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Terminologia in Astrofotografia

Terminologia in Astrofotografia: concetti fondamentali in Astrofotografia per comprendere il funzionamento della vostra attrezzatura.

Andiamo ora ad analizzare e spiegare la terminologia (o almeno una parte) che vi troverete ad affrontare e capire quando vi avvicinate al mondo dell´astro fotografia

Tipi di file per Astrofotografia

Accanto alle nostre fotografie, che sono quelle che contengono le reali informazioni (es: foto di stelle, nebulose, ecc) che saranno quelle che verranno sovrapposte per generare l´immagine finale (prendono il nome di Light Frames), ci sono altri tipi di immagine che devono essere catturate per una corretta calibrazione (quindi per ottenere immagini di qualita´superiore).

 

 

Dark Frames

I Drak Frames vengono usati per rimuovere il “dark signal” dai Light Frames.
I sensori CMOS e CCD generano il dark signal durante la fase di esposizione, e la quantita´ generata dipende dal tempo di esposizione, dalla temperatura e dai valori di ISO utilizzati.
Per rimuovere il dark signal dai light frames, si utilizzano i dark frames che altro non sono che immagini contenenti solo dark signal.

Il modo migliore per creare i dark frames e´quello di scattare foto al buio coprendo la lente con il coprilente.
Importante: i dark frame devono venire scattati con le stesse impostazioni di tempo di esposizione, temperatura e ISO dei light frames.
Poiche´la temperatura e´importante, dovete scattare i dark frames durante o al termine della sessione fotografica in cui realizzate i light frames.

Vi consiglio di scattarne minimo una ventina.

Bias Frames (Offset Frames)

I Bias Frames vengono utilizzati per eliminare il readout signal generato dal sensore durante la fase di produzione
dell´immagine (vedere sezione: ISO e ISO Invariance).

La procedura per creare in bias frame e´molto semplice: basta scattare una foto con la velocita´di scatto piu´ veloce che la vostra fotocamera permette (1/4000s o 1/8000s)  mantenendo i valori di ISO/Gain identici a quelli utilizzati per i light frames; la temperatura non ha importanza.

Vi consiglio di scattarne molti  (ideale/ottimale sarebbero 500).

 

Flat Frames

I Flat Frames vengono utilizzati per correggere la vignettatura e l´illuminazione irregolare creata dalla polvere.

Per creare un buon flat frame e´molto importante non rimuovere l´ottica/telescopio dalla fotocamera prima di scattare i flat frames  (e neanche cambiare il focus).
Il modo migliore per creare il flat frame e´quello di porre una flatbox davanti all´obbiettivo ed illuminarla e scattare in priorita´di Apertura (lasciando quindi decidere alla fotocamera il tempo di esposizione) e con gli stessi valori di ISO con cui vengono creati i light frames; la temperatura non ha importanza.

Vi consiglio di scattarne minimo una ventina.

 

 

Terminologia in Astrofotografia

Adu

Per capire questo concetto vi rimando a questo articolo;  si tratta di nozioni importanti e importanti da comprendere.

Gain e Offset

 

 

Campionamento

Sicuramente  nella Terminologia in Astrofotografia non puo´ mancare il Campionamento.

Si tratta di un argomento complesso e spero che i tre video che seguono possano chiarirvi le idee

 

 

 

 

Terminologia in Astrofotografia

FWHM e HFR/D

Parliamo ora della messa a fuoco, non piu´ fatta “ad occhio” , ma in modo molto piu´ preciso.

Per capire come fare e´ necessario pero´ conoscere alcune cose; andiamo con ordine.

Seeing

Il termine Seeing deriva dall’inglese to see (vedere), ed è riferito all’effetto di distorsione degli oggetti astronomici osservati, dovuto alla turbolenza dell’atmosfera terrestre. In astronomia è importante indicare questo fattore poiché, in questo modo è possibile determinare di quanto ha influito la turbolenza in un determinato giorno, ad una determinata ora, sulla messa a fuoco e sull’inseguimento durante la ripresa di un determinato oggetto.

Per comprendere l’effetto del seeing è utile prendere in considerazione, come esempio, un caso ideale. Assumiamo che la sorgente osservata sia puntiforme, ovvero unidimensionale, e che le ottiche del nostro telescopio non incidano sulla qualità dell’immagine. In assenza di atmosfera il telescopio osserverebbe la sorgente così com’è, puntiforme; mentre in presenza di una massa d’aria, l’immagine della sorgente risulterebbe avere un’estensione superficiale con una densità di fotoni che decrescerebbe dal centro dell’immagine della sorgente verso l’esterno. Per comprendere questo effetto di sparpagliamento dei fotoni dobbiamo pensare che un CCD ottiene l’immagine di un oggetto attraverso pose più o meno lunghe, che gli permettono di accumulare la luce proveniente dalla sorgente. Durante la posa le condizioni degli strati di atmosfera che si trovano tra la sorgente puntiforme e l’obiettivo del nostro telescopio, cambiano di frequente. Tali variazioni corrispondono ad un cambiamento dell’indice di rifrazione, che influisce sulla traiettoria dei raggi di luce e quindi sui punti della superficie del sensore CCD dove i raggi incideranno. Ai fini pratici, la turbolenza atmosferica ha l’effetto di spostare rapidamente (dell’ordine dei millesimi di millimetro) l’immagine della sorgente sul sensore. Di quanto l’immagine venga spostata dipende dalla turbolenza, dalla focale e dal diametro del telescopio. Più gli strati di atmosfera saranno turbolenti maggiore sarà lo spostamento. Pensate che solitamente sopra le nostre teste, trascurando la Mesosfera e la Ionosfera, ci sono circa 50Km di aria e, che anche un apparente calma a terra, può nascondere venti in quota di quasi 400Km/h!

A questo punto, l’immagine ottenuta dalla somma di tutte le pose, sarà data dalla somma di tutti i punti arrivati sul CCD durante l’esposizioni. La funzione che descrive come i vari raggi di luce si sono distribuiti sulla superficie del rivelatore (ovvero l’immagine finale) è detta funzione di sparpagliamento dei punti (PSF, dall’inglese Point Spread Function). Tale distribuzione viene spesso rappresentata, per semplicità, con una funzione gaussiana. Esistono altre funzioni analitiche che possono riprodurre meglio la PSF reale delle sorgenti: un esempio è dato dalla funzione di Moffat (detta anche Moffattiana). La misura più comune del seeing è data dalla larghezza a metà altezza (FWHM, dall’inglese Full Width at Half Maximum) della PSF e viene espressa in secondi d’arco. Le migliori condizioni di seeing da terra permettono di avere una FWHM di circa 0,4 secondi d’arco e si ottengono solo in luoghi particolari e per poche notti all’anno. Solitamente dalle nostre parti ottenere un FWHM di 1,5 o 2 secondi d’arco è già un ottimo risultato.

L’effetto del Seeing non è sentito in egual modo da tutti i telescopi. Non dipende dal tipo di telescopio, rifrattore o catadiottrico ma, bensì dal diametro. Un telescopi di piccolo diametro soffre molto meno il cattivo Seeing rispetto ad un telescopio di diametro più generoso. Questo perché un diametro più abbondante “vede” un fronte d’onda distorto più ampio, rispetto ad un piccolo telescopio che, “vede” una piccola parte del fronte d’onda distorto dalla turbolenza atmosferica.

Per valutare e misurare il Seeing a livello professionale esistono formule molto complesse, le formule di Tatarski-Fried ma, per fortuna a livello amatoriale e semiprofessionale sono state adottate a livello internazionale due differenti scale: la Scala di Antoniadi e la Scala di Pickering.

Scala di Antoniadi

 
La scala di Antoniadi è stata concepita per descrivere l’effetto della turbolenza sulle immagini planetarie. Questa scala adottata anche in Italia dalla Sezione Pianeti, si basa direttamente sull’ aspetto di un disco planetario, ed e’ descritta analiticamente come segue.
 
  Eccellente. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione anche dei particolari piu’ minuti.  
 
II   Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati con brevi momenti di leggero tremolio.
 
III  Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.
 
IV  Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.
 
V  Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo approssimativo.
 

Scala di Pickering

La scala di Pickering, creata da William H. Pickering (1858-1938) usando un rifrattore da 13cm , e’ stata invece concepita per l’osservazione delle stelle doppie ed e’ quindi associata al grado di “distruzione” della figura di diffrazione ad opera della turbolenza.
Essa la si valuta quindi su una stella ed e’ molto più severa della Scala di Antoniadi. Per esempio, un voto in scala di Pickering (su una stella) relativamente brutto, puo’ corrispondere ad un’immagine planetaria piu’ che accettabile per i comuni mortali.
Di seguito una versione animata della scala , creata con Abberrator V2, basandosi sulla descrizione di Pickering sull’aspetto del disco di Airy.

La scala di Pickering va da 1 (la peggiore) a 10 (SAituazione ottimale dove Tutta l’immagine di diffrazione della stella è immobile.)

Da non dimenticare che per effettuare una corretta valutazione del Seeing, è necessario lasciare acclimatare lo strumento e avere, nel caso di strumenti a specchio, una collimazione perfetta.

FWHM e HFR/D

Vediamo ora i due parametri che entrano in gioco durante la messa a fuoco; altro termine molto comune nella Terminologia in Astrofotografia e´ FWHM e HFR/D. Scopriamo cosa significano.

 

Dithering

 

 

Meridian Flip

 

 

Spero che con questa carrellata di avervi chiarito le idee (o forse vi ho confuso ulteriormente)!!

Se volete avere un approccio piu´ approfondito all´argomento Astrofotografia Deepsky vi consiglio assolutamente questo Libro: The deepsky imaging Primer.   La prima parte e´dedicata a sviscerare tutti gli aspetti teorici che stanno alla base
dell´astrofotgrafia, mentre la seconda e´dedicata allo sviluppo delle immagini tramite software dedicati.

 

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