Астрономический вестник
| Информационный Канал Subscribe.Ru |
Астрономический
вестник
Выпуск
17; 2003-03-08
Этот выпуск Вестника получили 176 подписчиков.
| Предисловие. |
|
Добрый день. Во первых, поздравлю женскую половину с 8 марта. Желаю безоблачного неба и удачи. Потрудились мы на этой недели славно изменился дизайн в лучшую сторону, новые новости, и новые обсуждения. По предложению подписчиков "Частные объявления" переносятьтся в форум. АСТРО в эти в выходные уезжает на наблюдения на Камскую астрономическую базу, надеюсь будет хорошая погода и много хороших фотографий. Ждите отчетов Всем хороших выходных, коллектив "Астрономического вестника". |
|
Письма читателей В эту рубрику принимаются ваши письма с рассказами из вашей астрономической практикой и просто про наблюдения. :) Адрес, куда посылать письма такой astro@udmlink.ru |
|
|
| Астрномические новости |
|
Тайны Венеры В 2005 году Европейское космическое агентство собирается запустить к
Венере межпланетную станцию - Венерианский Экспресс. В конце своего путешествия
от Земли к Венере, которое займет около 150 дней, аппарат выйдет на орбиту
планеты с периодом обращения 10-16 часов. Что же нового учёные хотят узнать
о Венере? Источник: ESA |
|
Сливающиеся чёрные дыры В ядре очень яркой галактики NGC6240, находящейся примерно в 400 миллионах
световых лет от нас, обнаружены две супермассивные чёрные дыры. Такое
явление наблюдается впервые. Эти чёрные дыры находятся примерно в 3000
световых лет друг от друга и вращаются вокруг общего центра масс со скоростью
около 10 км/c. При этом они сближаются, поэтому (из-за сохранения момента
количества движения) вращаются всё быстрее и быстрее. Через несколько
миллионов лет они сольются, высвободив огромное количество вращательной
энергии в виде сильнейшей гравитационной волны и электромагнитного излучения.
Источник: Chandra |
|
Новый взгляд на образование планет Принятые в астрофизике предположения утверждают, что требуется больше
миллиона лет, чтобы из вещества, вращающегося вокруг молодой звезды, сформировалась
планета-гигант, такая как Юпитер и Сатурн. Но новые исследования наводят
на мысль, что такие планеты возникают за чрезвычайно короткий период,
порядка нескольких сотен лет. Процесс формирования планеты проходит под воздействием ближайших звезд
- интенсивное излучение нагревает и рассеивает газы, которые скапливаются
вокруг планеты-гиганта. Если бы процесс формирования был настолько длительным,
газы рассеялись бы из-за излучения звезд. Источник: University of Washington |
|
Михаил Терешков Астрофотография: шаги к качеству |
| Астрономическая
фотосъемка имеет дело, в основном, с фотографированием объектов, которые
отличаются малыми видимыми размерами и очень низкой поверхностной яркостью.
И все же любителю астрономии вполне по силам получать приличные фотоизображения
многих небесных объектов, даже таких, которые не видны в телескопы малых
и средних размеров. Фотографировать можно почти любым фотоаппаратом, но лучше всего пользоваться несложной зеркальной камерой, имеющей возможность устанавливать “бесконечную” выдержку (обычно она обозначается буквой “В”) с механическим, а не электронным затвором. Поэтому популярные автоматические камеры-“мыльницы” для этих целей совсем не подходят. Поскольку звезды и незвездные объекты — туманности, звездные скопления, галактики — светятся на небе очень слабо, то фотосъемку приходится делать с очень длительными выдержками, измеряемыми десятками минут и даже часами. При этом небо совершает суточное движение, для компенсации которого необходим специальный штатив, оснащенный часовым механизмом — устройством, предназначенным для ведения фотоаппарата вслед за медленно поворачивающимся небом. Именно этот механизм, а точнее — его отсутствие, и создает главную проблему для многих любителей астрономии и сильно ограничивает их возможности (о методах съемок с неподвижной камерой см. Звездочет, 1998 г., № ! 5, стр. 24). Астрофотосъемка — дело трудоемкое; повторить или продублировать кадр, чтобы исправить ошибки, бывает непросто, а порой — и вовсе невозможно, поэтому фотографирование астрономических объектов и явлений нужно стараться сразу проводить с минимальными ошибками. Договоримся считать качественным такой снимок, где максимально подробно регистрируются мельчайшие детали объекта, удается обнаружить его предельно слабые по яркости детали и где не нарушается геометрическое и цветовое подобие оригинала и фотоизображения. Обычно в плохом качестве повинны сразу несколько факторов, и разобраться, почему не получилась отличная “картинка”, бывает трудно. Попытаемся научиться видеть дефекты раздельно, чтобы целенаправленно их устранять. Объектив захватывает идущие из бесконечности
параллельным пучком лучи света и, преломляя их на поверхностях стекла
линзы (или отражая от поверхности вогнутого зеркала), сводит в точку —
фокус, расположенный от линзы на фокусном расстоянии (f). Поместив сюда
фотопленку, мы получим на ней точку, то есть изображение элемента бесконечно
далекого реального объекта. Главный элемент астрографа — объектив. Он захватывает идущие параллельным пучком из бесконечности лучи света и, преломляя их на поверхностях стекла линзы (или отражая от поверхности вогнутого зеркала), сводит в точку — фокус, расположенный от линзы на фокусном расстоянии (f). Поместив сюда фотопленку, мы получим на ней точечное изображение элемента бесконечно далекого реального объекта. Кроме фокусного расстояния и диаметра (D), очень важной характеристикой объектива является его относительное отверстие (D/f). Объектив с большим относительным отверстием часто называют светосильным. Фокусное расстояние напрямую определяет масштаб изображения: чем оно короче, тем мельче детали, а угол охвата шире. Планируя фотосъемку, важно хорошо представлять себе будущий размер изображения на негативе. Если, к примеру, сфотографировать Луну штатным объективом с f=50 мм, то придется разочароваться — Луна получится просто крохотной. Так что остановимся на этом вопросе подробнее. Диапазон фокусных расстояний серийных фотообъективов достаточно широк: от 16 мм до 1000 мм. Для определенности будем рассматривать только стандартный кадр размером 24х36 мм. Широкоугольные объективы с фокусным расстоянием менее 30-40 мм захватывают в кадр большие области неба с несколькими созвездиями сразу и хорошо передают вид Млечного Пути. Пользуясь этими объективами, можно получать хорошие снимки и без часового ведения: за счет очень медленного перемещения по негативу звезды прочерчивают живописные цветные треки, а если ввести в кадр элементы земного ландшафта, то может получиться весьма оригинальный сюжет, имеющий и определенные художественные достоинства. Короткофокусной оптикой также удобно проводить фотосъемку заходов и восходов светил, зари, следов сразу нескольких метеоров на одном кадре во время активности метеорного потока. Для метеорной съемки неплохо подойдут и объективы с фокусным расстоянием от 50 до 100 мм, в этом случае в метеорных следах иногда можно обнаружить интересные цветные подробности. Объективы данной группы отличаются, как правило, и большой светосилой, а это дает существенную экономию времени при экспонировании. Так что за одну ночь можно попытаться сфотографировать все небо, получив в итоге своеобразный небесный атлас с “портретами” отдельных созвездий, а большое поле зрения такой оптики позволит легко узнавать их очертания. Неплохо смотрятся фотоснимки звездных облаков в Млечном Пути, заметны крупнейшие туманности, хотя на негативе они еще слишком малы. Качественные телеобъективы с фокусным расстоянием от 100 до 300 мм дают возможность заняться фотосъемкой незвездных объектов уже всерьез. На цветных пленках особенно хорошо получаются крупные туманности, как, например, Северная Америка (NGC 7000) в созвездии Лебедя или Калифорния (NGC 1499) в Персее. Неплохо смотрятся комплексы светящегося газа в Цефее, Кассиопее, Лебеде, Орионе и других созвездиях. Угловое поле зрения упомянутых объективов составляет 7°-20°, а это значит, что небольшие созвездия все еще могут поместиться в кадр целиком. Знаменитая Туманность Андромеды (М31) фотографируется очень часто, причем любой оптикой, но лучше всего для ее съемок подходит объектив с фокусным расстоянием около 500 мм. Тогда овал этой крупной галактики удачно впишется в прямоугольник кадра 35-мм пленки. Но это, пожалуй, единственная, подходящая для такого фокусного расстояния галактика — изображения остальных получаются все еще слишком мелкими. Зато стоит попробовать снять в полуметровом фокусе скопления галактик. Наведя астрограф в созвездия Девы или Льва, можно на одном фотоотпечатке получить десятка два небольших туманных черточек — далеких звездных систем. Хорош такой объектив и для множества рассеянных звездных скоплений, газовых и пылевых туманностей; прекрасно получаются Плеяды, погруженные в голубое газопылевое облако, Рыбачья сеть (NGC 6960/79/92) в Лебеде. Подойдет он и для фотографирования переменных звезд, астероидов, комет. Словом, 500-мм объективы очень полезны, и работы для них в любительской астрофотогра! фии всегда хватает. Фокусными расстояниями в один метр и более обычно обладают уже не фотографические объективы, а объективы любительских телескопов. Вместе с ростом фокусного расстояния быстро растет число пригодных для фотографирования объектов. Это, прежде всего, самые удаленные из них — галактики, а также обширный класс планетарных туманностей и шаровые звездные скопления. Однако даже изображение Луны на негативе, полученном с таким объективом, имеет диаметр только 9 мм, и лучше бы взять еще более длинный фокус. Но на полутора-двух метрах обычно заканчивается диапазон фокусных расстояний объективов любительской астрономической фототехники. А сверхбольшие фокусные расстояния все-таки нужны: угловые размеры планет так малы, что для уверенной регистрации хотя бы самых заметных деталей на них требуется фокус длиной порядка 3-5 м. Например, при фокусном расстоянии 4 м диаметр изображения Юпитера на негативе не превысит 1 мм, а при печати на фотобумагу формата 10х15 см он будет около 4 мм, такого же размера окажется поперечник кольца Сатурна, а Марс во время великого противостояния — примерно в 2 раза меньше. Если такие размеры вас не устраивают, то фокусные расстояния придется увеличивать еще больше — вплоть до 15-30 метров. Одним из самых доступных способов достичь желаемого результата является использование окулярной проекции или окулярной камеры. Способ этот не сложен: за главным фокусом устанавливается небольшой короткофокусный проекционный объектив, переносящий — с увеличением — изображение в новую плоскость, где и располагается фотопленка. В роли объектива переноса часто выступает окуляр телескопа — от! сюда и название. Фокусное расстояние такой системы увеличивается примерно во столько раз, во сколько расстояние от нового фокуса до объектива переноса больше, чем расстояние от этого объектива до главного фокуса. Соответственно, во столько же раз уменьшается относительное отверстие системы. Реальный объектив собирает параллельно входящие лучи света не строго в точку, а в небольшой круглый диск — дифракционное пятно. Измерять его можно либо в угловой (a), либо в линейной (r) мере. Рассмотрим теперь, как ведет себя сходящийся в фокальной плоскости пучок света. Несмотря на то, что реальная звезда видится нам на небе бесконечно малой точкой, лучи объективом строго в точку не сводятся. В действительности получается очень малое круглое пятнышко — дифракционное пятно. Размер его не имеет никакого отношения к реальным или видимым размерам звезды, и объясняется этот эффект исключительно волновой природой света. Ясно, что существование дифракции ограничивает разрешающую способность объектива: если две звезды тесно расположены на небе, и их дифракционные пятна в изображении сливаются, то на снимке мы увидим не две звезды, а только одну. Измерять размеры этого пятна можно либо в угловой (a), либо в линейной (r) мере. Его угловой размер напрямую определяется диаметром действующего отверстия объектива D: рост диаметра пропорционально уменьшает угол a. (Так что желание астрономов иметь огромные зеркала для своих телескопов объясняется не только тем, что более крупное зеркало собирает больше света, но и тем, что оно обладает более “острым зрением”). А вот линейный размер r с абсолютными размерами объектива не связан — здесь играет роль относительное отверстие D/f: чем оно меньше, тем крупнее поперечник пятна в фокальной плоскости. Или, если коротко: больший диаметр объектива дает меньший угловой размер дифракционного пятна, большее относительное отверстие — меньший линейный размер. Насколько существенны эти величины? Линейный размер r для применяемой любителями фотооптики можно очень приблизительно оценить в 0.01 мм, а угловой — в 1"-10". (Для справки: 10" — это угловой размер копеечной монеты на расстоянии в 320 м). Казалось бы, столь небольшим пятнышком на пленке можно бы и пренебречь, однако, применяя окулярную проекцию, приходится мириться с тем, что из-за уменьшения в этом случае величины D/f, дифракционный кружок вырастает до вполне ощутимых линейных размеров. Вот тогда это дифракционное явление и обнаруживается в виде хорошо заметной и неустранимой нерезкости. То есть, дифракция в практике лунно-планетной фотографии явно ограничивает разрешающую способность. В других же случаях дифракционный предел можно просто не принимать в расчет. Очень часто причины низкого качества изображения кроются в аберрациях объектива. Речь идет о таком дефекте, когда не удается полностью свести световой поток в фокус до размеров дифракционного пятна. Аберрационное пятно может иметь как круглую форму, так и любую другую: овал, черточка, “птичка” и прочие. Вызывается это либо принципиальным несовершенством самой оптической схемы, либо погрешностями в изготовлении и сборке деталей объектива. Звезды на ночном небе могут послужить неплохим природным тест-объектом для выявления аберраций у объектива — маленькие точки звездных изображений наглядно покажут своей формой и размером, насколько велики искажения (если нет хорошего часового механизма, то оценивать качество оптики придется по толщине линий звездных треков). Объектив, который строит негативные изображения наиболее слабых звезд поперечником не более 0.02 мм, заслуживает самой высокой оценки. Если размер самых маленьких темных точек по всей площади кадра не превышает 0.! 025-0.03 мм, то это также хороший объектив. Если же размер изображений слабых звезд никогда не бывает меньше 0.04-0.05 мм, то это говорит о посредственных характеристиках объектива — его аберрации велики. Чем меньше аберрационное пятно объектива, тем более слабые звезды будут ему доступны. Определение размеров звездных изображений на фотопленке хорошо проводить с помощью измерительного микроскопа, а если его нет, то желательно, вооружившись лупой, хотя бы оценить величину пятна, сравнивая ее с толщиной человеческого волоса, — хорошо, если поперечник изображенной звезды окажется заметно меньше. Аберрационные искажения свойственны любой оптике: и короткофокусным фотообъективам, и телескопам. Так, в широкоугольных объективах ухудшение качества изображения особенно часто замечается на краях кадра — и это скорее правило, чем исключение. И объяснение тому довольно простое: лучи, идущие от звезды, расположенной в стороне от центральной оси, косо падают на оптические поверхности, поэтому такие лучи собрать в маленькую точку в плоскости пленки труднее, чем центральные; к тому же при этом наблюдается снижение освещенности в углах кадра — виньетирование. Лучше обстоят дела с исправлениями искажений в линзовых телеобъективах. Хотя и в них присутствуют аберрации, но бороться с ними конструкторам, видимо, проще, — во всяком случае, число линз в оптической схеме таких “телевиков” часто невелико. Изображениям, даваемым телеобъективами — в отличие от широкоугольных — обычно свойственно более постоянное качество по всей площади кадра. Одиночные зеркала — объективы телескопов — также страдают сильными аберрациями в стороне от оптической оси. В компактных длиннофокусных зеркально-линзовых фотообъективах установлены линзовые компоненты, исправляющие аберрации зеркала, но вот зеркало телескопа-рефлектора, не оснащенное таким корректором, увы, не может дать хорошего качества в углах кадра. Так что ожидать от самого распространенного у любителей астрономии телескопа системы Ньютона отличного изображения в главном фокусе по всему полю — а в нашем случае это около 43 мм (диагональ кадра 24х36 мм) — не приходится. При этом изображение, даваемое зеркалом такого телескопа в центре, обычно безупречное — ведь астрономическая оптика изготавливается по жестким стандартам точности. К применению объективов с переменным фокусным расстоянием следует подходить осторожно: во-первых, очень большое число линз в их конструкции дает основания заранее “подозревать” их в излишней “мягкости” (нечеткости) даваемого изображения, что в астрофотосъемке всегда нежелательно; а во-вторых, универсальность обычно требует каких-либо “жертв” — доступные по цене объективы с переменным увеличением, например, не бывают светосильными. Уменьшение относительного отверстия (диафрагмирование) — лучший способ снизить аберрации. Но доводить отношение f/D до числа 11 и более не стоит, потому что дальше начнет сказываться дифракция, и изображение снова будет ухудшаться. Правда, это замечание актуально разве что при работе с фотоувеличителем — при фотографировании ночных светил мы вряд ли намеренно станем так кардинально ограничивать светосилу. Для получения астрономических изображений приемлемого качества обычно бывает достаточно прикрыть диафрагму светосильного объектива на одну-две ступени. Какой бы качественной ни была оптика, плохая фокусировка способна безнадежно испортить любой фотоснимок. Проявляется этот дефект в том, что ни в каком месте кадра не удается найти точечных изображений звезд. Вместо них — кружки, иногда, в случае зеркального объектива, похожие на колечки. Самые слабые звезды будто бесследно растворяются. А поскольку винить в плохой резкости можно только самого себя, то постараемся все делать так, чтобы не допускать этого брака в работе. Наибольшей аккуратности требует фокусировка светосильных объективов с большими относительными отверстиями; длиннофокусные зеркальные и зеркально-линзовые системы, в свою очередь, чувствительны к температурным перепадам. Последнее замечание означает, что фокусировку фотографического телескопа следует почаще проверять в течение ночи. Тщательное фокусирование в условиях низкой яркости — задача не всегда легкая, а в морозную ночь значок “Ґ” на оправе телеобъектива не обязательно соответствует наилучшей наводке “на бесконечность”. Помочь провести фокусировку с высоким качеством позволит нехитрое приспособление в виде стакана, длина которого в точности равна рабочему отрезку применяемой фотокамеры. Для аппаратов с резьбовым присоединением объектива М42х1 или с байонетом “К” этот отрезок составляет 45.5 мм, для байонета “Н” — 46.5 мм. Именно на таком расстоянии от присоединительной плоскости объектива расположена в приспособлении очень тонкая, желательно не более 0.02 мм в диаметре, нить. Вместо нити можно применить стекло с гравированным штрихом, например, окулярную сетку — это, пожалуй, даже удобнее. Только не забудем правильно скрепить такое стеклышко со стаканом: рабочая (гравированная) сторона стекла должна быть обращена к объективу, а не к глазу. Устройство для фокусировки — нехитрое приспособление в виде стакана, длина которого в точности равна рабочему отрезку применяемой фотокамеры — позволит вам осуществлять фокусировку с высоким качеством. Пользуются фокусировочным приспособлением так. Его присоединяют вместо фотокамеры к объективу или телескопу и наводят объектив на яркую звезду. Если теперь почти вплотную приблизить глаз к нашей нити, то, глядя сквозь объектив в направлении звезды, при хорошем прицеливании мы увидим светящийся круг — сжатый пучок света от звезды целиком попал в зрачок. Не напрягая зрения, мы здесь же, на фоне круга, можем обнаружить более-менее толстую нить, точнее ее тень на сетчатке глаза. Если теперь поработать фокусирующим механизмом телескопа (объектива), то толщину тени можно увеличить и добиться, наконец, того, что она в какой-то момент заполнит весь светящийся круг, уменьшив его яркость. Это и будет положение наилучшей фокусировки. Приспособление теперь удаляется, и на это место устанавливается корпус съемочной камеры. (Попутно такой процедурой проверяется и качество объектива — у идеальной оптики растущая тень нити должна постоянно оставаться прямолинейной, а изломы или плавные искр! ивления тени указывают на наличие дефектов). Такой способ фокусировки очень точен, однако он неприменим в случае работы с окулярной камерой — в этом случае придется пользоваться традиционной фокусировкой по матовому стеклу. К счастью, яркости лунных кратеров или дисков планет для этого обычно достаточно (подробнее о методах фокусировки см. Звездочет, 1998 г., № 8, стр. 30). Применение сверхдлинных фокусных расстояний делает заметной еще одну помеху — атмосферную дисперсию. Сфотографировав на цветную пленку планету, находящуюся низко над горизонтом, мы сможем заметить, что верхний и нижний края ее диска окрашены цветной каймой. Это происходит из-за того, что атмосфера по-разному преломляет лучи света разной длины волны (голубые — сильнее, красные — слабее). Вследствие этого, крупномасштабное изображение планеты как бы размазывается по вертикали. На черно-белом снимке это не бросается в глаза, хотя и здесь разложение света земной атмосферой в спектр присутствует в той же мере. Метод борьбы с этим явлением один: не фотографировать планеты и Луну, когда они находятся низко над горизонтом. Попутно отметим, что дисперсия практически не замечается в астрографах с умеренными и уж тем более с малыми фокусными расстояниями. Еще одна серьезная помеха при крупномасштабной фотосъемке — турбуленция воздуха. Движущиеся слои атмосферы вызывают непрерывные покачивания, дрожание изображения и кратковременные нарушения фокусировки. В итоге, звезда на фотопленке “вырисовывает” турбулентное пятно. Угловой размер пятна зависит от состояния атмосферы, и обычно он составляет несколько угловых секунд. Астрономы-профессионалы стараются выбрать такую местность для строительства обсерватории, где атмосферная турбуленция не превышает 0.5-1". Любители же довольствуются тем, что есть. И это не должно сильно волновать нас, поскольку во многих случаях этим фактором можно пренебречь. По крайней мере, до f=500 мм турбуленция себя никак не проявляет, за исключением уж очень неспокойной атмосферы. Но, насколько эта помеха безобидна для небольших фокусных расстояний, настолько же она вредна при фотографировании деталей на поверхности Луны или на планетах. Косвенным доказательством большого вреда от турбуленции служ! ит тот факт, что визуальные наблюдения и зарисовки названных светил всегда более результативны, чем фотографические с оптикой того же “калибра” — ведь глаз способен разглядеть детали даже при дрожании изображения, а на пленке эти подробности смазываются. Так что, если мы решили фотографировать крупным планом лунные кратеры, то от этой затеи лучше будет отказаться вовсе, обнаружив при наблюдении в телескоп, что край Луны трепещет, будто флаг на ветру... Завершив в первой части статьи обзор основных причин, ухудшающих астрономические фотоизображения и имеющих оптическую природу, перейдем теперь к рассмотрению причин, корни которых — в механике. Наибольшие хлопоты любителю доставляет проблема точного согласования работы механизма ведения и суточного вращения небесной сферы. Вначале заметим, что при съемке с короткофокусной оптикой от часового механизма не требуется уж очень хорошей работы. В крайнем случае можно обходиться и вовсе без мотора: достаточно просто вращать рукой, причем даже прерывисто, начальное звено понижающего редуктора. Чем короче фокус, тем длиннее допускаются при этом паузы. Например, 50-мм объектив можно держать неподвижным до 15 секунд, а если фотографируются околополярные области, то и дольше — звездные изображения все равно заметно не сдвинутся. В свою очередь, камера с 28-мм объективом может замереть уже на полминуты; согласитесь, что при большой светосиле и очень чувствительной (800-3200 ед. ISO) пленке это позволит запечатлеть звезды неподвижными и без астрономической монтировки — просто со штатива. Но все-таки серьезная астрофотосъемка требует наличия часового привода. И чем большие фокусные расстояния применяются, тем выше требования к его точности — иначе неизбежно вытягивание изображений всех звезд в черточки. Возьмем такой пример: предположим, что работа часового механизма для объектива с f=50 мм (1:2.8) дает удовлетворительный результат, то есть смещение звездных изображений на фотопленке находится в пределах 0.02-0.03 мм. При переходе на объектив с f=500 мм (1:5.6) точность работы привода должна быть улучшена в 10 раз из-за возросшего фокусного расстояния. А снижение относительного отверстия в 2 раза потребует, в свою очередь, как минимум четырехкратного роста времени фотографирования и, соответственно, такого же, четырехкратного, уменьшения ошибки часового ведения. В итоге, мы получаем 40-кратный рост требований к точности работы часового механизма! Надо отметить, что достижение стабильности частоты вращения вала двигателя — а это необходимо для длительного удер! жания звездных изображений на своих местах — задача не слишком сложная; но вот избавиться от кратковременных изменений угловой скорости на выходе редуктора (на полярной оси вращения) совсем не просто. Причины кроются в погрешностях механики, и в разной степени этим страдают все любительские монтировки. Так что фотографу неизбежно приходится вмешиваться в процесс автоматического вращения поворотной части монтировки. Такая работа, называемая гидированием, состоит из обнаружения ошибки ведения и ее исправления. Обнаруживать неточности хода позволяет вспомогательная оптика — зачастую это небольшой дополнительный телескоп-гид. Будучи жестко соединенным со съемочной оптикой, объектив гида строит изображение одной из звезд (называемой ведущей) в своей фокальной плоскости, где расположено тонкое перекрестие, желательно, подсвеченное красным светом. Рассматривая в сильный окуляр звезду и перекрестие, можно по их взаимным смещениям судить о том, как точно монтировка “держит небо”. Насколько мощным должен быть гид? Разберемся на таком примере: если фокусные расстояния съемочного и гидирующего объективов равны, то нам предстоит обнаруживать смещения изображения ведущей звезды относительно перекрестия на 0.015-0.03 мм. Уверенно замечать даже в сильный окуляр такие малые отклонения в реальных условиях не удастся, и это значит, что гидирующий объектив придется брать хотя бы в 2 раза более длиннофокусный, чем съемочный. Можно, правда, пойти другим путем: гидирующий окуляр заменить более сильным устройством — простейшим микроскопом с увеличением 30-80 раз (перекрестие в этом случае должно оказаться в районе окуляра микроскопа). Но и такое решение не позволяет все-таки заметно “сэкономить” на фокусном расстоянии (и габаритах) объектива гида. Большой диаметр для него также всегда желателен (подробнее о гидировании см. Звездочет, 1998 г., №7, стр. 36). Обнаружив уход ведущей звезды с перекрестия, мы должны осторожно “вернуть” ее на место, пользуясь микрометрическими винтами, которые слегка поворачивают все съемочное устройство. Поправки, вносимые в направлении востока и запада, воспринимаются обычно “как должное” — сказываются дефекты часового механизма. Но вот частое исправление положения в направлении севера или юга должно вас насторожить. Скорее всего, полярная ось монтировки неправильно сориентирована в пространстве, то есть не параллельна земной оси. Фотосъемка в таких условиях может привести к возникновению дефекта, называемого вращением поля зрения. Лишь одна звезда, ведущая, остается в этом случае на снимке неподвижной, остальные будут “вести хороводы” вокруг нее. И это — вне зависимости от фокусного расстояния объектива. Насколько точно следует устанавливать полярную ось, то есть нацеливать ее на Полюс мира? Ответ не очень прост, отметим лишь, что допустимая ошибка зависит от длительности экспозиции: чем короче время съемки, тем более грубо допускается ориентировать монтировку. А если планируется долгое (десятки минут) экспонирование, то допуск уменьшается до долей градуса. К счастью, есть несложный способ оценить правильность установки оси, не начиная самого фотографирования. Для этого поочередно проводится пробное гидирование по двум любым подходящим звездам: одной на юге, а другой на востоке (или западе). Если гидирующий телескоп показывает, что южная звезда непрерывно дрейфует вдоль меридиана в одну сторону: либо к северу, либо к югу, то это указывает на неправильную установку оси по азимуту — монтировку следует развернуть вдоль горизонта. Когда же звезда на востоке также постоянно отклоняется в каком-то одном: северном или южном направлении, то нужно изменить угол наклона полярной оси к горизонту. Исправление положения оси можно считать завершенным, если за время планируемой экспозиции вам придется лишь изредка прибегать к микроподачам винтом склонений. Эта подготовительная работа, конечно, отнимает время, но и недооценивать опасность вращения поля не стоит. И еще: желательно выбирать ведущую среди тех звезд, что попадают в пределы снимаемого кадра, лучше ближе к его центру, — тогда вращение поля проявится в наименьшей степени, а уж если и возникнет, то его легче будет отличить от иных дефектов. Еще одна помеха — вибрация. Причины вибрации разнообразные: это и порывы ветра, и колебания грунта от проходящих поблизости тяжелых транспортных средств, и неосторожные прикосновения к деталям астрографа, и дрожание конструкции от сработавшего затвора. Даже шаги находящегося рядом с монтировкой человека вызывают деформацию почвы, и это способно повредить фотоснимок. Степень влияния вибраций на качество зависит, разумеется, от общей жесткости вашей монтировки и от применяемых фокусных расстояний. Чем они короче, тем меньше хлопот доставляют все виды колебаний. Вибрации от щелчка затвора длятся недолго, и они, скорее всего, не испортят изображение небесного объекта; но если время затухания колебаний соизмеримо со временем экспонирования (например, при фотографировании Луны переносным, нежестким по конструкции астрографом), то они могут сильно повредить даже при небольшом f. А если работа ведется еще и со сверхдлинными фокусными расстояниями, то влияние вибраций делается просто-таки катастрофическим. Почти обязательным становится оснащение окулярной камеры дополнительным бесшумным затвором. Часто это самодельная легкая заслонка, вводимая в световой поток; лучшее место для нее — сразу же за проекционным объективом. Применение в качестве заслонки крышки, перекрывающей входное отверстие объектива, нежелательно — ее использование приводит к появлению вредных токов воздуха. Не лишним будет позаботиться и о прочном основании для установки штатива. Хорошо, если это бетонная или асфальтированная площадка, либо каменистый грунт; а вот слабой травянистой почвы лучше избегать. Заключительным звеном в формировании изображения является светоприемник. Несмотря на начавшееся применение любителями цифровых ПЗС-матриц, мы будем рассматривать в этой роли традиционную фотоэмульсию. Ее свойства ставят свои барьеры на пути к безупречному качеству снимка. Возьмем, к примеру, зернистость, которая ограничивает разрешающую способность фотопленки. Хотя современные эмульсии весьма подробно передают детали, не надо забывать, что указанная в справочниках разрешающая способность пленки в линиях/мм относится к лабораторным условиям испытаний: некая оптимальная яркость и стандартная контрастность тест-объекта, определенная степень потемнения негатива и т.д. Условия же применения коммерческих фотопленок в астрономии разительно отличаются от лабораторных. Так что реальная способность пленки регистрировать подробности может оказаться в несколько раз (!) хуже, чем указанная в справочнике. Пример: фотопленка AGFACOLOR OPTIMA 400 имеет разрешение 100 лин/мм при высоком (100! 0:1) контрасте сюжета, а при съемке малоконтрастного (16:1) объекта — только 50 лин/мм. Своеобразным специфическим эффектом астрономической фотографии является снижение светочувствительности фотоэмульсии при ее слабой освещенности во время длительного экспонирования. Действие фотонов на кристаллы бромистого серебра, находящиеся в фоточувствительном слое, закрепляется только тогда, когда за достаточно малый промежуток времени кристалл с “пользой для себя” поглотит не менее двух-трех квантов света. При слабой интенсивности света действие одного фотона “рассасывается” тепловыми движениями до прихода следующего, в результате чего КПД светового потока резко снижается. Вывод: сфотографировав однажды туманность с диафрагмой, к примеру, 2.8, мы должны будем в следующий раз при переходе к диафрагме 5.6 увеличить время экспонирования не в 4 раза, а больше. Насколько больше — зависит от свойств конкретной эмульсии. Фотографируя ночное небо, мы часто ставим для себя такую задачу: запечатлеть предельно слабые объекты: туманности, галактики, неяркие звезды, скопления, кометы... Проблемы здесь, по сути, две: либо речь идет о регистрации точечных источников света — звезд, либо о получении фотоизображений протяженных объектов. Для фотографирования рекордно слабых звезд потребуется объектив с большим фокусным расстоянием и самые малые диаметры звездных изображений на светочувствительном слое. Требования эти, заметим, довольно противоречивы, но иначе нельзя. Проработка же на снимке туманных объектов, вообще говоря, не связана с абсолютными размерами объектива (разве что фокусное расстояние определяет масштаб снимка). Тут важны: величина относительного отверстия D/f, чувствительность пленки, время экспонирования, свечение ночного неба. Последний фактор вынуждает нас прекращать фотоэкспозицию, так и не дождавшись появления изображения какой-нибудь далекой галактики, — свечение небесного фона соз! дает на пленке потемнение, вуаль, из-за которой слабые объекты уже не смогут проработаться, как бы мы ни увеличивали выдержку. Предельную выдержку для данной местности вновь можно выяснить специальной проверкой. Достаточно просто положить фотоаппарат с любым объективом на подставку, установить рабочее значение относительного отверстия (например, то, которое имеет ваш телескоп) и сделать несколько снимков неба с выдержками: 5, 10, 20, 40 и 80 минут. В условиях города последняя выдержка может оказаться лишней, зато при наиболее темном небе ряд стоит сдвинуть на одну ступень в большую сторону. Звезд на проявленном негативе вы, может быть, и не увидите, но вот плотность потемнения подскажет, какова оптимальная выдержка для данной пленки в ваших условиях. Эта плотность не должна быть слишком малой, то есть, при разглядывании негатива на просвет прямоугольник кадра должен иметь четкие, резкие границы. Если они лишь с трудом угадываются, то налицо явная недодержка. С другой стороны, если негатив, наложенный на газетный лист с текстом, затрудняет прочитывание самого мелкого шрифта, то такой кадр сильно пере! держан. Где-то между этими крайностями — наилучшая экспозиция. (Снятые крупным планом Луна или планеты должны быть по плотности сравнимы с портретным изображением лица человека на хорошем негативе). Цветной снимок, кроме того, что он просто “красивый”, несет в себе больше информации, чем аналогичный черно-белый — ведь одно цветное изображение состоит из трех одноцветных: голубого, желтого и пурпурного. К примеру, какой-то фрагмент объекта черно-белый материал не выделит из окружающего фона, если эта деталь и фон не отличаются друг от друга по яркости, а лишь слегка различимы по цветовому тону. Цветная же фотоэмульсия эту разницу уловит. Существенно преимущество цветных фотоматериалов и в сравнении с визуальными наблюдениями туманных объектов, особенно красных, поскольку глаза малочувствительны к красному цвету, когда его яркость очень мала. Вспомним, как в сумерках преображаются ярко-красные цветы на клумбе — они выглядят черными! А ведь красных, водородных, объектов во Вселенной — множество. Максимальную информационную насыщенность цветная фотография имеет в том случае, когда “вклады” всех трех изображений в одно должным образом сбалансированы. Пленки создаются для работы в земных условиях освещенности и, к сожалению, при астрономическом фотографировании часто не выдерживают цветовой баланс. А вредное преобладание какого-то одного цвета не только портит впечатление от фотоснимка, но и делает его похожим на одноцветный — некоторые детали могут попросту исчезнуть. Так что верная цветопередача нам нужна не меньше, чем в бытовой фотографии. (Жаль, что из-за невозможности устранения нарушенного баланса цветов и некоторых других неудобств обращаемые пленки любителями применяются в астрономии редко — ведь изображение на хорошем слайде явно лучше, чем аналогичное на фотобумаге). Обычно мы имеем дело с негативно-позитивным процессом, то есть, с процессом двухступенчатым и с неизбежной из-за этого потерей качества. Но зато имеется возможность изменять цветовой оттенок отп! ечатка. Пробные фотоотпечатки лучше всего рассматривать при естественном дневном освещении, в крайнем случае — при свете люминесцентных ламп некоторых типов; свет обычных ламп накаливания для этих целей не подходит. Правильность цветопередачи надежнее определяется не по ярким, броским цветам, а по участкам с малонасыщенными, бледными оттенками. Подбор цветов можно признать правильным тогда, когда фон неба на окончательном изображении становится слегка зеленоватым (это его естественный цвет в отсутствие Луны и света зари). Если же фону неба искусственно придать нейтрально-серый цвет, как это часто делают любители, то все звезды приобретут сиреневый (пурпурный) оттенок. С цветовой коррекцией снимков планет и Луны можно поступать так: вначале получаем нейтрально-серый небесный фон, а затем увеличиваем плотность, ориентируясь уже на приемлемое изображение самой планеты. Вообще, при правильной цветопередаче на большинстве снимков должны “играть” все три основных цвета: синий, зеленый, кр! асный и их оттенки. Итак, мы рассмотрели некоторые дефекты, которые обнаруживает любитель на своих астрономических фотоснимках; увидели, что фотографирование в астрономии отличается от бытового, где автоматика довела съемочный процесс до элементарного: “навел — щелкнул”. Означает ли это, что нужно крепко усвоить перечисленные “премудрости”, прежде чем в первый раз отправиться с фотокамерой на ночную астрономическую съемку? Конечно, нет. Иной любитель астрономии просто берет фотоаппарат, снимает, и... получается! И лишь потом возникает потребность что-то исправить и улучшить. Вот об этом автор и попытался поговорить. |
|
Терешков Михаил Алексеевич — любитель астрономии из г. Калуги. Эта статья была опубликована в сентябрьском и октябрьском номерах урнала “Звездочет” за 1999 год. |
| Небо месяца |
|
Пока данных на Март нет :( |
| Астрономический форум |
|
И у Вестника появился форум в который можно писать через е-майл, ниже я привожу инструкцию по подключению.
1 шаг...Состаить и отправить такое письмо: 2 шаг =-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-=-= И вы будете подписаны на конференцию, где можно общаться... До встречи |
| Над выпуском работали. |
|
Автор и главный редактор Сергей Савинов (АСТРО) Рекламная поддержка сайтов. ДИПЛОМЫ, КУРСОВЫЕ,
РЕФЕРАТЫ на ЗАКАЗ. |
Вопросы
и предложения присылайте по e-mail: astro@udmlink.ru
Архив вестника: http://subscribe.ru/archive/science.natural.astronews
© Астрономический вестник 2003.
| http://subscribe.ru/
E-mail: ask@subscribe.ru |
Отписаться
Убрать рекламу |
| В избранное | ||
