TC x165 13,75x16. TC x240 10x10

Kamera

CCD-chip

pixelszám

pixelméret (µ µm)

TC–211

192x165

13,75x16

TC–255

320x240

10x10

ST–6, MIDI–KAM

TC–241

375x242

23x27

ST–7, Pictor 416

KAF 0400

765x510

9x9

ST–8, Pictor 1616

KAF 1600

1530x1020

9x9

–

TK 512

512x512

27x27

TEK#6

TK 1024

1024x1024

24x24

ST–4, Cookbook 211 ST–5, AMA–KAM, Pictor 216

látómezõ (f= 1000, ill. f= 2000 mm) 8,9' x 8,9' 4,4'x 4,4' 11'x 8,2' 5,5'x 4,1' 29,6' x 22,3' 14,8' x 11,1' 23,7' x 15,8' 11,8' x 7,9' 47,4' x 31,6' 23,7' x 15,8' 47,4' x 47,4' 23,7' x 23,7' 84,6' x 84,6' 42,3' x 42,3'

felbontás ("/pixel) 3,2 1,6 2,0 1,0 5,5 2,7 1,8 0,9 1,8 0,9 5,6 2,8 5,0 2,5

Egyik CCD-chip sem teljesen tökéletes, a pixelek érzékenysége kisebb-nagyobb mértékben eltérõ lehet, de akár teljesen érzéketlen, vagy az anomálisan magas sötétáram miatt másodpercek alatt telítõdõ pixelek is elõfordulhatnak. Kisebb chipek esetén általában kevés a hibás képpontok száma, nagyobb chipek esetén viszont több egymás melletti pixel, esetleg egész oszlopok hibásak lehetnek. Az elkészült CCD-érzékelõket ezért tesztelik és minõségileg osztályozzák. A (majdnem) teljesen hibátlan, vagy minimális defektussal rendelkezõ chipek a „grade 0” vagy „grade 1” (elsõ osztályú) minõsítést kapják, és drágábban értékesítik azokat. A gyártótól függ, pontosan milyen jellegû és mennyiségû hiba jellemez egy minõségi osztályt, amikbõl 3–4-et szoktak megkülön5.25. ábra. Különféle CCD-chipek böztetni. Ha módunkban áll, a kamera váméretének összehasonlítása lasztásakor figyeljünk e paraméterre is, és ha pénztárcánk engedélyezi, minél alacsonyabb grade fokozatú chippel szerelt kamerát vásároljunk. (A II.4-ben leírt világoskép és sötétkép korrekció ugyanis csak részmegoldást kínál a hibás pixelek eltüntetésére.) Az egychipes színes érzékelõk között a legnagyobb eltérés a színképzés módjában van. Lehetõleg olyan chipet érdemes választani, ami minél kevesebb komponensbõl (3–4) állít elõ egy színes képpontot. Az AD konverzió legalább 14, de inkább 16 bites legyen, a legtöbb képfeldolgozási eljáráshoz ez szükséges. A letöltési idõt se hagyjuk figyelmen kívül, nagyban csökkenti a hatékonyságot, ha 50–60 másodpercet, vagy még többet kell várni egy kép letöltésére. Az elektronika fontos értékmérõje még a kiolvasási zaj, az elérhetõ határfényesség annál jobb, minél kisebb a RON értéke. 10–15 elektron/pixel már igen jónak mondható amatõr eszköz esetében. 137

Videokamerák Kevés olyan csillagászati téma van, amit videokamerákkal, vagy panelkamerákkal (biztonsági kamerák), webkamerákkal is megörökíthetünk. Ezek ugyan ma már szinte kizárólag CCD-chipekre épülnek, de gyors kiolvasású üzemmódban dolgoznak (l. II.2.), s így a nagyon halvány objektumok megörökítése reménytelen. Fényes objektumok (Nap, Hold, bolygók), vagy folyamatában érdekes események (Hold csillag- vagy bolygófedése, fogyatkozások, bolygóátvonulás Nap elõtt) dokumentálására viszont alkalmasak, illetve korlátozottan meteorészleléshez is használhatóak. A panelkamerák annyiban elõnyösebbek, hogy méretük és tömegük kicsi, az objektívjük egyszerûen eltávolítható, így könnyen szerelhetõek távcsõre, vagy illeszthetõek a kívánt optikához. A komplett kamerák közül érdemes minél érzékenyebbet választani, itt az érzékenységet luxban adják meg, feltüntetve azt a legkisebb fényintenzitást, ami mellett még „lát” a kamera. A „0 lux” jelzés azt jelenti, hogy szinte teljes sötétben is rögzíthetünk képet, ez viszont eléggé zajos, egyszínû (zöldes) lesz, és gyakran az teszi ezt lehetõvé, hogy infravörös forrással világítják meg a közeli tájat. Hiába a csábító felirat, nem azt jelenti, hogy nagyon halvány objektumokat is színesben rögzíthetünk. A 3CCD feliratú kamerák fizikai felbontása jobb, mint amik egy színes chippel mûködnek, bár drágábbak is. Általában a pixelek méretérõl nincs információ, de ez nem is anynyira fontos azokban az esetekben, ha ilyen kamerát használhatunk. A CCD-chip méretét vagy a teljes pixelszámmal vagy a chip átlójának hüvelykben megadott méretével (pl. 1/2 vagy 1/3, utóbbi 3,6x4,8 mm-nek felel meg) jellemzik. A feltüntetett zoom értékbõl csak az optikai zoom mérvadó, a csábító „400x digital zoom” semmit sem ér, a digitalizált képet késõbb mi is nagyíthatjuk ilyen formában, de a rögzíteni kívánt objektumról plusz információt nem vihetünk így a képbe. Az objektív (általában) nem szerelhetõ le e kamerákról, így ha lehet, széles tartományban mûködõ optikai zoomot válasszunk. Könnyebb felépítésû kamerák esetén a szabad szemmel közel élesre állított vagy okulár nélküli távcsõ kihuzatához is illeszthetjük a videokameránk objektívjét, ekkor vagy az okulár, vagy maga az objektív adja a projekciót, bár a nyújtás mértékét nem nagyon tudjuk befolyásolni. Ennek ellenére pl. a Holdról okuláron át nagyon szép felvételek készíthetõek. Panelkamerák esetén szintén a chipméretet adják meg hüvelykben, esetleg a pixelszámot, így nagyjából következtethetünk a pixelméretre. Sokszor azonban a videojel TV-sorban kifejezett feloldását adják meg, az átlagos érték 400–450 sor (kb. 580x500 pixelszám), a nagy feloldás 550–600 TV-sor (kb. 750x580 pixelszám). Az érzékenységet szintén luxban adják meg, azonban f/1,2-es objektívre vonatkozóan. Átlagosak a tized lux körüli eszközök, az érzékenyebbek század lux körüliek. A fekete-fehér kamerák fizikai felbontása jobb, de a kis pixelszám miatt az objektívként használt távcsõ adta felbontóképességet csak nagyobb fókuszok, fókusznyújtás esetén (f/20... f/30) tudjuk kihasználni. A legtöbb ilyen eszköz videojelet ad ki (bár létezik a jelet is digitális formában rögzítõ kamera is), így az egyes objektumok megfigyelése esetén a képet digitalizálnunk kell. A digitalizálás a mai modern videokártyákkal közvetlen megtehetõ (fogadnak videojelet), régebbi gép esetén külön digitalizáló kártyát kell vásárolni. Vigyázzunk, az olcsóbbak csak 8 bitesek, vagyis 256 árnyalat megkülönböztetésére képesek, ami, mint említettük (l. II.4.), számunkra kevés. Érdemes közvetlenül digitalizálni, nem pedig elõször videoszalagra felvenni a filmet, majd errõl számítógépre vinni az egyes állóképeket, ekkor ugyanis egyrészt felbontást veszítünk, másrészt nõ a zaj. 138

Filmszkennerek Ezen eszközök segítségével egyesíthetjük a filmek jó feloldóképességét, nagy méretét, egyszerû színrögzítését és a digitális képfeldolgozás nyújtotta fantasztikus lehetõségeket. Ma már szinte minden nagyobb, fényképezéssel foglalkozó cég (Nikon, Canon, Kodak, Polaroid) forgalmaz negatívok szkennelésére alkalmas digitalizálókat. Ezek közül talán a Nikon szkennerei a legkiforrottabbak, s bár áruk igen borsos (200–500 eFt a paraméterektõl függõen), a többmilliós értékû professzionális dobszkennereket megközelítõ minõségben dolgoznak. Az általában RGB színekben mûködõ, csatornánként akár 14 bit színmélységet elérõ egyes típusokat (Nikon, Canon) kiegészítik egy negyedik csatornával, ami a ferde megvilágításnak köszönhetõen a film felületi hibáit, sérüléseit (karcok, vegyszernyomok, hajszálak) azonosítja, s automatikusan levonja ezeket a digitalizált képbõl. A fizikai felbontás elérheti a 4000 dpi (dots per inch, vagyis az egy inchre esõ képpontok száma), ami azt jelenti, hogy egy 160 vonal/mm-es feloldású filmet – ami már igen jónak számít s csak kevés emulzió tudja – információvesztés nélkül szkennelhetünk be. Nem szükséges mindenképpen saját szkennert vásárolni, egyes cégek vállalnak néhány ezer forintért ilyen munkát (elsõsorban lapkiadással foglalkozó vagy reklámszakmabeli cégek). Esetleg a már lenagyított papírképet is szkennelhetjük, ekkor azonban már csak kis mértékû javulást érhetünk el. A színes emulziók esetében mindenképpen meg kell adnunk a szkennelõ programnak a film típusát, ugyanis a szükséges színkorrekciókat ez alapján, elõre rögzített, a filmtípustól függõ sablonok szerint végzi el a szkenner szoftvere. A feljavított képeket többféleképp is bemutathatjuk. Egyszerû és egész elfogadható megoldást jelent, ha a monitoron megjelenített képrõl készítünk reprodukciót diára, esetleg negatívra. Ehhez minél nagyobb (legalább 17 inch) monitort használjunk, ami lehetõleg sík képcsõvel rendelkezzen, de színhõmérsékletét mindenképp lehessen állítani. A sík képcsõ kevésbé fontos, a megjelenített képet ugyanis tetszõlegesen lehet torzítani (hordó, trapéz stb.). Színhõmérsékletnek 6000 fok körüli értéket állítsunk be, vagy mûfény filmet használjunk 3000 fok körüli értékkel. Legalább 50, de inkább 100–200 mm közötti fókuszú objektívet használjunk, állványról. A gépet olyan távolságba helyezzük, hogy a monitor teljesen kitöltse a látómezõt, sõt lehetõleg lógjon túl azon. Érdemes a film befûzése elõtt beállítani úgy a látómezõt, hogy nyitott hátlap mellett, a fókuszsíkba helyezett pauszpapír vagy matt üveglemez segítségével vizsgáljuk a képet. Figyeljünk rá, hogy a gép pontosan a monitor közepének magasságában legyen, és a filmsík, valamint a képcsõ síkja legyen párhuzamos. Az apróbb hibákat a már említett, monitoron elvégezhetõ szabályozásokkal módosítsuk. Az élességet egy megjelenített szöveg segítségével állítsuk be, majd nagyon kis mértékben állítsuk el, hogy a képen ne jelenjen meg a monitor raszteres szerkezete. A képcsövet finoman töröljük tisztára, kapcsoljuk le a környezõ világítást, s sötét szobában fényképezzünk. A fényerõt és a kontrasztot állítsuk kicsit erõsebbre, mint azt normális esetben használjuk. Az objektívet blendézzük le f/22-re, és 3–5 másodpercet exponáljunk 100 ASA esetén. A képmegjelenítõ programok gyakran az egérkurzort is kint hagyják a képernyõn, ne felejtsük el tehát a kis nyilacska eltüntetését! Másik megoldás, ha kinyomtatjuk a képet. Ehhez legalább 600 dpi-s nyomtatót használjunk. Lehet tintasugaras vagy lézernyomtató, viszont mindenképpen fotónyomtatáshoz készített papírra nyomtassunk, csak így kaphatunk szép képet. A nyomtatást szintén bízhatjuk cégekre, ezzel már a legtöbb fotós szaküzlet is foglalkozik. A legjobb megoldás, ha közvetlen negatívra vagy diára íratjuk a képet. Az ezt 139

lehetõvé tévõ ún. diaírók szintén 4000 dpi felbontással világítják le a digitális képet az adott negatívra, és szinte teljesen megkülönböztethetetlen a végeredmény egy eredeti fotótól, a minõséget tekintve. E berendezések azonban nagyon drágák, saját beszerzés szinte elképzelhetetlen, s csak nagyon kevés helyen fordulnak elõ. Objektívek, optikák A fotóobjektívek részletes ismertetése nem célunk, hiszen esetünkben ezek helyett többnyire a távcsõ 5.26. ábra. Az infravörös sugarak miatt a fényes, vörös csillagok alkotja a képet. Vannak azonban esetek, amikor mégis fotóobjektíveket használunk, pl. meteor- felfúvódnak a lencsés távcsõvel készült CCD-képeken vagy üstökösfotózás. Általában elmondható azonban, hogy 300 mm-es fókusz fölött érdemesebb távcsöveket használni, s nem pl. egy 600 mm-es tükörobjektívet vagy lencsés teleobjektívet. Ezek ugyanis más célra készültek (pl. az akár néhány méterre történõ fókuszálás és állítható fényrekesz elhelyezése is szempont volt a tervezéskor), s képalkotásuk minõsége elmarad egy csillagászati célra készített távcsõétõl. A zoomobjektívek használata pedig egyenesen kerülendõ, egyrészt relatíve nagy fényveszteségük, másrészt nagy torzításuk miatt. A nagyon fényerõs alapobjektíveket (pl. 1:1,4) mindenképpen egy-két rekeszértéknyit blendézzük le, és inkább kicsit hosszabbat exponáljunk, így kisebb lesz a torzítás a kép sarkaiban. Esetleg középformátumú kamerák objektívjeit is használhatjuk kisfilmes gépeken, amennyiben meg tudjuk oldani a megfelelõ mechanikai illesztést. Ezen lencserendszereket ugyanis jóval nagyobb képméretre korrigálják, így 24x36 mm-en teljesen torzításmentes képet adnak. Ne hagyatkozzunk az objektíven bejelölt távolságskálára, sokszor a végtelenre állított lencse nem ad éles képet a csillagos égrõl. Egyes objektívek állíthatóságának határa már túl is van a végtelenrõl éles képet adó helyzeten. Mindenképpen elõnyös, ha lehetõleg mindig ugyanaz(oka)t az objektíve(ke)t használjuk, s tesztfelvételekkel meghatározzuk az éles képet adó helyzetet. Ne lepõdjünk meg, ha (fõként) a látómezõ szélén torz, üstökösszerû csillagképeket kapunk. Ez elsõsorban nagylátószögû és alapoptikák esetében jelentkezik. Az amatõrcsillagászok által kedvelt típusok: • nagylátószögû: 20 mm-es Flektogon, f/2,8 és f/4-es változata is létezik • alapobjektív: 50 mm-es Nikkor, manuális fókuszállítású változat, több fényerõ mellett, legszebb képalkotású az f/2-es • teleobjektívek: 180 mm-es Sonnar (f/2,8), 300 mm-es Sonnar (f/4) Amennyiben CCD-kamerákhoz illesztünk fotóoptikát, könnyen elõfordulhat, hogy a fényesebb csillagok hatalmas foltokká duzzadnak. Ez annak köszönhetõ, hogy mivel a fotoemulziók nem érzékenyek a közeli infravörösben, így e tartományra nem is korrigáltak az optikák. A CCD-k viszont még itt is igen érzékenyek, így az élesen leképezett fénysugarak alkotta képre ráépül a közeli életlen infravörös kép, s ez különösen a fényesebb csillagok esetében megfigyelhetõ felfújódást okoz. Ezt ún. infrablokkoló szûrõkkel kerülhetjük el. Így viszont a kamera érzékenysége is csökken. Esetleg csak infravörösben áteresztõ szûrõt is használhatunk, ezáltal szintén egyenletesen éles képet kaphatunk, azonban ez eltérõ lesz a vizuális látványtól. Fotóobjektívek és hagyományos filmek esetén hasonló segédszûrõt használhatunk a csillagok képének élesebbé tételéhez, azonban itt az ultraibolya tartományt kell le140

vágni. Az ún. minus-violet, vagy UV blokkoló szûrõk különösen akkor ajánlatosak, ha egy látómezõben nagyon fényes és nagyon halvány csillagokat együtt szeretnénk megörökíteni. CCD-kamerákkal nagyobb látómezõt a chipek kis mérete miatt csak igen rövid fókuszú optikákkal kaphatunk, s ehhez ideálisak a fotóobjektívek. Azt viszont ne felejtsük el, hogy a relatíve kis pixelszám miatt egy alapobjektíves felvételen egy-egy csillag képe csak egy-egy pixelre esik. Ez sok képfeldolgozási eljárás számára kezelhetetlen. Nagyobb felületû objektumok azonban szépen megörökíthetõek így is, mint pl. az Észak-Amerika-köd vagy a Barnard-ív. Távcsövek közül mindenféle optikai elrendezés használható. Az egyes távcsõtípusok azonban az optikai tengelytõl távolodva különbözõ mértékben, de egyre romló minõségû képet alkotnak. Nagylátómezejû fotók készítése során ez problémát okozhat, a kép szélei felé torzultak lesznek a csillagok. f/5–f/8 Newton primér fókuszában már a 24x36 mm-es film szélein is torzak, a középponttól sugárirányban megnyúltak a csillagok. Sokat segíthetnek az ún kóma-korrektorok. A Cassegrainrendszernél szintén nem használható nagy látómezõ, a csillagok képe 1 fokos látómezõ szélén már üstökösszerû. Az árnyékolás nem megfelelõ méretezése pedig vignettálást okozhat, vagyis a látómezõ széle sötétebb, s ez nagyon zavaró lehet a képeken. Schmidt–Cassegrain- és Makszutov–Cassegrain-távcsövek egészen nagy látómezõkre adnak elfogadható minõségû képet, természetesen az árnyékolás megfelelõ méretezése itt is fontos. Az ideális fotografikus mûszer a Schmidt-távcsõ, ami többfokos torzításmentes látómezõt ad. Itt viszont a képsík egy gömbfelület és a tubus belsejében van, így a fotóemulzió elhelyezése problémát jelenthet. A refraktorok általában megengedik a nagyobb látómezõk, s így a nagyobb filmformátumok használatát, azonban a vignettálásra, a tubus megfelelõ árnyékolására, ill. a fókuszírozó megfelelõ méretére (elegendõen nagy belépõ nyílás szabadon hagyása) itt is érdemes odafigyelni. CCD-kamerák esetében e leképezési hibák kevésbé jelentkeznek, hiszen általában az amatõrök által is elérhetõ kamerák képérzékelõ felülete csak kis látómezõ rögzítését teszi lehetõvé. A vignettálás sem olyan nagy probléma, hiszen a világosképkorrekcióval eltüntethetõ. Refraktorok esetében azonban érdemes odafigyelni, hogy az akromátok, apokromátok általában csak a vizuális tartományra vannak korrigálva. Így a fotóobjektíveknél már tárgyalt infra-blokkoló szûrõ hasznos lehet. Bármivel is rögzítjük a képet, a tubuson belüli szórt fény teljesen tönkreteheti munkánkat. Különösen ügyeljünk tehát a megfelelõ árnyékolók elhelyezésére, azok megfelelõ méretezésére, a belsõ felületek teljes mattságára! Az objektívek párásodása teljesen tönkretehet egy asztrofotót. Ezt érdemes megelõzni, hiszen a már bepárásodott objektívet csak a hajszárító teheti újra használhatóvá. Így azonban amíg nagyjából le nem hûl az optika a környezet hõmérsékletére, addig a seeing nagymértékben leromlik. A párásodást megfelelõen hosszú, legalább az objektív átmérõjével egyezõ hosszúságú, belsõ oldalán valamilyen sötét, nedvszívó anyaggal bevont párasapkával elõzhetjük meg. Nagyon hideg éjszakákon hasznos 5.27. ábra. Vignettálás nyoma lehet egy kis teljesítményû fûtés alkalmazása. Ezt a felvételen vagy sorba kötött ellenállásokból, vagy ellenállás141

huzalból készíthetjük. A távcsõ apertúrájával egyezõ méretûre hajlított fûtõszálat közvetlen az objektív elé, a párasapka belsõ oldalára helyezzük el. Amennyiben ellenállásokból készítjük, azok egyenletesen helyezkedjenek el az objektív körül. Az ellenállások értékét és a tápegységet úgy méretezzük, hogy közelítõleg a hüvelykben kifejezett távcsõátmérõvel azonos számértékû legyen a wattban kifejezett teljesítmény. Állókamerás felvételek esetén már az is sokat segít, ha magasabbra emelt állványon rögzítjük a gépet. Fókuszálás, objektum beállítása Mindenekelõtt érdemes utánaszámolni annak, mekkora is a fókuszálás toleranciája (T) egy adott mûszer esetén. Az alábbi képlet és táblázat segítségével ezt könnyen megtehetjük: T = 8 R2·λ·∆λ; ahol R a távcsõ fényereje, λ a fény hullámhossza, ∆λ pedig a defókuszálás miatti hullámfront torzulás, λ hányadában kifejezve. Pl. 600 nm-en egy f/6-os mûszer esetén az 1/8-ad hullámhossznyi eltérés 22 µm defókuszáltságnak felel meg! Az alábbi táblázat különbözõ fényerõk esetére adja meg a toleranciát mikronban, λ/8 eltérés esetén (600 nm-en). F/D T (µ µm)

2 2,5

3 5

4 10

5 15

6 20

8 40

10 60

12 90

15 130

20 240

30 540

Jól látható, hogy minél fényerõsebb a mûszer, annál érzékenyebb a fókuszálásra. És ami nagyon fontos, a táblázatban is szereplõ toleranciaértékek a mozgó alkatrész pozíciójára vonatkoznak! Vagyis egy Schmidt–Cassegrain effektív fényereje hiába 1:10-es, a fókuszálás itt (többnyire) a fõ- és segédtükör távolságának változtatását jelenti. E bázisvonalon a fõtükör fényereje f/2 körüli, és ez mérvadó. Vagyis a két tükör távolságát 2,5 mikron pontossággal kell beállítani a jó fókusz eléréséhez! Az 5.28. ábra jól mutatja, milyen érzékeny egy ilyen rendszer 1/100 mm-nyi defókuszálásra. Fényképezõgépek esetén a legegyszerûbb, ha tüköraknás gépünk keresõjébe pillantva a Mess-lupe, vagy ennek hiányában (elsõ generációs Zenit fényképezõgépek) a keresõ mikrorasztere segítségével ellenõrizzük a képélességet. Sajnos a Mess-lupét csak akkor tudjuk használni, ha kiterjedt, fényes objektum is található a látómezõben (pl. Hold). Azt is meg kell említeni, hogy az olcsóbb gépeknél elõfordulhat, hogy a reflextükör–filmsík, valamint a reflextükör–mattüveg távolság nem teljesen azonos. Vagyis amit mi a mattüvegen élesnek látunk, az a filmsíkban valójában életlen. Komolyabb fényképezõgépek elektronikus képélességvisszajelzéssel vannak ellátva. A tapasztalatatok szerint ezek segítségével tökéletes 5.28. ábra. Fényerõs rendszer már 1/100 mm fókuszálás valósítható meg. defókuszáltságra is érzékeny Ilyen rendszer hiányában na142

gyon megbízható eszközt készíthetünk egy 8–10 mm fókuszú okulár, és egy 800-as porral felcsiszolt diaüveg segítségével. A diaüveg fényes felületére egy okulárkihuzatot ragasztunk, majd belehelyezve az okulárt, a diaüveg szemcséit minél pontosabban élesre állítjuk. Ezután fényképezõgépünk hátlapját kinyitva a diaüveget a negatív vájatába helyezzük, majd a gépet B idõn kinyitjuk. Állítsunk egy viszonylag fényes objektumot a látómezõbe, majd addig fókuszírozzuk a távcsövünket, míg a mattüveg szemcséit és az objektumot egyszerre élesnek látjuk. Sajnos ezt a módszert csak töltetlen gépnél alkalmazhatjuk. Ezért filmbefûzés után már nem ajánlatos a fókuszírozót tekergetni. A mattüveges élesreállítást pontosabbá teheti a Hartmannmaszk alkalmazása (l. késõbb). CCD-kamerák esetében sokkal egyszerûbb a helyzet, bármikor ellenõrizhetjük a kép élességét egy-egy tesztfelvételt készítve. Több vezérlõprogram rendelkezik fókusz üzemmóddal, ezek használatakor azonban tartsuk szem elõtt, hogy a légkör igen rövid idõskálájú változásokat mutat. Válasszunk halványabb objektumot, aminél az 1–3 másodperces expozíciók esetében is a legfényesebb képpont a dinamikai tartomány kb. negyedét éri el a fókuszhoz közeli állapotban. Egy adott fókuszbeállításnál legalább 4–5 képet készítsünk egymás után, s az ezeken látott csillagprofilt és csúcsintenzitást fejben átlagoljuk, s ezután állítsunk kicsit a fókuszírozón. Nagyon eredményes a Hartmann-maszk használata, amit a fényképezõgép élesre állításakor is jól használhatunk. A Hartmann-maszk az apertúrára helyezett sapka, melynek két átellenes szélén (esetleg a peremen, egymástól 120 fokra három db) kis, néhány cm-es kör alakú nyílások vannak. Mûködése rendkívül egyszerû. Mindaddig minden csillagnak a képét megkettõzve (háromszorozva) fogjuk látni, míg az élesség nem tökéletes. Hagyományos fényképezõgép használata esetén jelentõsen növelhetjük az eljárás pontosságát, ha a mattüveges módszerrel együtt alkalmazzuk. Amennyiben a gépváz vagy a kamera könnyen, a fókusz elállítása nélkül levehetõ a távcsõrõl, akkor alkalmazhatjuk a parfokális okulár módszert is. Ehhez szükségünk lesz egy okulárra, valamint egy gyûrûre, amely az okulár kihuzatba illeszkedõ palástján kotyogás nélkül mozgatható és egy csavar segítségével rögzíthetõ. A fent leírt módszerek valamelyikével állítsuk be az élességet, majd ezek után rögzítve a fókuszt a gépváz vagy kamerafej helyére tegyünk fel egy, az okulár befogadását lehetõvé tévõ toldatot. Az okulárt betéve addig toljuk azt finoman befelé – anélkül, hogy hozzányúlnánk a fókuszírozóhoz –, amíg teljesen éles képet nem látunk. Ekkor rögzítsük az okulárt a kihuzatba, majd a kis gyûrût addig toljuk az okuláron, míg neki nem ütközik a kihuzat végének. Ebben a pozícióban a kis oldalsó csavar segítségével rögzítsük az okulárhoz a gyûrût. Ezután bármikor elõvéve távcsövünket, e kis rögzített gallérral ellátott okulárt a kihuzatba helyezve élesre állhatunk. Ezt nemcsak fókuszálásra használhatjuk, hanem egy objektum beállítására is. A célpont látómezõbe állítása másként is megoldható, a fénycsappantyú használatával. Ennek az igen hasznos kis eszköznek talán egyetlen hátránya, hogy a fókuszsík és az objektív közti fényútból 5–10 cm-t is elvehet, s így nem használható minden fókuszírozóval. Elsõsorban refraktorokhoz és Cassegrain-rendszerekhez használható. Segítségével a fókuszálás, az objektum beállítása, az exponálás rövid idõre történõ felfüggesztése (pl. hirtelen megerõsödõ szél miatt) könnyedén megvalósítható, s nem kell a kamerát eltávolítani a távcsõrõl. Az eszköz lelke egy síktükör, ami könynyedén a fényútba billenthetõ. Részletesebb leírás nélkül álljon itt egy rajz, mely egy Rózsa Ferenc tervezte fénycsappantyú szerkezetét szemlélteti. Ennek a megoldásnak 143

elõnye, hogy az exponálózsinór segítségével anélkül mozgatható a tükör, hogy hozzáérnénk, s így meglöknénk a távcsövet. CCD-k esetén elsõsorban az objektum beállításában jut nagy szerep a csappantyúnak, ez után ugyanis rendszerint nincs szükség a csappantyúra a kép készítése során. Így itt nem szükséges a tükör nagyon finom, exponálózsinóros mozgatása, helyettesíthetjük azt valami egyszerûbb mechanikus szerkezettel. Nagyobb méretû mûszernél ajánlatos utánaszámolni a hõtágulásból eredõ estleges elfókuszálódás mértékének, vagy esetleg kísérletileg meghatározni azt. Fényerõtõl függõen, amennyiben ez az érték meghaladja a 0,1–0,3 mm-t, a fókuszírozón ajánlatos korrigálni. CCD-k esetében bármikor ellenõrizhetjük a fókuszváltozást, s interaktívan korrigálhatjuk is azt, hagyományos fotózás esetében kissé nehezebb helyzetben vagyunk. A 5.29. ábra. A „fénycsappantyú” tubus hosszváltozását az alábbi képlet segítségével becsülhetjük meg: ∆L = α·(T1-T0), ahol αAl = 23,8·10-6 1/Kelvin Hasznos eszközt készíthetünk egy kis méretû mérõóra felhasználásával. Az órát rögzítsük a fókuszírozó fix részéhez, a tapintószárat pedig támasszuk egy mozgó peremhez. Így a számított vagy az alábbi módon meghatározott fókuszkorrekciót pontosan elvégezhetjük. A fókuszváltozás méréséhez egy éjszaka elején egy hõmérõ segítségével állapítsuk meg a hõmérsékletet, majd a lehetõ legpontosabban fókuszáljunk, s jegyezzük fel a mérõóra állását. Az éjszaka végén, hajnalban ismét fókuszáljunk, s olvassuk le a hõmérsékletet és a mérõórát. A kezdeti és végsõ értékekbõl meghatározhatjuk, mekkora hõmérsékletváltozás mekkora fókuszsík eltolódást jelent, s ezt a késõbbi éjszakákon a mérõóra segítségével korrigálhatjuk. Színszûrõk A legtöbb szûrõ az objektívnél kisebb méretû, és a fókuszsík elõtt kerül elhelyezésre. A szûrõ mérete és a fókuszsíktól való távolsága tehát meghatározza a vignettálatlan látómezõ méretét. A szûrõk hordozója általában üveg, s az összetartó fénykúpba helyezve ez megváltoztatja a fókusztávolságot: kb. a szûrõ vastagságának felével megnöveli azt. Így tehát a szûrõ nélkül élesre állított kép a szûrõ behelyezésekor életlen lesz, s különbözõ vastagságú szûrõk különbözõ mértékben módosítják a fókuszt. Célszerû tehát az adott szûrõvel, vagy egy azzal egyezõ paraméterû tiszta üvegbõl készült „szûrõvel” élesre állni. A legtöbb szûrõ ún. interferenciaszûrõ, ezeknél figyelni kell arra, hogy merõlegesen álljanak az optikai tengelyre, csak ekkor érhetjük el a megadott áteresztést. Nagyon fényerõs mûszereknél (f/3–f/5) ilyen szûrõk használatakor a látómezõ szélei felé már kissé más lehet az áteresztés.

144

A Hα szûrõk a hidrogén ún. Balmer α vonalára, 656 nm-re vannak centrálva. Az Univerzumban a leggyakoribb elem a hidrogén, s szinte minden csillagászati objektum sugároz ebben a tartományban, de különbözõ intenzitással. Egy hidrogénfelhõ sokkal markánsabban jelenik meg a csillagkörnyezetéhez képest ilyen szûrõvel készített felvételeken. Mivel a szûrõ általában keskeny sávban ereszt csak át, így az égi háttér fényessége is jelentõsen lecsökken, az esetleges közeli fényszennyezõ források sem annyira zavaróak. Fekete-fehér fotózáshoz nagyon hasznos segédeszköz. Az általában az égi háttérbe veszõ Barnard-ív pl. könnyen megörökíthetõ még nagyvárosok közelébõl is. A Nap protuberanciáinak megfigyelésére szolgáló eszköznek (l. A Nap c. fejezetet) egy ilyen szûrõ a lelke. A különféle sávszûrõk (O-III, H-béta) valamint fényszennyezés csökkentõ szûrõk a fotografikus és CCD-s technikában is jól alkalmazhatóak. Ezen szûrõkrõl részletesen olvashat a T. Olvasó A mély ég világa c. fejezetben. A II.4. fejezetben tárgyalt színes CCD-képek készítésében e szûrõket használva igen látványos képek készíthetõek. Akár a valóságoshoz közeli színeket is elérhetünk (Hβ-t kéknek, OIII-at zöldnek, Hα-t vörösnek használva), de tetszõleges szûrõvel készült képet tetszõleges színcsatornába másolhatunk, ezek az ún. hamisszínes felvételek. Az ún. tricolor képek esetén vörös, zöld és kék (Red, Green, Blue, RGB) vagy encián, bíbor és sárga (Cyan, Magenta, Yellow, CMY) szûrõkkel készült képeket használhatunk fel. A mellékelt ábrákon látható az egyes szûrõk áteresztése. Jól látható, hogy pl. a C szûrõ az R komplementere a vizuális tar5.30. ábra. Az RGB és CMY szûrõk áteresztése tományon, s ez igaz az M–G és Y–B párokra is. Vagyis a CMY rendszer egyszerûen transzformálható RGB rendszerbe az alábbi egyenletek szerint: R = Y+M–C;

G = Y+C–M;

B= C+M–Y.

Az RGB rendszer elõnye, hogy az egyes szûrõk áteresztése nagyon közel áll az emberi szem receptorainak színérzékenységéhez. Hátránya viszont, hogy a csillagászati objektumok színképe nem folytonos. Az egyik fontos vonal, az OIII pedig pont abba a tartományba esik, ahol a B szûrõ már nem nagyon, a G szûrõ pedig még alig ereszt át. A CMY szûrõi ugyanakkor átfednek, s az egyes képek egy-egy szûrõ szélesebb áteresztési tartománya miatt rövidebb expozíciós idõkkel is készíthetõek, mint RGB szûrõk esetén. Csakhogy ez az elõny hátrány is egyben. A légkör ugyanis a különbözõ hullámhosszakon különbözõképpen szórja, nyeli el a fényt, s ez a horizont feletti magasságtól is függ. Ez érthetõen befolyásolja a hosszabb expozíciós idõk mellett készült, több képbõl összeállított végsõ kép színeit, mégpedig annál jobban, minél nagyobb az átfedés az egyes szûrõk között. Ez az átfedés már eleve rontja az egyes színcsatornákban készült képek közötti kontrasztot, eltérést, s ezt a légkör csak 145

tovább torzítja. A CMY-ban készült képek tehát fakóbbak, színeik kevésbé élénkek, mint az RGB-ben készülteké. (l. még II.4.) A fénycsökkentõ szûrõk a Nap fotózásánál jutnak szerephez (gyengébb szûrõk esetleg a Hold vizuális megfigyelésében). E szûrõket úgy készítik, hogy nagyon vékony fóliára vagy plánparallel üveglemezre valamilyen fémet (alumínium, króm) párologtatnak. A fóliaszûrõk sérülékenyek, nagyon gondos kezelést igényelnek, elõnyük viszont, hogy a hordozó vékonysága miatt nem befolyásolják a leképezés minõségét, és viszonylag olcsók. Az üvegszûrõk mechanikailag stabilabbak, azonban jóval drágábbak. Egy üveg hordozó esetében ugyanis nagyon pontosan síkpárhuzamosnak kell lennie a szûrõnek, különben lerontja a képminõséget. Az eddig említett szûrõkkel ellentétben ezek a napmegfigyelés során a fókuszsík közelében fellépõ nagy hõterhelés miatt az objektív elé helyezendõk. Nem szükséges a teljes apertúrával egyezõ méretû szûrõ használata, a Hartmann-maszk (l. a Fókuszálás c. alfejezet) nyílásaira helyezett szûrõk esetén a mûszer felbontása megmarad, és sokkal kisebb szûrõk elegendõek. Fotózáshoz sokkal nagyobb áteresztésût kell választani, ugyanis a szem számára nem zavaró fénymennyiséget áteresztõ szûrõk túl hosszú expozíciós idõt (1/60–1/250 s) követelnek. CCD-s napészleléshez többnyire a vizuálisan kényelmes szûrõk is megfelelnek. Fénycsökkentésre alkalmazhatunk tükrözõ réteg nélküli sík üvegfelületet is, pl. a zenitprizmákhoz hasonló eszközt, ezáltal csak a fény mintegy 4%-a halad tovább a tiszta üvegfelületrõl (l. 5.31. ábra). Elõfordulnak még olyan interferenciaszûrõk is, amelyek úgy érik el a fénycsökkentést, hogy csak egy nagyon keskeny, néhány, vagy néhányszor tíz nanométer széles sávban eresztenek át. (Vagyis hasonlítanak a már említett sávszûrõkhöz, mûködési elvük is ugyanaz, csak más tartományokban és más célra használják ezeket.) E tartomány középsõ hullámhossza határozza meg, hogy milyen színû fény hatol át a szûrõn. Ezeket gyakran valamilyen speciális hullámhossznak választják, pl. a magnézium, nátrium vagy a kalcium valamilyen alapállapotbeli vagy ionizációs vonalára centrálva a szûrõt. E szûrõk fénycsökkentése önmagában még nem elég, és a speciális gyártási technika miatt csak kis méretben gyárthatóak (vagyis csak a fókuszsík közelében használhatóak, ahol nagy a hõterhelés). Emiatt gyakran egy – önmagában még fotografikus észleléshez is sok fényt áteresztõ – enyhe elõszûrést végzõ, az objektív elé helyezendõ szûrõt is kell alkalmazni. Polárszûrõket asztrofotós körökben ritkán használnak, pedig néhány objektum esetén meglepõ képek készíthetõek. Sajnos az expozíciós idõt akár a duplájára is kell emelni e szûrõk használata esetén, így inkább CCD5.31. ábra. Nap-prizma kamerák segítségével érdemes néhány objektumot polarizált fényben megörökíteni. A lineárisan polarizáló szûrõ 60 fokos elforgatásával készített képek érdekes struktúrákat hoznak elõ pl. a Rák-ködbõl.

146

Fotometriai szûrõkbõl nagyon sokféle létezik, a legáltalánosabban elterjedt az ún. Johnson-féle UBVRI rendszer, illetve ennek a CCD-kamerák infravörös érzékenysége miatt korrigált, Cousinsféle UBVRI változata. (Ultraviolet, Blue, Visual, Red, Infrared – ultraibolya, kék, zöld, vörös, infravörös) Ilyen szûrõre akkor lehet szükségünk, ha tudományosan is értékelhetõ fényességadatokat szeretnénk kimérni. (l. IV.8) 5.32. ábra. A Johnson-féle UBVRI szûrõk áteresztése A színkorrekciós szûrõk széles hullámhossztartományban engednek át, és szinte mindenféle tartománybeli kapható. Fekete-fehér filmeknél is alkalmazhatóak, bár inkább színes emulziók esetén használják. A világossárga szûrõ pl. holdfotók esetén növeli a kontrasztot (párás idõben) fekete-fehér filmek esetén, és csökkenti a refraktorok színszóródását. Színes anyagoknál akkor alkalmazhatóak jól, ha tudjuk, hogy adott filmünk milyen elszínezõdésre hajlamos. Például a Forték vörös felé hajlanak, a Fuji zöldben húz el kissé stb. A színkorrekciót létrehozhatjuk diavetítésnél a vetítõ objektívje elé helyezett szûrõvel is. A szûrõváltó nagyon hasznos segédeszköz, ha többször váltogatjuk a szûrõket, pl. színes CCD-felvételek készítésekor. A szûrõváltóval szemben azonban igen nagyok a követelmények a szûrõk pozíciójának reprodukálhatóságát illetõen. A visszaállás pontossága ugyanis a CCD-chip pixelének nagyságával összemérhetõ kell legyen, ami 10–20 mikront jelent! Csak ekkor alkalmazható eredményesen a világoskép korrekció (l. II.4.). Mechanika, tubus Egy asztrofotózásra használható mûszerrel szemben sokkal komolyabb mechanikai követelmények lépnek fel, mint egy vizuális megfigyelésre használt távcsõ esetében. Mind a mechanika, mind a távcsõtubus kialakításában körültekintõbben kell eljárnunk. Hosszabb expozíciós idõnél, vagy nagyobb teleobjektívnél már elengedhetetlen a követés, mellyel az égbolt látszólagos elfordulását ellensúlyozzuk. Ez a finommozgatás lehet akár manuális, akár elektronikus, de ne feledjük, a nem ritkán több órás expozíció nagyon próbára tudja tenni a fotóst. Nem lehetetlen az ilyen hosszú idejû kézi vezetés, de ma már szinte minden komolyabb mechanikát óragéppel látnak el. Ahogy növeljük a vezetni kívánt mûszer fókuszát, egyre kritikusabbá válik a vezetés pontossága is. 500 mm-nél hosszabb fókuszú távcsõ vezetéséhez vezetõtávcsõ alkalmazása elengedhetetlen. Ennek segítségével vizuálisan (vagy CCD-guiderrel) kontrollálhatjuk óragépünk esetleges pontatlanságait, és azokat idejében korrigálni is tudjuk. Errõl bõvebben l. a Vezetés c. alfejezetet. A távcsõmechanikának mindenképpen parallaktikusnak kell lennie, az altazimutális szerelés esetében egyrészt a kéttengelyes követés nehézkes volta, másrészt a látómezõ forgása jelent problémát.

147

5.33. ábra. Fiahordó szerelés alap- és teleobjektívekhez

A mechanikának finoman kell fordulnia a tengelyek mentén, s asztrofotózáshoz nem elegendõ a csúszócsapágyas megoldás. Mindenképpen csapággyal, lehetõleg egymásnak elõfeszített kúpgörgõs csapággyal ellátott mechanikát készítsünk vagy vásároljunk. A mechanika névleges terhelhetõsége legyen kicsit nagyobb a hordozandó teljes felszerelés (fõmûszer, vezetõtávcsõ, esetleg fiahordó szerelésben elhelyezett teleobjektívek) tömegénél. A teljesen kihasznált, vagy túlterhelt mechanika apró fizikai behatásokra is (pl. gyenge széllökések) érzékenyen, nagy lengésekkel reagál. Az óragép lehetõleg minél kevesebb áttételt tartalmazzon, ez csökkenti a holtjátékot. Az óratengely hüvelyén mindenképpen kell legyen finomállítási lehetõség, ami a pólusmagasságot és az északi irány horizontális finomállítását engedi. Hasznos lehet a pólustávcsõ, azonban nem szükséges. A Távcsöves tudnivalók c. fejezetben részletesen megtalálhatóak a pólusraállásra vonatkozó ismeretek. Asztrofotózáshoz ajánlott a Scheiner-módszer, legalább 3–4 iterációs lépésben. A pólusraállásra ne sajnáljuk az idõt, a jó asztrofotók titka nagyrészt ebben rejlik! A csigakerék és -orsó megfelelõ anyagi minõségére (bronz, ill. edzett acél) is legyünk figyelemmel, valamint ezek tökéletes, kotyogásmentes illesztésére. Gondosan egyensúlyozzuk ki a mechanikát, esetleg a tubusok hossztengelye mentén is szükségünk lehet kisebb, pozícionálható súlyokra. Az állvány lehetõleg olyan magas legyen, hogy a vezetõtávcsõbe ülve tudjunk betekinteni, több egymás utáni expozíció során nagyon fárasztó állva vezetni. Az alacsonyabb állvány egyébként nagyobb stabilitást is ad. Az állványt ne helyezzük puha talajra, vagy ha pl. háromlábat alkalmazunk, jól tapossuk be a lábakat a földbe. Egy esetleges esõ során a fellazuló talajban ugyanis szinte biztos, hogy a fáradságos pólusraállásunk teljesen elállítódik. A tubusok tekintetében alapvetõ követelmény, hogy a fókuszsíknak elegendõ távol kell lennie a tubustól. Az általában 40–50 mm-es mélységgel rendelkezõ gépvázat és az 5.34. ábra. Vezetõtávcsõ helyes rögzíté148

se

azt csatlakoztató adaptert ugyanis még el kell tudjuk helyezni a tubus és a fókuszsík közé. Fotografikus refraktor esetében csupán két dologra kell fokozottan odafigyelnünk. Az egyik a tubus falának megfelelõ vastagsága, a másik pedig a fókuszírozó tökéletes szilárdsága. A nem megfelelõen megválasztott falvastagságú tubus szinte bizonyos, hogy expozíció közben lehajlik, ezzel csíkhúzós felvételt eredményezve; csakúgy, mint a kotyogó, lötyögõ fókuszírozó. Sokkal nehezebb a dolgunk, ha egy Newton-reflektort szeretnénk fotózásra alkalmassá tenni. Távcsövünk minden alkatrészének fokozottan stabilnak kell lenni. Akár a fõtükör, akár a segédtükör legapróbb mozgása tönkreteheti felvételünket. Ezen optikák rögzítésénél kerüljük a vizuális távcsöveknél jól bevált rugalmas ragasztást. A fókuszírozó tekintetében hasonlóképpen legyünk körültekintõek. Hiába van egy jól elkészített fókuszírozónk, ha az nincs megfelelõen rögzítve a tubushoz. A fókuszírozó rádiuszát inkább egy kicsit kisebbre készítsük, így a rögzítõcsavarok belehúzzák a tubust a görbületbe. Ha biztosra akarunk menni, akkor a fókuszírozó magasságában stabil merevítõgyûrût szereljünk a tubusba. A vezetõtávcsõ tubusát is igen stabilan kell elkészíteni és rögzíteni. A stabilitásra nincs konkrét recept, de általában elmondható, hogy a vezetõt tartó gyûrût nem lehet túlméretezni. Erre azért kell fokozott figyelmet fordítani, mert ha expozíció közben a vezetõ és a fõmûszer pozíciója nem marad azonos, akkor hamis korrekciókat fogunk végezni. Persze ne feledjük, hogy hiába is van szupererõs tartógyûrûnk, ha azt a fõmûszer tubusának vékony falára rögzítjük. Nagyobb átmérõjû távcsöveknél helyes megoldás, ha a vezetõ tartógyûrûjét a fõmûszer tubusgyûrûjére csavarozzuk. Természetesen kisebb refraktoroknál (pl. Zeiss refraktorok) nem kell deformációtól tartanunk, mivel az átmérõhöz képest nagy a falvastagság. A vezetõ állíthatósága szintén fontos, hiszen ritka az a hálás téma, aminek közvetlen közelében vezetésre alkalmas fényes csillag található. Ezért nemegyszer akár több fokot is el kell kóvályogni a fõmûszertõl. Ezt az állítási lehetõséget a vezetõgyûrûkben 120 fokonként elhelyezett csavarral biztosítjuk. (A szükséges mértékû állíthatóság érdekében tervezzük a tartógyûrû belsõ átmérõjét a tubusátmérõnél 2–4 cm-rel nagyobbra.) Sokan a gyönyörûen festett vezetõtávcsõ felületét megóvandó, az állító-rögzítõ csavarok végére puha mûanyagkupakokat tesznek. Ezek a kupakok ugyan megvédik a festést, de a távcsõ rögzítésekor terhelés alatt szinte kifolynak a tubus és a csavar közül, ezzel megváltoztatva a vezetõ, és a fõmûszer egymáshoz viszonyított helyzetét. Komoly áldozat, de hagyjuk el a védõkupakokat. Vezetés A vezetõtávcsõ nagyítását úgy válasszuk meg, hogy az a fõmûszer fókuszának legalább hatoda legyen. Pl. egy 1200 mm fókuszú távcsõ megvezetéséhez minimálisan 200x-os nagyítás szükségeltetik. Téves az a nézet, miszerint a vezetõtávcsõ fókuszának hosszabbnak kell lenni, mint amilyen a megvezetni kívánt mûszer fókusza. Amennyiben nem érhetjük el a megfelelõ nagyítást az adott okulárral, a vezetõ fókuszát nyújthatjuk pl. Barlow-lencsével (l. III. Fókusznyújtás és csökkentés). Nem kell feltétlenül vezetõtávcsövet alkalmazni, magát a fotózásra használt mûszert is befoghatjuk vezetésre. Az ún. sajátfókuszú vezetés (vagy tengelyen kívüli, offaxis vezetés) lényege, hogy a detektor síkja elõtt, de a detektorra vetülõ fényt nem kitakarva, egy kis prizmát helyezünk el, s ennek segítségével kivezetjük a fény egy részét. Érdemes a prizmát és az annak tartójához rögzített, a vezetõokulárt befogadó kihuzatot dönthetõre elkészíteni, valamint az optikai tengely mentén szabad, de ko149

tyogásmentes elforgatást engedõ fókuszírozót használni. Erre azért van szükség, mert elég kicsi a prizma által adott látómezõ, s kis eséllyel találunk annak fix helyzetében vezetésre alkalmas csillagot. Az elõbbi állítási lehetõségek birtokában viszont sokkal nagyobb valószínûséggel találunk vezetõcsillagot. A tényleges vezetésre számos módszer van: vezethetünk a látómezõ peremére ültetett extrafokált csillaggal. Ilyenkor a kör alakú csillagkép torzulása jelzi, hogy óragépünk hibázik. E módszer hátránya, hogy csak bizonyos mértékû eltéréseket, és azokat is csak késve fogjuk észrevenni. A túlságosan felfújt csillag képe meglehetõsen fényszegény lesz, így csak fényes csillagokat tudunk használni. A fentebb ismertetett módszer továbbfejlesztett változata az, amikor egy egyszerû, megvilágítatlan szálkereszttel látjuk el vezetõnk látómezejét. 5.35. ábra. Tengelyen kívüli, sajátfókuszú Ebben az esetben is extrafokált csillagot vezetés segédeszköze használunk, azonban most nem kényszerülünk akkorára növelni a csillagunk képét, mint a vezetõokulár peremblendéje. Itt a csillag képét négy egyenlõ részre osztjuk a szállal, és a legkisebb változást is azonnal korrigáljuk. A legkifinomultabb módszer az, amikor a vezetõtávcsõ szálkeresztjét valamilyen módon megvilágítjuk. Ekkor a tûéles csillag-kép Airy-korongját állítjuk a szálak metszéspontjára. A szálkeresztet kétféleképpen tehetjük láthatóvá a látómezõben. Az egyszerûbben kivitelezhetõ módszer, amikor a vezetõtávcsõ nyílásába, az objektív elé egy apró fényforrást (LED, rizsszem-izzó, stb.) helyezünk. Ilyenkor a halványan derengõ látómezõ elõtt sötét sziluettként válik láthatóvá a szál képe. Itt is elmondható, hogy a háttér világítása a látható csillagok határfényességét rontja. Bonyolultabb, de kétségkívül a legkomfortosabb, amikor a szálat világítjuk meg. Megjegyzendõ, hogy érdemes mindkét esetben változtatható fényerejû fényforrást alkalmazni, így nem fordulhat elõ, hogy a szál fényében eltûnik a vezetõcsillag. Jegyezzük meg, hogy szálmegvilágításra csak a karcolt vagy maratott szállemezek, vagy a szabad szálas gyûrûk alkalmasak. Fotózott szállemezt csak háttérmegvilágítással lehet használni. Egy másik megoldás, hogy nem az okulárban helyezik el a fonálkeresztet, hanem egy speciális fényosztóval belevetítik azt. Elõnye ennek a megoldásnak, hogy tetszõleges okulárt használhatunk. A CCD-kamerát nem csak képrögzítésre, de vezetésre is használhatjuk, sõt, kifejezetten csak e feladatra alkalmazható, olcsóbb CCD-vezetõk (CCD guider) is kaphatóak. Ezek használatához azonban a mechanikának alkalmasnak kell lennie a vezérlõ jelek fogadására. A vezetõcsillagot ekkor is a vezetõtávcsõ pozícionálásával, vizuálisan kell beállítani. Ezután inicializálni kell a rendszert, ami annyit tesz, hogy a távcsõ kismértékû elmozgatásával képeket készít a kamera, s ez alapján meghatározza a mozgatás sebességét és a pixel/¦ léptéket. A korrigálási intervallumot a seeing miatt nem érdemes túl kicsire választani (5–10 másodperc optimális), s figyeljünk arra, hogy ne égjen be a vezetõcsillag képe, illetve túl halvány se legyen. CCD-s képrögzítés esetén elegendõ, ha az óragép néhány perces felvételek elkészítését engedi korrekció nélkül. (Egyes CCD-kamerák tartalmaznak egy beépített 150

CCD guidert is, pl. az SBIG ST–7, ST–8 vagy ST–9.) A rövidebb expozíciójú képek utólagos összeadásával, átlagolásával ugyanis szinte tetszõlegesen „növelhetjük” az expozíciós idõt. Hagyományos fotó esetén viszont a siker talán legfontosabb titka a jó vezetés. A jó vezetés titka pedig a tengernyi türelemben, a jó mechanikában és a jó pólusraállásban rejlik. Talán meglepõ a kijelentés, de ez utóbbi nem létezik. Hiába találjuk el rektatengelyünkkel pontosan a pólust, bizonyos pozíciókban úgy fogjuk tapasztalni, a vezetõcsillag deklináció irányban elmászik a szálkeresztrõl. Belátható, hogy az ezt okozó refrakció akkor zavar a legkevésbé, amikor az objektum közel párhuzamosan halad a horizonttal. Érdemes úgy megtervezni éjszakai programunkat, hogy minden témánkat lehetõleg delelés idején fotózzuk, ilyenkor a légkör fényelnyelése is kisebb. Fókusznyújtás és -csökkentés A fókusz megváltoztatásának több módja van, minden esetben figyeljünk azonban arra, hogy a nyújtást/redukciót végzõ lencsetag megfelelõ, a gyártó által megadott oldala nézzen a beérkezõ fény, vagyis az objektív felé. Ellenkezõ esetben a fellépõ torzítások mértéke növekszik. Különösen igaz ez a fókuszreduktorok esetén. Fókusznyújtás esetén további toldatokat kell a kihuzatra helyeznünk, amik tartalmazzák nyújtótagokat és ezektõl megfelelõ távolság- 5.36. ábra. Fókusznyújtás Barlow-lencsével ban a detektort. Különösen ügyeljünk a kihuzat nagy szilárdságára, stabilitására, és a toldatok pontos, lehajlásmentes illeszkedésére. Projekció esetén kifejezetten ajánlott a felcsapágyazott (ún. Crayford) kihuzat alkalmazása. A Barlow-lencse két, esetleg három tagú homorú, tehát szóró lencse. Az objektívhez közelebb kell helyezni, mint az eredeti fókuszsík, a fókusznyújtás mértéke: A = (d/f)+1, ahol d a Barlow-lencse és a nyújtott fókusz síkjának a távolsága, f a nyújtó tag fókusza. d változtatásával tehát lehet a nyújtás mértékét változtatni. Ezt azonban ne vigyük túlzásba, egy „2x” feliratú Barlow-lencsével ne akarjunk 4–5szörös nyújtást elérni. Az ilyen lencséket ugyanis adott nyújtáshoz tervezik, s a képminõség jelentõs romlását okozza, ha ettõl eltérõ nyújtáshoz alkalmazzuk. Célszerû az eredeti, okulárkihuzatba illeszthetõ és okulár befogadására alkalmas tokból eltávolítani a lencsét, s meg- 5.37. ábra. Két Barlow-lencse alkalmazása nagymértékû nyújtáshoz felelõ, állítható tartót készíteni számára. Az elõbbi képlet egyszerûen átrendezhetõ d-re, így ismert távcsõhöz szükséges adott nyújtás esetén meghatározhatjuk a lencse távolságát a film- vagy CCD síkjától. 151

Csakhogy f nem minden esetben ismert, s szórólencsérõl lévén szó, nem triviális meghatározása. Ehhez készítsünk egy ismert méretû objektumról képeket (kettõscsillag, vagy meghatározott idõre kikapcsolt óragép segítségével stb.), egyet Barlowlencse használatával, egyet anélkül. Mindkét esetben számítsuk ki a fókusztávolságot az F = 206 S/P képlet segítségével, ahol P az objektum látszó szögátmérõje ívmásodpercben, S pedig a fókuszsíkban mért átmérõ mikronban. (Ez utóbbit a pixelméret ismeretében, vagy a negatív mikroszkópos kimérésével határozhatjuk meg.) A két kapott fókuszérték hányadosa megadja a nyújtás mértékét, s ezek után már csak d távolságot kell lemérnünk, így megkaphatjuk f-et, a nyújtó tag fókuszát. Nagy nyújtások eléréséhez esetleg alkalmazhatunk két Barlow-lencsét egyszerre. Legyen most is a végleges, másodlagosan nyújtott fókuszsík távolsága a hozzá közelebbi (2-es lencse) Barlow-lencsétõl d, a két Barlow távolsága b, t pedig jelölje az elsõdlegesen nyújtott fókuszsík távolságát a második Barlow-tól (5.37. ábra). Egy numerikus példán át mutatjuk be, miként is számolható az eredõ nyújtás: Vegyünk két, 76 mm fókuszú Barlowlencsét, amelyek b= 50 mm-re vannak 5.38. ábra. Okulárprojekció, fókusznyújtás egymástól. A második nyújtó tag és a pozitív lencsével detektor fókusza közötti távolság legyen d= 100 mm. A 2-es lencse nyújtása a már ismert képlet alapján A2 = (d/f)+1 = (100/76)+1 = 2,3x. Ekkor t = d/A2 = 100/2,3 = 43 mm. Az 1-es lencse és az elsõdlegesen nyújtott fókuszsík távolsága t+b = 43+50 = 93 mm, vagyis az 1-es lencse nyújtása A1 = ((t+b) / f)+1 = (93/76)+1 = 2,2x. Végül az eredõ nyújtás a két nyújtás szorzata A = A1·A2 = 2,3·2,2 = 5,1x. Okulárprojekció esetén pozitív taggal végezzük a nyújtást, vagyis a lencsét az objektív primér fókusza után helyezzük el. Kézenfekvõ, hogy okulárt használjunk, hiszen ez távcsövünk tartozékaként kéznél van. Csakhogy az okulárokat úgy tervezték, hogy vizuális betekintés, vagyis párhuzamos kilépõ nyaláb esetén adjanak torzításmentes képet. Projekció esetén pedig konvergens nyaláb lép ki, ami elengedhetetlenül aberrációk megjelenését vonja maga után. Ezek hatása csökkenthetõ, ha minél nagyobb nyújtást alkalmazunk (tipikusan 6x, vagy ennél nagyobb). Plössl vagy orthoszkopikus okulárt használjunk, 15–20 mm körüli fókusszal (rövidebbet a gyengébb nyújtáshoz). A nyújtás mértéke: A = (d/f) – 1, ahol d az okulár és a detektor síkjának távolsága, f pedig az okulár fókusza. Természetesen ez a módszer nem csak okulárok esetén, hanem más pozitív, tehát gyûjtõlencsék esetén is mûködik. A mikroszkópos fotózáshoz kifejlesztett mikrofotó projektor-okulárok is kiválóan alkalmazhatók, az 1:4, 1:6,3, 1:8, 1:10 típusok a legkedvezõbbek. Ez azt jelenti, hogy az eredeti fókuszt 4–10-szeresére nyújtják, ha az okulár és a filmsík közötti távolság 16 cm. A mikroszkópobjektíves nyújtás elõnye, hogy e lencséket pontosan arra tervezték, hogy síkot síkba képezzenek, így a projektált kép szinte teljesen torzításmentes. Hátrány, hogy a megfelelõ lencsék ne152

hezen és drágán szerezhetõek be, illetve viszonylag kicsi lesz a látómezõ a nyújtó tag kis átmérõje miatt. Tipikusan bolygózáshoz, kis központi kitakarású Newtonok esetén alkalmazható ez a módszer. A megfelelõ objektívtípus a sík leképezést adó ún. plan-akromát vagy plan-apokromát. Az objektíven általában a következõ adatokat tüntetik fel: típus, lupenagyítás/ numerikus apertúra, tubushossz/fedõ-lemez; vagyis pl. Planachromat, 16x / 0,32, ∞/–. A lupenagyítás (lp) alapján az objektív fókuszát az f=250/lp képlet adja. Számunkra a 10–20 mm közötti fókusz és a 0,8 alatti numerikus apertúra felel meg. A tubushossz azt adja meg, hogy milyen távolságban megjelenõ kép esetén ad torzításmentes leképezést az objektív. Ez 160 mm körüli, de vannak végtelenre korrigált típusok is, azonban még ez utóbbiakkal is jobb eredményt érhetünk el, mint okulárokkal. Sok objektívet úgy terveznek, hogy figyelembe veszik a preparátumra helyezett fedõlemez vas5.39. ábra. Fókuszreduktor használata tagságát is. A mi céljainkra az ilyen jelölés nélküli, vagy „–” jellel ellátott objektívek felelnek meg. Léteznek ún. immerziós objektívek is, ezeken általában az „imm.” rövidítés és egy folyadék neve szerepel, azonban ezek sem felelnek meg okulárprojekcióhoz. A fókuszreduktorok sokszor egyben korrektorok is, tehát nem csak a fókuszt csökkentik, hanem bizonyos, a megnövekedett fényerõ miatt fellépõ leképezési hibákat is korrigálnak. Ezekre is igaz, hogy csak meghatározott detektorsík–reduktor távolság mellett adják a névleges fókuszcsökkentést, és ettõl nem tanácsos eltérni. Továbbá azt se felejtsük el, hogy egy Schmidt–Cassegrain rendszerhez tervezett reduktor nem ad tökéletes képet egy refraktorral, és fordítva. Refraktorok esetében a síkító lencsék (field-flattener) sokszor csak minimálisan változtatnak a fókuszon. Szerepük a közép- és nagyformátumú fotózásra korlátozódik, kisfilmes felvételeknél nem szükséges használatuk. E lencsék a nagy vignettálatlan látómezõ miatt nagy átmérõjûek, s majdnem egy második objektívnek felelnek meg, árban is. Az egyszerûbb reduktorok is két vagy három tagú lencserendszerek, átmérõjük viszont jóval kisebb, s rendszerint sokkal közelebb helyezkednek el a detektorsíkhoz, mint a síkító lencsék. A redukció mértéke: R = 1 – d/f, ahol az eddigiekhez hasonlóan d a detektorsík–reduktor távolság, f pedig a korrekciós lencse fókusza. Pozitív lencsérõl lévén szó a gyújtótávolság könnyen mérhetõ. Fókuszcsökkentés esetén soha ne feledkezzünk meg arról, hogy könnyen vignettálódás léphet fel. Egy megfelelõen méretezett árnyékolócsövekkel ellátott, f/10-es Schmidt-Cassegrainból hiába is csinálunk f/3,3 mûszert, legfeljebb 1 cm lesz a fókuszsíkban a vignettálatlan látómezõ az eredeti 3 cm körüli értékkel szemben. Refraktorok és Newtonok esetében jobb a helyzet, de itt is számolnunk kell a vignettálatlan látómezõ csökkenésével. Használhatunk fotós telekonvertereket is. A nyújtás mértéke 1,8–3x, és ezt akkor adják, ha a konverter és a gépváz közé nem helyezünk el további közgyûrûket. Ez utóbbi esetben növelhetõ a nyújtás, de rohamosan romlik a képminõség. 153

Egyszerûbb számítások, táblázatok A látómezõt adott chip- vagy filmméret (k) és fókusztávolság (F) esetén a következõképp számíthatjuk ki: a = 2·arctg(k/2F), ahol k-t és F-et azonos egységben, pl. mm-ben megadva, a-t fokban kapjuk. Adott látszó átmérõjû objektum képének nagyságát az elõzõ képlet alapján, annak átrendezése után kaphatjuk: k = 2F·tg(a/2). Amennyiben nem akarunk vagy épp nem tudunk tangenst számolni, úgy kisebb szögek esetén teljesen jó, nagyobb szögek esetén közelítõ eredményt ad az alábbi egyenlet, ahol a jelölések magyarázata egyezik a fentiekkel: k = a·F/q. q értéke attól függ, milyen egységben szeretnénk megkapni a végeredményt, fokra q= 57,3, ívpercre q= 3438, ívmásodpercre q= 206.265. Hasonlóképpen a látómezõt is számíthatjuk arctg használata nélkül: a = k·q/F. Az alábbi táblázat 24x36mm-es film és különbözõ fókuszú objektívek esetén adja meg a látómezõ méretét: F (mm) LM (°°)

24 74x53

28 65x46

35 54x38

50 40x27

85 24x16

100 20x14

135 15x10

200 10x7

300 7x5

Fontos tudni, mekkora a feloldóképesség, vagyis mi a legkisebb képen rögzíthetõ részlet mérete. Ez, mint említettük (l. II.1., II.2.), sok mindentõl függ. Nem elég pusztán a távcsõ apertúrájának átmérõjét és a film/CCD feloldóképességét ismerni, nagyon sok múlik a kontraszton is. Az Encke-rés a Szaturnusz gyûrûjében pl. 0¥05, mégis erõs kontrasztja (közel 100%) miatt látható nagyon nyugodt idõben 17–20 cmes, jó minõségû refraktorral vagy kis központi kitakarású mûszerrel. Átlagos bolygórészlet esetén a kontraszt 20% körüli, vagyis két szomszédos részlet intenzitása enynyiben tér el egymáshoz viszonyítva. Ilyen kontraszt esetén sokkal kisebb mind a távcsõ, mind a detektor feloldóképessége. Sokat számít továbbá a feloldandó részlet alakja; szabályosan ismétlõdõ világos-sötét csíkokat könnyebb megkülönböztetni, mint egy azonos periódussal ismétlõdõ, a csíkok szélességével azonos átmérõjû körökbõl álló sorozatot, ami azonban csak egyetlen oszlopból áll. És a légkörrõl se feledkezzünk meg. A feloldóképesség tehát: R = MAX (r·q/F ; 120/D ; S), ahol r a CCD-chip egy pixelének élhosszúsága mm-ben megadva vagy film esetén a feloldóképesség vonal/mm-ben megadott értékének reciproka, f a fókusztávolság mm-ben, q= 206.265, D a távcsõ átmérõje mm-ben, S az ún. seeing-diszk (egy csillag légkör által elmosott, kiszélesített Airy-korongjának) átmérõje ívmásodpercben. Az R feloldóképességet ívmásodpercben kifejezve a zárójelben szereplõ három mennyiség legnagyobbika adja. Rövid expozíciók (század-, tizedmásodperc) és erõs kontraszt mellett S-et kevésbé kell figyelembe venni. Adott esetben a távcsõ átmérõje által 154

„megengedett” feloldásnál 5–10-szer kisebb részletek is lehetnek a képeken. Hoszszabb expozíciók esetében pedig valószínûleg S lesz a meghatározó. Amikor filmet vagy kamerát választunk távcsövünkhöz (esetleg fordítva), figyeljünk arra, hogy a detektort minél jobban kihasználjuk, vagyis annak feloldóképessége lehetõleg essen közel a távcsõ által adott feloldóképességhez. Az optika által átlagos kontrasztviszonyok (kb. 20%) mellett a legkisebb felbontott részlet l mérete a fókuszsíkban: l = (F/D)/1720, ahol F a távcsõ fókusza, D pedig az átmérõje, vagy ha úgy tetszik, az F/D fényerõ számít. Pl. egy F/D=6 fényerejû távcsõ esetén a legkisebb feloldott részlet mérete mindössze 3,5 mikron, ami minden létezõ pixelméretnél és filmszemcsézetnél kisebb, vagyis igazából egyetlen detektor sem használja ki (még egyszer hangsúlyozzuk, hogy csillagászatban átlagos kontrasztviszonyok között) egy f/6-os távcsõ optikai teljesítõképességét. Amit mindenképpen meg kell még említenünk a feloldóképesség tárgyalása során, az a Shannon-féle mintavételezési tétel: Ha egy bizonyos jelet szeretnénk rögzíteni, akkor a mintavételezés sûrûbb kell legyen, mint a rögzítendõ jelben a legkisebb detektálni kívánt változás. Ezt jól szemlélteti az 5.40. ábra is. A pontsorozat alkotta jel (pl. azonos méretû, szabályosan ismétlõdõ légörvények a Jupiter légkörében) adott esetben teljesen élesen megjelenhet a CCD-képen (a), de csak egy fél pixelnyi elcsúszás, s máris egyenletesen szürkévé mosódnak a részletek (b). A legkisebb megfigyelni kívánt részletet tehát legalább egyszerre két, de inkább három mintavételezési egységnek látnia kell (c), ekkor biztosan nem veszik el. Állókamerás felvétel esetén a bemozdulás nélküli maximális expozíció függ a használt objektív fókuszától (F) és az objektum deklinációjától (∆). Az alábbi képlet és táblázat átlagos filmfelbontás esetén érvényes, CCD-k esetén az idõértékeket – az általában rosszabb fizikai feloldás miatt – másfélszeresére növelhetjük: ∆\F

t = 1000/(F·cos∆).

0°°–30°° 30°°–60°° 60°°–90°°

28 mm 22 50 67

35 mm 50 mm 135 mm 18 13 5 40 25 9 53 42 14

Az elérhetõ határmagnitúdó szintén sok tényezõtõl függ. Fotografikus esetben léteznek tapasztalatokra épülõ, közelítõleg jó becslést adó képletek. CCD esetében azonban még több a paraméter, nagyon sokat számít a CCD-chip és a kiolvasást végzõ elektronika zaja, s ez eléggé összetett számítást eredményez, amit itt hely hiányában nem részletezünk. Általános azonban az a megállapítás, hogy akkor tekintünk egy csillagot egyértelmûen detektáltnak, ha az égi háttér intenzitásértékeit több ponton megmérve kiszámítjuk annak átlagértékét és szórását, akkor a csillaghoz tartozó maximális intenzitású képpont ezen átlagtól a háttér szórásának legalább háromszorosával magasabb, és a csillag képe nem egy pont (l. Shannon-féle mintavételezési tétel). Az optika fénygyûjtõ képessége, vagyis az átmérõ fontos tényezõje az elérhetõ határmagnitúdónak. A fotográfia nem lineáris volta miatt nem érhetõ el az expozíciós idõ növelésével tetszõ-leges határfényesség, az értékek konvergálnak adott távcsõ esetén egy határértékhez. CCD esetén viszont elegendõen sok képet öszszeátlagolva a határfényességet rontó zaj szinte korlátlanul csökkenthetõ. Így pl. 40 cm-es távcsõvel is lehet 24 magnitúdós csillagokat rögzíteni, igaz, ehhez több száz 155

felvételt kell felhasználni, amik együttesen 42 órás expozíciónak felelnek meg. CCD esetében tehát szó szerint határ a csillagos ég (a légköri fénylés, állatövi fény, galaktikus és intergalaktikus háttérfény szabja meg a határmagnitúdót), fotoemulzió esetén pedig az alábbi képlet ad támpontot: M = 4,4 + 5·logD + 2·logT – logF + 2,5·log(S/800), ahol M az elérhetõ határfényesség magnitúdóban, T az expozíciós idõ percben, D és F az objektív átmérõje és fókusza centiméterben, S pedig a film érzékenysége ASA-ban kifejezve. Az alábbi táblázat különbözõ fotóobjektívek esetén ad meg tájékoztató értékeket, 800 ASA film és 1 perc expozíció, valamint sötét ég, 6œ5 vizuális határfényesség mellett. 5.40. ábra. A Shannon-féle mintavételezési tétel értelmezése

f (mm) f/1,4 f/2 f/2,8 f/4 f/5,6 f/8

24 9,2 8,4 7,7 6,9 – –

35 9,8 9,1 8,3 7,6 – –

50 10,5 9,7 9,0 8,2 – –

85 11,4 10,6 9,9 9,1 – –

100 – 10,9 10,2 9,4 – –

135 – 11,4 10,7 9,9 – –

200 – – 11,4 10,6 9,9 –

300 – – – 11,3 10,6 9,8

400 – – – – 11,1 10,3

500 – – – – 11,5 10,7

A következõ táblázatok az imént megadott – még egyszer hangsúlyozzuk, csak tájékoztató jellegû – hmg értékeket alapul véve különbözõ érzékenységû filmek és más expozíciós idõk, illetve eltérõ horizont feletti magasságok esetén fellépõ korrekciókat adják meg. (A jobb oldali táblázatban s azt mutatja meg, hogy egy zenitbeli expozíciós idõt hányszorosra kell növelni adott horizont feletti magasságban, hogy ugyanakkora határfényességet érjünk el.) Csillagok esetében a határmagnitúdó nem a fényerõtõl függ! Egy 20 cm-es távcsõ ugyanannyi fényt gyûjt össze, legyen akár 20 vagy 200 cm fókusza. A fényerõ kiterjedt objektumok fotózásánál jelentõs tényezõ. Kétszer akkora fókusz esetén ugyanis a film egy egységnyi felületére négyszer kevesebb fény jut. Kiterjedt objektumok esetén tehát célszerûbb a fényerõs mûszer, azonban ekkor az égi háttérfényesség is hasonló arányban megnövekszik, tehát lecsökken a maximálisan alkalmazható expozíció hossza (t) is. Ezt az alábbi képlet ill. táblázat alapján becsülhetjük meg, mely t értékét percben adja 6œ5 szabadszemes hmg mellett: t = 1,5·(F/D)2,5·(800/S)1,25.

156

S (ASA) 50 100 200 400 800 1600 3200

M (mag) –3,0 –2,3 –1,5 –0,8 0 +0,8 +1,5 ASA 50 100 200 400 800 1600 3200

T (perc) 0,2 0,5 1 2 5 10 20 f/1,4 1h 50 45 20 8 3 1,5 0,5

f/2 4h 30 1h 55 50 20 8 4 1,5

A (°°) 10 20 30 40 50 60 70

M (mag) –1,6 –0,6 0 +0,6 +1,4 +2,0 +2,6 f/2,8 10h 30 4h 25 1h 50 45 20 8 3

f/4 – 10h 45 4h 30 1h 55 50 20 8

f/5,6 – – 10h 30 4h 25 1h 50 45 20

M (mag) –1,15 –0,58 –0,40 –0,31 –0,26 –0,23 –0,20

s 2,9 1,7 1,4 1,3 1,3 1,2 1,2

f/8 – – – 10h 45 4h 30 1h 55 50

Gyakran elõforduló hibák – amit mindenképpen ellenõrizzünk fotózás elõtt Talán elmosolyodunk az alábbiak egyikén-másikán, mégis, a tapasztalatok azt mutatják, nem árt, ha számolunk ezekkel a talán abszurdnak tûnõ lehetõségekkel. Fotózás esetén ellenõrizzük: • • • • • •

van-e film a gépben; teleobjektíves fotózás esetén teljes blendenyílásra van-e állítva az objektív; B idõn áll-e a zárszerkezet; eltávolítottuk-e az objektívsapkát, a Hartmann-maszkot; nem kezd-e párásodni az objektív; a vezetõcsillag megválasztásakor gondoljunk arra, hogy ami elsõ pillantásra még elégséges fényességû a vezetéshez, nagyon fárasztó lehet az 50. percben; • az expozíció kezdetekor kényelmesnek érzett testhelyzet szinte biztos, hogy az egy órás expozíció vége felé már kényelmetlen lesz. A széket mindig úgy helyezzük el, hogy az egész expozíció alatt kényelmes legyen; • elektromos zár esetén ellenõrizzük az elemek töltöttségét; • napközben szereljük le távcsövünkrõl a fényképezõgépet, és tegyük sötét, hideg helyre. Amennyiben ezt nem tudjuk megtenni, alaposan burkoljuk alufóliába a gépet. CCD-s szemmel nézve pedig az alábbiakra figyeljünk: • • • • • •

minden kábelt megfelelõen csatlakoztattunk-e; levettük-e a fókuszáláshoz használt Hartmann-maszkot; eltávolítottuk-e a fényútból az objektum beállítása után a csappantyú tükrét; van-e elég hely a winchesteren a képek elmentéséhez; valós értéket mutat-e a számítógép belsõ órája (idõ és dátum); néha ellenõrizzük az objektívet, illetve a kamera ablakát, nem párásodtak-e be idõközben.

157

Akár CCD-t, akár filmet használunk, sokat veszít a kép az értékébõl, ha nem jegyezzük fel a kép készítésének körülményeit. Ezt CCD esetén általában a kamerát vezérlõ szoftver megteszi, és az elmentett kép tartalmazza ezeket az információkat is. Ekkor sem árt azonban egy kis file-ba elmenteni, fotózás esetén pedig feljegyezni az alábbiakat: objektum; film esetén a képkocka száma; dátum; az exp. kezdete; az exp. hossza; optika; a használt film; az égbolt jellemzõi (átlátszóság, nyugodtság, páratartalom becslése); esetlegesen használt szûrõ; esetleges egyedi történések feljegyzése (pl. átúszott az expozíció alatt egy felhõ stb.).

IV. Az egyes objektumtípusok megörökítése IV.1. Csillagképek, együttállások, meteorok – állókamerás, alapobjektíves felvételek, vezetés egyszerûen A III. fejezet végén (Egyszerû számítások, táblázatok) található képlet, illetve táblázat segítségével kiszámíthatjuk, hogy adott fókuszú objektív esetén mekkora az a maximális expozíciós idõ, ami mellett még nem mozdulnak be a csillagok álló kamera esetén. Sokszor azonban a bemozdult, több perces expozícióval készített, „csíkhúzós” képek is igen impozánsak. Szintén az elõbbi helyen megtalálható módon meghatározhatjuk a látómezõ nagyságát is. E területen, ahol a nagy látómezõ a cél, inkább a hagyományos, fotografikus technikát alkalmazzuk. Egyes csillagképek, bolygóegyüttállások, fényes üstökösök, állatövi- és sarki fények nagyon szépen megörökíthetõek álló kamerával, nagylátószögû- vagy alapobjektívvel, az elõbbi esetén hosszabb expozíciót alkalmazhatunk. Ehhez minél érzékenyebb filmet (400–1600 ASA) érdemes használni, s nagyon szép képeket készíthetünk színes diára is. Meglepõen sok csillag lesz a képen, hiszen a film a legelsõ pár másodpercben dolgozik a legeredményesebben (l. II.1.). A téma beállításához hasznos a látómezõ méretének ismerete. Sarki fény esetén ne alkalmazzunk 20–30 másodpercnél hoszszabb expozíciót, ugyanis ilyen idõskálán változik a jelenség szerkezete, és a finom részletek, oszlopok, ívek stb. elmosódnak. Állókamerás képek esetén ha már bemozdul a téma, akkor ezt jó alaposan tegye. A hosszú ívekhez legalább negyed, de inkább 1–4 órás expozíciók kellenek. Emiatt mindig figyeljünk az égi háttér fényességére, ennyi idõ alatt ugyanis teljesen letörölhet mindent a képrõl. Fényes égbolt esetén blendézzük le az objektívet, irányadóként 2 órás expozícióhoz 400 ASA-s filmen legalább f/5,6–f/8 fényerõt használjunk. Klasszikus téma a Polaris és kör5.41. ábra. A hosszú expozíció alatti szakaszos nyéke, a többórás expozícióval rögdefókuszálás eredménye (2,8/35, Fujichrome 100, zített csillagívek kirajzolják az égi 15 p., Fûrész Gábor) pólust. Ilyen hosszú expozíciókhoz lehetõleg mechanikus záras vázat használjunk (l. III. fejezet: Gépvázak). 158

Nagyban feldobja a kép hangulatát, ha valamilyen tereptárgyat is belekomponálunk a képbe. Ez lehet közeli, akár egy zseblámpával vagy kisebb vakuval megvilágított fa, erdõszél, de lehet természetes forrás (Hold) vagy fényszennyezés (város) miatt megvilágított hegyvonulat, tengerpart stb. Telehold idején igen érdekes, szinte nappali fényviszonyokat tükrözõ, de hideg színekkel rajzolt táj jelenik meg a képen, s a sötét égen a csillagok is látszani fognak. Ilyenkor legfeljebb 3–10 percet exponáljunk maximális fényerõ mellett. Szintén érdekes hatást érhetünk el, ha az expozíció során fokozatosan defókuszáljuk a képet. Végtelenre állított objektívvel kezdjük a fotózást, s az expozíció végére a 1–3 m-es távolságértékig jussunk el. Nézzük meg, hogy ehhez mennyit kell elforgatni az élességállító gyûrût, ezt osszuk fel 10–15 részre, s az expozíció alatt 2–4 percenként ennyivel állítsuk el az objektívet. Így legyezõszerûen szétnyíló csillagnyomokat kapunk az egyszerû csíkok helyett, s a csillagok színe sokkal jobban érvényesül. Óvatosan nyúljunk a géphez, ne lökjük meg, s stabil állványt használjunk. Egyes gépeken lehetõség van egy képkockára több expozíciót készíteni. A multiexpozíció lehetõségét is kihasználhatjuk az asztrofotó izgalmassabbá tételére. Hold-bolygó együttállásokat pl. 8–10 percenként megismételt 5–20 másodperces expozíciókkal, tereptárgy belekomponálásával fotózhatunk. 35–200 mm közötti fókusz mellett használjuk e technikát. Egész égboltos, ún. all-sky felvételeket vagy halszemoptikával, vagy pedig all-sky kamerával készíthetünk. Az elõbbi hátránya, hogy nagyon drága, viszont akár hosszabb vezetett fotók is készíthetõek vele. All-sky kamerát magunk is könnyen barkácsolhatunk. Egy nagyobb átmérõjû, erõsen domború lencsére van szükségünk, amit tükrözõ réteggel vonunk be. Kiválóan megfelel a célra egy leselejtezett, autófényszórók beállítására szolgáló mûszer kondenzorlencséje. Az ebbõl kialakított domború tükröt a földre helyezzük, majd egy fotóállványon a fényképezõgépet pontosan a tükör fölé állítjuk, úgy, hogy a gép lefelé, a tükörre nézzen. Egy 135–200 mm-es teleobjektívvel és esetleg közgyûrûk használatával elérhetõ, hogy teljesen kitöltse a látómezõt a gömbtükör élesre állított képe. Még nappal próbáljuk ki, milyen távolságra kell lennie a gépnek a tükörtõl, s ekkor az 5.42. ábra. All-sky kamera objektíven milyen távolságbeállítás mellett látjuk élesen a földön tükröt. Figyeljünk arra, hogy ez a beállítás nagyon érzékeny a szórt fényre, a világos égi háttérre. A meteorfotózás sokkal pontosabb radiáns-meghatározást tesz lehetõvé, meghatározható annak helyzete, szerkezete, az egyes meteorok fénymenete, szimultán fotózásnál térbeli mozgása. Hátrány viszont, hogy sokkal kevesebb meteor rögzíthetõ, hiszen alapobjektíves felvételeken 400 ASA-s filmen csak a +1•-nál fényesebb meteorok hagynak nyomot. Célszerû a fényerõs, nagylátószögû és alapoptikák használata, minél érzékenyebb, 400–3200 ASA film mellett. Az expozíciós idõ növelésével 159

nem tudunk halványabb, legfeljebb több meteort rögzíteni egy kockára, de a megnövekedett háttér letörölheti a halvány nyomokat. A meteoros határfényességet a meteor szögsebessége és fényessége határozza meg, a lassabbak közül a halványabbak is, a gyorsak közült viszont csak a fényesek rögzíthetõek. Csíkhúzós technika mellett csak az expozíciós idõ által meghatározott pontossággal határozható meg a radiáns helyzete, vezetett fotók esetében sokkal jobb a pontosság. A radiánstól kb. 40 fokra állítsuk a látómezõ közepét, és lehetõleg a horizonttól távolabb, 40–50 fok magasságban fotózzunk. Ne feledjük, akkor esélyesebb a sikeres fotó, amikor lassabb és fényesebb rajtagok tûnnek fel. Ez nem mindig a vizuálisan észlelhetõ maximumkor, hanem esetleg 5–6 órával késõbb jelentkezhet (pl. Geminidák). Halványabb rajtagok esetén (pl. Orionidák) a film érzékenységére, fényesebb raj esetén (pl. Perseidák) pedig a minél teljesebb églefedettségre koncentráljunk. A negatívon szabad szemmel csak a fényesebb meteorok látszanak, vizsgáljuk át nagyítóval vagy okulárral is a képet a halványabb nyomok után kutatva. Szimultán fotózás esetén két, 30–100 5.43. ábra. Forgószektoros Perseida–felvétel km-re lévõ helyrõl a légkör ugyanazon (2/58, Forte 400, 25 p., a meteor fényessége részét kell fotózni, s szerencsés esetben –1•, Berkó Ernõ) mindkét képen megfigyelhetõ a meteor nyoma, amibõl a földrajzi helyzet és a képen kimérhetõ pozíciók, valamint idõadatok alapján a meteor térbeli pályája is megadható. A forgószektoros meteorfotózás esetén a meteor szögsebességét is rögzíthetjük a felvételen. Egy olyan árnyékolóra van szükségünk, ami periodikusan eleltakarja rövid idõre az objektívet. Ezt könnyen megvalósíthatjuk, ha egy nem túl gyorsan forgó motor tengelyére kis 5.44. ábra. Forgószektoros meteorkameralapáto(ka)t helyezünk, melyek másodrendszer percenként 10–30-szor takarják ki az objektívet. Ezáltal a csillagok továbbra is folytonos ívek lesznek, a meteorok nyoma viszont apró szakaszokra tagolódik, egy-egy szakasz idõbeli hossza két egymást követõ kitakarás idejével egyezik. Ismerve tehát a motor forgási sebességét és a lapátok számát, meghatározható a meteor megjelenése és eltûnése közti idõ, illetve ebbõl és a képrõl megmérhetõ ill. kiszámítható pályahosszból megadható a szögsebesség. Az egyenetlen szaggatottság a változó sebességre utalhat, de perspektivikus okokból is eredhet. Mindenképpen növeli a hatékonyságot, ha nem egy, hanem több gépet használunk egyidejûleg. Ezekkel célszerû egyszerre exponálni, esetleg több géphez egy közös forgószektor is alkalmazható. Az elkészített fotón a környezõ csillagokhoz képest határozhatjuk meg a meteor nyomvonalának kezdõ és végpont koordinátáit. Adatbeküldéskor készítsünk az egyes nyomokról részletnagyítást is. 160

Kisebb fókusztávolság esetén (135 mm-ig) van egy egy-szerû módszer rövidebb expozíciós ide-jû (5–10 perc) vezetett fotók készítésére, az „égre nyíló ajtó”, vagy „pajtaajtó”. A mellékelt ábrák szinte mindent elmondanak az eszköz mûködésérõl. Az ajtó egyik lapja fix, a 5.45. ábra. Asztrofotózás „pajtaajtó” mechanikával fotógépet és a vezetõtávcsövet a másik, zsanér mentén „nyitható” lapra rögzítjük. A vezetést egy kézzel forgatható csavar teszi lehetõvé, ez valósítja meg a finommozgatást. Az ajtó élével, a zsanér tengelyében elnézve célozzuk meg a Sarkcsillagot, ez a pólusraállás. A fényképezõgépet érdemes panorámafejre szerelni, hogy tetszõleges égboltrészt be tudjunk állítani. Hasonló elven, bár kissé más megoldást használva is készíthetünk vezetett fotókat. Itt a két, egymáshoz képest elmozduló lap a lényeg, de ezek egymással párhuzamos síkban, szinte egymáson csúszva fordulnak el egy tengely körül. A rögzített felületet itt az égi egyenlítõvel párhuzamosra kell állítani. Ezt úgy tehetjük, ha a mûszerláb alapsíkját gondosan vízszintezzük, majd a megfelelõ meredekségûre (a földrajzi szélesség kiegészítõ szöge, Budapesten ez 42¡5) készített lejtõt el kell fordítani északi irányba. Az elmozduló lap mozgatása egy csavarorsó segítségével történik, aminek egyik végére kis hajtókart szerelünk, vagy meghajlítjuk az orsót. Az orsó egy menetes tuskó közvetítésével illeszkedik a rögzített felülethez. Csavaráskor a hajtókar átellenes vége egy hajlított alumíniumlemezbõl kialakított támadási ponton adja át a mozgást az elmozduló lapnak, ami a panorámafejjel és a rárögzített géppel együtt fordul el a tengelyként is szolgáló, a két lapot egymáshoz kapcsoló csavar körül. A hajlított alumíniumlemezt és a rögzített alaplapot egy rugó kapcsolja össze, hogy az alaphelyzetbe történõ mozgatás során is meglegyen a kontaktus a lemez és az orsó vége kö5.46. ábra. Egyszerû vezetés kissé másként zött. A támadási pont és a forgástengely 161

közötti távolság (r) megfelelõ méretezéMenetemelkedés Menet sével elérhetõ, hogy az égbolt mozgásá(mm) nak kompenzálásához a hajtókart ponM5 0,80 tosan egy óra másodpercmutatójával M6 1,00 szinkronban kelljen forgatni. A közölt M8 1,25 táblázat segítségével meghatározhatjuk M 10 1,5 r szükséges értékét adott menetemelkedés esetén. Alap-, vagy kis teleobjektíves vezetett fotók a távcsõre szerelt is készíthetõek, ekkor a távcsõvel vezethetünk (5.35. ábra).

r (mm) 183,5 229,4 286,7 344,0

gépvázzal

IV.2. A Nap A napfotózás elõnye, hogy az elegendõ fény, a rövid expozíciós idõk miatt (1/500, 1/1000 s) óragépre sincs szükség. Jól használhatók az alacsony érzékenységû, magas kontrasztú és jó feloldóképességû negatívok. A Kodak TP 2415-ös a legjobb fellelhetõ film (l. III. fejezet, Filmek). Ez jelenleg az egyedüli, mely H-alfa fotózásra is alkalmas. A színes emulziók közül a negatívok kontrasztja igen alacsony, szinte felismerhetetlen a kép. A diák kicsit jobbak, de monokromatikus fényben kell alkalmazni õket, így nõ a kontraszt és kiküszöbölhetõ a lencsék színi hibája. Ez interferenciaszûrõkkel érhetõ el, már 10 nm sávszélesség mellett is. Ha nem áll módunkban valamilyen speciális, keskenysávú szûrõ beszerzése, akkor szélessávú zöld színszûrõt alkalmazzunk, ezzel érhetõ el a legnagyobb kontraszt. A tapasztalat szerint 1/250 mp-nél hosszabb expozíciós idõknél a részleteket elmossa a levegõ mozgása. 1/1000 mp-nél, 6 cm átmérõjû objektívvel már feltûnik a penumbra szálszerkezete és a granuláció is. A film elõtti szûrõ lehet Zeiss interferenciaszûrõ, krómszûrõ, a Solar Screen vékonyabbik fóliája vagy megfelelõen nagyméretû prizma egyik befogójáról zenitprizmaként visszavert napkép, ez az ún. nap-prizma (bõvebben l. III fejezet Szûrõk). Ha a nap-prizmát megfelelõ szögben állítjuk (ún. Brewster-szög), akkor a visszavert fény lineárisan polarizált lesz. Ekkor a prizma és az okulár/fényképezõgép közé egy elforgatható polárszûrõt (lineárisat) helyezve annak forgatásával változtatni tudjuk a kép fényességét. Korongfotóhoz 1 m körüli fókuszú távcsõnél egy fókuszkétszerezõ konvertert lehet legjobban alkalmazni. Ha kicsit növelni akarjuk a képátmérõt, 5.47. ábra. Protuberanciák a akkor a kétszerezõ és a gépváz közé közgyûrût Nap peremén (100/1000, helyezzünk. Mindig használjunk exponálózsinórt! fókuszkét-szerezõ + protuberanNagyfelbontású fotók készítésekor alkalmazha162

cia-feltét, TP2415, 1/60 s, Iskum József)

tunk okulárprojekciót, de érdemes a projektort és a gépvázat összekapcsolni és az egész egységet mozgatni az objektívhez képest. Itt is az okulár (vagy a nyújtó tag) elõtt kell alkalmazni a szûrést, mert a mûanyag peremhatároló blendék másodpercek alatt elolvadnak. A fotografikus észlelések beküldésekor vagy a negatívot kell gondosan csomagolva postázni (az adatok feltüntetésével!), vagy pedig egy helyes kidolgozású nagyítást. Korongkép esetén a Nap átmérõje 11 cm legyen a képen. Részletnagyításoknál 6x9 és 9x12 cm az általunk alkalmazott szabvány. Teljes korongkép készítésekor a negatívon legalább 15–20 mm-es legyen a Nap képe. Ha foltrészletet örökítünk meg (Barlow- vagy okulárprojek-cióval), úgy a teljes korongkép legalább 50 mm legyen a negatívon! A negatív több fényt igényel 1/500 s expozíció esetén, mint ami szemünknek elég. Ezért a keresõben látható kép a beállításnál olyan fényes legyen, hogy a kilépõ pupillához legalább egy MOM 6-os hegesztõüveg legyen szükséges. A negatív fedettségén meglepõen erõsen meglátszik a légköri átlátszóság: a 3–4-es fokozat között legalább egy értéknyi expozíciós idõ változtatást igényel (pl. 1/125 s helyett 1/250 s). A légköri 5.48. ábra. Érdekes szerkezetû napfoltcsoport (100/1000, nyugodtság is erõsen befolyáf/20, MA9, 1/1000 s, Iskum József) solja a kép élességét: 6-os érték alatt nem érdemes próbálkozni. Ki kell tapasztalni azt is, hogy hány képet kell készíteni ahhoz, hogy közöttük biztosan legyen jó is. A protuberanciáknál megfigyelhetõ gyors változások hiteles megörökítésére természetesen a fotózás adja a legjobb eredményt. Tapasztalatok szerint 10 cm-es refraktort alkalmazva f/30-as nyújtás esetén (fotókétszerezõvel) Kodak TP 2415-ös filmhez 1/60, 1/125 s expozíciós idõ szükséges (200 ASA-ra hívva). Ez a film jól bírja a nagyítást, szemcsézete rendkívül finom. Napészlelés CCD-videokamerával. Napmegfigyeléshez jó eredménnyel használhatóak az olcsó biztonságtechnikai célra készülõ video CCD-kamerák (bõvebben l. III. fejezet: Videokamerák). E területen történõ alkalmazás esetén az alábbiak szerint válaszszunk: adott felületen a lehetõ legnagyobb pixelszám, ebbõl adódóan kis pixelméret, lehetõleg nagyfelbontású chip, 0,1 lux érzékenység. A fekete-fehér kamerák felbontása jobb, ilyet válasszunk. A megfelelõ fényerõsséget vagy az elõzõekben említett, polárszûrõvel kiegészített nap-prizma használatával, vagy kisebb mértékû objektívszûrés mellett a kamera elé helyezett megfelelõ számú vagy különbözõ áteresztésû neutrálszûrõkkel érhetjük el. Ezek helyett esetleg különbözõ sötétségû hegesztõüvegek is használhatóak, ezek viszont nem optikai minõségûek, nem síkpárhuzamosak, így rontják a kép minõségét. A megfelelõ szûrés fontos, egy alul, vagy felülszûrt képen a granuláció, illetve a penumbra szálszerkezete teljesen eltûnik. A CCD nagy spektrális érzékenysége miatt a fáklyák kontrasztosabbak, valamint egy 4 163

ångströmös Hα szûrõvel a fényes filamentek is láthatóak a korongon, míg vizuálisan nem. Sajnos az átlagos minõségû videomagnók csak kb. 300–400 TV vonal felbontással tudnak rögzíteni (valamint sok lesz a zaj), így a TV képernyõn látható kemény, részletgazdag kép visszajátszva lágy és zajos. Jobb eredményt tudunk elérni, ha a rögzítéshez számítógépet használunk. A monitoron figyelve a képet a nyugodt pillanatokban 5–8 képet készítsünk és ezek közül válasszuk ki a legjobbat további feldolgozás céljára. Itt nem kell flat field és dark képekkel korrigálni, de a lineáris átskálázással és az életlen maszk eljárással csodát lehet tenni a képekkel. Esetleg próbálkozhatunk az árnyékoló hatású szûrõkkel is. Nem csak egyes kockákat érdemes elmenteni, egy Hα szûrõvel sok, gyors lefolyású eseményt folyamatában is rögzíthetünk, egyfajta kisebb moziként. Nem video-CCD esetén a szûrésre szintén a fentiek érvényesek, illetve ez esetben is a minél nagyobb pixelszámú, kisebb pixelméretû, fekete-fehér kamerák használata ajánlott. Nyugodtan készítsünk egy-egy területrõl, foltcsoportról akár 100–150 képet is, s azokból utólag kiválogatva tartsuk meg a legjobbakat, amiknél legkevésbé látszik a légkör hatása. A turbulencia okozta zavarok nagy részét kiszûrhetjük, ha a fókuszálás során használatos Hartmann-maszk segítségével lecsökkentjük az apertúrát. Napfogyatkozás során részleges fázisok megörökítése teljesen azonos szûrést igényel, mint amit normális esetben használunk a Nap fotózására. Elsõsorban rövidebb fókuszú mûszerek ajánlottak, amik a teljes napkorongot mutatják. Amennyiben nem rendelkezünk tapasztalatokkal Nap-fotózás terén, úgy a záridõ- és blendenyílás értékeket érdemes jó elõre kipróbálni. Ez megtehetõ bármelyik derült nap, hiszen a napsarló felületi fényessége megegyezik a teljes napkorong felületi fényességével. Fénycsökkentésre csak a totalitás elõttig, illetve az után van szükség, magának a teljességnek megörökítése mindenféle szûrés nélkül történhet. A használatos expozíciós idõkre megadunk egy tájékoztató jellegû táblázatot (100 ASA = 21 DIN filmre). A megadott értékek inkább nagyságrendi ajánlásnak tekinthetõek és legalább 30 F/D 85%-os fázis elõtt (szûrõ) 85%-os fázis után (szûrõ) gyémántgyûrû protuberanciák belsõ korona külsõ korona

1,4

2

2,8

4

5,6

8

11

16

22

32

1/8000 1/4000 1/2000 1/1000 1/500

1/250

1/125

1/60

1/30

1/15

1/4000 1/2000 1/1000 1/500

1/125

1/60

1/30

1/15

1/8

– 1/8000 1/4000 1/2000 1/1000 1/500 1/2000 1/1000 1/500 1/250 1/125 1/60 1/250 1/125 1/60 1/30 1/15 1/8 1/30 1/15 1/8 1/4 1/2 1

1/250 1/30 1/4 2

1/125 1/15 1/2 4

1/60 1/8 1 8

1/30 1/4 2 16

1/250

fokos horizont feletti magasságra érvényesek. Érdemes egy adott beállítás esetén is legalább 2–3 felvételt készíteni, s ha a táblázat alapján pl. 1/500-ad az ajánlott érték, akkor 1/2000 és 1/125 közötti expozíciós idõknél is 3–3 képet készíteni. A hosszabb fókuszok, illetve hosszabb expozíciók mellett szükséges a követés (l. III. fejezet Egyszerûbb számítások, táblázatok). A totalitás alatt érdemes a gép adta teljes expozíciós tartományt „végiglõni”, ugyanis a filmek dinamikai tartománya kicsi, ha pl. a külsõ korona szépen látszik, akkor a belsõ teljesen beég és a protuberanciák biztosan nem lesznek láthatóak. Érdemes teljesen új filmet befûzni a totalitás kezdete elõtt 10 perccel, esetleg több, filmmel töltött gépvázat használni. Az említett okok miatt a színgazdagabb és kontrasztosabb képet adó színes diák ajánlatosak. 164

A IV.1-ben leírt multiexpozíciót is alkalmazhatjuk, amit akár egyetlen B idõs képen is megvalósíthatunk, ha az objektívsapka gyors le- és felhelyezésével végezzük az expozíciókat. A totalitás alatt finoman vegyük le a szûrõt és 1/4–2 másodpercet exponáljunk. Nagylátószögû optikákkal akár 20–40 másodpercet is exponálhatunk s a megjelenõ fényesebb csillagokat és bolygókat örökíthetjük meg a sötét napkorongot körbeölelõ korona mellett. Nagyobb fókuszok esetén számítsuk ki az alkalmazott film vagy chip esetén a látómezõ méretét (l. III. fejezet), s tartsuk szem elõtt, hogy a korona leghalványabb részei 2–3 napátmérõ távolságig nyúlhatnak. A CCD-kamerák sokkal szélesebb intenzitáskülönbségeket tudnak egy képen rögzíteni, azonban a napkorona fényviszonyait még így sem lehet egy képpel visszaadni. CCD-k esetén is több beállítással készítsünk képeket. Ezeket, valamint az esetleg bedigitalizált diákat, negatívokat speciális képfeldolgozási módszerekkel a vizuális látványt megközelítõ végeredményt kaphatunk. (Érdemes nemlineáris skálázást alkalmazni.) Videokamerás felvétel esetén az optikai zoomot alkalmazzuk (l. III. fejezet: Videokamerák), és ha lehet, olyan kamerát használjunk, amin a fényerõt és kontrasztot, valamint az élességet manuálisan is tudjuk állítani, így sokkal többet tudunk visszaadni a jelenségbõl. Mivel a totalitás alatt idõben jelentõs változásokat nem mutat a korona, így néhányszor tíz másodpercet használjunk ki arra, hogy növeljük a látószöget, s az égboltot, a tájat is mutassuk meg, kihasználva, hogy nincs fent a szûrõ. A szûrõt videózás esetén csak közvetlen a gyémántgyûrû elõtt vegyük le, és a totalitás végén, rögtön az ismét feltûnõ gyémántgyûrû után tegyük is fel, a CCD-chipek ugyanis nagyon érzékenyek és véglegesen tönkretehetjük kameránkat. FONTOS: a vizuális látványt és élményt egyetlen fénykép sem pótolhatja, így a megörökítés nagy igyekezetében ne felejtsünk el legalább néhány másodpercre felnézni a jelenségre.

IV.3. Hold A holdfelvételeknél törekedni kell arra, hogy minél rövidebb expozíciós idõt használjunk a légköri mozgások lehetõség szerinti kiküszöbölésére. Óragép nélkül csak korongfotót lehet készíteni, de azt is csak akkor, ha a nyílásviszony és a filmérzékenység megfelelõen illeszkedik egymáshoz (l. III. fejezet: Egyszerûbb számítások, táblázatok). Ha lehet, az óragép sebességét állítsuk át a Hold követésének megfelelõ sebességre, ugyanis 2 másodpercnél hosszabb expozíció esetén a Hold már 1 ívmásodpercet elmozdul. Fekete-fehér filmek közül a Kodak TP2415, a Tri–X, Ilford HP4, Fortepan 400 ajánlható, ebben a sorrendben. A TP relatíve érzéketlensége miatt csak nagyon nyugodt légkörnél használható eredményesen. Korongfotót primér fókuszban készíthetünk, ekkor úgy válasszuk meg a mûszer fókuszát, hogy a negatív 50–80%-át töltse ki a korong. CCD-vel nem érdemes korongfotót készíteni egy képre leképezve a teljes holdkorongot. Esetleg több részképbõl mozaiktechnikával állíthatunk össze szép, részletgazdag korongfotót. Részletek megörökítésére projekciót, fókusznyújtást alkalmazzunk (l. III. fejezet: Fókusznyújtás és csökkentés). Ez esetben a megfelelõ képkivágás könnyû beállítására érdemes úgy elkészíteni a feltétet, hogy a gép az optikai tengely körül egyszerûen elforgatható és tetszõleges pozícióban rögzíthetõ legyen. Az sem haszontalan, ha egy szûrõtartót is beépítünk a rendszerbe. Szûrõt csak a vetítõ okulár vagy a kétszerezõ elé szabad tenni, mert az esetleg rajta lévõ szennyezõdések (pl. por) árnyékot vetnek a filmre. Az óragépnek hibátlan járásúnak kell lennie, mert Hold- és bolygófotózáskor nem lehet vezetni a távcsövet és korrigálni a követési hibákat. Mivel a téma elég 165

fényes, elkerülhetõ a fénycsappantyú vagy billenõtükör alkalmazása, ezek nélkül is jól látható és beállítható a kívánt részlet a gép keresõjében. CCD használata esetén viszont szinte elengedhetetlen ez a segédeszköz. Mivel a CCD sokkal érzékenyebb, még részletfotók esetén is szükség lehet kisebb mértékû fénycsökkentésre.

5.49. ábra. A Petavius-, Vendelinus- és a Langrenus-kráter (100/1000 refraktor, okulárprojekció, Iskum József)

Az élesség beállítását (l. III. fejezet Fókuszálás) célszerû a terminátoron vagy a Hold peremén végezni, ahol legnagyobb a kontrasztkülönbség. A helyes expozíciós idõ megállapítása nagyon nehéz. Sok a változó tényezõ, elõször sokat kell kísérletezni, és abból egy táblázatot összeállítani. CCD esetén könnyû helyzetben vagyunk, hiszen rögtön ellenõrizhetjük az elkészített kép inten5.50. ábra. Okulárprojekcióhoz hasznos az egyes elemeket zitásviszonyait. egy egységgé összefogni, e projekciós feltét szerkezeti Fotó esetén minvázlatát mutatja az ábra den felvételrõl minden adatot fel kell jegyezni: holdfázis, horizont feletti magasság, átlátszóság, 166

nyugodtság, filmtípus, érzékenység, a távcsõ projektált fényereje, expozíciós idõ, a felvétel idõpontja, szûrõ, hívási adatok (típus, keverési arány, hõfok, hívási idõ). Mint látjuk, 8–10 változót kell figyelembe venni egy jó felvételhez. Ha ennek ellenére alul- vagy túlexponált lett a negatív, nagyításnál korrigálható lágyabb vagy keményebb papírral. A Hold megvilágítási szögébõl adódik, hogy a perem felé fényesebb, a terminátor felé sötétebb a felülete. A perem felé haladva kevesebb az árnyékhatás, ezért érdekesebb a terminátor környéke. Korongfotónál közepesen kell exponálni, projekciónál a még éppen látható részletre, ami kiválik a sötétbõl. Részletfotónál elõfordulhat, hogy a negatív két széle között ötszörös a különbség a nagyításhoz szükséges expozíciós idõben. Ezt takarással egyenlíthetjük ki (l. II.4. fejezet). Exponáláskor a zár miatti remegést az objektíveltakarásos expozícióval kerülhetjük el (l. III.: Gépvázak). Színes filmek esetén alkalmazhatunk esetleg színkorrekciós szûrõket is (l. III. fejezet Szûrõk). A Forte filmek vörösbe hajlását BC (kékes) szûrõvel korrigálhatjuk, a Fuji filmekhez a zöld túlhangsúlyozását csökkentõ RC szûrõt használhatunk. A Kodakot nem kell szûrõzni, szép barna árnyalatban hozza a holdtalajt. Digitális képfeldolgozás esetén a jó jel/zaj viszonynak köszönhetõen kiválóan alkalmazhatóak a felüláteresztõ szûrõk. Az emberi szem számára megszokott megvilágítottsági viszonyokat az egynél kisebb kitevõjû (0,8–0,4) exponenciális vagy logaritmikus skálázás adja meg. A mozaikolással pedig nagy területek fedhetõek le. A mozaik készítése során ügyeljünk arra, hogy minden képet azonos expozíciós idõvel készítsünk, és csak az összerakás után alkalmazzuk a nemlineáris vagy akár lineáris skálázásokat, szûréseket, különben élesen látszani fognak a részképek szélei! Az alábbi táblázatban hozzávetõleges expozíciós idõket adunk meg (másodpercben), de érdemes a bolygós fejezet végén lévõ képletet és táblázatot is áttekinteni.

f/7 f/10 f/20 f/40 f/100

50 ASA dia 1/4 1/2 1 3 18

100 ASA 200 ASA 400 ASA (ff) (színes) 1/8 1/15 1/15 1/4 1/8 1/8 1/2 1/4 1/4 2 1 1/2 10 5 3

Az adatok a Hold 40–80 fokos horizont feletti magasságára és 3–4-es átlátszóságra értendõk. Amennyiben a hamuszürke fényt akarjuk megörökíteni, 400 ASA érzékenységû filmre f/10 esetén 10–60 másodpercet exponáljunk, de ekkor már mindenképpen fontos, hogy óragépünk a Holdat kövesse. Nagyon szép képet készíthetünk így a Hold csillagfedéseirõl. CCD-kamerás megfigyeléskor még igen kis szeparáció esetén is rögzíthetõ halvány objektum a fényes perem közelében is. Nemlineáris skálázással elérhetõ, hogy a csillag, ill. a holdkorong részletei is látszódjanak; filmen ezt nem tudjuk egyszerre megörökíteni. A megvilágítatlan perem melletti objektum esetében nyugodtan alkalmazhatunk akár 2 perces expozíciót is, ekkor viszont már hosszabb fókusz esetén a Hold mozgása miatti elmozdulás is észrevehetõ lesz, hacsak nem azt követi az óragép, de ekkor a csillag húz kis ívet. Ezért inkább érzékenyebb filmet, fényerõsebb optikát és rövidebb expozíciós idõt használjunk.

167

A Hold bolygófedései esetén pontosan olyan beállításokat használjunk, mintha az adott bolygót fotóznánk (l. IV.4.). Szerencsére ezek felületi fényessége eléggé hasonlít a Holdéhoz, így mindkettõ részletei kivehetõek még a kis dinamikai tartományú filmeken is. A fedési jelenségek gyorsan játszódnak le, így készüljünk fel jó elõre, begyakorolva minden egyes mozdulatot. A holdfogyatkozás nagyon hálás téma. A IV.1-ben leírt multiexpozíció itt is kiválóan alkalmazható, szintén megoldható a többszörös exponálás az objektívsapka gyors le- és felhelyezésével. Számítsuk ki, hol lesz a Hold a totalitás közepén, s ide állítsuk a látómezõ közepét. Ha a totalitásba történõ be- és kilépést is 5.51. ábra. A Hold elfedi az Aldebarant (280/2800 Schmidt–Cassegrain, f/6,3, Kodak rögzíteni akarjuk, megfelelõen nagy látómezejû objektívet válasszunk, hiszen 400, 8 s, Fûrész Gábor) az U1 és U4 idõpontok között nagyon hosszú idõ is eltelhet, ami az égbolt látszólagos forgása miatt nagy szögtávolságként jelentkezik. Csíkhúzós felvételt (l. IV.1.) is készíthetünk, az elõbbihez hasonló objektívvel és hasonlóan pozícionálva a látómezõt. Itt a lehetõ legjobban blendézzük le az objektívet (f/16–32) és alacsony érzékenységû filmet használjunk (50–100 ASA). Esetleg videokamerával pár percenként exponálva vagy egy folyamatos felvételt utólag felgyorsítva látványos mozit készíthetünk a jelenségrõl. Mivel legalább fél fokos, de inkább nagyobb látómezõ használható jól, a CCD-kamerák szintén nem ideálisak e célra, csak az igen nagy pixelszámúak, különben csak zavaróan kevés részlet örökíthetõ meg a Hold korongján. A fekete-fehér CCD-képeknél vagy fotóknál sokkal többet mutatnak a színes képek. A totalitás alatt több másodpercet is exponálhatunk óragépes mechanikán, így esetlegesen a csillagkörnyezetet is rögzíthetjük. Ekkor 200–500 mm-es fókusz ajánlott, a korongképek esetén pedig a holdfotózásról szóló megfelelõ részben említettek érvénem fogyatkozó telehold 1/2000 s nyesek a mûszerre vonatkozóan. Az alábHold 10–50%-a az umbrában 1/30 s bi táblázat 400 ASA-s filmre, f/8 fényerõ Hold 50–75%-a az umbrában 1/8 s esetén adja meg az expozíciós idõket. Mint a napfogyatkozás fotózásánál is említet75%-tól a totalitásig 1s tük, érdemes egy beállításnál is több képet totalitás 1–100 s készíteni, s többféle expozíciós idõt is kipróbálni.

IV.4. Bolygók A bolygók képét a fókusznyújtás során általában nem érdemes néhány mm-nél nagyobbra megnövelni. Ekkor ugyanis már olyan kicsi a felületi fényesség, hogy a légkör által nem megengedett hosszúságú expozíciókkal lehetne csak azt kompenzálni, vagy érzékeny filmet használni, ekkor viszont jelentõsen romlik a felbontóképesség. A CCD-k sokkal érzékenyebbek, mint az átlagos negatívok, s tekintetbe véve még a 168

gyenge, bolygókra általánosan jellemzõ 20%-os kontrasztviszonyokat, azt kell mondani, a CCD-k sokkal jobban használhatóak e területen. Az elektronikus érzékelõk esetében ugyanis az utólagos képfeldolgozás csodákat mûvelhet a bolygóképekkel, s kissé javíthatunk a gyenge kontrasztviszonyokon. A bolygózáshoz használt távcsõ az átlagosnál jobb minõségû, lehetõleg 25%-nál kisebb központi kitakarású és színhibától mentes (tehát ha lencse, akkor apokromatikus, akromatikus) kell legyen. Mivel sok CCD-chip nagyon érzékeny az infravörös tartományra, apokromát használata esetén ezt a tartományt ki kell szûrni (l. III. fejezet Szûrõk). A távcsõ jusztírozása tökéletes legyen, és erõs, precíz kihuzattal rendelkezzen. A mechanika a rezgéseket néhány másodperc alatt csillapítsa, periodikus hibája 10 ívmásodpercnél ne legyen nagyobb. A sorozatképek összeilleszthetõsége – és fotók esetén az akár többmásodperces expozíciók miatt – nem árt a pontos pólusraállás sem. A CCD-kamera négyzetes pixelekkel rendelkezzen, melyek 10 mikrométernél nem nagyobbak. Így elkerülhetjük a kép torzulását és a túlzott fókusznyújtást. Mivel sok képet kell majd készítenünk, a letöltési idõ 10 másodperc alatt legyen. Az elektronika legalább 14, de inkább 16 bites legyen. Ha színes képeket is szeretnénk készíteni, a színes chippel szerelt CCDkamerával érünk a leghamarabb célba, de a szûrõváltóval a lehetõségek tágabbak, bár a munka lényegesen több. Színes, ill. fekete-fehér CCD-kamera esetén se válasszunk sorközi továbbítású chip-et (l. II.2. fejezet). A CCD-kamerával készített nyers képek átlagos nyu5.52. ábra. A Szaturnusz godtság esetén nem mutatnak sokkal többet, mint egy jól sikerült fotó. Ha a távcsõ jó minõségû, képfeldolgo- (25 cm Newton, f/25, ST– 5C, zással nagyon sok részletet elõ lehet csalogatni a nyers 0,6 s, Dán András) képekbõl. A megfelelõ skálázás és az életlen maszkolás a két kulcsszó. (Nagyon hasznos, ha a képfeldolgozó program egyszerre sok képet tud megjeleníteni a monitoron, mert így összehasonlíthatjuk képfeldolgozási kísérleteink eredményeit. Ez a szempont a kamera vezérlõprogramjánál is fontos.) A skálázás gyakran lineáris széthúzás, illetve kisebb mértékû exponenciális vagy logaritmikus (l. II.4. fejezet). Skálázás elõtt nézzük meg a hisztogramot, s ennek alapján úgy állítsuk be a lineáris széthúzás alsó és felsõ határát, hogy elõbbi az égi háttérrel legyen egyenlõ, utóbbi pedig a bolygókorong legfényesebb képpontjainál legalább 100, de inkább 500 értékkel magasabban legyen. Ezzel elkerülhetjük a késõbbi képfeldolgozási lépések során az egyes képpontok esetleges beégését. Az egyszerû felüláteresztõ szûrõk inkább 5.53. ábra. Aluláteresztõ és felüláteresztõ jegyeket tartalmazó szûrõ csak a zajt nömátrixa és hatása egy Jupiter-képre velik; ha kon169

volúciós mátrixot akarunk alkalmazni, akkor héjas szerkezetû kell hogy legyen. Ebben az alul- és felüláteresztõ szûrõk jegyei felváltva jelennek meg a mátrix egyre növekvõ rádiuszánál, ami akár 3–5 pixel is lehet. Az 5.53. ábrán a kísérletezõ kedvûeknek egy példát mutatunk be. Nagyon hatékony az életlen maszkolás. 2–6 pixel sugarú Gauss elmosást használjunk a maszk készítéséhez, s a bolygó eredeti képét 2, 3 vagy 4-el megszorozva a maszkot 1, 2 ill. 3-szor vonjuk le. A pontos élességállítás alapvetõ fontosságú (l. III. fejezet: Fókuszálás), ezért hagyjuk jól áthûlni a tubust és alkalmazzunk Hartmann-maszkot ill. parfokális okulárt. Ha szeretnénk kihozni távcsövünk elméleti felbontását, olvassuk el figyelmesen a III. fejezet Egyszerûbb számítások, táblázatok ide vonatkozó részeit. Jól használható és könnyen megjegyezhetõ, ha a detektor által megengedett legkisebb részletet d-vel jelölve a nyújtással elérendõ effektív fényerõt az F/D = 170·d/0,1 képlettel számítjuk (100 vonal/mm-nél vagy 10 mikronos pixelméret esetén d= 0,01 mm). Az optikai elmélet szerint adott körülmények között jobb képminõséget lehet elérni Barlow-lencsével (lencsékkel), mint kivetítéssel. Az expozíciós idõt úgy válasszuk meg, hogy a legfényesebb területek a maximálisan lehetséges érték 80%-a körül legyenek (16 bit ADC esetén kb. 50.000)! A bolygózás módszere a sorozatkép készítés. Lehetõségeinkhez mérten sok képet készítsünk gyors egymásutánban. Ezek közül válasszuk ki azokat, amelyek nyugodt(abb) pillanatban készültek. Ha a légkör nyugtalan, és a 80%-os telítettség eléréséhez szükséges idõ alatt a kép túlságosan elmosódik, lemehetünk kb. 50% telítettségig. Ekkor azonban mindenképp több kép átlagolása kell az elfogadható minõség eléréséhez. Az átlagolás jó nyugodtság esetén is nagyon sokat javít a kép minõségén. Sokat jelent, ha az óragép nagyon pontos, és az egymás után készített képek egymással pontosan fedésbe hozhatóak. Amennyiben ez nem így van, pontos eltolással hozzuk fedésbe a képeket. Sajnos ezt a bolygókorong nem egzaktul meghatározott kontúrja miatt kevés program teszi lehetõvé közvetlen utasítással. Ekkor manuális próbálkozással állapíthatjuk meg a szükséges eltolás értékét. Pl. úgy, hogy egy próbaértékkel eltolt képet kivonunk az alapnak kinevezett képbõl, s addig változtatgatjuk az eltolás mértékét, míg a kivonás után maradt kép a legkevesebb részletet mutatja, ekkor a legjobb az illeszkedés. Az így összetolt képeket egyszerûen átlagoljuk, medián átlagolással (l. II.4.), s 5–30 jó képet használjunk. Színes képet CMY rendszerben készítve az expozíciós idõt 50%-kal rövidíthetjük. A mi földrajzi szélességünkön azonban gyakran tartózkodnak alacsonyan a bolygók. A 30–40 fok horizont feletti magasság alatt a légkör színbontó hatása – néhány ívmásodperc mértékben – elmossa a teljes spektrumban egy5.54. ábra. CCD-felvételek a Vénuszról szerre felvett (azaz fekete-fehér) képet. (35 cm Newton, AMA–KAM,Berkó Ernõ) Ilyenkor célszerû RGB szûrõket használni, mert az elmosódás így harmadára csökken. A CMY szûrõhármas ilyen esetben azért nem elõnyös, mert egyik tagja egyszerre engedi át a spektrum két szélsõ tartományát. Érdemes az LRGB technikát alkalmazni (l. II.4.).

170

A gyorsan forgó óriásbolygók esetében hamar bekövetkezik akkora elfordulás, ami már illeszthetetlenné teszi a színes komponenseket. A Jupiter a centrálmeridiánon nézve kb. 4 percenként fordul 1¦-et, tehát a három képet lehetõleg 1–2 percen belül kell elkészíteni. A Vénusz a CCD-knek túl fényes, így a gyengébb átlátszóságú és általában nyugodtabb, fátylas égen készítsünk képeket, és esetleg használjunk csak az UV tartományt áteresztõ szûrõt. Esetleg Hartmann-maszkot is alkalmazhatunk a fényesség csökkentése érdekében. Amennyiben filmre fényképezünk, úgy érzékeny és minél kontrasztosabb filmet válasszunk. (Pl. Tri X, TP2415 D–19-ben hívva e filmeket, utóbbi ez esetben 125 ASA érzékenységû, γ= 2,9. Színes filmek esetében a Fuji 400 ASA-s filmjei ajánlhatóak.) A keménység miatt ugyan elveszítünk részleteket, pl. a bolygókorong kevésbé fényes széleit, cserébe viszont a felületi részletek sokkal markánsabbá válnak. A Vénusz fotózásához használjunk csak ultraibolyában áteresztõ szûrõt. (A széles körben használt UV és sky-glow szûrõk pont az UV-t nem engedik át, tehát e szûrõk komplementerét kell beszereznünk!) A zavaróan fényes Vénusz esetében „természetes szûrõt is használhatunk”, vékony fátyolfelhõkön át készítve CCD-felvételeket. Más bolygók esetében is segítenek a szûrõk, pl. a Nagy Vörös Foltot jól kiemeli egy kék szûrõ, a sávok közötti kontrasztot a sárga szûrõ növeli. A Mars esetében a felszíni alakzatokat a narancs szûrõ emeli ki. A TP 2415 elég kontrasztos 5.55. ábra. A Jupiter RGB képet ad szûrõk nélkül is. Az expozíciós idõk megállapításához ad támpontot az képei (25 cm Newton, f/25, ST–5C Dán András ) alábbi képlet: t = (F/D)2·s·f/(L·S) objektum Merkúr Vénusz Mars Jupiter Szaturnusz Uránusz Neptunusz telehold elsõ negyed holdsarló hamuszürke fény holdfogyatkozás (totalitás)

L 625 1042 59 16 4,9 1,4 0,6 200 30 7 0,001 0,005

ahol L a bolygó felületi fényességével arányos tényezõ (l. a táblázatot), S a film érzékenysége ASA-ban megadva, f az esetlegesen használt szûrõ fénycsökkentését korrigáló szorzófaktor; s értékeit a III. fejezet Egyszerûbb számítások, táblázatok részben a csillagokra vonatkozó határfényesség számításnál közölt táblázat tartalmazza. Vegyük észre, hogy nem a magnitúdóban megadott látszólagos fényességtõl függ az expozíciós idõ, hanem az adott égitest felületi fényességétõl! Az iménti képlet segítségével számított F/D 25 50 75 100

171

Mars 1/8 s 1/4 s 1/2 s 1s

Jupiter 1/2 s 1,5 s 3s 6s

Szaturnusz 1s 3s 8s 15 s

expozíciós idõt másodpercben kapjuk, de itt is igaz, hogy több képet kell készítenünk egy-egy beállítás mellett. Az expozíciós idõt pl. az eredményül kapott 1 s esetén 1/4, 1/2, 1, 2 és 8 s értékekkel is próbáljuk ki. Mivel nem az egész filmkockát használjuk ki, érdemes a negatívval oly módon spórolni, hogy multiexpozíciót alkalmazunk s az egyes exponálások között finoman elmozgatjuk a távcsövet. Végezetül egy tájékoztató jellegû táblázatot is közlünk, amely 125 ASA-ra hívott TP2415 (D19 hívóval) és zenitben lévõ égitest esetén adja meg a három „legfotogénebb” bolygóra az expozíciós idõket.

IV.5. Mély-ég objektumok A jó mély-ég felvételek titka a tökéletes pólusra állás és a hibátlan vezetés, valamint a megfelelõ fókuszálás. Itt a seeing kevésbé számít, bár nyugodt égen szebb felvételek készíthetõek. Különösen igaz ez a kis látómezejû CCD-felvételekre. Filmek közül az érzékenyebb, általában 400 ASA-s emulziók ajánlhatóak, ha kevésbé pontos követést tudunk megvalósítani, akkor teleobjektívet és 800–1600 ASA-s filmet használjunk. Vörös objektumokra a Kodak, kék és zöldekre pedig a Fuji filmjei javasolhatóak. Legyünk figyelemmel a maximálisan megengedhetõ expozíciós idõre (égi háttér), valamint a vezetésnél és pólusraállásnál leírtakra (ismertetése a Távcsöves tudnivalók c. fejezetben található). Fotók esetén sokat segíthet a filmszkennelés és utólagos digitális képfeldolgozás (l. III. fejezet: Filmszkennerek és II.4.). A légköri nyugodtsággal kevésbé törõdjünk, inkább a kiváló átlátszóság és a sötét égi háttér legyen mérvadó. Úgy tervezzük meg az észlelési programot, hogy lehetõleg mindig a délvonal környékén fotózzunk. A papírképek nagyításánál ügyeljünk a sötét égi háttérre (l. II.3.). Az expozíciós idõt a filmek hiperszenzibilizálásával (l. III. fejezet) csökkenthetjük. Csillagokból álló objektum esetében nem a fényerõ a mérvadó a határmagnitúdó tekintetében, hanem az átmérõ. Kiterjedt objektumok esetében elõnyösebb a fényerõs mûszerek használata. Ekkor viszont az égi háttér felületi fényessége is növekedni fog a képeken. Többnyire távcsövek primér fókuszában vagy teleobjektívekkel fotózunk mély-ég objektumokat. Egy 1000–2000 mm fókuszú távcsõ pontos vezetéséhez azonban igen stabil, minden részletében tökéletes mechanikára van szükség, ami gyakran már nem esik a hordozható ka- 5.56. ábra. Egy 10 cm-es lencsés távcsõvel is tegóriába. CCD-képek esetén mégsem rögzíthetünk 19œ2-s csillagokat. Az NGC annyira kritikus a jó követés, hiszen több 925-öt ábrázoló kép összesen 5 órányi exrövidebb expozíciójú képet átlagolhapozíciós idõvel készült, egyenként 3–10 tunk. Ne összegezzük a képeket, mert perces CCD-képek összegzésével így a háttér egy idõ után annyira meg(Berkó Ernõ felvétele) nõhet, hogy teljesen elvész a dinamikai tartomány. Átlagoljunk, mégpedig medián átlagolással, elõtte pedig hozzuk fedésbe a képeket. Ezen eljárással szinte tetszõlegesen növelhetjük a határfényességet (l. II.4.). 172

A digitális képfeldolgozás során az objektum határozza meg, milyen módszereket alkalmazzunk. Gömbhalmazok esetében lineáris széthúzással skálázzuk úgy a képet, hogy a háttér teljesen fekete legyen, és a legfényesebb 10–20 csillag épp telítõdjön. Ezután 0,3–0,8 közötti exponenciális vagy logaritmikus skálázást alkalmazzunk az átlagolt képre. Galaxisok, ködök esetében is alkalmazhatjuk ezt, viszont a lineáris széthúzásnál a felsõ határt a köd legfényesebb részeihez igazítsuk. Így is elõfordul azonban, hogy egyes tartományok túl fényesek lesznek. Ekkor készítsünk két változatot, az egyikben szépen látszódjanak a fényesebb területekben a részletek (A kép), és a halványak alig, a másikban pedig a halvány részek legyenek hangsúlyosak, a fényes részek lehetnek már-már beégve, de ne érjék még el a telítõdést (B kép). E két kép részarányos összeadásával (egyiket pl. 30%-ban, másikat 70%-ban felhasználva: C = 0,3A + 0,7B) állíthatunk elõ új képet. A II.4-ben leírt intenzitás-maszkolás jól alkalmazható (bõvebben l. az irodalomjegyzékben megadott Sky & Telescope cikket). Szálas szerkezet kiemelésére alkalmasak a súroló megvilágítás hatását keltõ árnyékoló szûrõk. Az életlen maszk technika is alkalmazható, bár finoman bánjunk vele. Zajos képeknél enyhe elmosást alkalmazhatunk vagy aluláteresztõ, vagy Gaussszûrõvel. A felüláteresztõ szûrõk kevésbé használhatóak, sokkal inkább a dekonvolúciós eljárások. Ezt sajnos nem sok program támogatja, de ha igen, körültekintõen válasszuk meg a PSF-nek mintául szolgáló csillago(ka)t. Ez sem tesz azonban csodát, a túl sok iterációs lépés inkább elrontja a kép esztétikáját, a háttérben és az amúgy egyenletes fényû felületekben is hamis struktúrák jelenhetnek meg, a csillagok körül pl. zavaró sötét gyûrûk. Mozaik képek készítése esetén ugyanazzal a beállítással és feldolgozással kezeljünk minden részképet, és ha lehet, elõbb illesszük õket össze, s utána alakítsuk át az intenzitásviszonyokat. Színes képek esetén CMY vagy RGB szûrõket használjuk. Sokat spórolhatunk az expozíciós idõvel, ha az LRGB vagy LCMY technikát használjuk. A „single-shot” színes kamerák meglepõen szép és gyors eredményt szolgáltatnak, pláne, ha valaki már próbálta az RGB technikát... Mindenképp készítsünk világosképeket, és bármiféle feldolgozás elõtt elõbb a sötétképre, majd a világosképre korrigáljuk a felvételeket. Több kép átlagolása mellett az egyegy képen szinte nem is látszó világosképszerkezet igen zavaróvá tud válni. A világosképek készítésénél figyeljünk rá, hogy lehetõleg ne legyenek csillagnyomok a képeken, és azok átlagos intenzitása a dinamikai tartomány 50–80% között legyen. Több világosképet készítsünk, járó óragép mellett, az egyes képek között kissé elmoz5.57. ábra. Az árnyékoló hatást keltõ dítva a távcsövet. A képeket medián átlaszûrõ kiemeli a részleteket goljuk, s legalább 2–3 másodperces integráció mellett készítsünk flat-fieldeket. Az éjszaka során figyeljünk a chip állandó hõmérsékletére és arra, nem fagyott-e ki pára a kamera ablakára. Ez esetben vegyük vissza a hûtést –5...0 fok körülire, s újabb hasz173

nálat elõtt töltsük fel a kamerafejet száraz gázzal (pl. nitrogén, vagy egy hûtõláda légterében „szellõztetve” a kamerafejet). Nyári melegben a környezet hõmérséklete az éjszaka elején magas lehet, ekkor a kisebb termoelektromos hûtéssel rendelkezõ kamerák nem képesek a chipet nulla fok alá hûteni. Ekkor úgy csökkenthetjük a zavaróan magas sötétáramot, hogy jéggel teli zacskót rögzítünk gumival a kamerafej hûtõbordáira vagy egy ventillátorral áramoltatjuk a bordák közötti levegõt.

IV.6. Üstökösök

5.58. ábra. Több, rövid expozíciós CCD-kép eltolt összeadása az üstökös direkt követését helyettesíti

Mivel intenzitásviszonyait tekintve a legtöbb üstökös hasonlít a mély-ég objektumokhoz, így az ott leírtak (IV.5.) érvényesek itt is, mind a mûszereket, mind a filmet, a papírkép és CCD-kép feldolgozását illetõen. A fényesebb, szabadszemes üstökösök esetén a IV.1-ben leírt, nagylátószögû képet adó technikák használhatóak. Egyes fényes égi vándorok esetében (pl. Hale–Bopp) nagyon érdekes szerkezet figyelhetõ meg a kómában (l. Üstökösök c. fejezet: Jelenségek a kómában). Ezek megörökítése nagyobb fókuszú mûszert és viszonylag rövidebb (400 ASA-s film esetén 0,5–5 perc) expozíciót igényel. Hosszabb fókusz, hosszabb expozíciós idõk mellett, vagy gyors mozgású üstökösök esetén nem jó, ha egy csillagra követünk, ugyanis ekkor a csóvában elmosódik a finom szerkezet az üstökös enyhe elmozdulása miatt. CCD-képek esetén nincs ilyen probléma, itt 1–2 perces felvételeket készítve azokat utólag megfelelõ mértékben elcsúsztatva ad5.59. ábra. Üstököskövetõ feltét hatjuk össze. Így a csillagok kis pontokból álló sorozatok lesznek ugyan, a csóva viszont élesen, részletgazdagon jelenik meg. Hagyományos fotózás esetén más eszközhöz kell folyamodnunk. Megoldás, ha nem csillagra, hanem magára az üstökösre állítjuk a vezetõtávcsövet. Ez csak akkor eredményes, ha a kométának fényes, csillagszerû magja van. Amennyiben mindkét tengelyen elektromos finommozgatással ellátott tengelykeresztünk van, és a pozíciót ívmásodpercre kijelzi a kézivezérlõ, valamint az óragép esetleges periodikus hibája elég kicsi (max. 4–5¦), akkor elõre kiszámolva az üstökös elmozdulását, a kijelzõ alapján „virtuálisan” követhetjük a kométa mozgását. Nem kevés munka árán egy hasznos kis segédeszközt készíthetünk, amint azt Rózsa Ferenc is tette. Az alábbiakban az általa elkészített kis üstököskövetõ-feltét rövid leírását ismertetjük (részletesebben l. az irodalomjegyzékben megadott forrást). 174

Szükség van egy mozgatható és egyben megvilágítható szállal ellátott okulármikro-méterre. A Zeiss pl. gyárt ilyet direkt csillagászati célokra, azonban igen drága és nehéz beszerezni. Vállalkozóbb kedvûek esetleg a bizományikban fellelhetõ szintén Zeiss mikroszkóp okulármikrométer kis átalakításával próbálkozhatnak. Ennek során a mikrométerorsót finomabb menetemelkedésûre kell cserélni, az állószál eltávolítható, a mozgószálat megvilágíthatóra (karcolt lemez vagy pókháló) kell cserélni, valamint a mozgószán rugóját is finomabbra (gyengébbre) kell cserélni. Amit a gyári eszközzel is érdemes megtenni, az a nóniusz LED-es megvilágítása és egy legalább 5 fokos osztásközzel ellátott osztottkör felszerelése a kihuzatra. Ha készen van a kis segédeszköz, akkor ki kell számítani, az expozíció alatt menynyit és milyen irányban mozog az üstökös, s ez a vezetõtávcsõ fókuszában hány mikronos elmozdulásnak felel meg. Pl. 60 perc alatt 45¤-et megy a kométa, ez 540 mm fókuszú távcsõ esetében 39¥5. Diffúz objektumnál elegendõ, ha 4¦–5¦-re korrigálunk, vagyis a 45¦-es elmozdulást pl. 10 lépésben tesszük meg. Ezek szerint a vezetõcsillagot a szálra állítva 60/10= 6 percenként (39¥5/10)= 3¥95, vagyis közel 4 mikronnyit kell tekernünk a szálon, s ezt követõen a távcsõ finommozgatásának segítségével gyorsan újra a szálra vinnünk a csillagot, majd az elkövetkezendõ 10 percben így vezetnünk. Természetesen a megfelelõ pozíciószögbe kell állítani az okulármikrométer mozgatását, ezt a kis osztottkör segítségével tehetjük meg. Azt viszont alaposan gondoljuk végig, hogy milyen irányban kell ennek mentén mozgatni a szálat! Digitális felvételek esetén jól használhatóak a mély-ég felvételekre ajánlott eljárások. A csóva finom szerkezetét megfelelõ irányú árnyékoló szûrõ szépen kiemeli. Esetleg fûrészfog- vagy lépcsõs átviteli függvényt is használhatunk a megjelenítésre.

IV.7. Kisbolygók, kettõscsillagok – asztrometria Kisbolygók CCD-asztrometriájára bármely távcsõ alkalmas, mely a használt CCDdetektorral eléri a 2¦–2¥5/pixeles felbontást. Így van esély arra, hogy a kimérés pontossága elérje az 1¦-et. A jobb felbontás természetesen növeli a pontosságot, ám vigyázni kell arra, hogy egy gyors mozgású földsúroló kisbolygó képe hamar több pixelre kenõdhet szét, és egy vonal két végpontjának kimérése sokkal körülményesebb. Ráadásul kisebb pixelek, vagy nagyobb fókusztávolság (így érhetõ el jobb felbontás) esetén csökken a rögzített terület mérete, ami a referenciacsillagok számát a minimálisan megkívánt alá csökkentheti. Optimálisnak tekinthetõ az 1¦–2¦/pixel közötti felbontás, és a legalább 10¤-es látómezõ. A pontszerû források (csillagok, kisbolygók) képei viszonylag egyszerûen behatárolhatók, mint a háttér szórásából jelentõs mértékben kiemelkedõ, ill. a leképezés minõsége és a légkör által meghatározott profillal rendelkezõ csúcsok. A felvételek felbontásától függõ pontossággal illeszthetõ a profilokhoz valamilyen analitikus függvény, ami az esetek többségében egyszerû kétdimenziós Gauss-görbe. Az analitikus függvény elõnye, hogy egzaktul ki lehet számítani a maximumát az XY pixel-koordiná-tarendszerben néhány tizedpixel 5.60. ábra. A pixel- és égi koordináták viszonya

175

pontossággal. Ez az elsõ lépés az égi koordináták meghatározásához. Néhány ismert koordinátájú csillag együttesét kiválasztva a képen meghatározhatjuk az XY koordinátákról a rektaszcenzió–deklináció koordinátákra való átváltást megvalósító ún. lemezkonstansokat. Mint azt a mellékelt ábra is jól illusztrálja (l. 5.60. ábra), általános

5.61. ábra. A (73) Klytia kimért pozíciói egy éjszaka során

esetben a két koordinátarendszer egy-máshoz képest eltolt kezdõpontú, átskálázott egységû, ill. elforgatott tengelyû. A pontos részleteket mellõzve csak annyit érdemes megjegyezni, hogy az említett három mûveletet be lehet zsúfolni egy mátrixba, amelyben négy együttható szerepel, és ezek a lemezkonstansok. Öt-hat pontos koordinátájú alapcsillag segítségével (ezek-nek tehát a képen meghatározott XY, ill. katalógusokból az égi koordinátáit felhasználva) a lemezkonstansok már kiszámíthatók legkisebb négyzetes illesztéssel. Ezek után már csak ki kell választani egy alappont csillagot és a tõle mérhetõ ∆X, ∆Y koordinátakülönbséget egyszerûen átszámíthatjuk ∆α, ∆δ különbségekre, amelyeket az alappont RA, D értékeihez hozzáadva kapjuk a kisbolygó égi koordinátáit. Természetesen az ábrán szereplõ egyszerû lineáris összefüggések csak elegendõen kicsi látómezõ (a tapasztalatok szerint <15¤) és nem túl nagy deklináció (<75¢) mellett kellõ pontosságúak. Hogy valóban igen jó eredménynyel alkalmazható ez a közelítés, azt jól mutatja az 5.61. ábra, amelyen a 73-as sorszámú Klytia kisbolygó egy éjszaka során kimért pozícióit tünteti fel. A mérési pontok szórása, eltérése a valódi pályát jelzõ egyenestõl, mintegy fél ívmásodperc! Az észleléshez használt mûszer az SZTE Optikai és Kvantumelektronikai Tanszékének 28 cm-es Schmidt–Cassegrain (f/6,3) távcsöve, és a Kísérleti Fizikai Tanszék ST–6 CCD-detektora. Viszonylag széles körben elterjedt Magyarországon a Hubble Guide Star Catalog (GSC), amely 15•-s határfényességével és 0¥2–0¥5-en belüli pontosságú koordinátáival az átlagos igényeket messze kielégíti. (A Guide adatbázisa egyébként számos objektum mellett az összes ismert kisbolygót tartalmazza, programja ezeket megjeleníti a térképen, és tetszõleges lépésközzel berajzolja az útjukat a csillagok közé.) Aki nagyobb mûszert, kisebb látómezõt, vagy érzékenyebb detektort használ, az US Naval Observatory munkatársai által összeállított USNO–A2.0 katalógushoz forduljon, ami 20•-s határfényességével és 0¥2-es pontosságával a legprofibb célokra is megfelel. Ez utóbbi elérhetõ a http://asteroid.lowell.edu WWW-oldalon. 176

A kisbolygóészlelés jelenlegi legnagyobb problémája, hogy a felfedezett kisbolygók száma gyorsabban nõ, mint a sorszámozott, tehát véglegesen katalogizált kisbolygók száma. A profi kisbolygókeresõ programok ugyanis csak a felfedezésekkel törõdnek, ám a sorszámozáshoz legalább négy oppozíció alkalmával kell észlelni az új égitestet. Itt lépnek színre az amatõrök, akik egyedi észleléseikkel nagyban hozzájárulhatnak egy-egy kisbolygó megsorszámozásához. Választhatjuk célpontul a földközeli és különleges pályájú (unusual = szokatlan) kisbolygókat, vagy éppenséggel a magyar felfedezésûeket. A Minor Planet Center minden hónapban közzétesz egy listát (Critical List), melyben a gyengén, vagy régen észlelt számozott kisbolygók sorszámait közlik. Ezek megfigyelése is hasznos lehet. És persze ott van az új kisbolygók felfedezésének lehetõsége is, hiszen a 17• alatti tartomány még sok tízezer felfedezetlen kisbolygót rejt! A fenti csoportokba tartozó kisbolygókat összeszedni meglehetõsen hosszú és nehézkes munka. Az üstökös rovat vezetõje készséggel segít ebben mindenkinek, aki elhatározza, hogy kisbolygók asztrometriájára adja a fejét. Aki mégis böngészni akar az Internet útvesztõiben, annak a http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps címen a Minor Planet Center linket, illetve a http://asteroid.lowell.edu címen az ASTORB linket ajánljuk. Ez utóbb a mindenkori összes ismert aszteroida pályaelemeit tartalmazza! A pályaszámítás és az azonosítás szempontjából is nagyon fontos, hogy egy égitestrõl hány pozíciómérést készítünk. Egy éjszaka legalább kettõ, de inkább három pozíciót kell kimérni, lehetõleg egy órán belül. Ennél több észlelésre egy éjszaka nincs szükség. A sorszámozott, vagy több oppozíciókor észlelt aszteroidákat elég hetente egy éjszakán megfigyelni, a friss felfedezéseket viszont két-három naponta is újraészlelhetjük. Ha új kisbolygót találunk, az csak akkor kap ideiglenes jelölést, ha legalább két éjszaka tudjuk észlelni az égitestet. Az észleléseket a Cambridge-ben (USA) székelõ Minor Planet Center (MPC) gyûjti, az adatbeküldésrõl részletesebben az irodalomban megadott Meteor cikkben olvasható, vagy az üstökös rovat vezetõjének segítsége kérhetõ. Az elsõ mérések, és fõként az észlelések beküldése több buktatót rejt, így minden érdeklõdõt arra kérünk, hogy az elsõ megfigyelések elõtt vegye fel a kapcsolatot az említett rovatvezetõvel, hiszen a személyes tapasztalatok átadása jelentheti a legnagyobb segítséget. Változócsillagok asztrometriája. Kicsit talán furcsának tûnhet az ötlet, hiszen azt gondolnánk, hogy a változóknak ismerjük a pontos pozícióját. Nos ez egyáltalán nincs így, bár a Hipparcos- és Tycho-programok sokat javítottak a helyzeten, hiszen az összes, maximumban legalább 11•-s változócsillag pontos koordinátáit kimérték. Ám a 11• alatti tartomány sok ezer változócsillagot rejt, melyek koordinátái gyakran csak tized ívperc, sõt esetenként csak ívperc pontossággal ismertek. A csillagok azonosítása többféle módon is történhet, de itt is szükségünk lesz a Guide használatára. Csakhogy a változókat a program sokszor olyan koordinátára teszi, ahol egyáltalán nincsen csillag. Általában azért sejthetõ, hogy a GSC melyik csillaga a változó, de az eltérések szembetûnõek. Ha kiszemeltünk néhány, maximumban 11•-nál halványabb változót, akkor két módon is azonosíthatjuk õket. Ha hozzáférünk változós szakirodalomhoz, például a nyomtatott GCVS-hez, a megadott referenciák alapján utánanézhetünk az eredeti publikációnak, hátha a felfedezõk közöltek egy keresõtérképet (bár az is sokszor elõfordult, hogy a felfedezõk rossz csillagot jelöltek meg változónak...). A legbiztosabb, ha a megadott amplitúdó akkora, hogy a mûszerünkkel mi is ki tudjuk mutatni a fényváltozást. Így lehetséges az egyértelmû azonosítás, ráadásul a 177

minimum és maximum fényességére is tudunk valamit mondani, ami sokszor eltér a GCVS-ben megadottól. A koordináták kimérése szûrõ nélküli képeken is történhet, ám ha a fényváltozás amplitúdójára korrekt értékeket akarunk kapni, legalább egy V szûrõre is szükségünk lesz (l. III. fejezet: Szûrõk). Kettõscsillagok CCD-s megfigyelése esetén fotometriai szempontból a helyzet szinte azonos a változócsillagok fotometriájával, talán azzal a tényezõvel nehezítve, hogy szoros komponensek esetén különös gondot kell fordítani a komponensek megfelelõ mértékû szeparációjára, hogy az egyes tagok fényességének mérésekor a további társ(ak) zavaró hatását kiküszöböljük. Azonban a kettõsök látható tulajdonságai közül fontosabb a szögtávolság (S) és a pozíciószög (PA). Elõször a kettõscsillag komponenseire a CCD-felvétel(ek)en csillagkeresést kell végezni. Ha a tagok megfelelõen elkülönülnek, akkor ezt különösebb gond nélkül elvégezhetjük. A megtalált csillagcentroidok kiértékelésére több módszert alkalmazhatunk. Asztrometriai módszerrel a képen beazonosított referenciacsillagok felhasználásával elsõ lépésben a komponensek égi koordinátáit határozzuk meg. Második lépcsõben a koordinátákból kiszámoljuk a PA és S értékeket. Abban az esetben, ha a képen nem találunk megfelelõ számú és pontosságú referenciacsillagot, más utat kell keresnünk. Egyik ilyen lehetõség, ha a kép X,Y (sík) koordinátapárjaiból számítjuk ki a PA és S értékeket (polárkoordináta). Ebben az esetben ismernünk kell a képskála ¦/pixel értékét, amely a távcsõ fókuszától és a chip pixelméretébõl adódik (l. III. fejezet: Egyszerûbb számítások, táblázatok). A másik feltétel, hogy a chip tájolása vagy nagy pontossággal egybeessen az égi koordinátarendszer RA és D irányaival, illetõleg az esetleges eltérés mértékét nagy pontossággal (<0¡1) meg tudjuk határozni. Ez utóbbi eltérés méréséhez az éppen célként kijelölt égterületen, egy fényesebb csillagról készítsünk felvételsorozatot kikapcsolt óragéppel (csíkhúzós felvételek). A csíkok végpontjainak kimérésével, majd kettõsként történõ kiértékeléssel, átlagolással az eltérési szöget megkapjuk. A késõbbiek folyamán ezt az értéket a kettõsök PA értékéhez megfelelõ elõjellel hozzá kell adni. Ha a távcsövünk, illetve a komplett rendszer deformációra hajlamos, akkor jelentõsebb távcsõelmozdulás (más égterületre állás) után újabb referenciacsíkokat kell készíteni, ill. felhasználni. A felszerelés kalibrálása pontosan ismert paraméterû kettõsökön történhet. Ezeket célszerû a WDS katalógusból kiválogatni. Kettõsönként több felvételt (5–10) készítsünk. Jó esetben egy felvételsorozat értékeinek szórása a pixelméret törtrésze is lehet (0,2–0,4 pixel), míg gyengébb seeing mellett ez a szórás kellemetlenül növekedni fog. Ez utóbbi esetben is javít a végeredményen, ha több felvétel eredményét átlagoljuk. A jó felbontóképességhez jelentõs fókusznyújtást kell alkalmazni, aminek megint a seeing szabja meg a célszerû értékét. Tapasztalati értékként, 35,5 cm-es távcsõvel, 3200 mm-es fókusszal 2¦–3¦-nél szélesebb párokat tudunk kettõsként mérni. A tagok fényességeltérése 2•–3• lehet szoros pároknál, míg nyíltabb kettõsöknél 5•–6• eltérés is mérhetõ. Pontosság szempontjából standard vagy lazább pároknál könnyen elérhetõ az 1¢-on, ill. 0¥5-en belüli pontosság.

IV.8. Változók, kisbolygók, nóva- és szupernóva keresés – fotometria A nóva- és szupernóva-keresés szempontjait és a keresés technikáját (blinkelés) a Változócsillagok c. fejezet végén találhatja a T. Olvasó. Itt most a változó fényességû objektumok fényességének meghatározására térünk ki. A CCD-kamera nagy elõnye a hagyományos fotoelektromos fotometriával szemben, hogy egyszerre akár több tu178

cat csillag is vizsgálható. Igaz, erre a fotográfia is képes lenne, azonban egyrészt nem lineárisak az emulziók, másrészt kicsi a dinamikai tartományuk. A CCD-s mérés pontossága azonban még amatõr felszerelés esetében is összemérhetõ a fotoelektromos fotometriával. Fontos megjegyeznünk, hogy fotometriát csak olyan képeken végezhetünk, amely sötétkép és világoskép korrekción, átlagoláson, esetleg kozmikus sugár szûrésen kívül semmilyen képfeldolgozási folyamaton nem esett át! Ezek ugyanis sokszor nem lineárisak, megváltoztatják a pixelek egymáshoz képesti intenzitásának arányát, vagyis a fotometria fényességeredményei hamisak lesznek. 5.62. ábra. A kiértékelés során használt Az itt leírt fotometriai eljárás során kapott apertúra fényesség nagyon sok egyedi, az adott megfigyelést végzõ mûszer együttesre és észlelési helyre jellemzõ (detektor spektrális érzékenysége, a távcsõ spektrális áteresztése, légkör állapota) tényezõtõl függ, így más mérésekkel nem hasonlítható össze. Ezért is nevezik instrumentális fényességnek. Amennyiben szeretnénk összevetni méréseinket mások eredményeivel, esetleg tudományos értelemben is értékes megfigyeléseket továbbítani valamilyen adatgyûjtõ központnak, úgy egy fotometriai rendszer szûrõjén keresztül készítsünk képeket (l. III. fejezet: Színszûrõk). Az összehasonlítóként választott csillagnak ekkor az adott szûrõhöz tartozó sávban mért fényességértékét vegyük alapul a differenciális fotometriához. Az általunk mért fényességnél pedig jelezzük, hogy milyen szûrõvel készült a mérés (pl. V 16œ2). A leggyakoribb a Johnson V szûrõ használata. (Aki nagyon igényes és teljes értékû munkát kíván végezni, annak több szûrõre is szüksége van, és az adatok kiértékelése is körülményesebb, l. részletesen az irodalomjegyzékben megadott forrásban.) De most ismerkedjünk meg az apertúra fotometria lényegével! A redukálás két alfolyamatra tagolható: a kérdéses csillagok megkeresésére a képen, ill. az instrumentális magnitúdók meghatározására. Az elsõ lépés történhet kézi vagy gépi úton. A manuális esetben az apertúrát egyszerûen rámozgatjuk a csillag képére, ügyelve arra, hogy az középre kerüljön (ajánlott a nagyítás). Az automatizált változat lényegében egy iteratív eljárás, amely a kiválasztó forma mozgatását és a magnitúdó meghatározását ismételgeti. Rátérve a fényesség meghatározásra, tekintsük az 5.62. ábrát. A képen két satírozott tartomány látható (A ill. B). Az A mintavételezi a csillag képét tartalmazó régiót, a B pedig a hátteret. A kiemelt képterületeket koncentrikus körök határolják. A szakirodalomban e két terület együttesét nevezik apertúrának. Jelöljük SA-val az A tartományban lévõ képelemek (pixelek) intenzitásainak összegét, ill. NA-val a kérdéses pixelek számát, valamint SB-vel és NB-vel a B terület megfelelõ értékmérõit. Ezzel az apertúrába fogott csillag instrumentális fényességértékét a következõ formula szolgáltatja: V = –2,5·log( (SA/NA) – (SB/NB) ). 179

Amennyiben két csillag differenciális magnitúdóját akarjuk képezni, az eljárást mindkét objektumra elvégezzük és a V értékeket kivonjuk egymásból. Az apertúra helyes pozíciója V minimumát is jelenti. Tehát az automatikus algoritmus során olyan irányba kell az apertúrát mozgatni, hogy V a lehetõ legkisebb legyen. A léptetés indítása történhet pl. a maximális értékû pixel középre állításával. Ha több csillagot szeretnénk egymás után megmérni, akkor minden egyes mérést követõen az A területet kinullázzuk és újra ráállítjuk az apertúránk centrumát az aktuális, legmagasabb értékû képelemre. Az ismertetett módszerrel nyílthalmazokról készült felvételekkel is könnyûszerrel elbánhatunk. Sajnos a gömbhalmazok fotometriájára ugyanez a technika már nem alkalmazható, hiszen ott a zsúfolt területeken nem tudjuk a csillagokat szétválasztani.

5.63. ábra. Az U Cephei Algol típusú fedési változócsillag fôminimuma. Apertúra fotometriával nyert fénygörbe, mely közel 7 órát fog át

A gyakorlati problémák közül a legfontosabb az apertúrák méretének megválasztása. Ideális esetben az optikai leképezés és a légkör együttese haranggörbévé formálja a csillagszerû objektumok képét. Minden csillag képe azonos kiszélesedést mutat, ezek csupán amplitúdóikban térnek el egymástól. Nem túl bonyolult számítással bebizonyítható, hogy akkor lesz az adatok szórása a legkisebb, ha a központi apertúra éppen a félérték magasságát követi. Tételezzük fel, hogy a maximális pixelérték 35.000, ekkor a belsõ apertúra vonalának a 17.500 értékhez közeli képelemeket kell érintenie. Tehát téves az a nézet, hogy a lehetõ legnagyobb belsõ apertúrával kell dolgoznunk. Persze ekkor biztosan belemérünk minden hasznos pixelt, de sajnos az egyes cellák szórásai összeadódnak és a hasznos jel mellé hatalmas felesleges zajt halmozunk. Nem ez érvényes a külsõ apertúrára. Itt a lehetõ legtöbb pixelt kell öszszeátlagolni. Sajnos ennek korlátot szab a képen elhelyezkedõ többi csillag. A nyílt180

halmazok esetében elõfordulhat, hogy nem minden csillag körül tudjuk pontosan meghatározni a hátteret a környezõ csillagok zavaró hatása miatt. Ebben az esetben használhatjuk a másik objektumnál megállapított SB és NB értékeket. Nem szabad azonban elfelejteni, hogy minél távolabb mérünk hátteret a csillagunktól, annál pontatlanabbak lesznek eredményeink. Fontos észrevenni, hogy differenciális magnitúdó képzésének csak akkor van értelme, ha a redukálás során minden, a képen szereplõ csillagra paramétereiben azonos apertúrát használtunk. Az ismertetett módszer hatékonyságát igazolja az 5.63. ábrán látható fénygörbe. Az alkalmazott távcsõ egy 63/840-es Zeiss refraktor volt, ill. a detektor egy SBIG ST–4 CCD-kamera (ebben egy TC 211 chip található, 8 bites A/D átalakítóval). Figyelemre méltó, hogy a fénygörbe pontossága alig marad el a szegedi 40 cm-es távcsõvel és fotoelektromos fotométerrel ugyanakkor nyert adatok pontosságától!

Irodalom Áldott G.: 2001, Napészlelés CCD-kamerával, Meteor 2001/7–8., p.46. Beringer P.: 2000, Színhelyes CCD-képek készítése, Meteor 2000/12., p.21. Berry R.: 1994, Image Processing in Astronomy, Sky & Telescope, 1994/Apr. Berry R.: 1994, Introduction to Astronomical Image Processing, Willmann-Bell Inc. Berry R., Kanto V., Munger J.: 1994, The CCD Camera Cookbook, Willmann-Bell Inc. Buil C.: 1991, CCD Astronomy, Willmann-Bell Inc. CCD Astronomy, Sky Publishing Corp., 1994–96. évi 4 szám Dán A.: 1995, Okulárkivetítés felsõfokon, Meteor 1995/2., p.12. Dán A.: Bolygómegfigyelés CCD-kamerával, Meteor 2001/2., p.25. Dobbins T. A., Parker D. C., Capen C. F.: 1988, Introduction to Observing and Photographing the Solar System, Willmann-Bell Fejes I.: 1997, Vezetett fotózás – egyszerûen, Meteor 1997/6., p.29. Fûrész G.: 1999, CCD-spektroszkópia - profi megfigyelések amatõr eszközökkel, Meteor 1999/7–8 p.19. Fûrész G.: 1998, CCD-s érdekességek (az RGB technika), Meteor 1998/5., p.19. Fûrész G.: 1997, Sötétkép – világoskép, Meteor 1997/12, p.21. Fûrész G.: 1997, Mire képes egy CCD-kamera?, Meteor 1997/11., p.31. Fûrész G., 1996–97, CCD alapismeretek I–VII, Meteor 1996/7–8. és 1997/6. közötti számokban Fûrész G.: 2002, CCD-kamerák a csillagászatban, Meteor csillagászati évkönyv 2002 Hegedüs T.: 1993, Emberközelben a CCD I, II, Meteor 1993/7–8., p.9., 1993/9., p.9. Iskum J.: 1998, CCD-videokamera napészleléshez, Meteor 1998/12., p.19. Kaszás G., Kiss L.: 1994, A CCD-kamera alkalmazása a csillagászatban, TDK dolgozat, JATE, Szeged Kocska T.: 1993–1994, A fotográfia alapjai I–III., Meteor 1993/12., p.16, 1994/1., p.13., 1994/2., p.9. Kocska T.: 1994, Hiperszenzibilizálás, Meteor 1994/4., p.14. Martinez, P.: 1983, Astrophotography II, Willmann-Bell Inc. Mizser A.: 1997, Fotózzunk üstököst!, Meteor 1997/2., p.15. Rózsa F.: 2001, Üstököskövetés indirekt módon, Meteor 2001/3., p.22. Sárközi–Sevcsik–Hefelle: 1977, Fotósok könyve Sevcsik–Hefelle: 1975, Fényképészet Sárneczky K., Kiss L.: 1998, Asztrometria, Meteor 1998/3., p.10. Simon D., Fûrész G.: 1998, Távolságmérés CCD-vel, Meteor 1998/1., p.18. 181

Terence, D., Dyer A.: 1991, The Backyard Astronomer's Guide, Camden House Wallis, B. D., Provin, R. W.: 1988, A manual of advanced celestial photography, Cambridge Univ. Press

Laborok TP2415: Proficolor BT (Budapest VII., Klauzál u. 16., tel.: 322–7900) Profi filmkidolgozás: Sajtólabor (Budapest VIII., Gyulai Pál u. 16.)

Internetes források ccd.mcse.hu www.ilford.hu www.kodak.com www.fujifilm.com www.agfaphoto.com www.mssl.ucl.ac.uk/www_detector/ccdgroup/ccd.html www.apogee-ccd.com/ccdu.html www.not.iac.es/CCD-world/ www.itl.arizona.edu/

182