Come ben sappiamo mantenere bassa la temperatura di un sensore CMOS o CCD è di fondamentale importanza per la riduzione del rumore termico che viene registrato nei light frame acquisiti durante le sessioni astrofotografiche.

In commercio, la maggior parte delle camere CCD per uso professionale presentano sistemi più o meno complessi in grado di portare il sensore fino a decine di gradi sotto la temperatura ambiente. Per fare ciò vengono utilizzate semplici ventole per la rimozione del calore e la sua dispersione nell’ambiente o celle di Peltier che permettono di raggiungere e mantenere la temperatura di lavoro del sensore ben al di sotto dei zero gradi Celsius.

Ma come possiamo fare a raffreddare il sensore di una comune reflex che magari abbiamo già modificato per uso astronomico rimuovendo il filtro ir-cut?

La soluzione che procediamo ad analizzare e che è stata totalmente sviluppata in casa utilizzando parti di recupero, consiste nella realizzazione di una zanca in metallo da collegare alla reflex che funge da supporto per una ventola alimentata a 12V. Grazie all’elevato flusso d’aria prodotto (convezione forzata), la ventola applicata migliora la dissipazione del calore prodotto dalla camera riducendo conseguentemente la temperatura del sensore.

Il supporto è stato realizzato in Alluminio, scelta valutata in termini di minor peso rispetto ad altri materiali, piegando una piccola lastra, creando i fori per fissare la ventola  e tagliando le parti non necessarie in termini di stabilità al fine di alleggerirne ulteriormente la struttura. Bisogna assolutamente tenere in considerazione la solidità del proprio focheggiatore e allo stesso tempo non si deve utilizzare una lastra troppo sottile in quanto ciò potrebbe causare micro vibrazionicon conseguente micro mosso che va ad inficiare sulla qualità degli scatti. Può essere utile applicare un feltrino alla base di contatto con la reflex per smorzare le possibili micro vibrazioni che possono essere generate dalla ventola.

Per quanto riguarda la ventola utilizzata, la scelta è ricaduta in particolare su 2 modelli intercambiabili, entrambe brush-less in modo da ridurre il più possibile le vibrazioni smorzabili dal supporto. Una è da 3000 rpm che garantisce un maggior afflusso di aria a patto di presentare vibrazioni non trascurabili, ed una da 1800 rpm con minor flusso d’aria ma totalmente priva di vibrazioni. Queste ventole poi son state protette con una piccola gabbia per evitare che vengano inavvertitamente colpite le pale in rotazione e cablate con normale cavo 2×0,75 nero e rosso terminato su connettore a banana, la classica presa accendi sigari.

ngg_shortcode_0_placeholder

Ovviamente questa realizzazione deve avere anche un riscontro in termini di prestazioni, pertanto si è proceduto ad effettuare una serie di test in una stanza climatizzata a temperatura costante di 21±1° sia per quanto riguarda la temperatura rilevata nel corpo macchina (ottenuta con termometro interno) che per quanto riguarda il rumore presente nei dark frame ripresi a diversi tempi di posa. La fotocamera utilizzata è una Canon EOS 1000D.

TEMPERATURA DELLA FOTOCAMERA

Come si evince dal grafico la diminuzione di temperatura rilevata effettuando pose da 5 minuti di posa si attesta intorno ad un delta termico di pochi gradi nella prima mezzora, mentre dai 35 minuti in poi la variazione di temperatura rispetto alla condizione di ventola spenta si attesta attorno ai 5°C costanti. I valori riportati nel grafico sono la media di 3 test separati effettuati in entrambe le condizioni.

RUMORE TERMICO

Il rumore termico è stato valutato prendendo in considerazione la deviazione standard negli scatti di dark frame. Questa è stata misurata su dark frame ripresi a 5 minuti di distanza l’uno dall’altro in 3 sessioni distinte a cui è stata successivamente applicata la media per ogni frame. Come si nota dal grafico la quantità di rumore acquisito è molto minore con la ventola attiva, come si può evincere inoltre anche dalla seguente immagine comparativa.

Possiamo a questo punto concludere che questa semplice soluzione, di facile realizzazione, produce un abbattimento sensibile del rumore termico, migliorando non di poco la qualità dei frame acquisiti.

[contributo di Matteo Manzoni]

Dopo aver effettuato le operazioni preliminari mostrate in “Operazioni preliminari“ dovremmo ora avere tra le mani una cartella con il nome dell’oggetto ripreso strutturata secondo canali e tipo di frame (bias, dark, flat e light) ripresi. In questo post analizzeremo in particolare i processi che ci porteranno ad ottenere il master light frame ovvero l’immagine finale calibrata. Riportiamo quindi le procedure relative al solo canale di Luminanza. Ovviamente queste dovranno essere ripetute per ciascun canale (nel nostro esempio: Rosso, Verde e Blu).

Fortunatamente il processo di calibrazione, allineamento e somma può essere svolto automaticamente da PixInsight attraverso il potente script BatchPreprocessing che troviamo o nel tab Process Explorer oppure attraverso il menù Script → Batch Processing → BatchPreprocessing. A questo punto si aprirà una finestra di dialogo simile a quella riportata in Figura 1. In questa finestra potremo inserire i nostri frame di calibrazione nonché i light.

Procediamo quindi con l’inserimento dei vari frame utilizzando i pulsanti Add Bias, Add Darks, Add Flats e Add Lights andando a selezionare volta per volta i nostri file nell’hard disk. Come vedete la classificazione in cartelle mostrata nel post“Operazioni Preliminari“ fa si che questa operazione risulti il più semplice possibile. Una volta caricati i file bisognerà settare i parametri di combinazione. Riportiamo di seguito le impostazioni a seconda del frame considerato (ricordo che tali impostazioni sono visualizzabili agendo sui tab bias, darks, flats e lights).

BIAS FRAME

La natura del bias frame è stata analizzata in dettaglio nel post “Il bias frame“ e pertanto rimandiamo il lettore a quell’articolo tecnico. Riassumendo possiamo dire che questo contiene le informazioni sull’offset dei singoli pixel ovvero sul valore di zero che questi assumono in assenza di radiazione luminosa. Generalmente questo valore rimane pressoché costante durante una sessione fotografica e in alcuni modelli di CCD può essere controllato tramite una regione del sensore detta overscan region. PixInsight permette di calibrare i bias utilizzando come riferimento questa regione che può essere settata spuntando la sezione Overscan del tab bias. Al momento non è noto se il modello ATIK 383L+ monocromatico possiede un’overscan region dato che non esistono documenti tecnici a riguardo forniti dall’azienda produttrice. Proprio per questo nel nostro caso non spunteremo la sezione Overscan (vedi Figura 2).

Dopodiché PixInsight chiede la procedura da utilizzare per l’integrazione delle immagini (Image Integration). Tra quelli proposti quelli utili per la calibrazione delle immagini astronomici sono la media (Average) e la mediana (Median). Le due stime, nel caso dei bias, vanno teoricamente a coincidere dato l’elevato numero di frame acquisiti. In ogni caso malgrado sia previsto un sistema di cancellazione di fenomeni occasionali quali raggi cosmici, passaggio di aerei/satelliti o interferenze noto come Rejection algorithm, il metodo Median è consigliato in Combination in quanto è in grado di escludere, a prescindere, fenomeni transitori. Tra i metodi di rigetto di pixel spuri consigliamo il Winsorized Sigma Clipping. Ovviamente questo metodo è in grado di eliminare eventuali pixel caldi o freddi oltre a raggi cosmici (rari in un bias frame). I parametri di default ovvero 4.00 per Sigma low e 3.00 per Sigma high sono generalmente buoni.

DARK FRAME

Anche in questo caso possiamo applicare in Image Integration le stesse impostazioni del bias frame ovvero Median come Combination e Winsorized Sigma Clipping con i parametri di default come Rejection algorithm. Il tab darks ci propone però l’opzione Exposure tolerance ovvero la massima differenza in secondi tollerata per dire che due dark appartengono allo stesso gruppo di calibrazione. Ovviamente se avrete seguito alla lettera il post “Il dark frame” a questo punto dovreste avere dark frame con esattamente lo stesso tempo di esposizione e pertanto questa utility è inutile e il valore di default (di 10 secondi) può essere lasciato senza problemi. I parametri del tab darks sono riportati in Figura 3.

FLAT FRAME

Per i flat frame le impostazioni sono le stesse utilizzate per i bias ed i dark frame, quindi in Image Integration bisogna settare Median come Combination e Winsorized Sigma Clipping come Rejection algorithm. I parametri sono riportati in Figura 4.

LIGHT FRAME (parte 1)

Questo script molto potente permette di ottenere il master light frame oppure i singoli light frame calibrati. Come abbiamo detto in precedenza il Rejection algorithm dovrebbe aver eliminato tutti i pixel caldi e freddi dai nostri frame di calibrazione. Questo è vero se i settaggi sono corretti ovvero se ad esempio i Sigma low e high del metodo Winsorized Sigma Clipping sono stati impostati correttamente. Questo ovviamente richiede del tempo e numerosi test dato che ogni camera e ripresa sono differenti. Proprio per questo PixInsight ha sviluppato la correzione cosmetica, attivabile spuntando il quadrato apply nella sezione Cosmetic Correction. Questo però non può essere fatto subito dato che è richiesto un Template icon, ovvero un oggetto che dica allo script BatchPreprocessing come ridurre i restanti pixel caldi o freddi rimasti. Procediamo quindi con la realizzazione del Template icon. Per fare questo però abbiamo bisogno del master dark e quindi è necessario fare un primo run dello script BatchPreprocessing.

Spuntiamo quindi il rettangolo Calibrate only in quanto non abbiamo ancora tutti gli ingredienti per realizzare il master light. Nella categoria Options togliete l’eventuale spunta da CFA images dato che le nostre riprese sono state effettuate con una camera CCD monocromatica. Togliete la spunta anche da Optimize dark frames dato che la nostra camera è raffreddata e quindi i dark (dovrebbero) essere stati ripresi tutti nelle medesime condizioni. Spuntate invece Generate rejection maps dato che queste serviranno per vedere come ha operato il Rejection algorithm ovvero avrete un’immagine in cui sono presenti i pixel esclusi nel processo di cancellazione dei fenomeni transitori. Spuntate up-bottom FITS che serve per definire quale è l’origine delle coordinate del file immagine. Nel caso up-bottom comune alla maggior parte delle camere (astronomiche e non) l’origine è nell’angolo in alto a sinistra. Per le camere monocromatiche il sistema di coordinate non è fondamentale ma lo diventa per quelle che possiedono una matrice di Bayer (ovvero sensori “a colori”). Eventualmente togliamo la spunta dai quadrati Use master bias, Use master dark, Use master flat. Clicchiamo infine due volte sull’immagine che riteniamo migliore in termini di qualità (inseguimento, rapporto segnale/rumore …) e come per magia apparirà il path nella categoria Registration Reference Image. Andiamo infine ad indicare a PixInsight quale sarà la cartella dove metterà i file calibrati nella categoria Output directory. I settaggi finali sono riportati in Figura 5.

A questo punto clicchiamo sul tasto Diagnostics al fine di verificare se tutto è stato settato correttamente, altrimenti seguite le indicazioni proposte. Se tutto è andato a buon fine dovreste visualizzare la scritta “Diagnostic completed OK.”. Clicchiamo quindi su Run e attendiamo (non poco!) che lo script BatchPreprocessing faccia il lavoro per noi. Al termine del processo si riaprirà la finestra dello script BatchPreprocessing ma nella directory di Output troveremo due cartelle frutto del lavoro di PixInsight: master e calibrated (vedi Figura 6).

Nella prima cartella troviamo il master bias, il master dark ed il master flat. Nella seconda invece troviamo i frame calibrati nelle rispettive sottocartelle flat e light. Dimentichiamoci al momento di questi e torniamo al nostro script BatchPreprocessing. Tenendo premuto il tasto sinistro del mouse trasciniamo il triangolino in basso a sinistra della finestra fino all’area di lavoro. Apparirà un’icona come mostrato in Figura 7. Cliccate su Exit e confermate per uscire.

COSMETICA

Abbiamo ora tutti gli ingredienti per applicare la cosmetica ai nostri light frame ovvero identificare quei (spero) pochi pixel caldi/freddi che ancora sono presenti nei nostri frame malgrado il processo di calibrazione. Per fare questo utilizziamo lo script CosmeticCorrection disponibile come sempre nel Process Explorer oppure nel menù Process → ImageCalibration → CosmeticCorrection. Si aprirà quindi una finestra come quella mostrata in Figura 8.

A questo punto cominciamo con lo spuntare il tab Use Master Dark ed andiamo a selezionare il master dark appena generato tramite lo script BaschPreprocessing. Spuntiamo inoltre i quadratini Enable nella categoria Hot Pixels Threshold e Cold Pixels Threshold (Figura 9).

Aprimo ora un light frame non calibrato (potremmo usare ad esempio il reference image ovvero quella con qualità migliore tra tutti i nostri light frame). Per farlo andiamo sul menù File → Open… . Una volta aperta l’immagine cliccate CTRL+A al fine di effettuare uno stretch automatico dell’immagine. Il risultato di queste operazioni è mostrato in Figura 10.

Premiamo ora i tasti ALT+N e selezioniamo una regione dell’immagine. Questa verrà contornata da un rettangolo verde e a sinistra della finestra dell’immagine verrà mostrato un tab con la scritta Preview01. In questo modo abbiamo creato una finestra di anteprima che possiamo visualizzare a tutta finestra cliccando su quest’ultimo tab (Figura 12).

Torniamo ora alla finestra dello script CosmetiCorrection e clicchiamo sul pallino vuoto in basso a destra (Real-Time Preview). Si aprirà una nuova finestra che ci mostrerà l’effetto della cosmetica implementata dallo script CosmeticCorrection. Muoviamo ora il cursore Sigma di Hot Pixels Threshold verso sinistra finché gli ultimi pixel caldi residui non spariranno dall’immagine. Lo stesso lo facciamo con il Cold Pixels Threshold, muovendo il cursore Sigma verso sinistra (vedi Figura 13). Ora, come fatto per lo script BatchPreprocessing, portiamo cliccando sulla freccia in basso a sinistra CosmetiCorrection sullo spazio di lavoro, dopodiché possiamo chiudere tutte le finestre (quella del Real-Time Preview, dello script e del light frame).

LIGHT FRAME (parte 2)

Facciamo doppio click sul Process01 presente nel nostro spazio di lavoro. Si aprirà una finestra. Cliccate una volta sul pallino pieno presente in basso a sinistra. Come per magia si riaprirà la finestra dello script BatchPreprocessing con le impostazioni che avevate settato precedentemente. A questo punto andate sul tab Lights e spuntate il quadratino Apply di Cosmetic Correction. Come Template icon selezionate Process02 ovvero quello relativo allo script CosmeticCorrection (nell’esempio è Process04, vedi Figura 14).

A questo punto non ci resta che rimuovere il segno di spunta da Calibrate only e cominciare a settare i campi Image Registration e Image Integration. Clicchiamo quindi sulla prima freccia e ci si aprirà un nuovo campo dove ci viene chiesto il pixel interpolation ovvero il metodo utilizzato per allineare le immagini. PixInsight ci offre molte possibilità e nel caso di esigenze non specifiche consigliamo il metodo Auto (il programma decide quale è la migliore strategia) con i parametri settati di default ovvero Clamping threshold 0.30, Maximum stars 500 e Noise reduction Disabled. Spuntiamo anche il rettangolo Use triangle similarity. Cliccando sulla freccia rossa torniamo al campo di partenza. Da qui clicchiamo sulla freccia Image Integration e come combinazione utilizziamo Average o Median. Quale scegliere? Dipende da voi. Average mantiene un rapporto segnale/rumore più elevato di Median ma allo stesso tempo Median sopprime maggiormente raggi cosmici e fenomeni transienti (come passaggio di satelliti o aerei). Dato che però PixInsight offre la possibilità di impostare un Rejection algorithm (consigliato il solito Winsorized Sigma Clipping) che dovrebbe ridurre se non eliminare i fenomeni transienti, allora consigliamo come metodo di integrazione Average. I valori di Sigma low e high possono essere mantenuti ai valori di default pari rispettivamente a 4.00 e 3.00. Questi valori vanno regolati in funzione dell’immagine al fine di ottenere il risultato migliore.

Finalmente siamo giunti alla fine. Non ci resta che provare a cliccare ancora una volta su Diagnostics per verificare che tutte le impostazioni siano corrette e, in caso positivo, cliccare ancora una volta su Run. Una finestra vi ricorderà che i parametri dello script BatchPreprocessing vanno regolati bene per ottenere il massimo dalle nostre foto. Clicchiamo su Continue ed attendiamo che PixInsight abbia terminato il suo lavoro di calibrazione, allineamento e somma delle immagini astronomiche (vedi Figura 15).

Al termine del processo si riaprirà di nuovo la finestra dello script BatchPreprocessing. Chiudetelo premendo Exit, confermate e chiudete tutte le altre finestre rimaste attive. Cancellate pure i processi sull’area di lavoro cliccandovi sopra con il tasto destro e quindi Delete Script Icon: ProcessX dove X sta per il numero di processo aperto. In questo modo la vostra area di lavoro dovrebbe essere completamente pulita da icone e finestre. Se verificate la cartella di Output, oltre alle cartelle originali e le calibrated e master (che ora contiene anche il master light) esiste la cartella registred contenente i light frame calibrati, cosmetizzati (li si trovano nella sottocartella cosmetized di calibrated/light) ed allineati.

RISULTATO FINALE

Non ci resta quindi che aprire il master light. Per fare questo cliccate su File → Open e selezionare il master light nella cartella master di Output. Verranno aperte tre finestre. La prima si chiama rejection high rappresenta i pixel rigettati perché di valore troppo elevato rispetto al valore centrale (ovvero quello atteso). La seconda, rejection low, rappresenta i pixel rigettati perché di valore troppo basso rispetto al valore centrale. La terza e ultima è il vero e proprio master light. In particolare, per ogni immagine premete CTRL+A. In rejection high dovreste individuare eventuali scie di aerei e satelliti rimossi dai light frame attraverso il processo di “rejection”. Riportiamo in Figura 16 il risultato ottenuto per il canale di luminanza L. Ovviamente questa procedura andrà rifatta per tutti i canali utilizzati (R,G e B).

Dopo una lunga notte passata al freddo sotto le stelle è giunto il momento di elaborare le nostre immagini astronomiche. Nei post relativi a PixInsight considereremo il caso in cui le immagini astronomiche sono state acquisite con una CCD monocromatica. Se tutto è andato per il verso giusto dovreste quindi avere nel vostro hard disk numerosi light, bias, dark e flat frame relativi a ciascuno dei tre/quattro canali che avete previsto di utilizzare, come ad esempio: Rosso (R), Verde (G), Blu (B), Luminanza (L), H-alpha (Hα), Ossigeno (OIII), Zolfo (SII), Luminanza filtrata (L|UHC, L|CLS, L|UHC-E,…) e molti altri.

Cominciamo quindi con l’ordinare i frame in cartelle e sottocartelle. In particolare create nella cartella con il nome dell’oggetto (ad esempio “M33”) le sottocartelle di canale che nel caso in esame (composizione LRGB) saranno “L”, “R”, “G” e “B”. In ogni sottocartella di canale create le sottocartelle di calibrazione “bias”, “dark”, “flat” e “light”. Spostate quindi i vostri file nelle relative sottocartelle e fate una copia di backup della cartella principale (vedi Figura 1).

Ora che avete fatto ordine nel vostro PC ed avete messo al sicuro le vostre immagini non vi resta che aprire PixInsight. Il programma aprirà di default la finestra Process Console che vi darà il benvenuto mostrando le caratteristiche del programma e del vostro computer. Siamo quindi pronti per iniziare? Diciamo di si ma dato che non ci fidiamo di noi stessi è sicuramente buona consuetudine verificare che  binning e tempo di esposizione siano stati impostati correttamente per ogni categoria di frame (light e di calibrazione). Per fare questo utilizziamo il tab File Explorer e navighiamo nel nostro hard disk sfogliando i vari frame che andremo ad utilizzare. Per ogni frame verranno visualizzati i dati di scatto tra cui appunto Exposure e XBINNING, YBINNING ovvero il tempo di esposizione ed il binning orizzontale e verticale. In Figura 2 ad esempio è mostrato un light frame errato con tempo di esposizione di 480 secondi rispetto agli 800 di tutti gli altri light frame.

Una volta che siamo sicuri di quali sono i frame corretti, cominciamo a valutarne la qualità. Generalmente i frame di calibrazione (bias, dark e flat) sono tutti di buona qualità nel senso che durante le fasi di realizzazione dei rispettivi master frame esistono metodi per eliminare eventuali imperfezioni (come ad esempio la presenza di raggi cosmici o di fenomeni transienti). Per i light è invece importante studiare i singoli frame per capire se si è ottenuto del mosso o se delle nubi o velature hanno rovinato le nostre immagini. Per fare questo dobbiamo andare a “misurare” i nostri light frame e questo può essere fatto utilizzando lo script SubframeSelector eseguibile cliccando due volte sull’apposita icona nel tab Process Explorer (vedi Figura 3) oppure cliccando sul menù Script → Batch Processing → SubframeSelector.

Una volta cliccato sullo script si aprirà una finestra divisa in varie sezioni. La prima, About, fornisce alcune informazioni generali sullo script. Passiamo quindi alla seconda, Target Subframes che ci permette di indicare quali saranno i light frame da analizzare (vedi Figura 4). Nel nostro caso selezioniamo (attraverso il pulsante Add Files…) i light frame relativi al canale di luminanza L. Ovviamente questa operazione andrà effettuata per ciascun canale ripreso (nel nostro caso L, R, G e B). Spuntando Full paths è possibile visualizzare il percorso completo dei files. Consigliamo di spuntare anche Use file cache che permette di mantenere in  memoria alcuni dati utili nel caso si voglia analizzare di nuovo le immagini selezionate. Questo permette di minimizzare i tempi di elaborazione di PixInsight.

Nella sezione System Parameters dobbiamo inserire i dati relativi alla nostra camera di ripresa, in particolare: il Subframe scale ovvero la scala di ripresa misurata in arcosecondi per pixel (vedi il post “Determinare il fattore di scala”) il Camera gain ovvero il guadagno della nostra CCD (vedi il post “Il guadagno di una camera digitale”) il Camera resolution espresso in bit (questo è riportato nelle specifiche tecniche della camera), il Site local midnight ovvero l’ora della mezzanotte UT misurata nel paese dove è stata ripresa l’immagine. Nel caso dell’Italia è 1, dato che siamo a +1 ora dal meridiano di Greenwich. Scale unit va settata in arcsecondi e Data unit in elettroni. Per la camera ATIK 383L+ monocromatica i valori da settare (binning 1×1) sono riportati in Figura 5.

A questo punto lasciamo invariati i settaggi delle categorie Star Detection and Fitting, Expressions e Output e clicchiamo sul tasto Measure. PixInsight comincerà così a misurare le nostre immagini come visibile nella finestra Process Console che si aprirà automaticamente appena cliccato su Measure. I risultati dell’analisi saranno riportati nelle categorie Table e Plots e potranno (dovranno) essere salvati su file cliccando sui tasti “Save Table As…” e “Save Plot As…” (vedi Figure 6 e 7).

Per concludere la procedura di calcolo clicchiamo sul pulsante Output Maps ed attendiamo che PixInsight faccia i suoi calcoli. A questo punto possiamo chiudere lo script cliccando su Dismiss e confermandone la chiusura.

Se tutto è andato a buon fine a questo punto nella vostra sottocartella M33/L/light dovreste avere oltre ai light frame anche un file di excel che contiene la tabella con i dati numerici dell’analisi, un file FIT con i grafici associati ed un file FIT per ogni light frame contenente le mappe d’analisi. Vediamo ora quali, di tutte queste informazioni, ci servono per identificare i frame di qualità scarsa ossia da escludere nel processo di calibrazione.

Al fine di identificare il passaggio di nuvole o velature utilizziamo la grandezza fisica Median ovvero la mediana del numero di elettroni accumulati nei pixel del sensore. Se una nuvola o una velatura è passata nel campo di ripresa, questa può o aumentare la luminosità del soggetto nel caso di luoghi inquinati oppure diminuirla nel caso di luoghi bui. Apriamo quindi il grafico relativo al parametro Median utilizzando o la categoria Plots dello script subframeSelector (in questo caso non dovevate chiuderlo) oppure aprendo con PixInsight (File → Open…) il file dei Plot selezionando quello relativo al parametro Median. Nel nostro il risultato dell’analisi è riportato in Figura 8.

Come si vede dal grafico tutte le immagini hanno mantenuto lo stesso valore di mediana. Piccole variazioni come quelle riportate possono essere dovute ad una variazione di inquinamento luminoso, assorbimento atmosferico o fenomeni di minore importanza.

Al fine di identificare invece eventuali problemi di inseguimento utilizziamo la grandezza Eccentricity ovvero la mediana dell’eccentricità delle stelle individuate da PixInsight nel frame. Sia data una stella ellittica e siano a il diametro maggiore e b il minore, l’eccentricità è data dalla radice quadrata di 1-b^2/a^2. Quindi se le stelle sono circolari e quindi a = b abbiamo che l’eccentricità è 0, mentre se la stella è oblunga l’eccentricità è diversa da zero. Stelle con valore di eccentricità inferiore a 0.42 sono ritenute circolari. Il risultato relativo al nostro caso, visualizzabile nella categoria Plots o nel relativo file FIT, è mostrato in figura 9.

L’immagine mostra che l’eccentricità per i frame 1, 2 e 4 si è mantenuta sempre inferiore a 0.67 mentre per i frame 3 e 5 è superiore a 0.80. Questo significa che questi ultimi presentano del mosso evidente. Un po’ meno mossa è l’immagine 4 mentre la 1 e la 2 hanno eccentricità media (mediana) intorno a 0.60, abbastanza tipica per un telescopio Newton dovuta alla presenza di coma residuo. Per verificare quanto detto possiamo aprire la mappa relativa al frame 2 (sempre cliccando su File → Open…) ed in particolare considerare quella dell’eccentricità. Per comodità l’abbiamo sovrapposta all’immagine stessa (Figura 10). Si noti come il massimo valore di eccentricità è ottenuta in prossimità dell’angolo del campo dove è presente maggior coma residuo.

Infine verifichiamo una variazione del fuoco durante il processo di ripresa delle immagini. Per fare questo utilizziamo la quantità fisica FWHM ovvero la mediana dell’ampiezza a metà altezza delle stelle rivelate da PixInsight nel frame considerato. Visualizziamo quindi il grafico FWHM dalla categoria Plots o aprendo il file FIT associato. Il risultato per i frame in esame è riportato in Figura 11.

Come si vede dal grafico la FWHM è aumentata nel tempo mantenendosi comunque entro valori accettabili. In questo caso i dati sono inficiati da un continuo e progressivo peggioramento nella qualità dell’inseguimento con aumento dell’eccentricità e quindi della FWHM associata alle stelle. Anche in questo caso si può notare come i frame 3 e 5 siano i peggiori. Piccole variazioni di FWHM sono possibili a seguito di una variazione del seeing. Se osserviamo la mappa associata al frame numero 1 è possibile vedere (Figura 12) come le stelle siano puntiformi in gran parte del campo inquadrato sintomo di una complessiva buona qualità dello strumento ottico.

La mappa mostra come la FWHM sia pari a 4.0/4.2 arcsec nella regione centrale del fotogramma, praticamente 4 volte il potere risolutivo teorico del telescopio (l’immagine risulta comunque sottocampionata). Questo mostra come (vedi post “Il potere risolutivo”) la turbolenza atmosferica e la qualità ottica contribuiscono in maniera importante alla risoluzione complessiva del nostro setup astronomico.

Come detto precedentemente, questa procedura preliminare di verifica dei frame deve essere eseguita per ogni canale che vogliamo utilizzare al fine di comporre l’immagine finale. Fatto questo siamo pronti per passare alla fase di “Calibrazione delle immagini astronomiche”.