KAZALO

1 Uvod ............................................................................................................................... 2 2 Astro fotografija ............................................................................................................. 3

2.1 Zgodovina ................................................................................................................ 3 2.2 Prve fotografije ........................................................................................................ 3 2.3 Digitalna fotografija ................................................................................................ 4 2.4 Princip delovanja CCD ............................................................................................ 6

3 Zajemanje podatkov in možnost obdelave ..................................................................... 8 3.1 Fotografiranje brez teleskopa .................................................................................. 9 3.2 Fotografiranje s teleskopom .................................................................................. 10

3.2.1 Fotografiranje brez sledenja ........................................................................... 14 3.2.2 Fotografiranje s sledenjem .............................................................................. 15

3.3 Obdelava posnetkov .............................................................................................. 20 3.3.1 Kalibracijski posnetki .................................................................................... 20 3.3.2 Povprečenje fotografij .................................................................................... 21 3.3.3 Ročno zlaganje fotografij s programom Photoshop ....................................... 22 3.3.4 Zajem in obdelava slike z programom Registax ............................................ 23 3.3.5 Zajem in obdelava slike z programom MaximDL .......................................... 27

4 Uporaba fotografij pri pouku astronomije .................................................................... 29 4.1 Merjenje premera kraterja ..................................................................................... 29 4.2 Merjenje višine kraterja ......................................................................................... 31

5 Zaključek ...................................................................................................................... 34 6 Literatura ...................................................................................................................... 35

1

1 Uvod

Fotografija v astronomiji je uporaba raznih fotografskih metod in tehnik pri astronomskih opazovanjih, na primer za odkrivanje neznanih ali raziskovanje že odkritih nebesnih teles in pojavov. V nalogi se bomo omejili na uporabne metode digitalnega fotografiranja v osnovni šoli pri pouku astronomije. Opisali bomo postopke fotografiranja, ki jih je mogoče izvesti s šolsko opremo, in nakazali možnosti uporabe posnetkov pri pouku astronomije.

Cilj diplomskega dela je med drugim priti do spoznanj o tem, da astronomija kot panoga uspešno združuje tehnične, fizikalne in druge naravoslovne dosežke današnjega dne z namenom, da nam osvetli življenje. Izdelali smo navodila za fotografiranje pri pouku. Osnovno vodilo je priprava za samostojno delo učencev in uporabnost za učitelje, ki se s fotografijo v astronomiji šele seznanjajo. Gradivo bo učiteljem pomagalo, da bodo učence pri pouku seznanili s CCD-čipi, njihovo zgodovino in delovanjem, pri izboru primerne opreme, metod fotografiranja in obdelave slik.

Fotografija je proces zajemanja svetlobe na svetlobno občutljiv medij. Če z lijakom zbiramo deževnico, bomo le-te zbrali tem več, čim večji je lijak in čim dalj časa jo zbiramo. Podobno bomo tudi svetlobe zbrali tem več, čim dlje jo zajemamo in čim večji »svetlobni lijak« uporabimo. Velikost svetlobnega lijaka je površina objektiva, s katerim opazujemo neko telo. Zenica očesa se pri zdravem človeku odpre do 8 milimetrov. To lahko povečamo tako, da uporabimo teleskop. Teleskop s premerom zbiralne leče 20 centimetrov tako zbere približno 600-krat več svetlobe kot oko. Ker pa premera objektiva teleskopa ne moremo poljubno povečati, lahko poskušamo še podaljšati čas zajemanja svetlobe. Oko sliko osveži povprečno 20-krat v sekundi, kar pomeni, da svetlobo za posamezno sliko zbira 0,05 sekunde. Fotografske kamere sliko zajemajo daljši čas in s tem na tipalo ujamejo temu sorazmerno več svetlobe, kot ga zaznava oko, zato lahko na fotografijah prikažemo veliko šibkejše objekte, kot bi jih bilo sposobno, četudi skozi teleskop, zaznati človeško oko. Ti objekti so meglice, kopice in galaksije. V vidnem vesolju je okoli 200 milijard galaksij, iz naših krajev pa je s prostim očesom vidna le Andromedina galaksija.

2

2 Astro fotografija

Za večino ljubiteljskih fotografov so prvi poskusi s fotografijo v astronomiji niz razočaranj in kopica neuspelih fotografij. Dobre fotografije, ki pridejo z izkušnjami, pa so še zmeraj precej slabše od fotografij iz svetovnega spleta, ki jih je naredila vesoljska sonda, poslana prav z namenom, da fotografira nebesne objekte iz bližnje okolice. A ne pozabimo, da je marsikatero novo astronomsko odkritje v zadnjih desetletjih vzklilo iz dela ljubiteljskih fotografov.

Za spodobno in uporabno fotografijo je dovolj digitalni SLR oz. zrcalni-refleksni fotoaparat. Seveda je možno fotografijo posneti tudi z drugimi digitalnimi aparati, a so možnosti bolj okleščene. Zaželena je optična povečava (zoom) in pri fotografiranju izberemo največjo povečavo, kar zmanjša ali celo odpravi nejasnost robov fotografiranega objekta. Digitalne povečave ne uporabljamo, da ohranimo čim boljšo resolucijo posnetka. Prav nam pride tudi stativ, na katerega privijemo telo aparata in tako odpravimo njegovo tresenje, predvsem pri daljših osvetlitvah. Odpravljanje tresljajev je zelo pomembno tudi pri fotografiranju skozi teleskop, zato je priporočeno, da ima fotoaparat samosprožilec ali daljinski sprožilec [1].

Idealni astro-fotografski aparat ima naslednje značilnosti: možnost neskončne osvetlitve možnost uporabe daljinskega - žičnega sprožilca možnost kontrole dolžine osvetlitve in odpiranja zaslonke mehansko odpiranje in zapiranje zaslonke možnost menjave objektiva

Za resnejše fotografiranje potrebujemo teleskop s čim večjim objektivom in čim daljšo goriščno razdaljo, digitalni zrcalno-refleksni oz. DSLR-fotoaparat in prenosni računalnik s potrebno programsko opremo. DSLR-fotoaparat lahko zamenjamo z CCD-kamero ali ustrezno web kamero, kar je predvsem cenovno ugodnejše.

2.1 ZgodovinaTakoj po odkritju teleskopa je italijanski astronom Galileo Galilei (1564—1642) konec prvega desetletja sedemnajstega stoletja [2] obrnil teleskop proti nebu. Ker je Galileo uporabljal teleskop s trikratno povečavo, so njegove skice Lune precej grobe in nenatančne. Dolgotrajno opazovanje mu je razkrilo pokrajino s kraterji, morji in gorami. Natančnejše skice Lune, kot jo je videl skozi svoj teleskop s šestkratno povečavo, je leta 1609 v Londonu naredil [3] Thomas Harriot in jih prvi objavil. Karta celotne Lunine površine, objavljena leta 1645, je delo Van Langrena [4], dvorskega astronoma španskega kralja.

2.2 Prve fotografijeKmalu po odkritju fotografije so nastali tudi prvi astronomski posnetki. Bilo je mnogo uspešno posnetih fotografij, ki pa so žal bile neobstojne. Prvi postopek obstojne fotografije je degerotipija. Sliko so posneli na bakrene plošče, premazane s srebrovim jodidom. Teh fotografij ni bilo mogoče razmnoževati. Leta 1835 je angleški matematik W. H. Fox Talbot [5] iznašel negativ. S tem so lahko iz enega samega posnetka naredili več slik. Posnetek so iz negativa prenesli na poseben papir, kjer je nastal pozitiv.

3

Postopek se imenuje kalotipija. Prvo astro fotografijo, posnetek Lune, je leta 1840 posnel v Ameriki živeči Britanec, raziskovalec foto kemičnih učinkov, John William Draper [6]. Njegov sin Henri Dreper (1837-1882), priznan pionir uporabe fotografije v astronomiji [7], ki je očetu dolgo asistiral, je septembra posnel 1863 fotografijo Lune. Leta 1871 je Britanec R. Maddox [8] iznašel prvo suho fotografsko ploščo s kratkim ekspozicijskim časom. Današnji postopek je v osnovi tak, kot je bil njegov.

Slika 1: Henri Dreper, Luna 1863, Orijonova meglica 1880 [10, 11]

2.3 Digitalna fotografijaDanašnji teleskopi niso veliko večji od teleskopov iz prejšnjih desetletij. Vendar današnji astronomi lahko proučujejo fotografije nebesnih objektov, ki so 100-krat natančnejše od fotografij iz tridesetih let prejšnjega stoletja. To omogoča iznajdba in razvoj svetlobnih senzorjev v zadnjih desetletjih. Iznajdba senzorjev, imenovanih CCD detektorji (angl. charge-coupled device), je tako pomembna kot iznajdba teleskopa v sedemnajstem stoletju ali razvoj prvih fotografskih plošč v devetnajstem stoletju.

CCD-senzor sta izumila Willard S. Boyle in George E. Smith [12] v AT&T Bell Telephone Laboratories leta 1969. Laboratorij je delal na razvoju telefona, ki bi omogočal tudi video komunikacijo. Kmalu so odkrili, da pomnilniški čip zelo dobro reagira na osvetlitev s svetlobo. Do leta 1970 so že lahko posneli preproste slike z nekoliko prirejenim čipom. Astronomi so takoj zaznali prednosti izuma in znanstveniki iz Jet Propulsion Laboratory (JPL) v Pasadeni so dve leti pozneje ustanovili oddelek za raziskovanje vesolja s CDD. Leta 1974 so v observatoriju Fairchild posneli prvo astrofotografijo s pomočjo CCD- čipa z resolucijo 100 krat 100 tipal [13].

Leta 1979 RCA so laboratoriji proizvedli prvo CCD-kamero, hlajeno na tekoči dušik z resolucijo 320 krat 512. Hlajenje je zelo pomembno, ker je prisotnost šuma na fotografiji odvisna od temperature svetlobnega senzorja. Kaže se kot zrnatost ali točke v sliki, ki zabrišejo sliko šibkih zelo oddaljenih objektov. Pojavlja se pri fotografiranju v slabih svetlobnih pogojih. Šum je posledica termičnega toka elektronov, ki nastane zaradi toplote. Nastaja med robovi silicija in silicijevega oksida v senzorju, ko elektroni preskočijo med svetlobnimi elementi iz valenčnega pasu v prevodni pas. Šum v CCD-

4

čipih učinkovito zmanjšamo s hlajenjem in to skoraj za polovico na vsakih 6 stopinj Celzija. Za hlajenje CCD-čipa (polprevodnikov) uporabljamo termoelektrični element, ki izkorišča Peltierov efekt. Pri DSLR-aparatu je največji grelec LCD-zaslon, zato ga med fotografiranjem ugasnimo.

Slika 2: CCD-posnetek Urana, posnet v Arizoni 1975

Od osemdesetih naprej se je razvoj CCD kamer eksponentno večal in lahko bi trdili, da se je resolucija vsaka tri leta podvojila. Danes CCD-čipe uporabljajo vse naprave, ki uporabljajo elektronsko animacijo, od televizorjev, videa in seveda kamer.

V nasprotju od astronomskih CCD-kamer, ki delujejo na principu hladnega čipa, CCD-svetlobni detektorji v digitalnem zrcalno-refleksnem fotografskem aparatu pri daljši osvetlitvi ustvarjajo šum na posnetku. Glede na to je še sprejemljiva osvetlitev omejena na nekaj sekund, kar je dovolj za fotografiranje Lune in planetov, a žal premalo za ostale svetlikajoče zvezde. Da o galaksijah ali meglicah sploh ne govorimo. Zakaj potem sploh govor o digitalnem fotoaparatu?

Kot prvo prednost omenimo takojšen ogled posnetka. Obdržimo dobre fotografije, vse ostale lahko takoj zavržemo. Takoj se lahko odločimo, če sta bili dolžina osvetlitve in centriranje objekta pravšnji ali pa bomo posnetek takoj ponovili. Odpade čakanje na razvijanje filma in ponovno fotografiranje, kar nam vzame nekaj dni. Spominska kapaciteta kamere nam omogoča shranjevanje ogromnega števila fotografij, s čimer privarčujemo na ceni filma. Digitalno fotografijo lahko začnemo takoj obdelovati z grafičnimi in astronomskimi programi. Fotografiji odvzamemo šum, povečamo kontrast, izmerimo sij, pozicijo, velikost objektov, ali seštejemo posamezne slike istega objekta med seboj. Kvaliteto slike zelo povečamo z združitvijo množice fotografij različnih osvetlitev v eno fotografijo. Vse to je pri analogni fotografiji veliko težje in zamudnejše. Tudi po razvitju filma imamo precej težav zaradi majhnega dinamičnega obsega zapisa in zaradi pogostih napak v zrnatosti filma.

Novejši aparati lahko delujejo tudi kot web kamera, kar spet odpira nove možnosti uporabe v astronomiji. Fotografijo ali film lahko posnamemo direktno na računalnik. S pomočjo računalniškega programa (na primer AVI2BMP) lahko iz filma potegnemo na stotine najboljših sličic, ki jih potem zložimo eno na drugo (program Astrostack). Dobljeno fotografijo obdelamo v grafičnem programu. Odpadejo skrbi o nestabilni atmosferi ali o vibriranju teleskopa ob pritisku na sprožilec fotoaparata. Ob vseh naštetih prednostih pa je res, da poleg kamere in teleskopa potrebujemo tudi računalnik.

5

2.4 Princip delovanja CCDCCD-čip je zgrajen iz množice fotodiod. To so celice občutljive na gostoto svetlobnega toka. Te diode spremenijo foton v električno napetost, ki požene elektrone do elektronike, ki ga "prebere" kot sporočilo o tem, koliko svetlobe je padlo na določeno diodo.

Osnova elektronskega beleženja slik je CCD-čip, ki je integrirano vezje in deluje kot svetlobni ploskovni detektor z nekaj sto tisoč točkami [14]. Površina takega detektorja je okrog 2 cm2. Fotodiode so razporejene po CCD-ju ena poleg druge v ravno vrsto, vrste pa ena nad drugo. Tako dobimo nekakšno matriko x elementov, ki se običajno imenuje kar optična ločljivost. Slika za računalniško obdelavo, naj bo fotografirana s klasičnim aparatom in nato optično prebrana ali pa posneta z digitalno kamero ali fotoaparatom, je sestavljena iz točk različnih barv in svetlosti. Te točke so razporejene po sliki tako kot fotodiode po enoti CCD. Če ima ta slika dovolj točk in jo pogledamo z dovolj velike razdalje, naše oko sestavi vse te točke v prepoznavno sliko. Tu vidimo, zakaj je pomembno število fotodiod na enoti CCD. Več kot jih je, več podrobnosti bo na posneti sliki in bolj jo bomo lahko povečali.

Svetlobni fotoni prehajajo skozi zgornji pokrov čipa na kameri in v silicijevi rezini povzročijo fotoefekt [15]. Silicij ima energijsko vrzel pri 1.14 eV. Elektroni, ki se zaletijo vanj in imajo energijo večjo od te, lahko vzburijo valenčne elektrone v prevoden pas in s tem tvorijo pare elektron – vrzel. Fotoni z energijo od 1,1 do 5 eV tvorijo en sam par, medtem ko fotoni z energijo večjo od te lahko tvorijo več parov naenkrat [16]. Število nastalih elektronov na določenem mestu je sorazmerno s tokom padlih fotonov in tako s sijem ustreznega objekta. Mehki rentgenski žarki lahko tvorijo tisoče signalnih elektronov za vsak trk, tako da je možno zaznati že en sam foton. Limite pri siliciju obstajajo pri območju fotonov, ki imajo manjšo energijo od 1,1 eV (valovna dolžina okoli 1,2 µm) in prehajajo skozi silicij neovirano in v območju fotonov, ki imajo energijo večjo kot 10 keV, kjer je valovna dolžina že tako majhna, da je verjetnost interakcije zanemarljiva. Za infrardeči spekter mora biti čip narejen iz drugega materiala npr. germanija, ki ima energijsko vrzel pri 0,55 eV.

Občutljivost CCD-detektorjev je v primerjavi z klasično fotografijo velika, kar je ilustrirano na spodnji fotografiji. Detektor je sestavljen iz ogromnega števila majhnih posameznih svetlobnih senzorjev, ki zaznavajo fotone. Spodnji graf prikazuje, da klasični fotografski film, ki svetlobo zajema le v ozkem pasu vidne svetlobe, zaznava le en odstotek razpoložljivega elektromagnetnega sevanja, najboljši največ do treh odstotkov. Medtem CCD-detektorji zaznajo tudi 60 odstotkov, najboljši celo do 80 odstotkov vseh fotonov, ki padejo nanj, saj zaznavajo vse: od rentgenskih žarkov pa do infrardečih žarkov [17].

6

Slika 3: Občutljivost glede na valovno dolžino [18]

Dobra prispodoba so posode, ki lovijo deževnico. Ko neha deževati, izlijemo vodo in izmerimo količino padlega dežja. Podobno deluje CCD-detektor, le da lovi fotone.

Slika 4: CCD-detektor [18]

7

3 Zajemanje podatkov in možnost obdelave

Opisali bomo nekaj osnovnih tehnik astro fotografiranja. Od fotografiranega objekta in naše opreme je odvisno, koliko osvetlitev bomo naredili in kako dolge bodo. Za fotografiranje Lune, planetov in ozvezdij je dovolj le fotoaparat na stativu. Objekti iz globokega vesolja, kot so galaksije in meglice bodo na fotografiji jasne ob daljših izpostavljenostih, kar nam omogoči teleskop z sledenjem.

Kompaktni fotoaparati niso primerni za astro fotografiranje. Aparat z možnost nastavitve daljših časov osvetlitve (do 15 sekund) lahko uporabimo za fotografiranje širokokotnih fotografij [1]. Fotografiramo ozvezdja, sončne zahode, pojave v ozračju, Rimsko cesto in v kombinaciji s teleskopom, za fotografiranje Lune.

Slika 5: Digitalni zrcalno-refleksni fotoaparat brez objektiva

Digitalni zrcalno-refleksni fotoaparat uporabimo za fotografiranje osončja, Lune in planetov. Največ podatkov dobimo iz fotografije RAW-formata. Najbolj razširjen JPEG-format za astro fotografije ni primeren, ker izgubimo preveč podrobnosti. Za planetarno fotografiranje je zelo primerna web kamera. Posnamemo več krajših filmov v AVI formatu, iz katerih pozneje z pomočjo računalnika izluščimo sliko.

Slika 6: Web kamera, barlow in adapter

Fotografije globokega vesolja zahtevajo več deset minutne osvetlitve. DSLR-aparati to omogočajo, se pa pojavljajo problemi zaradi temperature in z njo povezanega šuma.

Slika 7: StarShoot Deep Space CCD Color Imager II, SBIG in ST-2000XCM

8

Za fotografijo galaksije ali meglice, uporabimo CCD-astrokamero. Slednje imajo hlajenje (slika 7) tudi več deset stopinj pod temperaturo okolice.

3.1 Fotografiranje brez teleskopaPreden zavijemo v trgovino z astronomsko opremo, se preizkusimo v astro fotografiji z opremo, ki jo že imamo. Potrebujemo fotoaparat in trinožni stativ. Takšno fotografiranje je primerno za Luno in še tu so rezultati precej slabi. Zavedati pa se moramo, da med astronomske fotografije spadajo tudi razni posnetki Sončnih zahodov, motivi z Luno ali planeti v ozadju in fotografije ozvezdij. Slikamo lahko tudi podnevi. Luno, Sonce in planete (Venera, Jupiter, Saturn) so lahko vidni tudi v sončni svetlobi. Držimo se osnovnega pravila, da je pri fotografiranju svetlejših objektov čas osvetlitve krajši in obratno. Spoznajmo možnosti našega aparata, prebrskajmo po nastavitvah in prelistajmo uporabniška navodila. Izklopimo avtomatične nastavitve fotoaparata.

Slika 8: Posneto iz roke s Fuji FinePix kompaktno kamero

Za kvalitetnejšo fotografijo potrebujemo zrcalno-refleksni fotoaparat. Zaželene karakteristike aparata so: ISO število 400 ali več, čas osvetlitve 16 sekund ter čim manjše število f, na primer f/2. Različni digitalni foto-aparati imajo različne objektive. Žal pa jih večina ne nudi možnosti zamenjave objektiva. Če pa imamo aparat s snemljivim objektivom, je dobro vedeti, kaj pomenijo oznake na objektivu. Tako oznaki 50 mm f/2 na objektivu objektiv pomenita goriščno razdaljo dolžine 50 mm in njegovo svetlobno jakost, izraženo pri maksimalni odprtosti zaslonke f/2. Ko delimo ti dve števili (50/2), dobimo premer odprtega objektiva v milimetrih. V našem primeru 25 mm. Večji kot je premer objektiva, več svetlobe zberemo. Odprtost zaslonke f/2.8, f/4, f/5.6, f/8 nam pove velikost zaslonke, skozi katero pade svetloba na CCD-svetlobni senzor. Manjše število pomeni večjo odprtino. Večja odprtina zbere več svetlobe v krajšem času. Nastavimo aparat na čim manjši f.

Naslednja nastavitev, s katero se bomo poigrali, je ISO občutljivost. Preprostejši aparati nudijo ISO 100 do 400 ali 800, 1600 in 3200 v dražjih kamerah. Višja številka pomeni večjo občutljivost in svetlejšo sliko. Višji ISO pomeni večjo napetost na svetlobnem CCD-senzorju. Žal se hkrati z višjim ISO številom [19], višata zrnatost ali šum na fotografijah (high ISO noise). Za začetek naj nas to ne skrbi. Nastavimo svoj aparat na čim višjo ISO število. Če na primer zajamemo lepo fotografijo pri nastavitvah ISO 400 in času zajemanja 10 minut, bomo za fotografijo enakega objekta pri ISO 800 potrebovali 5 minut.

9

Razmerje signala in šuma je odvisno od časa zajemanja fotografije. Sprejeti signal se linearno povečuje z časom osvetlitve. Če zajemamo fotografijo 15 sekund in nato 45 sekund, bi pričakovali trikrat manj šuma na drugi fotografiji. Žal ni tako. Razmerje med signalom in šumom je sorazmerno kvadratnemu korenu časa izpostavljenosti [20]. Torej pri 100-krat daljši izpostavljenosti dobimo 10-krat boljše razmerje med prejetim signalom in šumom.

Hitrost zaklopa nam pove, koliko časa bomo osvetljevali svetlobni senzor v fotoaparatu. Preprostejši aparati nam omogočajo od tisočinke sekunde do nekaj sekund. Če fotoaparat nima možnosti ročne nastavitve, ga nastavimo na nočni posnetek. Večina digitalnih SLR-aparatov ima funkcijo bulb (slika 5), ki omogoča neomejen čas osvetlitve.

Če imamo možnost, uporabimo pri fotografiranju daljinski sprožilec. V nasprotnem primeru uporabljamo samosprožilec, to je funkcija, pri kateri po pritisku na sprožilec aparat zajame posnetek po desetih sekundah. Med časom osvetlitve se ne gibljimo v bližini aparata. S tem minimaliziramo morebitne tresljaje. Fotografirajmo objekte, ko so najvišje na nebu. Tako je pot fotonov od fotografiranega objekta do svetlobnega senzorja najkrajša. Manj napak bo na fotografiji zaradi motenj v atmosferi. Šum na fotografiji se povečuje s temperaturo. Pred zajemom fotografije nastavimo vse potrebne nastavitve aparata, izklopimo CCD-zaslon, ki je največji toplotni grelec, in počakajmo deset minut, da se aparat ohladi na temperaturo okolice. Ne sme se ugasniti. Prebudimo ga z počasnim pritiskom na sprožilec do polovice.

Sedaj lahko fotografiramo. Pritisnemo na sprožilec, počakamo, da mine čas ekspozicije, nato pokrijemo objektiv s pokrovčkom in posnamemo zatemnjeno fotografijo pri enakem času osvetlitve, ki nam pomaga odpraviti vroče pike. Naslednjo fotografijo posnamemo po desetih minutah. Čas osvetlitve spremenimo. Naredimo več posnetkov pri različnih časih osvetlitev in si zapisujmo, na koncu pa preverimo fotografije na zaslonu. Pri prenosu fotografij na računalnik in pregledu pri 100 odstotni velikosti bomo opazili šum.

Fotografije lahko izboljšamo s programi za obdelavo slik. Irfam View je zastonj, dosegljiv na spletu in omogoča osnovne izboljšave, kot so prilagoditev svetlosti, barvne nasičenosti in kontrasta. Drugi program je odprto kodni Gimp, ki je podoben bolj znanemu photoshopu.

3.2 Fotografiranje s teleskopomLepe fotografije nebesnih teles posnamemo šele z uporabo teleskopa. Površina objektiva teleskopa odloča o številu ujetih fotonov na časovno enoto. Manjši objektiv teleskopa pomeni daljši čas osvetlitve fotografiranega objekta.

Poznamo različne vrste teleskopov, montaže teleskopov in pritrditve aparata za zajem svetlobe na teleskop. Slika 9 prikazuje pot svetlobe skozi refraktor, Newtonov in Schmidt-Cassegrainov teleskop.

10

Slika 9: Newtonov teleskop, Refraktor teleskop, Schmidt-Cassegrainov teleskop [21].

Teleskopi brez sledenja omogočajo fotografiranje do maksimalno polminutne osvetlitve. Za daljše čase zajemanja potrebujemo teleskop s sledenjem. Aparat montiramo na teleskop z pomočjo T obroča in vmesnika.

Slika 10: T obroč, vmesnik in montaža na DSLR-fotoaparat.

Slika 11: Vsak sistem teleskopa z aparatom za zajem svetlobe ima svoje lastne karakteristike: Določen premer odprtine okularja, goriščno razdaljo f in vidno polje in velikost svetlobnega senzorja.

Zaradi različnih velikosti nebesnih objektov je treba že pri nakupu opreme razmisliti, katere nebesne objekte bi radi fotografirali. Zaradi različnih velikosti CCD-čipov in goriščnih (fokalnih) razmerij teleskopov pride do različnih zornih kotov vidnega polja. Fotografirani nebesni objekti na fotografiji so premajhni (dobimo točke) ali preveliki. (na primer, da so robovi Lune izven fotografije). Poznamo nekaj pripomočkov, ki to težavo uspešno odpravijo.

11

Slika 12: Reduktor (Focal Reducer) zmanjša goriščno razdaljo.

Slika 13: Extender ali barlowova leča poveča goriščno razdaljo

Slika 14: Objektivi za fotoaparate

Afokalna projekcija je metoda, pri kateri uporabljamo objektiv kamere in okular teleskopa [22]. Kamero, katere fokus naravnamo na neskončnost, namestimo takoj za okular teleskopa, za kar se ponavadi uporablja poseben vmesnik.

Slika 15: Metoda afokalne projekcije [22]

Kot pri fotografiranju na film potrebujemo čim boljšo ostrino (fokus), saj se vsaka napaka takoj pokaže na fotografiji. Lahko izostrimo teleskop na oko skozi okular in nastavimo leče fotoaparata na neskončnost. Pri kamerah, ki nimajo možnosti izklopa in

12

ročnih nastavitev, slikamo z avtomatskim ostrenjem. Uporabljamo LCD-zaslon, preko katerega centriramo objekt in ostrino uravnavamo kar s teleskopom. Seveda se z opcijo avtomatskega ostrenja slike pojavljajo težave, saj je zaslon na digitalni kameri ponavadi premajhen za natančno ostrenje slike.

Če imamo kamero z video izhodom, jo lahko povežemo z večjim zaslonom, kar je uporabno pri izbiri pravega časa fotografiranja, saj ob opazovanju večjega zaslona lažje prilagodimo in nastavimo pravo ostrino slike. Dobljeni video v realnem času je uporaben predvsem pri slabši, prekinjajoči se vidljivosti.

Pri fotografiranju večjih objektov, kot sta Sonce in Luna, je goriščna razdalja povprečnih amaterskih teleskopov dovolj, da se cel lik postavi na fotografijo. Takrat fotografiramo v tako imenovanem primarnem fokusu teleskopa. Pri tej metodi nam teleskop služi kot objektiv [22]. Tako dobimo maksimalno vidno polje, ki nam ga lahko nudi teleskop in tudi slika je v tem primeru tudi najbolj svetla. Montaža je preprosta, saj odstranimo okular iz teleskopa in na njegovo mesto postavimo aparat. Fotografiramo lahko iz roke, če pa je čas osvetlitve večji, uporabimo T-nastavek ali kakšen podoben pripomoček, s pomočjo katerega montiramo telo aparata na teleskop. Premer d fotografiranega lika je:

φtgFd ⋅= , (1)

pri čemer je φ kotni premer objekta na nebu in F goriščna razdalja.

Slika 16: Metoda fotografiranja v primarnem fokusu [22]

Z povečavo goriščne razdalje dobimo torej sliko večjih dimenzij, kar gre na račun povečanega časa osvetlitve. Možnih je tudi precej napak, kot so potemnitve na robovih fotografiranega objekta.

Fotografiranje Sonca skozi teleskop zahteva ustrezni sončni filter, ki ga pritrdimo na objektiv teleskopa. Obvezno moramo zakriti iskalnik na fotografskem aparatu. Ostrenje slike z LCD-zaslonom je v dnevni svetlobi težavno, zato je dobro zasenčiti fotografski aparat ali uporabiti zunanji televizijski zaslon.

Digitalni SLR-aparat lahko uporabimo za fotografiranje objektov iz globokega vesolja. Za te vrste posnetkov je najprimernejša CCD-astrokamera. Prava lepota večine nebesnih objektov se pokaže pri večjih povečavah oziroma uporabi teleskopov večjih goriščnih razdalj. Ker smo omejeni na teleskop z goriščno razdaljo, ki ga pač imamo, se poslužujemo trika, s katerim goriščno razdaljo teleskopa povečamo. Metoda se imenuje okularna projekcija. Goriščna razdalja objektiva namreč določa velikost slike

13

zabeležene na filmu. Objektiv enakega premera in z daljšo goriščno razdaljo nam da sliko z večjo površino. Glede na to, da je količina svetlobe, ki prihaja od nebesnega telesa odvisna od svetilnosti objekta, ki je konstantna, bo objektiv z daljšo goriščno razdaljo potreboval več časa, da formira enako svetlo sliko kot objektiv z manjšo goriščno razdaljo.

Uporabimo pripomoček, imenovan tele-extender [23], v katerega vstavimo okular in na drugo stran privijemo fotoaparat. Okularna projekcija nam z pomočjo sistema leč navidezno poveča osnovno goriščno razdaljo in s tem da veliko povečavo in majhno polje. Dobljeno goriščno razdaljo imenujemo efektivna goriščna razdalja [24] in jo označimo z Fe. Izračuna se po enačbi:

FMFe ⋅= , (2)

kjer je povečava projekcije M:

1−=fqM (2a)

pri čem je f goriščna razdalja okularja in q razdalja filma od okularja. Okularno projekcijo uporabljamo pri fotografiranju Planetov in podrobnosti Lune.

Slika 17: Metoda okularne projekcije.

Za fotografiranje Lune in Sonca okularna projekcija zaradi dovolj velikega kotnega premera ni nujna, ker je primarni fokus teleskopa dovolj. Za fotografiranje planetov in objektov iz globokega vesolja (deep sky), kjer je kotni premer fotografiranih objektov mnogo manjši, pa bo fotografija narejena brez povečevanja goriščne razdalje le rumeno bela packa.

3.2.1 Fotografiranje brez sledenjaKer večina digitalnih fotoaparatov nima snemljivega objektiva, je edina možnost fotografiranja skozi teleskop afokalna metoda. Objektiv aparata prislonimo na okular teleskopa in fotografiramo (slika 15). Aparat lahko držimo v roki, postavimo na trinožni stativ, kupimo ali izdelamo nosilec, neke vrste konzolo, na katerega montiramo aparat, ali nabavimo vmesnik, s pomočjo katerega aparat privijemo na mesto okularja teleskopa. Paziti moramo le, da sta odprtina za okular teleskopa in objektiv kamere primerljive velikosti. Uporabljamo lahko različne metode fotografiranja za zajem posnetka skozi teleskop brez sledenja.

14

Slika 18: Pogoste montaže aparata na teleskop [25]

Preko zaslona kamere kontroliramo ostrino slike. Pri tej metodi smo omejeni glede časa osvetlitve. Maksimalna osvetlitev ne sme presegati pol minute, najboljše rezultate pa dobimo pri osvetlitvah svetlobnega senzorja do dvajset sekund. Vse daljše osvetlitve že zaznajo vrtenje Zemlje okrog svoje osi, kar se na fotografiji vidi kot krožni lok. Ker se zemlja vrti, se zvezde navidezno gibljejo po nebu od vzhoda proti zahodu. Pri fiksno postavljenem fotoaparatu dobimo posnetke, na katerih fotografiran objekt zapusti črte, katerih dolžina je odvisna od časa osvetlitve.

3.2.2 Fotografiranje s sledenjemFotografiramo lahko z DSLR-fotoaparatom, CCD-astrokamero ali web kamero. Je edina metoda, ki omogoča osvetlitve, daljše od 30 sekund. Za fotografiranje temnih objektov potrebujemo dolge čase osvetlitev. Ker se Zemlja v eni uri zavrti za 15 stopinj, se tudi oddaljen objekt na nebu navidezno premakne za tak kot. Za fotografiranje objektov iz globokega vesolja potrebujemo kljub visoki občutljivosti CCD-detektorjev daljše čase osvetlitve, da lahko svetlobni senzor zbere dovolj fotonov za razločno sliko. Seveda mora ves čas fotografiranja teleskop natančno slediti fotografiranemu objektu. Pri dvajsetminutni osvetlitvi se nebo navidezno premakne za 5 stopinj, kar je 18 tisoč ločnih sekund. Slika bo ostra, če teleskop pri tem zasuku ne bo zgrešil za več kot kako ločno sekundo. Zato je potrebno ves čas fotografiranja preverjati in popravljati napake v sledenju teleskopa. To lahko naredimo s pomožnim manjšim teleskopom, ki ga pritrdimo na glavni teleskop. Skozi pomožni teleskop poiščemo na nitni križ lepo vidno zvezdo v bližini fotografiranega objekta in ves čas fotografiranja popravljamo napako v sledenju s komandami za krmiljenje obeh motorjev glavnega teleskopa. Takšno fotografiranje je pri dolgih osvetlitvah za fotografa zelo naporno.

Modernejši način popravljanja napak v sledenju teleskopa pa namesto fotografa opravi manjša CCD-kamera, ki jo namestimo v goriščno razdaljo pomožnega teleskopa. Med trajanjem osvetlitve naredimo z manjšim teleskopom serijo nekajsekundnih CCD-posnetkov okrog svetle zvezde. Po vsakem posnetku računalnik analizira ali je slika zvezde še vedno v centru objektiva ter po potrebi koordinira koordinate tako, da pošlje ustrezne ukaze motorjem glavnega teleskopa.

Ločimo dva osnovna načina sledenja zvezdam: ekvatorialno in azimutno montažo teleskopa. Ekvatorialna montaža zahteva en motor. Obstaja več različic ekvatorialne nastavitve. Najpogostejša je tako imenovana nemška nastavitev. Polarna os je vzporedna osi, okoli katere se vrti Zemlja in je nagnjena proti obzorju pod kotom α, ki

15

je enak opazovalčevi geografski širini. Druga os se imenuje deklinacijska os in je pravokotna na polarno. Ko nastavimo deklinacijo teleskopa z deklinacijsko osjo glede na opazovani objekt, nam te osi ni več potrebno premikati. Potrebujemo še sledenje navideznega vrtenja neba z motorjem, ki vrti polarno os s kotno hitrostjo, enako kotni hitrosti vrtenja Zemlje. Hitrost tega motorja je ponavadi nastavljiva.

Slika 19: Montaža teleskopa [25]

Azimutna montaža zahteva dva računalniško vodena motorja po obeh oseh. Teleskop se prosto premika okoli vodoravne osi, s čimer spreminjamo višino opazovanega objekta. Za spreminjanje smeri teleskopa pa se uporablja navpična ali azimutna os. Računalniško vodena motorja tako stalno popravljata usmeritev teleskopa po obeh oseh.

Slika 20: Nebo pri azimutni in ekvatorialni montaži teleskopa

Čase izpostavljenosti ni mogoče predvideti, saj so odvisni od naše opreme, fotografiranega objekta in zunanjih pogojev, kot so atmosfera, svetlobna onesnaženost, nadmorske višine,… Za fotografiranje objektov iz globokega vesolja lahko podamo okvirne ocene časov zajemanja. Pri f/2.8 je okvirni čas izpostavljenosti do 30 minut. Pri f/4 je čas izpostavljenosti do 60 minut. Do 120 minut izpostavljenosti pri f/5,6 in do 240 minut pri f/8.

16

Slika 21: Pogoste montaže primerne pri daljšem sledenju

Slika 22: Prehod Venere, 2004

Danes obstaja različna programska oprema namenjena zajemu in obdelavi digitalnih slik. Profesionalni programi, ki so namenjeni izključno astronomski fotografiji, so: MaximDL, Astroart, Astrostack, Mira …. Z njihovo pomočjo iz posnetega filma izluščimo fotografijo. Ti programi omogočajo zajem video posnetka, kakor tudi procesiranje in uporabo raznih filtrov. Kasneje je končno sliko mogoče še popraviti v photoshopu ali podobnem grafičnem programu. Uporabljamo jih, ko snemamo z DSLR fotoaparatom, web ali CCD-kamero.

Za fotografiranje z web kamero potrebujemo kamero, računalnik z USB-priklopom, teleskop z motornim pogonom in vmesnik za priklop kamere. Za zajemanje jasnih fotografij je odločilna pravilna goriščna razdalja v kombinaciji z matrično velikostjo svetlobnega senzorja.

Pred začetkom snemanja namestimo vso potrebno programsko opremo in gonilnike na računalnik. Kamero preko USB-priklopa povežemo z računalnikom. CCD-kamera nima leč in mora biti pritrjena v primarno gorišče teleskopa. Uporabimo metodo fotografiranja v primarnem gorišču (piggy back, adapter, tele objektiv). Faktorji, ki tudi vplivajo na kakovost posnetka, so frame-rate, s katerim določimo število slik, iz katerih je sestavljena sekunda posnetka. Če uporabljamo USB 2 prenos podatkov na računalnik, lahko snemamo s 30 slik na sekundo (fps), sicer manj, vendar nad 5 slik na sekundo. Resolucija pri večini web kamer je 640 krat 480 točk, zato lahko precej skrajšamo čas snemanja. Ostali faktorji so še velikost in kakovost čipa, temperatura in z njo povezano hlajenje, hitrost sprožilca (Shutter Speed) in seveda kakovost optike. Pri zajemanju

17

podatkov z web kamero Sonca, Lune in planetov je pomembno, da posnamemo čim več posnetkov. SonceZa snemanje in fotografiranje Sonca nujno potrebujemo filter za Sonce, ki ga namestimo pred prvo lečo na teleskopu. Sonce fotografiramo in snemamo samo v primeru, ko je zelo visoko na nebu. Največji problem pri snemanju in fotografiranju Sonca je zagrevanje cevi teleskopa. Po izkušnjah imamo potem, ko nastavimo cev teleskopa proti Soncu, 15—20 minut časa za posnetek [26], preden se cev teleskopa ogreje prekomerno in tako postane neuporabna za snemanje. Posnamemo filmček v trajanju 3—5 minut, ker se granulacija na soncu zelo hitro spreminja.

Slika 23: Neptun, Mars, Jupiter, UranLuna Snemanje Lune je zelo podobno snemanju Saturna. Ni nam treba skrbeti za rotacijo. Pri snemanju Lune je zaželena uporaba rdečega filtra. Ta pripomore k večjemu kontrastu na samem površju. Če uporabljamo rdeč filter, mora biti web kamera nastavljena na snemanje v črno–beli tehniki.

Saturn Planet Saturn nam pri snemanju z web kamero pokaže zelo malo podrobnosti na površju samega planeta. Pričakujemo lahko, da bomo na fotografiji videli prečne trakove, ki so vidni preko celega površja planeta. Posnamemo toliko fotografij, kot jih je največ mogoče, najboljše nekaj tisoč, če nam to seveda dopušča trdi disk.

Jupiter Jupiter ima veliko več podrobnosti na površju, katere želimo posneti. Ima pa tudi zelo hitro rotacijo okoli svoje osi. Zato moramo omejiti čas snemanja, ki naj traja med 45 sekundami in 2 minutama. Dobri rezultati so pri snemanju 90-sekundnih filmčkov. Zaželeno je snemanje z čim večjo hitrostjo snemanja, na primer 10–50 slik na sekundo. Snemamo lahko 1800—2000 slik pri hitrosti 15 slik na sekundo. Ta varianta je dobra, predvsem pri manjših teleskopih in ob slabem seeingu. Seeing na fotografiji vidimo kot krogec, disk ali packo namesto točke. Izraža se kot spremenljiv premer opazovane zvezde in je posledica turbulenc v ozračju. IR ali rdeč filter bo pokazal več in bolj vidne podrobnosti v globljih plasteh ozračja, medtem ko modri filter prikaže zgornje plasti ozračja. To je možno, ker svetlobo daljše valovne dolžine plini v ozračju planeta bolj absorbirajo kot pa modro. Tako lahko z IR-filtrom opazujemo globlje plasti ozračja.

Merkur in VeneraPlaneta sta zmeraj zelo blizu Sonca in imata faze. Za fotografiranje sta zahtevna. Na srečo lahko oba planeta opazujemo tudi v dnevni svetlobi. Tako ju lahko fotografiramo opoldne, ko sta najvišje na nebu. Oba planeta imata počasno rotacijo, tako imamo

18

dovolj časa, da posnamemo veliko število slik. To je navadno zelo dobro, ker je preko dneva seeing navadno slab ali celo zelo slab. Če Merkur iščete ročno, bodite zelo pazljivi, saj je navadno zelo blizu Sonca in lahko se vam zgodi nehoten pogled v Sonce. Tako snemanje odsvetujemo. Merkur ni primeren za fotografiranje ali snemanje po ali pred sončnim vzhodom, ker je navadno zelo nizko nad obzorjem, pač pa takrat, ko je v največji elongaciji od Sonca. Ne iščite Merkurja v iskalnem teleskopu, ker ga ne boste videli. Površina nam pokaže veliko kontrastov in detajlov predvsem v R in IR valovni dolžini. Skupaj z IR-pass-filtrom bomo dosegli najboljše kontrastne rezultate, predvsem pa si bomo izboljšali seeing v teh valovnih dolžinah. Če boste snemali v beli svetlobi, vedno uporabite IR-cut-filter, sicer kasneje pri procesiranju fotografije obdelajte z IR-R-kanalom. UV-filter nam lahko pokaže kar nekaj atmosferskih detajlov. Žal so web kamere v tej valovni dolžini popolnoma »slepe«. Merkurjev premer je zelo majhen zato moramo zelo povečati fokalno dolžino teleskopa. Večji premer planeta imamo, več podrobnosti je možno zaznati na njem. Posnamemo 10 video filmov s po 3 tisoč slikami na vsakega. Zaradi slabega seeinga je priporočljivo posneti kar čim več slik in tako lahko kasneje od 3 tisoč slik izluščimo okoli 300—500 najboljših. Pri snemanju uporabimo najvišjo hitrost ekspozicije, ker se seeing hitro spreminja. Z tem bomo sicer dobili bolj »šumno« raw fotografijo, kar pa lahko kasneje pri procesiranju z lahkoto popravimo. Tudi pri Veneri je največji problem seeing ter močna svetloba. V vijolični in ultravijolični svetlobi je podnevi pogosto zelo slab seeing in mnogo stranske svetlobe z naše atmosfere, kontrast močno poslabša. Venera pri opazovanju s teleskopom v vidni svetlobi ne pokaže ničesar, ampak v vijolični oz. ultravijolični svetlobi pokaže detajle na svoji atmosferi. Dobre rezultate z Venero dobimo zjutraj pred sončnim vzhodom, ko je nebo še temno in ni nobenih stranskih vijoličnih žarkov iz atmosfere. Ne priporočamo pa snemanja Venere po sončnem zahodu, ker je seeing najslabši.

MarsFotografiranje in snemanje Marsa nam prikaže veliko podrobnosti, tako oblake na Marsu, polarne kapice, peščene viharje kot tudi nekatere kraterje. Mars je planet, ki kaže velike razlike, odvisne od tega, katere filtre uporabljamo. IR-pass filter nam lepo prikaže zelo čisto površje planeta, modri filter nam prikaže oblake, led in atmosfero planeta. Zelo pomembno je, da pri Marsu vedno uporabimo IR-filter, kadar je seeing bolj slab. Za opazovanje Marsa je primeren vsak teleskop s premerom objektiva od 6 cm naprej. Pri snemanju smo časovno omejeni zaradi dokaj hitre rotacije planeta. Snemamo 3—4 minute. Najboljši čas je nekje do 200 sekund. Priporočamo snemanje 15 slik na sekundo.

Uran in NeptunZa opazovanje in predvsem za snemanje teh dveh planetov potrebujemo teleskope večjega premera, saj je zorni kot, pod katerim ta dva planeta vidimo, zelo majhen. Zaradi majhne svetilnosti sta planeta izredno težavna za snemanje. Uporabite teleskop večjih dimenzij z vsaj 20—25 cm premera. Slika bo vedno imela dosti šuma. Dodatna slabost pri slikanju Urana in Neptuna v teh letih je ta, da se za opazovalca iz severne hemisfere nahajata dokaj nizko na južnem delu neba. Ta dva planeta rotirata zelo hitro, zato lahko posnamemo zelo veliko število filmov.

19

Lune Sončnega sistemaNajzanimivejše za fotografe so seveda Jupitrove lune (Io, Europa, Ganymede in Callisto) in Titan (največja Saturnova luna). Začetniki naj začnejo z Ganymedom. Zelo je pomembno, da uporabimo infrardeč (IR-cut) filter ali pa snemamo brez filtrov in kasneje procesiramo z IR-R-kanalom, da izboljšamo kontrast in seeing. Če je seeing zelo dober, lahko snemamo 5 slik na sekundo (1/5" čas ekspozicije), če pa je seeing slab, je pravilna odločitev f 35-40 in 10 ali 15 slik na sekundo. Časa pri snemanju imamo na voljo veliko, še posebej pri Ganymedu, ker se ta luna zelo počasi suče, tako lahko snemamo 7,8 ali celo 10 minut, če nam seveda teleskop to dopušča.

3.3 Obdelava posnetkovPosneti moramo več vrst fotografij. Prve so slike fotografiranega objekta. Število teh je lahko različno. Posnamemo vsaj 20 slik, ki jih kasneje združimo v eno sliko po metodi “stackanja”, to je lepljenja ene slike na drugo. Druga vrsta fotografij so kalibracijski posnetki in jih uporabljamo za računalniško obdelavo, da bi se izboljšala kvaliteta posnetka. Kalibracijskih posnetkov je več vrst [27].

Danes poznamo precej računalniških programov za obdelavo fotografij, posnetih z CCD-astronomsko kamero, web kamero in DSLR-fotoaparatom. Programi nam ne omogočajo samo zajema fotografij, ampak tudi nadzor in kontrolo nad CCD-aparatom in poljem snemanja. Navajamo nekaj najbolj razširjenih:

• MaxDSLR, MaxIm DL (www.cyanogen.com).• ImagesPlus, ( www.mlunsold.com).• Nebulosity (www.stark-labs.com).

In še nekaj prosto dostopnih (neplačljivih) programov za obdelavo astronomskih fotografij:

• Registax (http://registax.astronomy.net).• Iris (http://astrosurf.com/buil).• DeepSkyStacker (http://deepskystacker.free.fr).

3.3.1 Kalibracijski posnetki Zatemnjen posnetek (Dark Frame) je posnetek, narejen s pokrovom na teleskopu . Če na čip ne pade nobena svetloba, bi pričakovali popolnoma črno sliko. Žal ni tako. Namen temnega posnetka je odkriti napake posameznih točk na svetlobnem senzorju. Vse nastavitve in čas osvetlitve in temperatura morajo biti enaki kot pri fotografiranju nebesnega objekta. Posnamemo do 10 posnetkov, ki jih kasneje povprečimo, da dobimo neko povprečno vrednost vročih točk (hot pixlov) na čipu. Ta slika vsebuje karto temnega signala, ki nastane zaradi segrevanja CCD-čipa. Med obdelavo slike se odšteje temen posnetek od glavne slike. Vsak čip ima nekaj vročih točk, to je napak, ki se pojavijo pri višjih ISO-vrednostih in pri daljših časih osvetlitve. Intenziteta in število vročih točk je premosorazmerno s temperaturo čipa. Profesionalne CCD-kamere za astrofotografijo so prav iz tega razloga hlajene.

20

Zgoraj - Bias, dark in flat posnetek

Slika 24: Surova raw slika, sestavljena in obdelana

Bias Frame ali Offset fotografijo posnamemo podobno kot temen posnetek, le da je posnetek narejen z minimalnim časom osvetlitve. Posnetek se odšteje od glavne slike. S tem dobimo sliko elektronskega šuma, ki je pri zelo kratkih časih zelo majhen, zato lahko ta korak v večini primerov izpustimo. Namen posnetka je odprava napak, ki se pojavijo, ker ojačevalnik v aparatu lahko vrstice in stolpce iz svetlobnega senzorja [27] različno prebere.

Flat frame je slika, posneta skozi teleskop enakomernega vira bele svetlobe ali enakomerno osvetljene bele table. Ta informacija se potem deli od glavnega posnetka in odpravi efekte neenakomerne občutljivosti čipa, optične napake v teleskopu, napake na samem čipu ipd.

Posnet film moramo računalniško obdelati, da dobimo sliko. Obdelava je eden od pomembnejših elementov pri astrofotografiji. Posamezne slike objekta namreč vsebujejo veliko šuma, so nekontrastne, blede in brezbarvne. Obstaja več različnih programov; mi si bomo ogledali dva.

3.3.2 Povprečenje fotografijNajprej od vseh posnetih slik odštejemo povprečje posnetkov minus temen posnetek [28]. Nato posnetke poravnamo. Posnetke moramo poravnati zaradi gibanja. Fotografije lahko poravnamo ročno ali avtomatsko, odvisno od programa, s katerim delamo. Po navadi z miško na prvi sliki označimo področje velikosti približno 500 krat 500 točk, program pa vse fotografije ustrezno premakne, da se pokrivajo. Po poravnavi slike zložimo. Tudi to je odvisno od programske opreme. Ponavadi opravimo povprečenje vseh fotografij, s čim se znebimo šuma in pripravimo sliko na nadaljnjo obdelavo. Ko so vse slike zložene v eno, pride na vrsto še zadnji del, to je optimizacija, ki ga opravimo kar v registaxu, v photoshopu ali podobnem programu. Največkrat je treba nastaviti ravnovesje beline, se poigrati z nivoji (levels), krivuljami, svetlimi in temnimi deli (shadow/highlight), nasičenostjo barv (saturation), ostrino (unsharp mask ali smart sharpening) in na koncu sliko še shraniti, po želji obrezati ali pomanjšati.

21

3.3.3 Ročno zlaganje fotografij s programom PhotoshopRočno zlaganje več fotografij v eno, ko imamo več posnetkov istega nebesnega telesa posnetega z DSLR-kamero. Je metoda lepljenja slik ene na drugo imenovana tudi “stackanje”, in jo uporabljamo, če slikamo z digitalnim SLR-fotoaparatom. Posnamemo več slik istega objekta. Ker imajo DSLR-aparati visoko ločljivost, dobimo velike datoteke. V photoshopu jih ročno zložimo in združimo, saj astro programi, ki zmorejo to opravilo avtomatično potrebujejo računalnik z veliko RAM-a in pogosto po nekaj urah obdelave odpovejo. Avtomatsko povprečenje uporabljamo ko snemamo z web kamero.

S to metodo odpravimo šum na naših slikah oziroma izboljšamo razmerje med prejetim signalom in šumom. Šum je lahko naključen ali je posledica napak na opremi. S povprečenjem odpravimo naključen šum, saj je signal iz fotografiranega objekta vedno isti. S tem ko zlagamo več slik eno na drugo, se šum izniči. Šum bo manjši za koren števila posnetih povprečenih slik. Če zložimo štiri slike v eno bo šum dvakrat manjši. Kakšen je odklon na sliki, lahko vidimo tudi v okencu Image > Histogram > Std Dev. Izbrati pa moramo samo predel brez zvezd. Čim bolj strm je histogram, bolje je. Idealno bi bilo, če se približamo eni vrednost in v histogramu dobimo čim tanjšo črto, kar dosežemo z zlaganjem večjega števila slik.

Ko imamo posnetih več fotografij istega nebesnega objekta, jih v photoshopu izberemo v meniju File (kliknemo na Open) ali pa v File Browserju. Označimo eno sliko in jo izberemo za ozadje. To je osnovna slika in je lahko katera koli izmed slik. Nato označimo eno izmed ostalih slik, jo kopiramo in prilepimo na osnovno sliko. Opazili bomo da je ena slika prekrila drugo. Da bomo dobili povprečje na desni strani v okencu Layers izberemo Layer 1 in drsnik Opacity nastavimo na 50 odstotkov.

Slika 25: Odklon

Videti se morata obe sliki. Sliko povečamo na vsaj 200 odstotkov in z miško poravnamo zvezde, da se prekrijejo. Spet kopiramo naslednjo sliko na osnovno sliko (Background). Opacity nastavimo na 33 odstotkov, ker imamo tri slike. V primeru štirih ima zadnja slika Opacity 25 odstotkov, v primeru petih 20 odstotkov, šestih 17 odstotkov in tako naprej. Pod 15 odstotki je vrednost v odstotkih že precej nenatančna, poleg tega pa so zvezde pri tej prosojnosti precej šibke in jih težko poravnamo. Če jih imamo več kot pet, potem jih zlagamo po pet naenkrat. V primeru, da imamo 15 slik, bomo nato dobili trikrat po pet slik. Te tri nato spet zložimo po načelu 100 odstotkov, 50 odstotkov, 33

22

odstotkov,... in jih združimo. Slike, ki so že povprečene združimo tako, da v okencu Layers, kliknemo na puščico v zgornjem desnem kotu in kliknemo Merge Visible (ali Merge Down). Slike lahko enostavno zložimo v program Registax, MaximDL in podobno, a ne pri računalnikih z malo spomina. Zlaganje slik ima še dve prednosti. Z njo delno zakrijemo napake v sledenju ali vodenju in pa lahko sledimo premikajočim se objektom, kot so kometi.

3.3.4 Zajem in obdelava slike z programom RegistaxProgram uporabljamo pri posnetkih narejenih z web kamero ali fotografijah, posnetih z digitalnim SLR-fotoaparatom. Naredili bomo planetarni posnetek (planeti, Luna ali Sonce) s pomočjo web kamere. Ponavadi zajemamo video, ki je sestavljen od 5 do 30 slik na sekundo. Pri 30 sličicah na sekundo nam enominutni video posname 1800 sličic. Pred zajemom se odločimo, koliko okvirjev sličic želimo posneti in kakšne kvalitete. Čas zajema je odvisen prav od želenega števila zajetih slik. Na primer, da želimo 1000 slik in izberemo 10 fps, dobimo čas osvetlitve 100 s [29].

Zajem Pred zajemom nastavimo program za zajem video posnetka. Uporabimo program, ki smo ga dobili skupaj z nakupom kamere ali uporabimo program iz množice prosto dostopnih programov (AMCap) iz spleta. Pri večini so nastavitve podobne. Izberemo Options, Video Capture in nastavimo maksimalno velikost (Output Size) na 640 krat 480 točk.

Slika 26: Nastavitve velikosti videa

Uporabimo nastavitve za zajem (Capture Menu), izberemo želeno število sličic na sekundo (Set Frame Rate). Nato nastavimo čas zajema (Capture, Set Time Limit) in vpišemo želeno dolžino posnetka.

Slika 27: Nastavitve zajema

23

Pri obdelavi uporabimo le določen procent od vseh zajetih sličic. Če bomo sestavljali sliko iz 40 odstotkov najboljših slik od vseh posnetih, moramo to dejstvo upoštevati pri nastavitvah časa zajema posnetka. Čas zajema je tako odvisen od želenega števila vseh za obdelavo uporabnih slik.

Primer: Želimo končno sliko sestaviti iz 500 sličic. Iz celotnega posnetka bomo pri obdelavi izbrali le 30 odstotkov najboljših slik. Celoten posnetek mora biti sestavljen iz 1667 slik.

yXN 100⋅= , (3)

pri čemer je N število vseh posnetih slik, X število slik, iz katerih bomo sestavili končno fotografijo in y odstotek sličic, uporabnih za nadaljnjo uporabo. Za začetek snemanja izberemo zajem, start in potrdimo OK.

ObdelavaZaženemo program Registax, izberemo levo zgoraj Select, v mapi, kjer imamo shranjen film v avi formatu, ga označimo in naložimo. Izberemo lahko tudi več avi datotek. To storimo tako, da označimo prvo datoteko, držimo levi shift in označimo ostale. Na zaslonu se nam pokaže slika fotografiranega objekta [30].

Slika 28: Okno programa Registax

Spremenimo lahko tudi območje procesiranja fotografije (Processing Area). Tovarniško je nastavljen na 512 točk, kar je za procesiranje planetov dovolj, ker imamo planet v centru fotografije. Fotografije, narejene z web kamero imajo majhno resolucijo 640 krat 480 in bo 512 točk območja procesiranja dovolj. Zato pa je priporočljivo, da pri procesiranju Sonca ali Lune izberemo povečano območje procesiranja, to je 1024. Kvadrat za označevanje (The Alignment Box) lahko spreminjamo, odvisno od velikosti objekta, ki ga želimo zajeti. Če je planet zelo velik, lahko izberemo kvadrat 128 ali 256 točk. Za manjše objekte, na primer majhen krater na Luni, izberemo manjši kvadrat s 64 točkami. Večje področje pomeni daljši čas procesiranja.

Slika 29: Območje procesiranja

24

Drsnik pod sliko premikamo v desno, pri čemer pregledamo vse slike, iz katerih je sestavljen film in izberemo najbolj ostro sličico. To je pomembno, ker bo glede na izbor slike program avtomatično odstranil slabše slike.

Če postavimo miško na fotografijo, se nam izriše kvadrat z centrom v središču. To je kvadrat za zlaganje, s katerim določimo, kaj na fotografiji bomo zlagali. Večji kot bo kvadrat, dlje časa bo trajalo zlaganje slik [30].

Na vrhu ekrana nad fotografijo vidimo kvadratek, na katerem piše Alignment Box. Izberimo 128 točk (pixlov). Na desni strani fotografije imamo FFT-filter, ki ga povečamo za 2 do 3 stopnje. Na primer, da je filter nastavljen na 3, ga ročno povišamo na 6. Na vrhu je kvadrat, ki se imenuje Quality Estimate. Metodo označimo na Compress ali Gradient in na desni strani nastavimo nižjo kvaliteto med 80—90%. Pri kvaliteti 80 odstotkov bodo vse sličice boljše kvalitete od 80 odstotkov vključeno v nadaljnjo obdelavo.

Slika 30: Poravnava slik

Z pritiskom na gumb poravnaj (Align) se začne izbor sličic. Program nam pove število slik boljših od 80 odstotkov. Graf na desni nam prikazuje kvaliteto. Vsaka vodoravna črta v grafu pomeni 10 odstotkov.

Sedaj bomo odstranili slabe sličice in sicer bomo jeziček na drsniku spodaj premaknili v levo, da pridemo do 40 oz. 50 odstotkov na grafu (peta vertikalna črta od leve proti desni). Vse slike levo od zelene navpične črte se bodo uporabile za nadaljnjo obdelavo, slike desno od te črte bodo avtomatično zavržene. Sedaj pritisnemo gumb na levi strani zgoraj kjer piše »Limit« in povemo Registaxu, da izbere samo tiste sličice, katere smo izbrali.

Naslednji korak je optimatizacija. Imamo več možnosti. Lahko izberemo kvadrat za Resampling in nastavimo filter Mitchell s faktorjem 1.5, ali faktor 2.0. Resampling ne uporabljamo, če želimo naknadno fotografijo obdelati v photoshopu. Druga možnost je optimizacijsko območje (Optimizer Area), ki ga nastavimo na 3 ali 4 točke. Večje kot bo območje, daljši je čas optimizacije. Na koncu še potrdimo gumb za optimizacijo (Optimize).

25

Slika 31: Zlaganje slik in optimizacija

Počakamo, da program konča in pritisnemo gumb za lepljenje (Stack) na zelenem polju na vrhu. Na desni strani vidimo graf. Kliknimo nanj. Graf ima dva drsnika na levi strani in spodaj. Levi drsnik je namenjen za večjo razliko med samimi sličicami in spodnji je namenjen za kvaliteto sličic v odstotkih. Levi drsnik nastavimo na 90 odstotkov ali 80 odstotkov (eno ali dve črti od zgoraj navzdol) in spodnji drsnik prav tako eno ali dve črti od desne proti levi. Spodaj vidimo število n. To nam pove, iz koliko slik bo sestavljena naša fotografija.

Slika 32: Graf sestavljenih slik

Sedaj pritisnemo gumb Stack, da zlepimo sličice. Fotografijo shranimo v tif formatu. Kliknemo na kvadratek Wavelet, ki se nahaja na vrhu. Poigramo se z drsniki na levi strani fotografije, dokler ne dobimo fotografije, ki nam je najbolj všeč. Fotografijo shranimo in jo po želji naknadno obdelamo v photoshopu.

Slika 33: Primerjava začetne in obdelane fotografije Jupitra

26

3.3.5 Zajem in obdelava slike z programom MaximDLProgram uporabljamo pri posnetkih, ki so narejeni s CCD-kamero. Poglejmo si osnovne nastavitve kamere in povezljivost z računalnikom. Po zagonu programa v orodni vrstici izberemo CCD control. Po kliku na Maine CCD Camera Setup, izberemo iz ponujenih možnost našo CCD-kamero in tip povezave (USB). V Setup lahko nastavimo morebitne filtre in uporabo autoguiderja [31].

Slika 34: Izbor kamere, nastavitev filtrov in temperature senzorja

Potrdimo Connect in preverimo povezljivost. V Main CCD Camera se izpiše temperatura hladilnika. Po potrditvi Cooler Off lahko spreminjamo temperaturo. Naslednji korak je fokusiranje. V MaximDL oknu izberemo Focus.

Slika 35: Fokusiranje in kontrola natančnosti

Seconds nastavimo na 1, Binning nastavimo na 3. Delay pomeni zakasnitev. Koliko lahko zgrešimo pri pritisku na stop gumb. Kratke osvetlitve je težko zadeti, zato pri kratkih osvetlitvah nastavimo Delay na 1. Izberemo svetlo zvezdo 2 ali 3 magnitude in potrdimo Start Fokus (slika levo). V MaximDL oknu izberemo Inspect (slika 35 desno). Najpomembnejša podatka sta Max Pixel in FWHM. Prvi nam pove o številu svetlih točk in moramo dobiti čim višjo vrednost. Boljši je fokus, bolj koncentrirana je svetloba iz zvezde. Drugi nam govori o širini točk zbranih iz fotografirane zvezde. Na grafu je ta podatek vrh funkcije in mora biti čim ožji, torej čim manjše število.

Slika 36: Zajem zatemnjenega posnetka in prenos posnetka

27

V Settings lahko nastavimo avtomatično kalibracijo tako, da odkljukamo Simple Auto-Dark. Program do samodejno odštel temen posnetek os svetlega [32]. Po pravilni izostritvi začnemo zajem posnetka. V MaximDL-oknu (slika 36) izberemo Expose. Ustrezen čas osvetlitve CCD-senzorja je odvisen od naše opreme. Ne glede na natančnost sledenja na začetku naredimo krajši posnetek in preverimo rezultat.

ObdelavaV orodni vrstici izberemo Datoteka in Odpri. Slike označimo. Format fotografij je fit.

Slika 37: Kalibracija posnetkov

Potrdimo Proces, izberemo čarovnika za kalibracijo (Set Calibration) in potrdimo Regulatet in Manual. Vstavimo dark, bios in flat posnetke. Izberemo Proces Calibrat All.

V orodni vrstici izberemo File ter potrdimo Combine Files (slika 38). Tu izberemo najboljše posnetke jih označimo (odkljukamo), ter potrdimo vstavi vse (Add All).

Slika 38: Izbor dobrih posnetkov

Sledi poravnava slik. V orodni vrstici izberemo Combine Imiges, (slika 39). Manual 1 Star in zvezde poravnamo ročno ali izberemo Auto Star Matching in program sličice poravna avtomatično. Sedaj odstranimo slabe točke.

Slika 39: Poravnava

28

Isto metodo procesiranja ne moremo vedno uporabiti za vse posnetke in pri vseh planetih, ker je močno odvisno od seeinga, števila slik, fokalne dolžine in od velikosti in kontrasta samega filma. Procesiranje Marsa je zelo podobno procesiranju Venere. Procesiranje lun je podobno procesiranju Jupitra oziroma Marsa. Če raw fotografija vsebuje veliko šuma (odvisno od števila fotografij in kvalitete ene same fotografije) in če snemamo pri f40 ali več lahko pri obdelavi uporabimo močan gausian-filter (1.5-2; to je radius »gaussian blur«) in tako izbrišemo vse nizkofrekvenčne šume. Svetujem uporabo tega filtra, kajti če snemamo pri f40 ali več, bodo najmanjši vidni detajli veliki okoli 3—4 točke, šum same web kamere pa ima velikost 1—2 točki. Tako z uporabo močnega gaussian-filtra, popolnoma izbrišemo ta šum in pustimo detajle, ki imajo velikost večjo kot je radij gaussian-filtra.

4 Uporaba fotografij pri pouku astronomije

Opisali bomo dve meritvi in možnost uporabe posnetih fotografij pri pouku astronomije v osnovni šoli.

4.1 Merjenje premera kraterja

Uporabili bomo tako imenovano primerjalno metodo. To pomeni, da znano razdaljo primerjamo z neznano razdaljo. Za to meritev potrebujemo sliko celotne Lune, grafični program Adobe Photoshop, Corel Photo Paint ali Paint Shop Pro. Mi bomo poskusili S Photoshopom. Pred začetkom meritve moramo program malce prirediti, da bomo sliki lahko določili merilo. Tako bomo v File Menu-ju izbrali Preferences Units & Rulers ter za Units izbrali Pixels. Odpremo sliko celotne Lune. Naša znana razdalja je seveda premer Lune, ki znaša 3476 km. Sedaj moramo to razdaljo prirediti velikosti slike na našem zaslonu in tako določiti merilo.

Slika 40: Nastavitev photoshopa in orodje (Measure Tool)

29

Uporabimo povečavo (zoom) in povečamo sliko, da nam Luna prekrije celotni ekran. Sedaj kliknemo na Measure Tool (slika 42) in izmerimo razdaljo od vrha do dna Lune. V Info paleti (slika 42) v polju 'D:' očitamo, koliko točk je velika Luna. Zapišemo si premer Lune v točkah.

Slika 41: Določitev premera Lune v točkah

Slika 42: Measure Tool in Info Paleta

Poznamo velikost Lune v kilometrih in velikost slike Lune v točkah na našem zaslonu. Zanima nas, koliko kilometrov znaša ena točka na zaslonu. Premer Lune (to je 3476 km) delimo s številom točk slike Lune na našem zaslonu in dobili smo merilo.

Kliknemo na Measure Tool. Uporabimo Hand Tool, da najdemo krater, ki nas zanima. Stisnimo Zoom ter povečamo krater, da bo dobro viden na ekranu. Potegnimo črto po širini kraterja (slika 43). Na Info paleti očitamo, koliko točk je dolga ta črta. Dobljeno število pomnožimo s prej dobljenim merilom in dobimo velikost kraterja v kilometrih.

Slika 43: Dolžina - premer kraterja

30

Primer:Za naš primer smo dobili Luno velikosti 955 točk. Ko število točk delimo s premerom Lune v kilometrih, dobimo velikost ene točke na fotografiji, ki znaša 0,275 km. To množimo z 14,76 točk dolžine kraterja na fotografiji in dobimo premer kraterja 4 km.

xsdl ⋅= , (4)

kjer je l premer kraterja, d premer Lune, x dolžina Lune v točkah in s premer kraterja v točkah.

4.2 Merjenje višine kraterjaNajprej bomo opisali postopek, ko je Luna ob prvem krajcu. Na fotografiji določimo terminator, to je meja med osvetljenim in neosvetljenim delom Lune [33]. Nato v neosvetljenem delu Lune poiščemo zaradi svoje višine še viden krater, ki mu bomo določili višino (slika 44). Za lažje razumevanje izračuna višine kraterja moramo ločiti dva osnovna pogleda. Prvi je pogled na Luno, kakor jo vidimo ob prvem krajcu z Zemlje. Drugi pogled je od zgoraj na ravnino, ki jo ob prvem krajcu opisujejo Zemlja, Luna in Sonce. Zemlja, Luna in Sonce ob prvem krajcu stoje v ogliščih pravokotnega trikotnika, pravi kot je pri Luni. Poznati moramo premer Lune, ki znaša 3476 km. Iz fotografije določimo razdaljo d, ki je razdalja med terminatorjem in vrhom našega kraterja. Uporabimo metodo primerjanja. Na pogledu od zgoraj vidimo pravokotni trikotnik, s pomočjo katerega bomo ugotovili matematični zapis za ugotavljanje višine kraterja. Ena izmed katet pravokotnega trikotnika je razdalja d, ki smo jo določili iz fotografije. Druga kateta je R, torej polmer Lune. Hipotenuzo trikotnika pa predstavlja oddaljenost vrha našega opazovanega kraterja od centra Lune, torej vsota (R+h), pri čemer je h iskana višina našega kraterja nad okoliškim površjem.

Slika 44: Pogled, kot ga prikazuje srednja slika, vidimo iz Zemlje.

Poglejmo, kako s pomočjo pravokotnega trikotnika, prikazanega na sliki 44 zgoraj, izpeljemo izraz za izračun višine kraterja h.

31

R

R

hd

( ) 222 dRhR +=+ in (5)02 22 =−+ dRhh . (6)

Iz česar sledi:

RdRh −+= 22 . (7)

Metoda je uporabna, ko krater leži na Luninem ekvatorju, pa tudi nad in pod ekvatorjem.

Določevanje višine kraterjev v dneh pred in po prvem ali zadnjem krajcuDoločevanje višine kraterjev na Luninem površju v dneh pred in po prvem ali zadnjem krajcu, je podobno zgoraj opisani metodi, dodati moramo še nekaj sprememb. Položaji Sonca, Zemlje in Lune v ravnini so v trikotniku, ki pa ni pravokoten. Sonce osvetljuje Luno z desne. Iz fotografije Lune čim natančneje določimo terminator, mejo med osvetljenim in neosvetljenim delom Lune. Nato povežemo oba pola, kjer se konča svetel srp na Luni.

Izberemo krater, ki se nahaja v neosvetljenem delu Lune, a je zaradi svoje višine h njegov vrh osvetljen. Poiščemo oddaljenost vrha kraterja od terminatorja, to razdaljo označimo z a. Pravo razdaljo d, bomo šele izračunati. Na sliki 45 je predstavljen trikotnik, katerega hipotenuza je polmer Lune, spodnja kateta pa razdalja a, ki predstavlja razdaljo med terminatorjem na Luninem ekvatorju in zveznico med obema deloma osvetljenih srpov na Luni (črtkano). Iz podatka a, ki ga prav tako določimo iz fotografije, lahko izračunamo kot α, to je zasuk terminatorja od pravokotnega položaja. Za našo metodo je nepomembno, v katero smer je terminator odmaknjen. Pri prvem krajcu je v dneh pred prvim krajcem odmaknjen tako, da zmanjša z Zemlje viden osvetljen del Lune, v dneh po prvem krajcu pa ga povečuje.

Slika 45: Določevanje višine kraterja v dneh pred ali po prvem (zadnjem) krajcu

32

Kot α izračunamo iz izraza:

Ra=αsin . (8)

Pravo razdaljo d izračunamo s pomočjo iz fotografije določene razdalje a. V pomoč nam je pravokotni trikotnik, ki je zelo povečano prikazan na sliki 45 skrajno desno. Pojasni nam dejstvo, da je razdalja a zgolj projekcija prave razdalje d zaradi opazovanja z Zemlje. Razdaljo d si moramo še izračunati, le-ta pa igra dejansko vlogo v izračunu za višino kraterja h. Uporabimo kot α, ki smo ga prej izračunali. Razdaljo d izračunamo s pomočjo izraza:

αcos

xdd = . (9)

Sedaj, ko poznamo d, imamo vse potrebne podatke za izračun višine kraterja h s pomočjo izraza:

RdRh −+= 22 . (10)

33

5 Zaključek

Izbirni predmet astronomija se izvaja v zadnjem triletju osnovne šole. Predmet je razdeljen na tri sklope. Prvo leto spoznavamo Sonce, Luno in Zemljo. Drugi sklop obravnava daljnoglede in planete, tretji zvezde in vesolje. Vsak sklop se izvaja v obsegu 35 ur. Snov znotraj enoletnega sklopa je nanizana v logičnem zaporedju od lažjega k težjemu. Eden osnovnih ciljev predmeta je razvijanje abstraktnega mišljenja. Dosegamo ga tako, da učenec pride do spoznanja z opazovanjem ali s poskusom, nato pa to spoznanje razloži in po možnosti napove izid naslednjega poskusa. Opazovanja so za astronomijo bistvena, spremljajo pa jih poskusi, ki razložijo pomen opaženega. Začetna opazovanja predvsem iz prvega sklopa se izvajajo z prostim očesom. Opazujemo senco, Luno, relief, tir gibanja,…, mene in rišemo skice opaženega. Naslednja stopnja je opazovanje skozi daljnogled. Opazujemo na primer površino Lune in narišemo skice temnih področij in večjih kraterjev. Natančnejše opazovanje nam omogoča teleskop, risanje skic zamenja fotografiranje. Količina zbrane svetlobe je odvisna od površine objektiva teleskopa in časa zajemanja. Meritve, ki jih želimo izvesti s pomočjo naših opazovanj, postanejo natančnejše.

Pouk astronomije v osnovni šoli lahko učencem popestrimo, če praktična opazovanja skozi teleskop nadgradimo s fotografiranjem objektov in pojavov v vesolju. Iz praktičnih razlogov je v primerjavi z analogno fotografijo primernejša in dostopnejša digitalna fotografija. Digitalne fotografije, posnete s fotoaparati, kamerami ali tudi bolj profesionalnimi CCD kamerami, je dovolj enostavno posneti in obdelati, da se tega lahko ambicioznejši učenci pod mentorskim vodstvom lotijo sami. Pri tem ne gre samo za pridobivanje veščine snemanja, fotografirana in računalniške manipulacije posnetkov, temveč se učenci ob tem naučijo tudi osnovnih fizikalnih zakonitosti optike in geometrije, pridobijo pa si tudi izkušnje pri rokovanju s teleskopom.

Pomembna izkušnja, ki jo učenci dobijo med snemanjem astro fotografij je tudi večanje kvalitete slike z združitvijo množice fotografij različnih osvetlitev v eno fotografijo.

Diplomsko delo je koristen priročnik učiteljem in učencem pri izbiri astronomske in fotografske opreme glede na nebesne objekte, ki jih želimo fotografirati in glede na naravne in druge pogoje pri tem.

Pomemben je tudi nabor referenčnih fotografij z opisom kako jih posnamemo, ter tipičnimi nastavitvami za snemanje Lune, Sonca, planetov, zvezd in ozvezdij, vse do galaksije ali zvezdne meglice. Le-te so pomembno izhodišče za prve korake v astro fotografijo, kar bo nedvomno mnogim, ki se sicer tega ne bi lotili, vlilo začetni pogum in jih navdušilo za nadaljnje fotografiranje in raziskovanje. Kot tako ima delo pomembno didaktično in visoko motivacijsko vrednost, še toliko bolj, saj gre za izrazito interdisciplinarno področje, ki preko astronomije in Vesolja združuje fiziko, tehniko, matematiko in druge naravoslovne znanosti.

34

6 Literatura

[1] Jerry Lodriguss, Catching the Light. Pridobljeno 18. 2. 2007, iz http://www.astropix.com/HTML/I_ASTROP/TOC_AP.HTM.

[2] The Galileo Project. Pridobljeno 12. 08. 2008, iz http://galileo.rice.edu/sci/observations/moon.html.

[3] The Galileo Project. Pridobljeno 12. 08. 2008, iz http://galileo.rice.edu/sci/harriot.html.

[4] Ewen A. Whitaker, Mapping and Naming the Moon, A History of Lunar Cartography And Nomenclature, Cambridge University Press, 2007.

[4] Michael van Langren. Pridobljeno 10. 08. 2008, iz http://en.wikipedia.org/wiki/Michael_van_Langren.

[5] Encyclopedia Britannica. Pridobljeno 15. 08. 2008, izhttp://www.britannica.com/EBchecked/topic/581330/William-Henry-Fox-Talbot.

[6] Robert S. Harding, Archives Center. Pridobljeno 19. 05. 2008, iz http://americanhistory.si.edu/archives/d8121.htm.

[7] Wikipedija prosta enciklopedija, Astrophotography. Pridobljeno 2. 07. 2008, iz http://en.wikipedia.org/wiki/Astrophotography.

[8] Kluwer Academic Publishers, Biographical Encyclopedia of Astronomers. Pridobljeno 12. 08. 2008, iz http://www.naic.edu/~gibson/draper/.

[9] Razvoj fotografije skozi čas. Pridobljeno 02. 03. 2005, iz http://www.puhar.si/?J=105000003.

[10] Tool of Cosmology, Photos of Orion Nebulae. Pridobljeno 08. 04. 2005, iz http://click.si.edu/Image.aspx?image=710&story=31&back=Story.

[11] Click, Pkotography Changes Everything. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.aip.org/history/cosmology/tools/pic-spectroscopy-orion.htm.

[12] Hall Of Fame. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.invent.org/hall_of_fame/1_3_0_induction_boyle.asp.

[13] Canada under the stars, CCD cameras. Pridobljeno 05. 03. 2005, iz http://astro-canada.ca/_en/a2310.html.

[14] Gimnazija Šentvid, Obdelava astronomskih posnetkov s CCD kamero. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www2.arnes.si/~gljsentvid10/hrtex.html.

[15] Univerza v Ljubljani, Izbrana poglavja iz uporabne fizike. Pridobljeno 11. 05. 2007, iz http://www-f1.ijs.si/~ziherl/fotocelice.pdf.

35

[16] Mario Škraban, CCD Astrofotografija, Astronomsko društvo Kmica - Bilten 2004. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.kmica-drustvo.si/datoteke/Bilten-2004.pdf.

[18] Stew B. Howell, Handbook of CCD Astronomy, Cambridge University Press 2006.

[19] High ISO Noise reduction. Pridobljeno 18. 05. 2005, iz http://gfoto.tripod.com/phototips/NoiseReduction.htm.

[20] Gimnazija Šentvid, CCD kamera. Pridobljeno 18. 05. 2005, iz http://www2.arnes.si/~gljsentvid10/raz9900/ccdst7.htm.

[21] Starizona Telescopes for CCD Imaging. Pridobljeno 12. 08. 2008, iz http://starizona.com/acb/ccd/equipbasicsscopes.aspx.

[22] Miljenko Kis, Astrofotografija. Pridobljeno 18. 05. 2005, iz http://www.geocities.com/kismiljac/AF_AFoc.html.

[23] Lira Optics. Pridobljeno 12. 08. 2008, iz http://www.lyra-optics.si/content/view/58/70/.

[24] Zoran Andjelkovic, Astrofotografija. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://fb00.apnoia.org/Zoran%20Andjelkovic%20-%20Astrofotografija.pdf.

[25] Michael A. Covington, Digital SLR Astrophotography, Cambridge University Press, 2007.

[26] Marko Vidovič, Kako snemati z web ali ccd kamero. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.kasiopeja.com/.

[27] Primož Cigler, Obdelava za malo zmedene. Pridobljeno 18. 05. 2005, iz http://pcigler.blogspot.com/2007/11/obdelava-za-malo-zmedene.html.

[28] Nejc Ucman, Povprečenje fotografij v Photoshopu. Pridobljeno 22. 08. 2008, iz http://users.volja.net/ucmannejc/Vesolje/clanek092-povp.htm.

[29] Registax tutorial. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.threebuttes.com/RegistaxTutorial.htm.

[30] Using Registax. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.backyardvoyager.com/registax1.html.

[31] MaximDL tutorials. Pridobljeno 15. 05. 2005, iz http://www.cyanogen.com/help/maximdl/MaxIm-DL.htm.

[32] Starizona, Software Instructions, Maxin DL. Pridobljeno 12. 07. 2007, izhttp://starizona.com/acb/ccd/software/softwareintro.aspx.

[33] Robert Repnik, Vladimir Grubelnik, Določevanje višine kraterjev na Luni. Pridobljeno 12. 03. 2005, iz http://www.kmica-drustvo.si/datoteke/Bilten-2003.pdf.

36

37