la luce visibile ai nostri occhi ha lunghezza d’onda compresa tra circa 390 e 700 nm, vuol dire che i sensori a semiconduttori osservano ben “oltre il visibile” ed in particolare nelle frequenze del vicino ultravioletto (UV, tra 350 e 390 nm) e del vicino infrarosso (IR, tra 700 e 1100 nm).

Se quindi ora vogliamo che un sensore a semiconduttore “veda” solo la radiazione visibile allora è necessario applicare a questo un filtro in grado di bloccare la radiazione UV e IR. Questo filtro è noto con il nome di luminanza (L), la cui curva di trasmissione la versione prodotta dalla ditta Astronomik è riportata in figura 1. Il filtro di luminanza può essere utilizzato o per aumentare la qualità ottica dell’immagine (nei rifrattori la radiazione IR e UV non viene focalizzata correttamente andando quindi ad inficiare la qualità ottica dello strumento) oppure nella composizione LRGB (per maggiori informazioni si legga l’articolo “La tecnica LRGB”).

Figura 1: (A) curva di trasmissione le filtro L Astronomik. Si può osservare come questo filtro copra tutto il range spaziato dai filtri RG e B della medesima marca (vedi articolo “Filtri colorati ed RGB”). (B) come appare il filtro L Astronomik da due pollici per telescopi astronomici.

Sul mercato esistono inoltre una notevole varietà di filtri del tutto simili a quelli di luminanza che prendono il nome di filtri IR-cut ovvero taglia infrarosso. In realtà, come per il filtro L, quasi gli IR-cut tagliano in realtà anche la componente ultravioletta della luce rilevabile da un sensore a semi-conduttore (talvolta infatti vengono riportati come filtri IR/UV cut). Esempi di curve di trasmissione per filtri IR-UV cut sono riportati in figura 2.

Figura 2: Curva di trasmissione per filtri IR/UV cut prodotti o venduti dalle aziende Astronomik, Baader Planetarium e Tecnosky. La regione dello spettro colorata in grigio rappresenta la regione del visibile. In nero tratteggiato è riportata la curva di trasmissione per il filtro L Astronomik. Si può osservare come tutti questi filtri coprano completamente lo spettro del visibile con code residue, più o meno lunghe, nel vicinissimo infrarosso e ultravioletto.

Quanto detto in questo articolo vale unicamente per camere CCD astronomiche monocromatiche. Reflex digitali e camere CCD a colori sono provviste ovviamente di un set di microfiltri RGB (matrice di Bayer) oltre che, talvolta, di uno o più filtri UV/IR cut montati di fronte al sensore. In questi casi l’utilizzo del filtro IR-cut o di Luminanza può risultare superfluo se non addirittura controproducente. Per maggiori dettagli si legga l’articolo “Filtri per camere a colori e OWB”.

I filtri colorati sono utilizzati in astrofotografia sia per evidenziare zone specifiche dell’atmosfera o della superficie dei pianeti sia per ricostruire immagini a colori con camere monocromatiche attraverso la tecnica di composizione RGB (vedi post “Costruire un’immagine a colori”). In particolare, nel secondo caso, sono stati sviluppati filtri specifici a banda passante, centrati rispettivamente nelle lunghezze d’onda del rosso (R), verde (G) e blu (B). Tali filtri possono essere montati di fronte ai sensori monocromatici delle camere CCD astronomiche oppure andare a formare, a gruppi di quattro, l’elemento fondamentale della matrice di Bayer di camere CCD a colori o reflex digitali. Esempio di curve di trasmissione per filtri R,G e B prodotti della ditta Astronomik sono riportati in figura 1.

Figura 1: (A) curva di trasmissione dei filtri RGB Astronomik. Si può osservare come l’unione dei tre filtri copra completamente lo spettro della luce visibile. (B) come appaiono i filtri RGB Astronomik da due pollici per telescopi astronomici.

Esistono poi numerosi filtri colorati per le osservazioni planetarie, generalmente identificati dal numero di Wratten (W). Quest’ultimo, derivando dalla fotografia tradizionale, non ha un riscontro scientifico vero e proprio assumendo per lo più un significato puramente estetico (colori caldi, colori freddi,…). Tra i principali filtri colorati utilizzati in astronomia ricordiamo: i filtri di colore rosso (W23A-W25) utili per l’osservazione diurna di Mercurio e Venere oltre ad enfatizzare dettagli superficiali di Marte o le bande di Giove.

Per la superficie di Saturno, nonché per ridurre il seeing nelle osservazioni lunari, consigliamo invece l’utilizzo del filtro arancio (W21) o dei filtri di colore giallo (W8-W12). Questi ultimi possono anche essere utilizzati per evidenziare i particolari delle atmosfere di Giove, Urano e Nettuno oltre alle tempeste su Marte. Sempre grazie a questi filtri è possibile migliorare l’osservazione della granulosità solare (in questo caso è necessario utilizzare contemporaneamente un filtro solare dedicato). Per la grande macchia rossa, i poli marziani e le nubi di Venere si consiglia invece un filtro verde (W56-W58). Particolari della superficie di Mercurio oltre a dettagli atmosferici di Venere, Marte, Giove e Saturno possono essere osservati invece grazie all’ausilio di filtri blu (W38A-W80A).  Analoghi a questi sono i filtri viola (in particolare il W47) che però permettono anche un aumento della qualità dell’osservazione degli anelli di Saturno.

Tutti i filtri colorati qui descritti possono essere utilizzati sia per l’osservazione visuale che per l’astrofotografia. Nel secondo caso, se ne consiglia l’utilizzo per riprese in bianco e nero dato che quelle a colori presenterebbero una forte dominante data dal filtro. A titolo d’esempio riportiamo in figura 2 le curve di trasmissione dei filtri colorati W15 (giallo), W25 (rosso), W58 (verde) e W80A (blu) venduti ad esempio in kit dalla ditta Orion.

Figura 2: (A) curva di trasmissione dei filtri colorati W15,W25,W58 e W80A. Per confronto, in tratteggiato, riportiamo la curva di trasmissione per i filtri RGB Astronomik. (B) come appare un filtro colorato W80A Meade da 1.25 pollici per telescopi astronomici.

I filtri colorati possono essere utilizzati anche per effettuare composizioni RGB anche se si consiglia vivamente l’utilizzo di filtri dedicati. Le curve di trasmissione di tutti i filtri colorati che obbediscono allo standard Wratten sono riportati nel documento “Transmission of Wratten filters” redatto da Allie C. Peed Jr. della Eastman Kodak Company. Alcune ditte come la Baader produce filtri colorati con standard differenti. In tal caso si rimanda al sito del produttore.

L’utilizzo dei filtri in astrofotografia è fondamentale, specialmente se si utilizzano CCD astronomiche e/o si riprende da zone soggette ad elevato inquinamento luminoso. Lo scopo dei filtri ottici è quello di selezionare regioni più o meno ristrette dello spettro elettromagnetico di un determinato tipo di polarizzazione oppure semplicemente diminuire l’intensità della sorgente luminosa. Nel primo caso si possono utilizzare materiali in grado di assorbire (filtri ad assorbimento) o riflettere (filtri a riflessione tra cui i filtri interferenziali o dicroici) determinate lunghezze d’onda. Nel secondo caso invece vengono sfruttate le proprietà di determinati materiali in grado di selezionare una determinata polarizzazione della luce (polarizzatori) ed infine nel terzo caso si utilizzano materiali in grado di riflettere parzialmente tutte le lunghezze d’onda del visibile (filtri neutri). I filtri ad assorbimento e riflessione sono caratterizzati da una quantità detta curva di trasmissione che rappresenta la capacità del filtro di far passare una determinata lunghezza d’onda della radiazione luminosa. Queste curve possono o non possono essere normalizzate ad uno (o 100%). I filtri neutri invece sono identificati dalla capacità o meno del filtro di far passare la luce visibile noto come coefficiente di trasmissione. Coefficiente di trasmissione e curva di trasmissione sono concetti differenti anche se ovviamente legati tra loro. Il primo dice quanta luce passa dal filtro, la seconda invece indica quale è la probabilità per tale luce di possedere una determinata lunghezza d’onda una volta passata attraverso filtro. Il valore assoluto del logaritmo in base dieci del coefficiente di trasmissione è detta densità ottica, grandezza fondamentale per la scelta dei filtri neutri. I polarizzatori invece hanno densità ottica variabile a seconda dell’angolo tra la polarizzazione della luce incidente e quella del polarizzatore, detta legge di Malus.

In questo post e nei seguenti analizzeremo in dettaglio quasi tutti i filtri utilizzati in astrofotografia, ed in particolare:

• filtri colorati ed RGB
• filtri IR/UV cut, luminanza
• filtri IR e UV
• filtri di contrasto, semi-apo, fringe killer, skylight e clear
• filtri neutral density
• filtri anti-inquinamento luminoso (CLS, UHC-S, UHC-E, UHC, IDAS LPS)
• filtri a banda stretta (Hα, SII, OIII, Hβ)
• filtri lunare, solare, planetario e skyglow
• filtri per camere a colori e OWB
• filtri fotometrici
• polarizzatori

Purtroppo non verranno presi in esame i filtri Hα per osservazioni solari a  cui sarà dedicata una sezione apposita.

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher BlackDiamond 200 mm f/4

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 383L+ B/W [5.4 μm] @ -12.0°C

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore acromatico SkyWatcher 102mm f/5

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presenti (not present)

Software (Software): PixInsight 1.8 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter): 2” Astronomik CCD R, G, B

Risoluzione (Resolution): 3362 x 2504 (originale/original), 3228 x 2370 (finale/final)

Data (Date): 24/03/2014

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): 4 x 720 sec bin 1×1 R (24/03/2014), 3 x  720 sec bin 1×1 G (24/03/2014), 4 x  720 sec bin 1×1 B (24/03/2014)

Calibrazione (Calibration): 10 x 900 sec bin 2×2 dark (25/03/2014), 39 bias (24/03/2014), 15 flat  (24/03/2014) RGB

Fase lunare media (Average Moon phase): 40.1% (24/03/2014)

Campionamento (Pixel scale):  1.38568 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 800 mm

Note (note): Composizione RGB / RGB composition.

M109 (NGC 3992) - 24/03/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Ritchey-Chrétien GSO 203 mm f/8

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 383L+ B/W [5.4 μm] @ -12.0°C

Montatura (Mount): SkyWatcher AZ-EQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore acromatico SkyWatcher 102mm f/5

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presenti (not present)

Software (Software): PixInsight 1.8 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter): 2” Astronomik CCD L, R, G, B

Risoluzione (Resolution): 3362 x 2504 (originale/original), 3261 x 2500 (finale/final)

Data (Date): 06/03/2014

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): 7 x 900 sec bin 1×1 L (06/03/2014), 4 x 900 sec bin 2×2 R (06/03/2014), 3 x 900 sec bin 2×2 G (06/03/2014), 4 x 900 sec bin 2×2 B (06/03/2014)

Calibrazione (Calibration): 10 x 900 sec bin 1×1 dark (08/03/2014), 59 bias (06/03/2014), 26 flat (06/03/2014) L, 10 x 900 sec bin 2×2 dark (08/03/2014), 73 bias (06/03/2014), 31 flat (06/03/2014) R, 10 x 900 sec bin 2×2 dark (08/03/2014), 73 bias (06/03/2014), 31 flat (06/03/2014) G, 10 x 900 sec bin 2×2 dark (08/03/2014), 73 bias (06/03/2014), 31 flat (06/03/2014) B

Fase lunare media (Average Moon phase): 33.4% (06/03/2014)

Campionamento (Pixel scale):  0.693058 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 1624 mm

Note (note): Composizione LRGB, l’immagine RGB è costruito sommando l’immagine del 24/03/2014 – LRGB composition, 24/03/2014 picture has been added to RGB image.

M109 (NGC 3992) - 06/03/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Canon EF 100-400mm f/5.6 L IS USM a/at 300 mm

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 383L+ B/W [5.4 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore (reftactor) SkyWatcher 70mm f/7

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): PixInsight + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): non presenti (not present)

Filtri (Filter): Astronomik CCD Hα 13nm, Astronomik CCD SII 13nm, Astronomik CCD OIII 12nm

Risoluzione (Resolution): 1681 x 1268 (originale/original), 1681 x 1193 (finale/final)

Data (Date): 19/03/2014

Luogo (Location): Sormano – CO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 3 x 900 sec bin 2×2 Hα, 4 x 1020 sec bin 2×2 SII, 3 x 1020 sec bin 2×2 OIII,

Calibrazione (Calibration): 5 x 900 sec bin 2×2 dark Hα, 5 x 1020 sec bin 2×2 dark SII, 5 x 1020 sec bin 2×2 dark OIII, 50 bias, no flat.

Fase lunare media (Average Moon phase): 89.0%

Note (note): RGB (SIIHαOIII)

NGC2246 - 19/03/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Rifrattore (refractor) Meade LXD 75 EMC  150 mm f/8

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 314L+ B/W [6.45 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): PixInsight 1.8 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TS APO 2.5x (TS 2.5x APO Barlow lens)

Filtri (Filter): IR-cut

Risoluzione (Resolution): 1392 x 1040 [Atik 314L+]

Data (Date): 13/03/2014

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): mosaico di 7 fotogrammi ciascuno somma di 50 frames da 0.001 s a -6°C (7 frame mosaic each one composition of 50 frames taken at -6 °C, exposure time 0.001 s)

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 92.6%

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 3060 mm

Luna - 13/03/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Rifrattore (refractor) Meade LXD 75 EMC  150 mm f/8

Camera di acquisizione (Imaging camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax5.1 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TeleVue Powermate 5x (TeleVue Powermate 5x Barlow lens)

Filtri (Filter): rosso (red)

Risoluzione (Resolution): 1280 x 1024 [Magzero MZ-5m]

Data (Date): 13/03/2014

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di circa 500 frames

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 92.6%

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 6096 mm

Marte - 13/03/2014

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Rifrattore (refractor) Meade LXD 75 EMC  150 mm f/8

Camera di acquisizione (Imaging camera): Celestron Neximage [5.6 μm], Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm], CCD Atik 314L+ B/W [6.45 μm]

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): non presente (not present)

Camera di guida (Guiding camera): non presente (not present)

Riduttore di focale (Focal reducer): non presente (not present)

Software (Software): Registax5.1 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): Lente di Barlow TeleVue Powermate 5x (TeleVue Powermate 5x Barlow lens)

Filtri (Filter): giallo (yellow), rosso (red), IR-cut

Risoluzione (Resolution): 640 x 480 [Celestron Neximage], 1280 x 1024 [Magzero MZ-5m], 1392 x 1040 [Atik 314L+]

Data (Date): 13/03/2014

Luogo (Location): Briosco – MB, Italia (Italy)

Pose (Frames): somma di circa 300 frames [Celestron Neximage, Magzero MZ-5m], 105 frame [Atik 314L+]

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 92.6%

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 6096 mm

Giove - 13/03/2014 (Magzero MZ-5m)

Giove - 13/03/2014 (Magzero MZ-5m)

Giove - 13/03/2014 (Celestron Neximage)

Giove e Ganimede - 13/03/2014 (Atik 314L+)

Siamo tutti a conoscenza dei famosi Photoshop CS e Camera RAW  per modificare ed elaborare il risultato degli scatti che abbiamo effettuato; ma questi programmi sono installabili ed utilizzabili su sistemi Windows o Osx.

Per tutti coloro che possiedono come sistema operativo del proprio pc LINUX, sono disponibili altri software che permettono l’elaborazione dei nostri scatti, fra tutti possiamo citare “The Gimp” per l’elaborazione vera e propria delle immagini, e “Raw Therapee” per la gestione ed elaborazione dei file RAW.

Questi software hanno pressoché le stesse funzionalità dei programmi poco prima citati per Windows o Osx, ma a differenza di questi ultimi si tratta di programmi Open-Source  o con licenza di software libero che prevede le seguenti 4 caratteristiche:

1. Libertà di eseguire il programma per qualsiasi scopo.
2. Libertà di studiare il programma e modificarlo.
3. Libertà di ridistribuire copie del programma in modo da aiutare il prossimo.
4. Libertà di migliorare il programma e di distribuirne pubblicamente i miglioramenti, in modo tale che tutta la comunità ne tragga beneficio

THE GIMP 

Viene considerato da molti come la valida alternativa “open” a Photoshop CS anche se vi sono alcune differenze fra i due programmi che analizzeremo meglio in seguito.

The Gimp è  un software che permette l’elaborazione delle immagini in diversi formati, sia proprietari che non. Grazie ad una moltitudine di plugin ed effetti aggiuntivi permette una vasta copertura di funzionalità, necessarie per le varie elaborazioni che si intende effettuare sulle immagini.

Le principali differenze fra The Gimp e Photoshop CS sono di seguito riportate:

• Photoshop non è compatibile con i plugin e script per GIMP, mentre GIMP offre una limitata compatibilità (con il plugin PSPI) ai plugin progettati per Photoshop, come i filtri 8BF.
• Photoshop non supporta il formato nativo di GIMP (XCF), mentre GIMP può leggere e scrivere il formato nativo di photoshop se con metodo di colore CMYK (PSD).
• GIMP e Photoshop hanno differenti caratteristiche nelle gestione dei colori. Photoshop supporta immagini a 16 bit, 32 bit e a virgola mobile, gli spazi colori Pantone, CMYK e CIE XYZ. GIMP, invece, supporta solo limitatamente lo spazio CMYK con un plugin aggiuntivo limitato. GIMP non può supportare, per motivi legali, lo spazio colore commerciale Pantone
• GIMP necessita di una minima conoscenza di programmazione per programmare gli script Python-Fu o Script-Fu, mentre Photoshop ha la possibilità di programmare macro (le azioni) e ripeterle con un tasto play (bisogna notare che questo meccanismo è meno flessibile degli script).
• Photoshop dispone di alcune funzionalità di produzione non implementate in GIMP, come il supporto nativo per i livelli di correzione colore (Adjustment layers, livelli che agiscono da filtri) e una cronologia di annullamenti che persiste tra le sessioni di lavoro.

I formati che possono essere gestiti da The Gimp sono JPEG, TIFF, PNG, GIF e BMP, e può inoltre gestire ed elaborare in modo completo i file RAW, semplicemente installando il plugin aggiuntivo “UFRaw”.

Come possiamo notare dall’immagine, la schermata di elaborazione dei file RAW tramite il plugin “UFRaw” si presenta molto intuitiva e con i vari controlli per i bilanciamenti posizionati secondo una logica di utilizzo; ciò permette un elaborazione sotto certi punti di vista molto più schematica, con i controlli principali in primo piano e l’istogramma attivo in continuo aggiornamento, in modo da poter verificare la stabilità delle varie elaborazioni effettuate.

Una volta effettuati i vari aggiustamenti sul file RAW, si può proseguire l’elaborazione dell’immagine stessa con altri strumenti o filtri forniti da The Gimp, oppure esportare l’immagine così ottenuta nel formato più adatto.

RAW Therapee

Questo software permette l’elaborazione dei file RAW sia nel formato CR2 di Canon, che nel formato NEF di Nikon. Questo programma non necessita di altri software (se non per ulteriori post elaborazioni) in quanto permette un controllo completo dei vari controlli per l’elaborazione delle immagini, fino all’esportazione in vari formati (Jpeg, TIFF, PNG a 8-16 bit) delle immagini appena elaborate.

L’interfaccia di gestione appare molto semplice ed intuitiva: Nel Pannello di sinistra dall’alto troviamo il modulo che riporta i dati RBG e HSV del pixel selezionato dal cursione; subito sotto vi è il modulo della cronologia delle modifiche effettuate, molto utile per avere sotto controllo i vari step effettuati nell’elaborazione dell’immagine.

Al centro troviamo lo spazio in cui possiamo vedere i vari risultati delle elaborazioni che stiamo effettuando direttamente sull’immagine sorgente.

Nel pannello di destra partendo dall’alto abbiamo l’istogramma della luminosità dell’immagine, del canale verde, blu e rosso. Subito sotto abbiamo il modulo per la selezione dei profili pre-salvati da assegnare all’immagine, oppure possiamo elaborare l’immagine agendo direttamente sui controlli presenti, dalla luminosità, al controllo dell’esposizione o agendo sulla curva di colore.

[contributo di Matteo Manzoni]

Riportiamo gli scarti, le prove ed altro riferiti al mese di Marzo 2014 (per maggiori informazioni cliccare qui).

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Nebulosa Testa di Cavallo - 06/03/2013

Costellazione di Orione e dintorni in H-alpha - 07/03/2014

NGC 2246 - 19/03/2014

Capiterà spesso, sfogliando schede tecniche relative a fotocamere digitali, di leggere due diciture che riportano numeri simili: pixel effettivi e pixel totali (vedi Figura 1). Cosa rappresentano questi numeri? Dietro a una così piccola differenza numerica esiste in realtà una profonda differenza tra i due concetti. Cominciamo quindi con il calcolare il numero di pixel relativo ad una determinata macchina fotografica. Come fare? Basta scattare un’immagine alla massima risoluzione possibile (RAW) e calcolarne la dimensione in pixel. A titolo d’esempio consideriamo le due reflex digitali di Figura 1. La Canon EOS 500D produrrà immagini da 4752 x 3168 pixel, mentre la Nikon D7000 da 4928 x 3264. Queste manterranno il rapporto tra i lati del sensore pari rispettivamente a 22.3 x 14.9 mm e 23.6 x 15.6 mm. Quindi secondo il nostro ragionamento, il numero di pixel di una fotocamera digitale sarà il prodotto tra la dimensione in pixel dei due lati delle immagini RAW riprese, quindi:

•  pixel CANON EOS 500D: 4752 x 3168 pixel = 15054336 pixel = 15.1 Mpixel
• pixel NIKON D7000: 4928 x 3264 pixel = 16084992 pixel = 16.1 Mpixel

dove ricordiamo che 1 Mpixel (Megapixel) è pari ad un milione di pixel. Andando a vedere le specifiche delle due camere, noteremo che questi valori sono prossimi a quelli denominati pixel effettivi. I pixel effettivi sono quei pixel del sensore CMOS che concorrono alla realizzazione dell’immagine a colori.

Figura 1: Dati tecnici delle camere Nikon D7000 e Canon EOS 500D così come riportati nei siti ufficiali delle due maggiori case produttrici di DSLR.

Questa è costruita, come riportato nel post “Costruire un’immagine a colori” dalla combinazione di tre immagini monocromatiche ottenute combinando i vari pixel della matrice di Bayer dotati di identico filtro colorato (RGB). Sempre in quel post abbiamo visto che esistono diversi algoritmi per demosaicizzare un’immagine RGB i quali richiedono il livello di luminosità dei pixel vicini d’ugual colore. Questo è sempre possibile per i pixel posizionati al centro dell’immagine, ma cosa succede ai pixel presenti sul bordo? È necessario in tal caso conoscere il livello di luminosità appena all’esterno del fotogramma. Proprio per questo motivo i produttori di fotocamere digitali hanno dedicato alcuni pixel ai bordi dell’immagine per questa funzione i quali però non contribuiranno all’immagine finale. Quindi hai 15.1 Mpixel e 16.1 Mpixel dell’esempio sopra riportato andranno aggiunti dei pixel “di cornice” utilizzati nel processo di demosaicizzazione dell’immagine. Il risultato finale pari a 15.1 e 16.2 Mpixel rappresenterà il numero effettivo di pixel che hanno contribuito alla formazione dell’immagine, i pixel effettivi.

Il numero di pixel totali del sensore CMOS sono un numero ancora superiore che negli esempi precedenti corrispondono a 15.5 Mpixel per la Canon EOS 500D e 16.9 Mpixel. Questi rappresentano i pixel che realmente costituiscono il sensore. Ma se 15.1 e 16.2 Mpixel concorrono nella formazione dell’immagine, a cosa servono gli altri 0.4 e 0.7 Mpixel? Sono i pixel utilizzati dalle case produttrici di fotocamere digitali per altri aspetti, molti protetti da segreto industriale, atti ad esempio alla valutazione e quindi riduzione del rumore. I valori di pixel effettivi e totale deve essere indicato per legge ai fini di valutare quanti dei pixel che costituiscono il sensore prendono effettivamente parte alla realizzazione dell’immagine.

Quale dei due numeri è utile a fini astrofotografici? Pixel reali o pixel effettivi? Ovviamente i secondi, dato che i pixel i quali non contribuiscono alla formazione dell’immagine, oltre a non essere accessibili dai più comuni software astrofotografici, sono spesso inutilizzabili a causa del segreto industriale che ne protegge la lettura. È possibile determinare il numero di pixel effettivi? Nel nostro esempio ci siamo fidati della scheda tecnica del produttore, ma possiamo accedere direttamente alla quantità di pixel periferici utilizzati nel processo di demosaicizzazione i quali però non contribuiscono alla dimensione in pixel dell’immagine finale? Ovviamente si, grazie al programma gratuito IRIS (o al costoso PixInsight). Infatti, aprendo un’immagine e digitando al terminare il comando info, ci apparirà la risoluzione reale dell’immagine pre-debayerizzazione:

 pixel effettivi CANON EOS 500D: 4770 x 3178 pixel = 15159060 pixel = 15.2 Mpixel

Questo valore differisce però da quanto riportato da casa Canon (15.1 Mpixel). I motivi di tale discordanza al momento non sono del tutto chiari 🙁 (appena avremo informazioni credibili aggiorneremo questa pagina web).

INTRODUZIONE

Newbie è un’applicazione JAVA sviluppata nell’ambito del progetto “Constellation” e del corso di astrofotografia digitale on-line di ASTROtrezzi.it . Scopo del programma è studiare come cambia la terna tempo di esposizione, diaframma e sensibilità. Quante volte infatti ci siamo posti il problema di voler conoscere il nuovo valore del tempo di esposizione al variare dell’apertura del diaframma o della sensibilità o di entrambi? Dal punto di vista matematico, data la terna di valori iniziali tempo di esposizione t1, diaframma f1 e sensibilità ISO1, questi sono legati alla terna finale (t2,f2,ISO2) dalla relazione:

(t1:t2) x (f2:f1) x (f2:f1) x (ISO1/ISO2) = 1

da cui fissati due dei tre parametri finali è possibile determinarne il terzo. Tempi, diaframmi ed ISO possono essere espressi in una qualsiasi unità di misura. Unico vincolo è che il tempo di esposizione deve essere espresso in forma decimale e non sessagesimale. Quindi 2 minuti e 30 secondi devono essere espressi come 2.5 minuti. Il programma ha finalità didattiche ma può essere utilizzato come comodo tool per sessioni astrofotografiche.

INSTALLAZIONE

Il programma Newbie v.1 è compatibile con MacOSX, Linux e Windows. Newbie richiede solo l’installazione di JAVA 7 (http://www.java.com/it/download/manual.jsp). Per verificare se JAVA è già presente sul vostro computer andate alla pagina di test http://www.java.com/it/download/testjava.jsp . Scaricate quindi il file Newbie_v1.jar dal link che trovate di seguito, copiatelo in una cartella qualsiasi del vostro computer (consigliamo la cartella Documenti) e quindi cliccateci sopra due volte per lanciarlo.

GUIDA ALL’UTILIZZO

Newbie v. 1 è stato sviluppato unicamente in lingua italiana. Cliccate due volte sul file Newbie_v1.jar per lanciarlo. Si aprirà la schermata di Newbie come mostrato qui sotto:

Schermata di Newbie (su Windows8).

A questo punto inserite partendo dall’alto i valori iniziali di Tempo di esposizione in secondi, Diaframma utilizzato espresso in f/ e Sensibilità utilizzata in ISO. Dopodiché decidete cosa volete calcolare cliccando su una delle tre opzioni messe a disposizione dal programma. Di default è selezionato il Tempo di esposizione. La voce selezionata dovrà essere lasciata invariata e quindi nel relativo campo dovrà apparire il valore zero. Riempite gli altri due campi con i valori finali (che possono, in uno dei due casi coincidere anche con quelli iniziali). Cliccate quindi su Calcola per eseguire il calcolo della voce selezionata. Per ritornare alle condizioni iniziali premete il tasto Reset altrimenti Esci per chiudere il programma. Se erroneamente si calcolano i parametri finali (t2,f2,ISO2) per valori di t1, f1 e/o ISO1 nulli, potrebbe apparire la scritta NaN. Premete Reset e inserite i valori corretti. Newbie v.1 è pensato per tempi di esposizione superiori al secondo. Per valori inferiori al secondo consigliamo la consultazione della Tabella sottostante.

In blu i tempi di esposizione indicati nei menù delle fotocamere digitali più comuni, in rosso il valore degli stessi espressi in secondi. Alcuni modelli di fotocamere potrebbero non avere tutti i valori riportati in tabella.

DISTRIBUZIONE E SVILUPPO

Newbie è un programma open source completamente gratuito. Malgrado questo è vietata la distribuzione se non autorizzata dall’autore. Tale autorizzazione può essere richiesta inviando un e-mail all’indirizzo davide@astrotrezzi.it . E’ possibile scaricare il sorgente direttamente da questo sito (vedi sezione DOWNLOAD). Per partecipare allo sviluppo di Newbie e degli altri applicativi di Constellation inviate un mail a ricerca@astrotrezzi.it .

DOWNLOAD

Di seguito riportiamo il link per scaricare il programma Newbie v.1 ed il sorgente per sviluppatori:

• Newbie versione 1 : programma (JAR) , sorgente per sviluppatori (ZIP)

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Newton SkyWatcher BlackDiamond 150 mm f/5

Camera di acquisizione (Imaging camera): CCD Atik 383L+ B/W [5.4 μm] @ -15.0°C

Montatura (Mount): SkyWatcher NEQ6

Telescopio o obiettivo di guida (Guiding telescope or lens): Rifrattore ED (ED reftactor) Tecnosky Carbon Fiber 80mm f/7

Camera di guida (Guiding camera): Magzero MZ-5m B/W [5.2 μm]

Riduttore di focale (Focal reducer): non presenti (not present)

Software (Software): PixInsight 1.8 + Adobe Photoshop CS3

Accessori (Accessories): correttore di coma Baader MPCC (Baader MPCC coma corrector)

Filtri (Filter): 2” Astronomik CCD L

Risoluzione (Resolution): 3362 x 2504 (originale/original), 3329 x 2512(finale/final)

Data (Date): 29/12/2013

Luogo (Location): Sormano – CO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 9 x 50 sec bin 1×1 L, 10 x 100 sec bin 1 x 1 L, 7 x 200 sec bin 1 x 1 L, 13 x 300 sec bin 1 x 1 L

Calibrazione (Calibration): 20 x 50 sec bin 1×1 dark, 20 x 100 sec bin 1×1 dark, 20 x 200 sec bin 1×1 dark, 20 x 300 sec bin 1×1 dark, 56 bias, 31 flat

Fase lunare media (Average Moon phase): 9.0%

Campionamento (Pixel scale):  2.9510652 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): Riportiamo il canale di Luminanza (HDR di quattro esposizioni) e l’immagine finale LRGB ottenuta utilizzando la ripresa RGB del 25/12/2011. (LRGB image obtained using the 25/12/2011 RGB picture + HDR luminance).

M42 (NGC 1976) - 29/12/2013 (Luminanza HDR)

M42 (NGC 1976) - 29/12/2013 (composizione LRGB)