INTRODUZIONE

VIRGO è un’applicazione JAVA sviluppata nell’ambito del progetto “Constellation” di ASTROtrezzi.it. Scopo del programma è calcolare il tempo di esposizione corretto per un’immagine astronomica ripresa con cavalletto, reflex digitale e obiettivo. Dal punto di vista matematico, il tempo di esposizione t, espresso in secondi, è determinato a partire dalla seguente equazione:

t [sec] = k1 x k2 x d [μm] / F [mm]

dove k1 è una costante che vale 14 per stelle sull’equatore celeste, 20 per stelle a +/- 45° di declinazione e 28 per stelle a declinazioni superiori. k2 è un’altra costante che vale 1.5 per avere riprese con stelle puntiformi, 4 per avere stelle leggermente allungate e 6 per avere stelle appena accettabili. d infine è la dimensione in micrometri dei pixel della camera utilizzata ed F la focale in mm dell’obiettivo. Questa equazione è stata implementata in VIRGO v. 0.1 dove k1, invece di essere una funzione discontinua è stata parametrizzata con una parabola di equazione 14  + 0,1*Dec. (gradi) + 0,00049*Dec. (gradi)^2. In questo modo è possibile dare una stima più precisa di k1 in funzione dell declinazione dell’oggetto da riprendere. Per aiutare l’utente in VIRGO v. 0.1 è stata inserita una lista di fotocamere digitali (Canon EOS e Nikon) in modo da lasciare al programma la determinazione della dimensione dei pixel in micrometri. Nel caso in cui la vostra fotocamera non fosse presente nella lista, consigliamo di mandare un mail a davide@astrotrezzi.it . Questa verrà implementata nella release successiva del programma. Dato che VIRGO è stato pensato come un’utility per riprese a medio/grande campo, abbiamo inserito nella versione 0.1 la lista di tutte le costellazioni del cielo. In questo modo, il parametro k1 verrà calcolato automaticamente, prescindendo dalla conoscenza della declinazione media della costellazione in esame. All’utente non rimane quindi che conoscere la lunghezza focale del proprio obiettivo espressa in mm ed inserirla nel programma.

INSTALLAZIONE

Il programma VIRGO v.0.1 è compatibile con MacOSX, Linux e Windows. VIRGO 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 virgo_01.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

VIRGO v. 0.1 è stato sviluppato unicamente in lingua italiana. Cliccate due volte sul file virgo_01.jar per lanciarlo. Si aprirà la schermata di VIRGO come mostrato qui sotto:

A questo punto cliccate sulla freccetta rivolta verso il basso nel menù a tendina Modello Fotocamera. Si aprirà una lista di DSLR, selezionate il vostro modello cliccandoci sopra. Se la vostra fotocamera non è presente nella lista, inviate un mail a davide@astrotrezzi.it . Questa verrà implementata nella release successiva del programma. Successivamente digitate la lunghezza focale del vostro obiettivo. Se utilizzate obiettivi a focale fissa allora la Focale Obiettivo corrisponde al numero riportato sull’obiettivo (ad esempio 8mm, 50mm, 300mm…). Se invece utilizzate uno zoom allora il numero da inserire in Focale Obiettivo è la lunghezza focale d’utilizzo che la leggete sulla ghiera (o sul tubo ottico) del vostro zoom. Ovviamente, se ad esempio possedete uno zoom 70-300 mm, la Focale Obiettivo sarà un numero compreso tra 70mm e 300mm.  Ora spostatevi nel campo Costellazione e cliccate sulla freccia rivolta verso il basso nel menù a tendina Costellazione. Apparirà una lista di tutte le costellazioni del cielo (boreale ed australe). Cliccate sulla costellazione da riprendere o sulla costellazione che contiene l’oggetto che volete riprendere. Per il calcolo di k1 verrà considerata la declinazione media della costellazione. A questo punto non vi resta che spuntare la qualità della vostra ripresa astronomica, ovvero se volete stelle puntiformi, oblunghe o leggermente mosse. Fatto questo cliccate su Calcola e nel campo Tempo di esposizione apparirà il temo di esposizione espresso in secondi. A questo punto potete o cliccare su Reset o su Esci o su Salva. Nel primo caso ritornerete alla situazione iniziale, con tutti i campi resettati. Nel secondo caso uscirete dal programma VIRGO. Nell’ultimo caso verrà creato un file di nome virgo.txt nella stessa cartella dove è contenuto il programma. Nel file virgo.txt troverete un riassunto del calcolo appena svolto. In questo modo potete fare una lista di tempi di esposizioni a seconda dei vari oggetti da riprendere o di obiettivi da utilizzare da portare con voi sul campo.

Riportiamo a titolo d’esempio quanto riportato nel file virgo.txt per l’esempio in figura:

Camera: Canon EOS 700D – focale obiettivo: 70.0 mm – costellazione: Auriga –

tempo di esposizione: 4.8012576 sec ### stelle oblunghe

DISTRIBUZIONE E SVILUPPO

VIRGO 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 VIRGO e degli altri applicativi di Constellation inviate un mail a ricerca@astrotrezzi.it . Matteo Manzoni, collaboratore di ASTROtrezzi, ha sviluppato VIRGO per dispositivi mobili con sistema operativo Android. La versione 1.1 (17/03/2014), sorgente e applicativo, è disponibile nella sezione download.

DOWNLOAD

Di seguito riportiamo il link per scaricare il programma VIRGO v. 0.1 ed il sorgente per sviluppatori:

• VIRGO versione 0.1 : programma (JAR) , sorgente per sviluppatori (ZIP)
• VIRGO per smartphone versione 1.1: programma (APK), sorgente per sviluppatori (ZIP)

Nel post “La volta celeste da cieli urbani e suburbani” abbiamo posto le basi necessarie per individuare i quattro punti cardinali e in particolare la posizione della stella Polare. Ciò, abbiamo detto, è particolarmente semplice nei mesi compresi tra Marzo e Giugno, ossia quando la costellazione dell’Orsa Maggiore è alta sopra l’orizzonte. Quest’ultima frase sottende il fatto che le costellazioni in cielo si muovono. Questo moto non coinvolge le singole stelle ma la volta celeste nel suo complesso, lasciando pertanto invariata la forma delle costellazioni.

Infatti è possibile notare come durante la notte tutte le stelle, fisse nella loro reciproca posizione relativa, sembrano ruotare da est verso ovest tracciando delle circonferenze intorno alla stella Polare ed intorno ad un punto posto sotto l’orizzonte a sud come mostrato in figura.

Figura 1: A sinistra è visibile il moto relativo delle stelle intorno al polo celeste (nord). A destra invece è possibile notare come le stelle più basse a sud incominciano a ruotare intorno all'altro polo celeste (sud)

In realtà questo effetto è una diretta conseguenza del fatto che la Terra ruota su se stessa. Esistono quindi solo due punti nel cielo che non partecipano al moto della volta celeste ovvero quelli che giacciono esattamente sull’asse di rotazione terrestre. Questi punti a seconda che si trovano sopra il polo nord o sud terrestre prendono rispettivamente il nome di polo celeste nord e polo celeste sud. La stella Polare si trova a pochissima distanza dal polo celeste nord e questo spiega perché è l’unica stella che dalle nostre latitudini non cambia mai la sua posizione nel cielo. Purtroppo non esiste una stella luminosa nei pressi del polo celeste sud e questo fa si che, in termini di orientamento il nostro emisfero (boreale) sia sicuramente avvantaggiato rispetto all’altro (australe).

Visto dallo spazio i poli celesti si trovano esattamente sopra i rispettivi poli terrestri. Pertanto un osservatore posto a una latitudine λsulla superficie terrestre osserverà il polo celeste a un’altezza λ (in gradi) sopra l’orizzonte. Per gli astrofili e astrofotografi Italiani quindi la stella Polare si troverà ad un’ altezza compresa tra 35° (Lampedusa) e 47° (Alto Adige) dall’orizzonte nord.

Riassumendo, nel corso della notte, tutta la volta celeste e quindi le stelle, sembrano ruotare rigidamente in senso antiorario intorno ad un unico punto fisso identificato nel nostro emisfero dalla stella Polare. Questo è lo stesso moto che ogni giorno percorrono il Sole, la Luna e tutti i corpi del Sistema Solare. Se ora supponiamo di registrare la posizione di una stella a una determinata ora della notte allora, dopo una rotazione completa della Terra intorno al suo asse, ovvero dopo un giorno, questa dovrebbe trovarsi nella stessa identica posizione. Questo sarebbe vero solo se la Terra non partecipasse al moto di rivoluzione intorno al Sole. Il moto di rivoluzione intorno al Sole fa si che al normale moto di rotazione terrestre si debba aggiungere un moto di rotazione “fittizio” di periodo 365 giorni 6 ore 9 minuti e 10 secondi (anno siderale). Ecco quindi che una stella si troverà nello stesso punto del cielo non dopo 23 ore 56 minuti e 4 secondi, noto come giorno siderale ma dopo circa 24 ore noto come giorno solare vero. In realtà a seguito dell’orbita non perfettamente circolare della Terra e dell’angolo di inclinazione del pianeta rispetto al piano orbitale, il giorno solare vero varia durante l’anno con un minimo di 23 ore 59 minuti e 39 secondi a cavallo del 17 Settembre ed un massimo di 24 ore 0 minuti e 30 secondi a cavallo del 24 Dicembre. Per tale motivo spesso si preferisce usare il giorno solare medio pari a 24 ore esatte.

In questo post abbiamo scoperto quali sono le caratteristiche del moto relativo della volta celeste e l’importanza che la stella Polare ricopre per l’emisfero boreale.

Soffermarsi ad ammirare un cielo stellato rilassandosi sotto di esso, magari immersi in un fresco prato estivo è un’esperienza fantastica. Ma da questa a sapersi orientare tra quei puntini luminosi vi è un abisso. Abisso che spesso appare profondo e impenetrabile.

I più caparbi solitamente acquistano libri di Astronomia per neofiti pensando di trovarvici la chiave di lettura, la bussola necessaria per orientarsi nel cielo notturno. Eppure sfogliando le mappe celesti non si riesce, almeno le prime volte, a trovare un riscontro con le stelle che vediamo scrutando dalle finestre di casa. Ecco quindi che se non si hanno amici astrofili ci si sente smarriti. In questo post non riporteremo mappe celesti o informazioni generiche ma cercheremo di dare le informazioni necessari per interpretare con la giusta chiave di lettura i libri di introduzione all’Astronomia che trovate in libreria o su ebook.

Cominciamo con il dire che le mappe celesti che trovate nei libri riportano le stelle visibili ad occhio nudo da un cielo a medio-basso inquinamento luminoso. Oggi è possibile ritrovarsi in tali condizioni salendo in montagna o allontanandosi il più possibile da centri abitati. La prima condizione è fondamentale per gli abitanti della Pianura Padana al fine di evitare la presenza di nebbia o foschia che inevitabilmente attenua la luce delle stelle e diffonde la luce artificiale delle città. Sono infatti tali luci, spesso non necessarie o mal progettate, a generare quel bagliore luminescente noto come inquinamento luminoso che va a nascondere la tenue luce delle stelle.

Per imparare ad osservare il cielo notturno con i tradizionali libri di Astronomia è pertanto necessario allontanarsi da casa. Questa condizione sfortunata è purtroppo esperienza comune per la maggior parte degli Italiani che vivono in regioni urbane o suburbane. Inoltre, al fine di comprendere i moti relativi della volta celeste il cielo notturno deve essere osservato con continuità. Questo rende all’apparenza inutile ai fini pratici qualsiasi libro di Astronomia oggi in commercio.

Vediamo quindi di imparare a nuotare nei nostri cieli inquinati per poi tuffarci, i fine settimana, nelle profondità di cieli bui trapuntati da miriadi di stelle.

Cominciamo quindi con il considerare le notti di cielo sereno, senza eccessiva nebbia o foschia. In questa fase di apprendimento sono ideali le notti ventose, capaci di abbassare l’umidità e rendere il cielo particolarmente trasparente.

L’ideale è cominciare ad osservare il cielo in assenza di Luna. Il bagliore del nostro satellite naturale infatti va a peggiorare la qualità della nostra osservazione. Per lo stesso motivo attendete due ore dopo il tramonto in modo che le luci del tramonto abbiano ormai lasciato il passo alla notte. Ovviamente d’estate vi toccherà rimanere svegli più a lungo.

Siete quasi pronti per iniziare il vostro primo viaggio; vi rimane però ancora una cosa da fare: osservare il Sole. Mi chiederete che senso ha osservare il Sole per orientarsi di notte, ma presto lo scoprirete da soli.

Osservate così il moto del Sole durante il giorno da casa vostra, individuando il punto dove sorge al mattino e dove tramonta la sera. Non serve una determinazione precisa, basta solo localizzare l’area di cielo relativa ad alba e tramonto.

A questo punto avete già imparato un concetto astronomico importante: la regione di cielo dove sorge il Sole è l’est. La regione di cielo dove tramonta il Sole è l’ovest. Avrete sicuramente notato come est ed ovest si trovino in punti diametralmente opposti del cielo. A questo punto indicate con il braccio sinistro l’est e con il braccio destro l’ovest. La regione di cielo di fronte a voi è il sud. Alle vostre spalle non vi rimane che il nord. Osservando il moto diurno del Sole sarete così riusciti ad individuare i quattro punti cardinali.

Scegliamo ora una serata di cielo sereno nel periodo dell’anno compreso tra Marzo e Giugno e puntiamo il nostro sguardo verso nord. Dovremmo individuare sette stelle molto luminose, alte sull’orizzonte (praticamente sopra la nostra testa nel mese di Maggio), la cui disposizione oltre ai nomi delle singole stelle è riportata in Figura 1.

Figura 1: la costellazione dell'Orsa Maggiore (immagine ottenuta con il programma Stellarium)

Tale agglomerato di stelle, d’ora in poi parleremo di costellazione, è noto come Orsa Maggiore. A questo punto tracciamo una linea immaginaria tra le stelle Merak e Dubhe. Muoviamoci così lungo questa linea nella direzione indicata dalle stelle Alioth, Mizar e Alkaid. La prima stella luminosa che troveremo è la stella Polare.

Se sino a questo punto avete fatto tutto correttamente, la stella polare dovrebbe trovarsi esattamente nella regione di cielo che voi avete identificato come nord.

Questa stella è molto importante perché, mentre la costellazione dell’Orsa Maggiore si muoverà notte dopo notte e nel corso stesso della notte, la Polare non si sposta mai.

Primo passo da fare per navigare tra le stelle è quella di cercare la stella Polare. Per fare questo dovrete innanzitutto cercare nel cielo l’Orsa Maggiore che si trova alta nel cielo solo nei mesi compresi tra Marzo e Giugno. Trovata la stella polare, indicatela con il braccio destro. Il braccio sinistro indicherà così il sud, di fronte a voi avrete l’ovest e alle vostre spalle l’est. Individuata la stella Polare siete così in grado di riconoscere i quattro punti cardinali senza dover osservare il moto del Sole per un’intera giornata.

Perché non usare una bussola? Il motivo principale è che utilizzando la stella Polare cominciate ad avere un contatto con il cielo ed a stimare le dimensioni di una costellazioni (alcuni confondono le Pleiadi con la costellazione dell’Orsa Minore). Inoltre gran parte delle bussole economiche non segnano mai il nord.

Come procedere ora? A questo punto dovrete prendere una mappa del cielo o utilizzare software gratuiti come Stellarium. Posizionate il punto cardinale della mappa o della simulazione virtuale in modo che sia di fronte a voi. Alzate gli occhi al cielo e cercate di individuare le costellazioni presenti utilizzando come metro la costellazione dell’Orsa Maggiore. Ovviamente dai cieli di casa vostra non riuscirete mai a vedere tutte le stelle riportate nelle mappe astronomiche. Cominciate con le costellazioni più appariscenti che nei mesi compresi tra Marzo e Giugno sono: Leone, Gemelli, Boote e la Lira. Di queste dovreste individuare quasi tutte le stelle principali. Dopodiché provate a trovare tutte le altre costellazioni che potrebbero però apparire prive di qualche stella nascosta tra le luci dell’inquinamento luminoso.

Divertitevi quindi cercando, notte dopo notte, di ricostruire la mappa del cielo visibile da casa vostra. Se vi imbattete in qualche stella molto luminosa che però non appare nelle vostre mappe astronomiche non vi preoccupate: è un pianeta. Avete così quattro mesi per imparare ad individuare le costellazioni dopodiché l’Orsa Maggiore non sarà più visibile e dovrete quindi utilizzare le costellazioni studiate in questo periodo per ritrovare il nord e la stella Polare.

Quando vi sentirete pronti a fare il grande balzo prendete l’automobile e andate lontano dalle città sotto un cielo buio. In queste condizioni le costellazioni appariranno ben visibili in cielo in tutte le loro parti e la prima impressione sarà quella di un completo smarrimento. Le prime volte non riuscirete persino a ritrovare la costellazione dell’Orsa Maggiore, persa tra migliaia di stelle.

Siete ormai pronti per navigare in mare aperto. Buon viaggio!

Concorso ASTROfotografico 2013 è la seconda edizione di “concorso fotografico” organizzato da ASTROtrezzi.it . Nulla di formale, solo un modo alternativo di far conoscere ASTROtrezzi.it e stimolare il vostro interesse per la ripresa del cielo notturno (diurno). NON è necessario avere una strumentazione astronomica professionale come descritto in questo post. Serve solo tanta fantasia…

Quest’anno per mettervi nelle migliori condizioni abbiamo deciso di dividere il concorso in tre categorie: ASTROFOTOGRAFIA DEEPSKY per gli amanti di nebulose, ammassi di stelle e galassie. ASTROFOTOGRAFIA AMBIENTATA per le riprese di fenomeni astronomici e atmosferici notturni o diurni. Questa categoria è aperta a tutto e include riprese di tramonti, albe, nubi, eccetera. ASTROFOTOGRAFIA LUNARE, SOLARE E PLANETARIA per chi ama la ripresa ad alta risoluzione. Riprese della Luna e del Sole ambientate vengono automaticamente spostate nella categoria precedente.

Non esiste nessuna commissione giudicatrice, targhette o diplomi. Le immagini che invierete a davide@astrotrezzi.it saranno giudicate da Davide Trezzi in funzione dell’età dell’autore (bambino o adulto), della strumentazione utilizzata e della qualità dello scatto. Ogni partecipante può inviare fino ad un massimo di 5 immagini per categoria. Vengono ammesse automaticamente al concorso le immagini che hanno partecipato all’edizione Concorso ASTROfotografico 2012 (previa comunicazione dell’autore).

Il vincitore riceverà una stampa di una delle foto presenti su ASTROtrezzi oppure quella dell’immagine premiata con la scritta “Vincitore Concorso Astrofotografico 2013”. Infine l’immagine prescelta diventerà la foto bacheca di ASTROtrezzi su facebook. Cosa aspettate… inviate le vostre foto!!!

In occasione del Concorso ASTROfotografico 2013 viene istituito il premio ARTESky2013 conferito alle tre migliori foto in gara valutate da un team di esperti astrofotografi (clicca qui per la versione della locandina in formato PDF).

locandina del premio ARTESKY2013

Riportiamo di seguito le immagini dei partecipanti in ordine di sottomissione.  Per visionare le immagini dell’edizione 2012 cliccate qui.

CATEGORIA: ASTROFOTOGRAFIA DEEPSKY

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CATEGORIA: ASTROFOTOGRAFIA AMBIENTATA

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CATEGORIA: ASTROFOTOGRAFIA LUNARE, SOLARE E PLANETARIA

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

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): 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 presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

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

Filtri (Filter):  Astronomik CCD LRGB

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039 (originale/original), 1373 x 994 (finale/final)

Data (Date): 13/05/2013

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

Pose (Frames): 7 x 600 sec bin 1×1 L a/at -5.0°C, 1 x 600 sec bin 1×1 R a/at -5.0°C, 1 x 600 sec bin 1×1 G a/at -5.0°C, 1 x 600 sec bin 1×1 B a/at -5.0°C.

Calibrazione (Calibration): 14 x 600 sec dark, 100 bias, 100 flat L, 100 flat R, 100 flat G, 100 flat B.

Fase lunare media (Average Moon phase): 15.5%

Campionamento (Pixel scale): 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB.

M53 (NGC 5024) - 13/05/2013

Per scaricare i file originali in formato FIT clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in FIT format (password request)

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Canon EF-S 10-22mm f/3.5-4.5 USM a/at 10mm f/3.5

Camera di acquisizione (Imaging camera): Canon EOS 7D [4.3 μm]

Montatura (Mount): non presente (not present)

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): StarTrails + Adobe Photoshop CS3/CS6

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter):  non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 5184 x 3456 (originale/original), 4944 x 3108 (finale/final)

Data (Date): 11/05/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 20 x 179 sec at/a 400 ISO

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 2.8%

Campionamento (Pixel scale):  non stimato (not estimated)

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 10 mm

Note (note): Si noti l‘equatore celeste e il moto relativo delle stelle rispetto ai due poli celesti (look the relative circular motion of stars around their respective celestial pole!)

Star Trail - 11/05/2013

Per scaricare i file originali in formato TIFF clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in TIFF format (password request)

Star Trail - 11/05/2013

Riportiamo gli scarti, le prove ed altro riferiti al mese di Aprile 2013 (per maggiori informazioni cliccare qui) .

Cometa C/2011 L4 (PANSTARRS) - 11/05/2013

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Samyang FishEye 8mm f/3.5

Camera di acquisizione (Imaging camera): Canon EOS 40D [5.7 μm]

Montatura (Mount): iOpron StarTracker

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): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter):  non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 3888 x 2592 (originale/original), 3467 x 2240 (finale/final)

Data (Date): 11/05/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 28 x 120 sec at/a 800 ISO

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 2.8%

Campionamento (Pixel scale):  circa/about 80325 arcsec / 594 pixel = 135.23 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 9 mm

Note (note): L’immagine dell’Osservatorio è stata ripresa all’alba e successivamente sovrapposta. / The picture of the observatory has been taken during the sunrise and over-layered to the night ones.

Via Lattea - 11/05/2013

Per scaricare i file originali in formato PIC clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in PIC format (password request)

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): Canon EF 100-400mm f/5.6 L IS USM a/at 170 mm

Camera di acquisizione (Imaging camera): Canon EOS 500D (Rebel T1i) [4.7 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): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter):  non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 4752 x 3168 (originale/original), 4698 x 3104 (finale/final)

Data (Date): 11/05/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 20 x 300 sec at/a 800 ISO

Calibrazione (Calibration): 10 x 300 sec dark, 100 bias, 100 flat.

Fase lunare media (Average Moon phase): 2.8%

Campionamento (Pixel scale): 7290.56 arcsec / 1276.41 pixel = 5.7118 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 170 mm

Note (note):

Nube di Rho Ophiuchi - 11/05/2013

Per scaricare i file originali in formato PIC clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in PIC format (password request)

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

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): 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 presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

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

Filtri (Filter):  Astronomik CCD LRGB

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039 (originale/original), 1320 x 970 (finale/final)

Data (Date): 11/05/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 11 x 600 sec bin 1×1 L a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 R a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 G a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 B a/at -17.0°C.

Calibrazione (Calibration): 11 x 600 sec dark, 100 bias, 100 flat L, 100 flat R, 100 flat G, 100 flat B.

Fase lunare media (Average Moon phase): 2.8%

Campionamento (Pixel scale): 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB.

M63 (NGC 5055) - 11/05/2013

Per scaricare i file originali in formato FIT clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in FIT format (password request)

Quando si muovono i primi passi nel mondo dell’astrofotografia, si viene colti dall’ossessione di riprendere il numero maggiore di stelle. Questo perché i primi risultati, spesso deludenti, mostrano qualche stella spesso mossa o sfuocata circondata da un immenso cielo nero.

Con il passare del tempo però la tecnica migliora e grazie ad astroinseguitori e montature più o meno computerizzate il problema del numero di stelle diventa secondario. Infatti i tempi di esposizione si allungano così tanto da raggiungere il livello in cui è l’inquinamento luminoso a determinare il numero di stelle presenti in una ripresa astronomica.

La qualità di un’immagine astronomica non dipende però solo dal numero di stelle riprese ma dalla loro qualità. In che senso? Supponiamo di dover riprendere una nebulosa debole immersa in un campo di stelle luminose. Dopo pochi secondi di posa i pixel colpiti dalla luce delle stelle andranno subito in saturazione raggiungendo il loro massimo livello di luminosità. Della nebulosa invece nessuna traccia, essendo molto debole. Cosa si fa quindi? Si aumenta il tempo di posa. In questo modo la nebulosa comincia ad apparire e i pixel già saturi cominciano a trasbordare passando della carica ai pixel vicini. Il risultato netto è quello che le stelle si espandono aumentando il loro diametro. Ecco quindi che aumentando la posa avremo una bella nebulosa con sovrapposto dei “palloni” bianchi (le stelle sature ed espanse).

In questo articolo descriveremo alcune tecniche da effettuare in post produzione (ovvero dopo aver applicato le opportune tecniche di calibrazioni delle immagini e somma) al fine di ridurre i diametri stellari (vedi Figura 1).

Fig. 1: Immagine della nebulosa Cono con e senza la riduzione dei diametri stellari.

In particolare abbiamo analizzato quattro tra le più note tecniche di riduzione dei diametri stellari con Photoshop nel mondo dell’astrofotografia digitale: Astronomy Tool, Traslazione, Filtro Minimo, Peter Shah.

Astronomy Tool e Peter Shah

Queste due tecniche per la riduzione dei diametri stellari sono una serie di operazioni da effettuare con Photoshop raggruppate in un’unica azione scaricabile da internet. In particolare queste azioni sono state testate su Photoshop CS2 al fine di evitare problemi di incompatibilità con le versioni più recenti del programma.

Astronomy Tool è un’insieme di azioni a pagamento acquistabili per 21.95 $ (aggiornato a Maggio 2013) dal sito http://www.prodigitalsoftware.com/Astronomy_Tools_For_Full_Version.html . Una volta scaricate le azioni in un unico file .ATN è necessario copiarlo ed incollarlo in una cartella (ad esempio create ed incollate il file nella directory C:\Programmi\Adobe\Adobe Photoshop CS2\Azioni). A questo punto aprite Photoshop CS, cliccate su Finestra → Azioni e quindi cliccando sull’icona mostrata in Figura 2 andate su Carica Azioni e selezionate il file .ATN relativo a Astronomy Tool.

Fig. 2: come caricare le azioni di Photoshop CS

A questo punto aprite l’immagine con le stelle da ridurre e cliccando sull’azione “Make Stars Smaller”, Photoshop CS farà tutto il lavoro per voi riducendo i diametri stellari. Applicate pure l’azione più volte finché l’immagine finale risulterà di vostro gradimento. L’azione Peter Shah scaricabile all’indirizzo http://stargazerslounge.com/index.php?app=core&module=attach&section=attach&attach_id=11811 , è gratuita e progettata per Photoshop CS. La procedura di installazione è la stessa appena descritta per Astronomy Tool ma in questo caso l’azione si chiama “StarRemoving”. Purtroppo questa funziona solo su versioni di Photoshop CS in lingua inglese. Se volete farla funzionare su versioni di Photoshop CS in lingua italiana scrivete a davide@astrotrezzi.it .

Traslazione

Il metodo della traslazione dei dischi stellari consiste in una serie di operazioni questa volta non automatizzate in un’azione dedicata ma da eseguire una dopo l’altra nell’ordine qui indicato:

• Aprite l’immagine con le stelle da ridurre con Photoshop CS
• Cliccare su Selezione → Intervallo Colori. Impostate il menù seleziona su luci e quindi cliccate su OK. In questo modo verranno selezionati tutti i dischi stellari ed alcune regioni estremamente luminose del profondo cielo (non importa, lasciatele o deselezionatele).
• Cliccate su Selezione → Modifica → Arrotonda. Inserite il valore 1 e cliccate su OK.
• Cliccate su Selezione → Modifica → Espandi. Inserite il valore 1 e cliccate su OK.
• Cliccate su Selezione → Modifica → Bordo. Inserite il valore 4 e cliccate su OK. A questo punto la selezione dovrebbe essere rappresentata da un cerchio intorno a ciascuna stella dell’immagine. In caso contrario provate a impostare valori più altri.
• Cliccate su Modifica → Copia
• Cliccate su Modifica → Incolla creando così un nuovo livello.
• Nella finestra dei livelli (se non l’avete cliccate su Finestra → Livelli) andate sul nuovo livello e impostate come metodo di fusione Scurisci.
• Cliccate su Livello → Duplica Livello. Cliccate OK
• Ripetete il punto precedente altre due volte in modo da generare quattro livelli con le stelle oltre all’immagine di partenza (Sfondo).
• A questo punto andate su ognuno di questi quattro livelli e spostateli utilizzando le frecce della tastiera rispettivamente su, giù, destra e sinistra di una stessa quantità (l’ideale è fare un pixel alla volta).
• Visualmente dovreste vedere una sensibile riduzione dei dischi stellari. Cliccate infine su Livello → Unico Livello. Questo appiattirà tutti i livelli sull’immagine di sfondo.
• Salvate l’immagine così ottenuta. Se necessario ripetete tutta la procedura più volte.

Filtro Minimo

La tecnica della riduzione dei dischi stellari utilizzando il filtro Minimo è una delle più diffuse tra gli astrofotografi professionisti. Come per il metodo della traslazione, anche in questo caso non abbiamo un’azione di Photoshop CS e pertanto bisognerà compiere manualmente la serie di operazioni riportate qui sotto:

• Aprite l’immagine con le stelle da ridurre con Photoshop CS
• Cliccate su Selezione → Intervallo Colori. Selezionate il colore con lo strumento contagocce e impostate la tolleranza su 200. In questo modo verranno selezionate tutte le stelle e le regioni deepsky particolarmente intense (non importata, lasciatele o deselezionatele). Cliccate quindi su OK.
• Cliccate su Selezione → Modifica → Espandi, inserite il valore 4 e cliccate su OK.
• Cliccate su Selezione → Modifica → Sfuma, inserite il valore 2 e cliccate su OK. In questo modo dovremmo avere una selezione circolare intorno ad ogni stella dell’immagine.
• Cliccate su Filtro → Altro → Minimo. Ponete raggio pari a 1 pixel e cliccate su OK. A questo punto dovreste vedere già una diminuzione del diametro stellare. A questo punto però dobbiamo ridurre leggermente l’effetto del filtro. Per fare questo,
• Cliccate su Modifica → Dissolvi Minimo. Portiamo il cursore su 50% e cliccate su OK.
• Salvate l’immagine così ottenuta. Ripetete più volte tutta la procedura finché il diametro stellare non sarà di vostro piacimento.

CONFRONTO TRA I VARI METODI

Abbiamo considerato l’immagine della nebulosa Cono scattata da ASTROtrezzi ( https://www.astrotrezzi.it/?p=666 ) applicando i quattro metodi di riduzione dei diametri stellari appena illustrati al fine di valutarne l’efficacia e la qualità. In Figura 3 è illustrato il risultato di questo test.

Fig. 3: Confronto tra l'applicazione dei quattro metodi illustrati in questo articolo per la riduzione dei diametri stellari.

La prima immagine rappresenta una regione di 400 x 400 pixel dello scatto originale. Si può osservare come la nebulosa sia ben visibile ma le stelle risultato sature e abbastanza dilatate. La seconda immagine è stata invece ottenuta applicando 3 volte l’azione Astronomy Tool. La nebulosa mantiene una certa morbidezza mentre la riduzione dei dischi stellari si nota anche se in modo non del tutto evidente. Nella terza immagine si è utilizzato invece il metodo della traslazione. La riduzione è più efficace di quella ottenuta con Astronomy Tool a patto di aumentare il rumore dell’immagine nonché modificare la forma degli spikes che presentano ora una leggera interruzione. La quarta immagine è stata ottenuta applicando il metodo del filtro minimo tre volte. In questo caso il rumore dell’immagine è migliore rispetto a quello ottenuto con il metodo della traslazione e la riduzione dei dischi stellari è più efficace di quella ottenuta con Astronomy Tool. Purtroppo questo metodo sembra però presentare degli artefatti, simili ad aloni poco luminosi, nelle vicinanze dei dischi stellari. Infine la quinta immagine è stata ottenuta con l’azione di Peter Shah applicata tre volte. In questo caso il rumore è ancora contenuto e la riduzione stellare è ottima e priva di artefatti.

Quale è il miglior metodo per ridurre i dischi stellari? Il più efficiente è sicuramente l’azione sviluppata da Peter Shah per Photoshop CS. Questa permette di ridurre il diametro stellare senza introdurre artefatti come invece fanno (seppur molto marginalmente) i metodi della traslazione e del filtro Minimo. L’azione Astronomy Tool è meno efficiente di quella di Peter Shah anche se l’immagine finale risulta in generale più morbida. La morbidezza può comunque essere ottenuta tramite tecniche di riduzione del rumore da applicare dopo la riduzione del diametro stellare. Per ridurre gli artefatti nell’utilizzo del metodo filtro Minimo consigliamo di espandere l’immagine di un fattore due o tre. Al termine del lavoro si procederà con la riduzione della stessa riportandola alle dimensioni originali.

Il confronto tra i metodi discussi in questo articolo non può però fermarsi qui. Infatti un altro fattore importante nella scelta di un metodo di riduzione dei diametri stellari è quello relativo all’elasticità del metodo utilizzato. Infatti il diametro ottimale delle stelle non esiste ed è a discrezione dell’autore. In questo senso un metodo che permette di ridurre i diametri stellari in modo progressivo risulta favorito. Alla luce di ciò il metodo della traslazione è molto limitante dato che applicato due volte fornisce un’immagine ricca di artefatti e di scarsa qualità. Abbiamo quindi spinto al limite i metodi discussi al fine di testare quando il metodo utilizzato comincia a creare degli artefatti che vanno ad inficiare la qualità dell’immagine. In Figura 4 è illustrato il risultato del test.

Fig. 4: Confronto tra l'applicazione limite dei quattro metodi illustrati in questo articolo per la riduzione dei diametri stellari.

È possibile notare ancora una volta come quello in grado di fornire l’immagine migliore è l’azione di Peter Shah anche se meno elastico del metodo filtro Minimo e dell’Astronomy Tool.

Riassumendo quindi, l’azione sviluppata da Peter Shah offre il migliore strumento per la riduzione dei diametri stellari. Peccato che questa funzioni correttamente solo su versioni di Photoshop CS in lingua inglese. Una modifica per farlo funzionare anche sulla versione di Photoshop CS in italiano non è complicata e per maggiori informazioni scrivete a davide@astrotrezzi.it . Appena possibile svilupperemo un nostro metodo di riduzione dei diametri stellari per Photoshop CS basato sull’azione di Peter Shah. Al secondo posto, praticamente a pari merito, abbiamo l’azione Astronomy Tool e il metodo del filtro Minimo. Ognuno dei due metodi ha dei pregi e dei difetti. Comunque risultano entrambi molto flessibili e offrono un risultato generalmente molto buono. Purtroppo l’azione Astronomy Tool è a pagamento. Ultimo della lista è il metodo della traslazione che, oltre ad essere poco flessibile, introduce artefatti e rumore all’immagine.

Chiunque voglia partecipare attivamente nello sviluppo di plug-in e azioni per Photoshop CS può mandare un mail all’indirizzo davide@astrotrezzi.it .

Telescopio o obiettivo di acquisizione (Imaging telescope or lens): LUNT H-alpha 60mm BF1200 [Gruppo Amici del Cielo]

Camera di acquisizione (Imaging camera): Imaging Source DBK31.AU03 colori [4.65 μm] [Gruppo Amici del Cielo]

Montatura (Mount): SkyWatcher EQ3.2

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): Registax5.1-6 + Adobe Photoshop CS3/CS6

Accessori (Accessories): non presente (not present)

Filtri (Filter): non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 1024 x 768

Data (Date): 25/04/2013

Luogo (Location): Barzago – LC, Italia (Italy)

Pose (Frames): mosaico di 5 pose, ciascuna somma di 500 frames per l’immagine a colori (mosaic of 5 pictures, each one is sum of 500 frames for the true color image) / mosaico di 2 pose, ciascuna somma di 300 frames per l’immagine solar nirvana (mosaic of 2 pictures, each one is sum of 300 frames for the solar nirvana image).

Calibrazione (Calibration): non presente (not present)

Fase lunare media (Average Moon phase): 100%

Campionamento (Pixel scale): 1.9193 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 500 mm

Sole in Hα – 25/04/2013

Riportiamo il Solar Nirvana della regione della macchia solare / Solar Nirvana is also reported.

Solar Nirvana - Sole 25/04/2013

Riportiamo gli scarti, le prove ed altro riferiti al mese di Aprile 2013 (per maggiori informazioni cliccare qui) .

Costellazione dello Scorpione - 13/04/2013

Rotazione da Saint-Barthélemy - 13/04/2013 (versione TIFF)

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

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

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 presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

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

Filtri (Filter):  non presente (not present)

Risoluzione (Resolution): 4752 x 3168 (originale/original), 4674 x 3146 (finale/final)

Data (Date): 13/04/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 20 x 120 sec at/a 1600 ISO.

Calibrazione (Calibration): 6 x 120 sec dark, 57 bias, 51 flat

Fase lunare media (Average Moon phase): 13.6%

Campionamento (Pixel scale):  1.288604 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): postiamo l’immagine con cometa e stelle ferme e cometa ferma con stelle mosse (we post the picture of the comet with and without star trails).

C/2011 L4 (PAN-STARRS) - 13/04/2013

C/2011 L4 (PAN-STARRS) con star trails - 13/04/2013

Per scaricare i file originali in formato PIC clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in PIC format (password request)

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

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): 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 presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

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

Filtri (Filter):  Astronomik CCD LRGB

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039 (originale/original), 1360 x 1017 (finale/final)

Data (Date): 13/04/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 7 x 600 sec bin 1×1 L a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 R a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 G a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 B a/at -17.0°C.

Calibrazione (Calibration): 6 x 600 sec dark, 100 bias, 50 flat L, 50 flat R, 50 flat G, 50 flat B.

Fase lunare media (Average Moon phase): 13.6%

Campionamento (Pixel scale): 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB.

M51 (NGC 5194) - 13/04/2013

Riportiamo anche una versione con gli spikes accenutati (we report a version of the picture with more intense spikes)

M51 (NGC 5194) - 13/04/2013

Per scaricare i file originali in formato FIT clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in FIT format (password request)

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

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): 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 presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

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

Filtri (Filter):  Astronomik CCD LRGB

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039 (originale/original), 1327 x 975 (finale/final)

Data (Date): 13/04/2013

Luogo (Location): Saint-Barthélemy – AO, Italia (Italy)

Pose (Frames): 7 x 600 sec bin 1×1 L a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 R a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 G a/at -17.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 B a/at -17.0°C.

Calibrazione (Calibration): 6 x 600 sec dark, 100 bias, 50 flat L, 50 flat R, 50 flat G, 50 flat B.

Fase lunare media (Average Moon phase): 13.6%

Campionamento (Pixel scale): 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB. Magnitudine limite compresa tra +20 e +21 (maximum magnitude +20/+21).

M104 (NGC 4594) - 13/04/2013

Riportiamo anche l’immagine invertita con indicate le galassie presenti nel campo. Per alcune di esse non si è trovato un riferimento. Chi volesse contribuire assegnando il nome alle galassie mancati può mandare un mail a davide@astrotrezzi.it (We report also a color inverse picture in order to identify the galaxies present in the field).

Galassie presenti nel campo inquadrato.

Infine abbiamo identificato alcuni ammassi globulari di M104. L’immagine con i rispettivi numeri identificativi è riportata qui sotto (We identified some M104’s globular clusters. The picture of them with the respective labels is shown).

1. [RZ2004]GCI2129
2. [BAZ97]1-2
3. [DKV2003]X114
4. [RZ2004]GCI2512
5. [RZ2004]GCI2916
6. [RZ2004]GCI3461
7. [DKV2003]X15
8. [RZ2004]GCI3320
9. [RZ2004]GCI3680
10. [RZ2004]GCI3987
11. [RZ2004]GCI2038

Gli ammassi globulari di M104

Per scaricare i file originali in formato FIT clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in FIT format (password request)

Negli articoli “Il bias frame” ed “Il dark frame” abbiamo visto come correggere il valore di luminosità assunto da ciascun pixel del nostro sensore a semiconduttore al fine di ottenere una risposta omogenea all’assenza di luce. In questo modo, in assenza di luce, il nostro elemento fotosensibile assumerà livello di luminosità pari a 0 ADU. Ma cosa succede ora se cominciamo a mandare dei fotoni sul sensore (si veda “Un Universo di fotoni”)? Quello che ci aspettiamo, una volta corretta la nostra immagine con il master dark ed il master bias, è che:

Livello di Luminosità = valore teorico + rumore elettronico casuale

Questo sarebbe vero se tutti i pixel rispondessero allo stesso modo alla radiazione luminosa. Purtroppo la situazione è più complicata e ogni pixel produce un numero di elettroni diverso dall’altro quando inondato da una sorgente luminosa uniforme. Perché?

I motivi possono essere molti. Prima di tutto ciascun elemento fotosensibile, a causa principalmente delle piccole dimensioni e quindi della difficoltà tecnologica nella realizzazione dello stesso, è diverso l’uno dall’altro. Così se inondiamo due pixel del nostro sensore a semiconduttore con una sorgente uniforme, questi forniranno due livelli di luminosità leggermente (si spera) diversi.

Inoltre non tutte le regioni del sensore sono sensibili allo stesso modo per motivi di costruzione ed infine la luce che ci giunge da una sorgente uniforme deve passare da un sistema ottico che per definizione non ha un campo perfettamente piano, ovvero ai bordi del campo si ha un maggiore assorbimento della radiazione luminosa (vignettatura). Se mettiamo tutti in formule, ciascun pixel avrà quindi livello di luminosità dato da:

Livello di Luminosità = (valore teorico x flat) + rumore elettronico casuale

dove con flat abbiamo indicato un coefficiente di proporzionalità diverso da pixel a pixel. Come ottenere questo coefficiente? La risposta è quantomai semplice. Basta inondare il sensore con una sorgente di luce uniforme. Questa dovrebbe generare un livello di luminosità uguale in ogni elemento fotosensibile. Ovviamente per quanto detto prima questo non succederà ed il valore di luminosità di ciascun pixel sarà pari a quello teorico per il flat. Ecco fatto quindi! Riprendere un’immagine di una sorgente luminosa coincide con il determinare per ciascun pixel il valore del coefficiente flat. Tale scatto è definito flat frame.

Sorgenti luminose uniformi ne esistono varie in commercio. Alcuni strumenti note come flat field generator o flat box sono in grado di fornire sorgenti di luce uniformi e con uno spettro praticamente bianco. Questo permette di avere in una sola esposizione un buon flat in tutti i canali RGB (vedi “Costruire un’immagine a colori”), fatto importante per sensori a colori come i CMOS delle DSLR. Altre sorgenti di luce approssimativamente uniformi sono i monitor dei computer, il cielo diurno, una maglietta bianca sull’ottica illuminata con una torcia, un muro o un foglio bianco. Lasciamo a voi la fantasia di trovare delle buone sorgenti di luce uniforme. In questi casi bisogna prestare attenzione a non riprendere le frequenze delle lampade (appaiono come bande chiare e scure nello scatto) o campi non perfettamente uniformi.

Trovata la sorgente di luce uniforme è necessario scattare con gli stessi ISO (bin) della ripresa dell’oggetto astronomico e soprattutto con la stessa messa a fuoco. Infatti un pixel potrebbe non assumere il valore di luminosità di un altro a seguito della presenza di polvere o macchie sul sensore. Tali macchie cambiano forma e intensità di assorbimento della luce al variare della messa a fuoco. Questo spiega il perché la messa a fuoco del flat frame deve essere la stessa dello scatto di ripresa dell’oggetto astronomico.

Cosa dire invece del tempo di esposizione? Questo va determinato in modo che il picco di luminosità del flat frame, che rappresenta il valore teorico in ADU fornito dalla sorgente di luce uniforme, risulti al centro dell’istogramma. Per fare questo è possibile utilizzare l’utility INFO presente sulle DSLR al fine di visualizzare sullo schermo della fotocamera l’istogramma relativo allo scatto oppure utilizzando software di elaborazioni delle immagini. Se usate IRIS per elaborare immagini CCD ricordatevi di sottoesporre il flat data la compressione in bit necessaria per elaborare l’immagine. Anche il flat frame ovviamente non è privo di errori ed il suo livello di luminosità è dato da:

Livello di Luminosità = valore teorico + rumore elettronico non casuale + offset + rumore termico + rumore elettronico casuale

 I bias frame utilizzati per la correzione del dark e della ripresa dell’oggetto astronomico possono essere utilizzati anche per correggere il flat ovviando così al rumore elettronico non casuale ed all’offset. Per ovviare al rumore termico è necessario riprendere i dark frame ma utilizzando come tempo di ripresa il tempo di esposizione del flat e non quello di ripresa dell’oggetto astronomico. Il rumore elettronico casuale invece può essere ridotto sommando (mediando) più flat frame. Una volta corretto il flat frame e mediati i flat frame corretti (master flat frame) abbiamo:

Livello di Luminosità [mediato su N scatti] = valore teorico = flat

ottenendo così il coefficiente flat per ciascun elemento fotosensibile del nostro sensore a semiconduttore. I master flat presentano la stessa struttura sia nel caso di CCD che CMOS. Riportiamo pertanto un esempio di flat frame ripreso con una Canon EOS 500D modificata Baader (vedi “La “modifica Baader” per DSLR”) ed il relativo istogramma RGB. Come si vede dalle immagini, la sorgente luminosa generata dal flat field generator utilizzato non è perfettamente bianca. Ricordiamo infine che seppur in minima parte, la temperatura e l’umidità possono modificare le condizioni di ripresa dei flat frame. Pertanto consigliamo di riprendere tali scatti direttamente sul campo al termine della sessione astrofotografica.

Figura 1: esempio di flat frame acquisito con una DSLR modello Canon EOS 400D modificata Baader.

Figura 2: istogramma per i canali RGB relativo al flat frame riportato in Figura 1.

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

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): 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 presente (not present)

Software (Software): IRIS + Adobe Photoshop CS3/CS6

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

Filtri (Filter):  Astronomik CCD LRGB

Risoluzione (Resolution): 1391 x 1039 (originale/original), 4107 x 3078 (finale/final)

Data (Date): 31/03/2013

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

Pose (Frames): 9 x 600 sec bin 1×1 L a/at -10.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 R a/at -10.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 G a/at -10.0°C, 2 x 600 sec bin 1×1 B a/at -10.0°C.

Calibrazione (Calibration): 43 x 600 sec dark, 203 bias, 100 flat L, 100 flat R, 100 flat G, 100 flat B.

Fase lunare media (Average Moon phase): 74.7%

Campionamento (Pixel scale): 1.7616 arcsec/pixel

Focale equivalente (Equivalent focal lenght): 750 mm

Note (note): LRGB

M101 (NGC 5457) - 31/03/2013

Per scaricare i file originali in formato FIT clicca qui (password richiesta) / Click here in order to download the original files in FIT format (password request)