Le diverse applicazioni del ccd nella fotografia cometaria

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1 Le diverse applicazioni del ccd nella fotografia cometaria

2 CHE COS E IL CCD Il ccd (acronimo dell inglese Charge Coupled Device) consiste in un circuito integrato formato da una griglia, di elementi semiconduttori in grado di accumulare una carica elettrica (charge) proporzionale all'intensità della luce che li colpisce. Questi elementi sono accoppiati (coupled) in modo che ognuno di essi, sollecitato da un impulso elettrico, possa trasferire la propria carica ad un altro elemento adiacente. Inviando al dispositivo (device) una sequenza temporizzata d'impulsi, si ottiene in uscita un segnale elettrico. Questa informazione può essere utilizzata direttamente nella sua forma analogica, per riprodurre l'immagine su di un monitor o può essere convertita in formato digitale per l'immagazzinamento in file che ne garantiscano il loro riutilizzo futuro per misurazioni o elaborazioni. Il grande salto qualitativo rispetto alla pellicola è l enorme sensibilità di questi sistemi che in taluni casi arriva anche al 90%. Se si considera che la migliore pellicola a malapena arrivava al 5%, potete immaginare l enorme salto in avanti che ha potuto fare sia il mondo professionale che quello amatoriale

3 Il ccd essendo un sistema elettronico molto sensibile, registra, oltre al segnale, anche il rumore elettronico e termico. Il CCD per uso astronomico, contrariamente a quelli utilizzati per le videocamere, webcam e digicam, deve avere, causa le lunghe esposizioni, deve ridurre al minimo questi segnali in particolare la componente più importante, quella termica. Per ottenere tale risultato i CCD hanno una elettronica progettata appositamente per tale scopo, con la possibilità di potersi interfacciare ad un dispositivo di raffreddamento (normalmente una cella di Peltier), che consente di mantenere il dispositivo ad una temperatura molto bassa. Più bassa è la temperatura di lavoro minore sarà il rumore termico catturato dal dispositivo, per cui maggiore sarà il segnale finale che potremo utilizzare. Comunque non potendo raffreddare i sensori amatoriali come quelli professionali con azoto liquido dovremo sempre riprendere un frame (chiamato dark) che in fase di post processing dovremo sempre sottrarre alla nostra ripresa iniziale per ottenere un segnale puro

4 Un altra cosa che dovremo considerare per poter utilizzare le nostre immagini è il fatto che dalla sorgente che noi dobbiamo fotografare (cometa) al sensore ci sono diversi componenti che portano a deteriore l immagine iniziale: 1.Ottica (con la sua possibile vignettatura) 2.Disallineamenti dell ottica stessa e del ccd 3.Polvere Per questo motivo dovremo riprendere una immagine di un campo uniforme,chiamata Flat che racchiude tutti i difetti sopra indicati. Questa immagine può essere fatta fotografando il cielo al tramonto attraverso un schermo opalino, oppure fotografando lo schermo del portatile o meglio di tutto facendo uno skyflat

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8 Le comete hanno un moto proprio che varia da quando sono lontane dal Sole a quando sono nella sua prossimità. Per questo motivo in certi momenti del loro passaggio è Praticamente impossibile avere la cometa ferma e le stelle pure Esistono software che aiutano nell eliminare questo inconveniente oppure si possono usare procedure da fare con programmi di fotoritocco tipo PhotoShop. Ma sia il primo che il secondo caso c è bisogno di un alto numero di riprese Io vi propongo un sistema semplice ed efficace. Nello specifico vi spiego come si fanno le riprese usando un ccd monocromatico e filtri, ma la procedura può essere usata anche con fotocamere digitali.in particolare all inizio vi spiego l uso del ccd sulle comete a livello ludico Poi quello più serioso da utilizzarsi per fare astrometria e fotometria cometaria Per fare belle foto, il ccd da usare è preferibile che sia dotato di antiblooming, così se abbiamo nel campo stelle luminose non avremo nessun disturbo dovuto al sanguinamento (blooming) delle stelle più luminose Possiamo usare qualsiasi tipo di telescopio (lenti o specchi) ; nel caso dei telescopi a lenti se usiamo un acromatico dovremo pagare lo scotto di avere aloni intorno alle stelle luminose

9 Incominciamo con il trovare il moto proprio che ha la cometa, questo viene espresso in arcs/min o primi d arco/h, oltre all angolo di posizione PA. Il primo dato è la sua velocità apparente nel Cielo, il secondo è la direzione. Questi dati li possiamo trovare in diversi sw Planetari.

10 Questo dato, il moto proprio apparente, è molto importante perché dovremo tenerne conto per non avere un mosso eccessivo nell immagine finale. Però dobbiamo anche considerare la risoluzione in cui andremo ad operare. Questa è determinata dalle caratteristiche fisiche del sensore ccd e dalla lunghezza focale dello strumento che andremo ad usare facciamo alcuni esempi: Ccd Sbig STL11000 : dim pix 9 micron, dim sensore 36mm x 24.7mm, 4008x2672 Telescopio apo 100mm 500mm di focale Telescopio Nw 200mm 1000 di focale Useremo questa formula per determinare la risoluzione: d = dpix x /focale Quindi avremo che con l apo la risoluzione è di 3.7 /pix mentre con il Nw è 1.8 /pix e con la stessa formula determiniamo il campo inquadrato: Campo inquadrato = dim sens. x / focale Avremo con l apo 123 x 85 mentre con il Nw 61 x 43

11 Ora, consideriamo una cometa come la Hartley2 che nel suo momento di maggiore avvicinamento si muoveva di 4,4 /min. Per esperienza si può accentare un mosso di 5 6 pix, pertanto nel caso dell apo questo corrisponde a circa 20 (5 6x3,7 )e per il Nw 10 (5 6x1,8 ); per cui complessivamente con l apo si potrebbero fare pose complessive di circa 5 min, mentre per il Nw non oltre i 2 3min. Questi saranno i tempi massimi da usare considerando anche il download delle immagini. Un altra cosa da sapere è che il file colore che produrremo può essere fatto con una risoluzione diversa dal file principale, modificando il binning del sensore, potendo accoppiare dei file colore fatti in bin 3x3 con file di luminanza in bin 1x1. C è poi da decidere se vorremo postare in rete una immagine da 12megapixel, cosa che in numerosi siti non è possibile, pertanto potremo decidere di avere una immagine finale più piccola,per cui lavorando nel file L in bin 2x2 potremo aumentare i tempi possibili senza avere un mosso apprezzabile. In pratica con l apo potremo arrivare a fare 9 minuti complessivi e con il Nw fino a 4 5 minuti. Per esempio: con l apo potremo fare 300s per il file L in bin2 e 60s per ogni canale RGB in bin3. Oppure con il NW 120s in bin2 per il file L, e 30s per ogni canale RGB in bin 3 Con questo sistema, il mosso finale viene affogato nella luminosità del falso nucleo e non sarà visibile nella foto

12 Adesso c è un altra cosa da considerare ed è quella di calibrare i colori. Considerate che la banda passante tra filtri diversi, di ditte diverse cambia, come cambia se si usano filtri fotometrici oppure i normali RGB; questo comporterà che sistemi diversi possono produrre immagini di colore diverso Quello che però è importante è che ci sia il giusto punto di bianco. Il sistema più corretto è cercare nel campo della foto una stella di tipo solare e calibrare l apporto di ogni singolo file colore, in maniera tale che questa risulti bianca. Con AA, basta portarsi sopra la stella e nella barra in basso vengono riportati i valori per ogni colore; altri sw hanno funzionalità simili. A questo punto sulla casella tricromia regoleremo i coefficienti moltiplicativi in maniera da avere il nostro punto di bianco Se però non avete nel campo fotografato una stella che permette la calibrazione, potete usare il punto più luminoso della cometa, che visto che riflette la luce del Sole è un ottimo punto di bianco A questo punto avremo i file colore che produrranno una immagine colorata calibrata, che andremo ad utilizzare con il file L, per avere l immagine finale Con sw di fotoritocco finiamo gli ultimi ritocchi (eliminare leggere imperfezioni) i livelli e saturare o meno i colori ed avremo la nostra immagine finale

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15 Nell uso invece scientifico delle riprese con i ccd sulle comete dovremo considerare degli approcci completamente diversi Astrometria morfologia della cometa In questo caso gli strumenti da utilizzare sono gli stessi per la foto bella, con la semplice accortezza che l esposizione deve essere al massimo pari al moto proprio della cometa. Nel caso dei due telescopi presi in esame prima, avremo, con la cometa che si spostava di 4,4 /min, al massimo 1 min per l apo e 30s per il Nw. Per fare le misure astrometriche ci sono sw in rete molto potenti che permettono di allineare automaticamente centinaia d immagini per ottenere quella finale che può essere media, somma o mediana dei vari frame. In questo modo si può arrivare, sommando decine di foto, a rilevare comete molto deboli, anche di 20 21^ magnitudine con strumenti anche di soli 10cm! Questi sw riconoscono, una volta dati i parametri di centro foto, le stelle di campo, inserendo i dati di spostamento ed angolo, spostano ogni singola foto del moto della cometa e alla fine della calibrazione avremo le stelle strisciate e la cometa ferma; cliccando sul centro del nostro oggetto avremo le coordinate dello stesso con precisioni inferiori al secondo d arco. Per lo studio morfologico valgono gli stessi principi sopra descritti, solo che qui controlleremo se la cometa presenta particolari anomalie, come frammentazioni del nucleo o particolari strutture erroneamente chiamate getti che possono denunciare una vivace attività della cometa stessa. Per analizzare se il nucleo è frammentato utilizzate la funzione profilo nei vostri sw, per i getti si possono usare dei filtri matematici come il Larson Sekanina, però bisogna stare molto attenti, perché è un filtro che genera molti artefatti

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18 Fotometria Qui la procedura è differente e bisogna utilizzare alcuni accorgimenti 1)Il ccd è preferibile che sia lineare, si possono anche usare ccd dotati di abg, ma il loro uso diventa più laborioso ed il risultato più incerto 2)I telescopi che si devono usare devono essere senza cromatismo, per cui sono da preferire i telescopi a specchi, quelli a lenti devono essere dei super apo 3)Le pose devono essere lunghe la massimo pari al movimento della cometa. Quindi negli esempi precedenti con il NW avremmo dovuto usare tempi al massimo pari a 30s per ogni singola posa 4)Usare filtri fotometrici o meglio interferenziali. I primi sono simili agli RGB, si differenziano per una banda più stretta e centrata su delle frequenze standard. I filtri interferenziali sono filtri particolari centrati in determinate lunghezze d onda corrispondenti all emissione di C2 Cn o polveri; sono filtri, però, che fanno passare pochissima luce per cui la cometa deve essere molto luminosa per poter essere fotografata. 5)Riprendere una foto della cometa ed una foto di una stella campione, che, nel caso di studio delle polveri, dovrà essere di tipo solare, nel caso di altri filtri, di colore simile al gas che andremo a studiare A questo punto, con le due riprese e con opportuni sw, potremo trovare la magnitudine della cometa per i vari filtri e con sw ancora più speciali, si potranno fare delle considerazioni sul tasso di produzione delle polveri di questi splendidi oggetti.

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