CCD-observatorium i skolan

CCD-observatorium
i skolan
En guide för elever, lärare och föräldrar
Version 4.1
Hands-On Universe, Europe
Bringing frontline interactive
astronomy to the classroom
Polska originalets titel: Szkolne obserwatorium CCD
Officiell hemsida för denna handledning: http://www.cft.edu.pl/astro/
Logotype: Armella Leung, www.armella.fr.to
Warszawa 2003-2005
Stockholm dec. 2006
1
Författare:
• Anna Trętowska
Institutionen för matematik och naturvetenskap, Kardinal Wyszynski-universitetet
• Lukasz Nowotko
Institutionen för matematik och naturvetenskap, Kardinal Wyszynski-universitetet
• Tomasz Sowiński (e-post: [email protected])
Centrum för teoretisk fysik vid Polska Vetenskapsakademin
• Weronika Śliwa (e-post: [email protected])
Nicolaus Copernicus astronomicentrum vid Polska Vetenskapsakademin
• Grzegorz Wrochna
Andrzej Soltans Institut för kärnfysikaliska studier
• Piotr Fita
Institutionen för experimentell fysik vid Warszawa universitet
Astronomiklubben Almukantarat
Översättning till engelska: Magda Zarzycka
Översättning och anpassning till svenska (efter den eng. versionen): Christer Nilsson
Vetenskapens Hus, http://www.vetenskapenshus.se
Den engelska texten finns tillgänglig på http://www.euhou.net
Detta projekt har genomförts med stöd från Europakommissionen. Texten återspeglar enbart
författarnas åsikter, och Kommissionen kan inte i något avseende hållas ansvarig för någon
användning av denna information som kan uppkomma.
2
Innehållsförteckning
1. Varför observera?
4
2. CCD-observatoriet – vilken utrustning behöver vi?
4
2.1 Webbkamera med CCD – så fungerar den
2.2 Hur man väljer webbkamera
2.3 Anpassning av kameran
2.4 Kameraobjektivet
4
5
5
6
-------------------------------------------------------------------------------6. Dator och mjukvara
9
7. Förberedelser för observationer
9
8. Att spara bilder i datorn
10
8.1 K3CCDTools
8.2 Att ta enstaka bilder
8.3 Att ta en videosekvens
8.4 Att ta videosekvenser med förinställt
tidsmellanrum
8.4 Långa exponeringar
9. Bildbehandling med Iris
10
14
14
14
15
16
9.1 Att göra en mörkerexponering (’darkframe’)
9.2 Förbehandling
9.3 Grafisk bildbehandling
17
17
18
10. Exempel på bilder
20
11. Företag på Internet
21
12. Bra program
21
13. Bibliografi och användbara webb-sajter
21
Appendix: IRIS v. 3.81) – några utvalda kommandon
22
Observera att kapitlen 3 – 5 inte har tagits med i översättningen. Vi hänvisar till
den engelska ursprungstexten! Även i de övriga kapitlen har smärre partier
uteslutits – detta framgår alltid i den översatta texten.
3
1. Varför observera?
Att göra astronomiska observationer hör till de enklaste och billigaste sätten att undersöka och
låta sig förundras av naturens lagar. Till skillnad från många andra grenar av fysiken är
astronomin ett område där även amatörer kan göra vetenskapligt värdefulla observationer. En
nybörjare koncentrerar sig säkerligen på sina egna fotografier av planeteter, kometer och
stjärnor; mer avancerade observatörer kommer att tycka att det mer givande att registrera
variabla stjärnor, att leta efter nya kometer och att systematiskt följa småplaneter i deras
banor.
Våra observationer kan bli mycket värdefullare om vi registrerar dem på något sätt. Det
enklaste sättet är att använda kamera. Metoden kan tyvärr ha sina nackdelar. Med
amatörutrustning och konventionell film är det svårt att ta många bilder på kort tid – bilderna
kräver ofta långa exponeringstider för att bli av god kvalitet. Framkallning kan vara besvärlig
och det är ofta svårt att få bilder som är lätta att jämföra. Egenskaperna hos fotografisk film
gör också att det är lätt att över- eller underexponera en bild eftersom det inte råder något
linjärt samband mellan den optiska tätheten i den exponerade filmen och ljusintensiteten. De
flesta av de här nackdelarna kan man undvika om man använder en CCD-kamera, t ex en
webbkamera. Denna manual förklarar hur man kan välja kamera, den beskriver kamerans
uppbyggnad och egenskaper samt ger exempel på programvara som är användbar för
bildbehandling.
2 CCD-observatoriet – vad behöver vi?
För att göra våra observationer behöver vi: en webbkamera med CCD-sensor, ett fotografiskt
objektiv eller ett teleskop samt en dator med lämplig programvara. Låt oss titta på dessa
komponenter.
2.1 Webbkamera med CCD – så fungerar den
För att kunna bedöma för- och nackdelar med olika typer av webbkameror, måste vi känna till
lite om hur en CCD-sensor är uppbyggd. Den centrala delen av en CCD (Charge Couples
Device) besår av en platta med ljuskänsliga element (’pixlar’) som bildar ett rutnät. Antalet
pixlar på plattan och storleken på pixlarna bestämmer systemets upplösning. De sensorer som
används i enkla webbkameror är nu (år 2006) vanligen 640 x 480 pixlar.
Före exponeringen, dvs den process där bilden lagras i CCD-sensorn, är alla pixlar
positivt laddade. När ljusfotonerna träffar en pixel laddas den gradvis ur.
Laddningsminskningen på en pixel är proportionell mot antalet fotoner som träffat den. När
exponeringen är klar förs laddningarna från varje pixel först via en förstärkare till en analogdigital omvandlare (AD-omvandlare). Bilden på plattan får på detta sätt en digital
”översättning” och kan nu vidarebehandlas och lagras i elektronisk form. Känslighetsområdet
för en CCD-sensor liknar ögats men är dessutom känsligare i området nära infrarött (detta
gäller CCD-sensorerna i de kameror vi diskuterar här; övers. anm.). Typiska pixelstorlekar är
mellan 5 och 25 μm (de är oftast kvadratiska; ö.a.).
Fig. 1: Webbkamerans sensor täcks av ett filter för att ge information om
färgerna i ljuset. Filtret släpper igenom ljus till varje pixel i de tre
färgerna rött (R), grönt (G) eller blått (B). Under bildbehandlingen läses
ljusintensiteten i de tre färgerna av. För att få den riktiga färgen hos en
pixel tar man också hänsyn till färgen hos de näraliggande pixlarna
(interpolering). Färgkomponenten hos en pixel beräknas alltså på basen
av färgkomponenterna hos de näraliggande pixlarna.
4
Här är ett exempel på hur en CCD-webbkamera fungerar.
Fig. 2: Den lagrade och bildbehandlade bilden
2.2 Hur man väljer webbkamera
CCD-webbkameror för professionellt bruk är vanligen mycket dyra – de kostar sällan under
10 000 kr. Man kan dock göra värdefulla observationer även med enklare webbkameror. En
typisk webbkamera kostar bara 400 - 800 kr (år 2006) och med några enkla justeringar kan
den användas för intressanta observationer. Vilka kriterier ska man gå efter när man väljer
kamera?
Den viktigaste parametern är vilken typ av sensor den har. Man kan välja mellan kameror
med CCD- eller CMOS-sensorer. CCD-varianten är definitivt bäst (högre känslighet). Välj
helst en kamera med en upplösning på 640 x 480 pixlar även om 320 x 240 pixlar räcker för
att få hyggliga bilder. Det är en stor fördel om man kan ställa in kameran för längre
exponeringar (upp till en halv minut). Även om detta inte går med de flesta av kamerorna på
marknaden är det möjligt att modifiera en del av dem så att de tillåter längre exponeringar än
de som tillverkaren förinställt. För mer information om distributörer och andra företag som
kan bygga om webbkameror, se kap.10 i denna handledning.
I det som nu följer beskriver vi hur man kan arbeta med kamerorna Philips Vesta (PCVC
675K) och den nyare ToUcam PRO II (PCVC 840K). Philipskamerorna har en CCD-sensor
med en storlek (diagonalt) på ¼ tum och en upplösning på 640 x 480 pixlar (pixelstorlek 5,6 x
5,6 μm). Maximal exponeringstid har tillverkaren satt till 1/5 sekund. Man kan dock
modifiera kameran så att det går att välja obegränsat lång exponeringstid. Ombyggnaden
innebär att man installerar en elektronisk modul som tar över exponeringskontrollen och som
kopplas till datorns printerport med en extra kabel.
Philips ToUcam PRO II-webbkameror, ombyggda för långa exponeringar, delas ut inom
ramen för det europeiska Hands-On Universe-projektet (hemsida http://www.euhou.net;
polsk hemsida: http://www.cft.edu.pl/astro). (I Sverige, kontakta Vetenskapens Hus –
www.vetenskapenshus.se eller Onsala Rymdobservatorium – [email protected].)
2.3 Anpassning av kameran
Kameran har ett eget objektiv, men det är praktiskt taget värdelös i detta sammanhang möjligen med undantag för observationer av meteoriter. Det beror på den lilla aperturen
(öppningen) och den korta brännvidden (några mm). Originalobjektivet ger ett vidvinkligt
synfält (ungefär 30 x 40 grader) och det gör det möjligt att filma ett stort avsnitt av himlen på
natten under 10 - 20 sekunder. Man sedan analysera inspelningen kan i efterhand, men man
kan också försöka sig på händelsestyrd exponering, så att en förändring ifrån en bildruta till
nästa gör att bara de sekvenser där något intressant händer sparas.
Man behöver emellertid normalt annat objektiv. När man köper kamera bör man därför
övertyga sig om att en adapter finns med så att kameran kan kopplas till teleskopets
fokuserare (i stället för okular) eller för att kunna ansluta ett annat objektiv till webbkameran
– annars kan man köpa adaptrar separat, t ex genom hhtp://www.astrokrak.pl.
5
En vanlig tillämpning är att koppla ett kameraobjektiv (från en spegelreflexkamera ”SLR”)
till webbkameran, eller att placera CCD-plattan i fokus för ett mindre teleskop. Båda dessa
tillämpningar har sina fördelar.
2.4 Kameraobjektivet
Att byta ut webbkamerans miniobjektiv mot ett objektiv från en 35 mm spegelreflexkamera
kan ge mycket bra resultat till en måttlig kostnad. Eftersom CCD-sensorn är mycket mindre
än filmrutan i en SLR (24 x 36 mm) är synfältet hos en CCD-kamera med ett SLR-objektiv
mycket mindre än hos en SLR med samma objektiv. För att beskriva denna effekt med siffror
inför vi begreppet ekvivalent brännvidd. Den är flera gånger större än objektivets verkliga
brännvidd – så många gånger större som CCD-sensorns diagonal är mindre än bildrutans
diagonal i en 35 mm-bildruta (diagonal 43,3 mm). För Philips webbkameror med en
¼-tumssensor är den ljuskänsliga ytans diagonal 4,8 mm vilket ger värdet 9 på denna kvot
(den effektiva brännvidden). Det betyder att en sådan webbkamera som försetts med ett 50
mm objektiv har en effektiv brännvidd motsvarande ett teleobjektiv på 450 mm! Tack vare
detta kan vi använda de vanligaste objektiven med brännvidder mellan 35 och 200 mm för att
kunna ta bilder med brännvidder motsvarande 300 – 1 800 mm!
(Överhoppat avsnitt om problematiken kring olika objektivfattningar – se engelska texten sid. 8-9)
Tabellen nedan ger en översikt över synfältets storlek när man ansluter olika objektiv till vår
webbkamera:
Brännvidd
35 mm
50 mm
135 mm
200 mm
Synfält
4,6° x 6,3°
3,2° x 4,4°
1,2° x 1,6°
0,8° x 1,1°
Användningsområde
variabla stjärnor, stjärnfält i Vintergatan
-”öppna stjärnhopar (Plejaderna, M44), stora galaxer (M31, M33)
små stjärnhopar (klotformiga och öppna), galaxer, månen, solen
Objektiv med en brännvidd på 500 mm eller längre är praktiskt taget teleskop i sig själva och
för att använda dessa behöver man ett ekvatoriellt stativ med möjlighet till finreglering av
rörelsen för att kunna hålla objektet inom synfältet under exponeringen. De kan ändå vara
användbara om vi vill fotografera månen eller solen.
(Uteslutet avsnitt om ljusstyrka optisk kvalitet hos objektiv. Se den engelska texten sid. 9 – 11.)
I projektet ”CCD-observatorium i skolan” levereras ett kameraobjektiv (50 mm), en passande
adapter och ett stativ. Adapterns ena sida skruvas (försiktigt!) in i gängan där webbkamerans
objektiv suttit, och kamera objektivet skruvas fast på den andra änden. Den medlevererade
adaptern är av duraluminium Tänk på att kameraobjektivet är mycket tyngre än webbkameran
så håll alltid i detta när du lyfter – annars riskerar du skada objektivgängan i webbkameran
(plast). Adapatern har en standardgänga som passar till de flesta stativhuvuden. Det betyder
att adaptern och stativhuvudet bär upp tyngden av tunga objektiv (t o m 200 mm) utan att
belasta den ömtåliga kameran. Observera att webbkameran inte har någon inbyggd
stativgänga.
6
Fig. 3: Philips ToUcam PRO II med ett Domiplan 2,8/50 objektiv (medlevererat) fäst med en adapter.
Stativhuvudets handtag är riktat framåt – det skulle annars vara svårt att observera objekt högt upp
på himlen.
Fig. 4: Kameraobjektiv kopplas till Philips ToUcam PRO II med ett den medlevererade adaptern.
Man kan också använda telekonverter (Barlow-lins) tillsammans med webbkameran. Den
sätts mellan objektivet och kameran och förlänger brännvidden, vanligen med en faktor 2. En
nackdel är dock att telekonvertern medför sämre ljusstyrka och den försämrar också
upplösningen. Det är vanligen bättre att i stället skaffa ett objektiv med längre brännvidd – till
ett pris som inte behöver vara högre än konverterns.
Det enklaste sättet att fotografera med vår utrustning är att sätta den på ett stativ och ta
bilder med en fix kamera. Enkelheten är en fördel, men på det sättet kan vi bara ta bilder med
korta exponeringstider. Om exponeringen är för lång kommer stjärnor och andra objekt att
avbildas med ett utsmetat utseende eftersom deras avbildning på CCD-plattan rört sig under
exponeringen. Den maximala exponeringstiden beror på objektivets brännvidd (ju längre
denna är, desto kortare exponeringstid), och på objektets deklination (ju större deklination,
desto längre exponeringstid).
(Överhoppat resonemang kring hur man beräknar maximal exponeringstid enligt ovanstående faktorer.
Se den engelska texten sid. 13- 14. )
7
Nedanstående tabell ger en rekommenderade exponeringstider i sekunder vid olika
brännvidder f och deklinationer δ:
δ
0°
30°
60°
70°
80°
f = 35
mm
4
5
9
13
25
f = 50
mm
3
3
6
9
17
f = 135
mm
1
1
2
3
6
f = 200
mm
1
1
1,5
2
4
Vi är alltså begränsade när det gäller val av exponeringstider med fast kamera, vilket gör det
svårt att fånga in ljussvaga objekt. Detta kan vi kringgå genom att göra multipla exponeringar
av t ex ett stjärnfält, var och en med tillräckligt kort exponering för att ett ge en i princip
punktformig avbildning. Sedan kan vi genom att (i ett bildbehandlingsprogram) skifta
bilderna av stjärnorna så att de överlappar varandra och addera bilderna få fram en bild med
en effektiv exponeringstid som är den totala exponeringstiden för alla bilderna. På det sättet
kan vi nå ljussvaga stjärnor som inte hade synts på en enda exponering. Vi kan emellertid inte
fotografera hur svaga stjärnor som helst med denna metod eftersom en alltför svag stjärna inte
når över känslighetströskeln för CCD:n - och då hjälper det ju inte hur många bilder man än
adderar.
För att fotografera svaga, nebulösa objekt är det nödvändigt att följa den himlens skenbara
rörelse med webbkameran. Följningen behöver inte vara perfekt – genom metoden att addera
många kortare exponeringar kan man fånga svaga objekt med hyggligt resultat även med
exponeringar upp till en minut. Det enklaste sättet att få en bra följning är att montera
kameran på ett motordrivet teleskop med ekvatoriell montering (s.k. piggyback). Då kan följa
himlens rörelse genom teleskopets optik och man kan lätt göra eventuella justeringar.
Teleskopet fungerar då egentligen bara som ett stativ för kameran. Man kan också använda ett
teleskop utan motor och ordna följningen genom att med finjusteringskablarna på
stativhuvudet hålla en stjärna i teleskopets synfält (behöver inte vara en stjärna i det
fotograferade fältet) på samma plats under exponeringen. Det förutsätter emellertid att stativet
är mycket stabilt eftersom du när du hanterar justeringskablarna lätt överför vibrationer till
teleskopet, vilket ger suddiga bilder.
Teleskop med motordriven azimut-montering blir allt populärare - ofta är de också
datorstyrda. Med ett sådant teleskop är det lätt att hålla en stjärna i centrum av synfältet, men
bilden i ett sådant teleskop roterar kring sin egen axel! Så även om de är utmärkta för visuella
observationer, passar sådana teleskop inte för astrofotografering. Man kan visserligen genom
bildbehandling ”rotera tillbaka” bilderna innan man lägger ihop dem, men det är en
omständlig procedur. En del teleskop med azimut-montering kan modifieras så att de fungerar
ekvatoriell (man kan luta stativhuvudet med en kil, gäller t ex det populära Meade ETX). Om
ett sådant teleskop dessutom har den egenskapen att automatiskt söka upp ett angivet objekt
som man väljer från en katalog (datorstyrning), då är denna montering perfekt för en
webbkamera med objektiv! Vi slipper det lite trista jobbet att sök rätt på ett objekt med
webbkameran, nu fungerar det ”automatiskt” förutsatt förstås att webbkamerans och
teleskopets synfält överlappar varandra hyggligt. Då kan använda den datorstyrda drivningen
för att rikta in kameran mot ett valt objekt och vi kan genom teleskopet kontrollera att vi hittat
rätt – även ljussvaga objekt som kanske inte hade varit synligt på en exponering i
webbkameran utan bildbehandling.
8
2.5 Amatörteleskop
3 Teleskopet – hur det fungerar och dess egenskaper
4 Vårt observatorium
5 Några formler
(Överhoppade avsnitt; se engelska texten sid. 15–20)
6 Dator och mjukvara
Vi behöver uppenbarligen mer än webbkamera och teleskop för att ta en bild. En dator med
lämplig programvara är nödvändig. Det bästa är att använda en bärbar dator. Datorn själv
behöver inte ha några extrema funktioner – en äldre modell räcker. Men den måste ha en
USB-port, där man kan ansluta webbkameran. Om det är en kamera som är ombyggd för
långtidsexponeringar måste datorn också ha en printerport – på nyare modeller saknas ofta en
sådan.
Det finns ett stort urval av lämplig programvara; många av dem är gratisprogram. Vi
behöver ett program som styr kameran och ett annat som behandlar de tagna bilderna. En
stjärnkarta på datorn (”planetarieprogram”) är också en god hjälp, t ex Cartes du Ciel
(http://www.stargazing.net/astropc/), SkyMap (http://www.skymap.com/) eller Starry Night
(http://www.starrynight.com/). Alla dessa program går att ladda ner från webben.
Vi rekommenderar programmet K3CCDTOOLS för att styra kameran. Det hittar du på
webben på http://www.pk3.org/Astro/software.htm. En annan möjlighet är programmet
AstroVideo (http://ip.pt/coaa/astrovideo.htm) som är shareware (man bör betala efter 21
dagar). Ett annat bildbehandlingsprogram som vi speciellt vill uppmärksamma är Iris, som
finns på http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm). Man kan också använda ett enklare
program, Astrostack, men det har färre funktioner – det finns på http://www.astrostack.com/.
Nästa utmaning är att installera webbkameran och den nödvändiga programvaran. I
Windows XP installeras drivrutinerna till Vesta TOUcam automatiskt, men äldre versioner av
Windows kräver installation från medföljande CD. (En varning från översättaren: om man
installerar drivrutinerna från CD, får man inte koppla in kameran förrän programmet
uppmanar en att göra detta!)
7 Förberedelser för observationer
(Här har flera avsnitt hoppats över – de handlar om observationsteknik i allmänhet, t ex vikten av att
välja en bra observationsplats och hur man orienterar sig på himlen, etc. Detta gäller sidorna 21-24 i den
engelska version, dit vi hänvisar läsaren för mer detaljer. Vi har här tagit med sådant som mer direkt har
med själva fotograferingen att göra.)
Vi bör börja våra observationer med att ställa in teleskophuvudet, så att en av dess axlar
(benämnd right ascension-axel /RA-axel/ eller polaxel) pekar mot Polstjärnan. Ett mer
avancerat stativhuvud en liten inbyggd kikare, polarskop, som är parallell med polaxeln för
detta syfte. Vid korrekt inställning syns Polstjärnan i centrum av polarskopets synfält. Om
stativet inte har något polarskop, får vi lita till vår intuition och genom att kika utefter
polaxeln försöka ställa in stativet och teleskophuvudet så att polaxelns förlängning pekar rakt
mot Polstjärnan. Det är viktigt att göra denna inställning så noga det går, eftersom det då
räcker att justera himlavalvets skenbara rörelse med en av finjusteringskablarna. Vi får tyvärr
acceptera att stativet inte går att ställa in helt perfekt - för detta krävs det att teleskopet är
uppställt i en observatoriekupol och att det inte rubbas, för det tar två nätter för att fullt ut
justera teleskopmonteringen. Därför kommer vi att bli tvungna att göra små korrektioner med
finjusteringskabeln även för den andra axeln (kallad deklinationsaxeln), men ju bättre vi
ställer in stativhuvudet desto mindre korrektioner måste vi göra.
9
Om vi inte har ett teleskop, utan bara webbkameran med ett kameraobjektiv på ett vanligt
kamerastativ, hoppar vi förstås över ovanstående procedur. Det är ändå bra att stativet är
stadigt och står nära datorn, så att vi kan vrida på webbkameran utan att lämna tangentbordet.
Innan vi startar en fotografisk observation, är det lämpligt att observera det objekt vi är
intresserade av med ett (mindre) teleskop eller fältkikare. Det kommer att göra det lättare att
hitta vårt objekt med teleskopet med monterad webbkamera. En fältkikare (gärna 7x50) har
stort synfält och ofta god ljusstyrka, vilket gör det lätt att nebulösa objekt. Genom att veta hur
de ser ut och hur det ligger i förhållande till de omgivande stjärnorna, är det lättare att hitta
objektet i teleskopet. Men vi bör i första hand använda en sökarkikare (sökare), ett nödvändigt
tillbehör på ett större instrument. En sökare har låg förstoring med ett relativt stort synfält,
vilket gör det enkelt att rikta teleskopet mot det objekt vi ska fotografera. Sökaren är
monterad på huvudtuben, ofta med två fästen försedda med justeringsskruvar. Det är viktigt
att sökarens och teleskopets optiska axlar är parallella så att ett objekt befinner sig i centrum
av synfälten i båda! Sökaren bör justeras in under dagtid genom att rikta den och teleskopet
mot ett avlägset föremål.
Vi riktar nu in teleskopet mot ett objekt och låser sedan reglagen för rörelse i RA- och
Dec-led. På detta sätt undviker vi att teleskopet rubbas om vi råkar stöta till tuben. Nu återstår
bara finjusteringsrattarna (eller dito kablar). Syftet med dessa är att ändra teleskopets
inriktning med stor precision, och den ena av dem (kopplad till RA-axeln) används för att
följa himlavalvets rörelse. (Det som nu sagts gäller förstås bara teleskop med ekvatoriell
montering och som inte är motordrivna eller datorstyrda.)
När vi har ställt in teleskopet rätt (och kontrollerat att objektet är i teleskopets synfält)
ansluter vi webbkameran till det med en lämplig adapter. Denna har skruvats in i
webbkameran i stället för det ordinarie objektivet (var varsam – objektivgängan är av plast).
Adapterns andra ände är rörformad och passar in i teleskopets okularhållare (diam. 1,25”,
standardformatet för de flesta mindre teleskop). Kamera med adapter ersätter okularet.
Den sista delen av förberedelserna är att ansluta webbkameran till datorn. Om vi inte
tänker göra långa exponeringar – om vi tänker ta bilder av t ex av månen, solen eller kanske
ljusstarka planeter, räcker det ansluta den ena kabeln till USB-porten. För att kunna använda
den ombyggda kamerans möjligheter fullt ut måste man ansluta den andra kabeln till
parallellporten.
Innan vi tar bilder måste vi ställa in skärpan, vilket betyder att vi måste justera
webbkamerans läge så att CCD-plattan ligger precis i fokus för teleskopets objektiv/spegel.
För att göra detta måste vi starta programmet som sparar bilderna från kameran.
8 Att spara bilderna i datorn.
8.1 K3CCDTools
Att spara bilderna görs bäst med programmet vi nämnde tidigare K3CCD Tools som fungerar
med Philips ombyggda webbkameror. Programmet har många funktioner och det bästa är att
lära sig genom ’trial and error’ – ändra inställningar och se efter hur det påverkade bildens
utseende. Här går vi igenom några av de grundläggande valmöjligheterna och egenskaperna
hos programmet (ver. 1.1.7.541; det är en bra idé att alltid ha den senaste versionen nerladdad
från webben). Denna version av programmet är gratis, men producenten vill att vi laddar ner
en ny nyckel från hans webbsajt med några veckors mellanrum. När vi starar programmet
dyker denna dialogruta upp:
10
Den betyder att vi måste ladda ner en ny nyckel från
http://www.pk3.org/K3CCDTools/freekey.htm. För att göra
detta kopierar (Ctrl+C) vi alla siffrorna i den vita boxen
(nyckeln) på webbsajten och klistrar in dem genom att
klicka på Enter Key-knappen i dialogrutan ovan, vilket ger
oss nästa dialogruta:
Här klistrar vi in nyckeln genom att
klicka på Paste key from clipboard,
och sedan på OK nu kan vi använda
programmet ytterligare ett par veckor.
När registreringen är klar kommer vi att se programmets huvudfönster (se till att kameran är
ansluten):
11
Innan vi börjar med observationerna bör vi ställa in de viktigaste parametrarna i programmet
genom att välja Settings i Options-menyn.
I dialogrutan är det lämpligt att välja Frame rate till 5 bilder/s
(fps). Vi kan också i Directory ange i vilken mapp bilderna ska
sparas och i File name ge bilden ett namn.
Mycket viktig för oss är knappen Video, som öppnar dialogrutan:
Här kan vi välja upplösning för bilderna
vi sparar; rekommendation: 640x480
pixlar. De övriga flikarna på Settingsmenyn (Seq. Processing, Camera och
Guiding) behöver vi inte bry oss om nu
eftersom de förvalda värdena (default)
passar oss bra. Om vi använder en
kamera som byggts om för långa
exponeringar bör vi kontrollera att SC
Long Exposure modified camera under
fliken Camera är markerad.
Nu ska vi ställa in webbkamerans arbetsparametrar. Välj
fliken Video Capture på Settings-menyn och klicka på
Video Source eller på knappen
. Har du kopplat in en
Philips TOUcam dyker denna dialogruta upp:
12
Bekräfta valet av
bildhastighet (5 fps) och avmarkera alla vita
boxar. Skjutreglarna Brightness, Contrast,
Gamma och Saturation kan lämnas
oförändrade.
När detta är klart går vi vidare till fliken Camera Controls som ser ut så här för Philips
TOUcam:
Detta är en mycket viktig dialogruta,
eftersom det är här vi bestämmer de
inställningar för kameran som passar det
objekt vi ska fotografera. För det första ska
vi stänga av de förinställda värdena genom
att avmarkera Auto-boxarna i vitbalans-rutan
(White balance) och i rutan Exponering
(Exposure). Vi måste välja en av
inställningar för vitbalans, även om ingen av
dem är optimal för astrofotografering.
Troligen påverkar inställningen FL färgerna
minst, men det kan vara en bra idé att prova
andra inställningar också. Vi markerar också
Off i Flickerless-boxen.
Nu återstår de två viktigaste reglagen: Shutter speed och Gain. Den första ska användas vid
kortare exponeringar, t ex när vi fotograferar månen. Genom att flyta på reglaget bestämmer
vi exponeringstiden och därmed den mängd ljus som träffar den ljuskänsliga ytan. Kortare
exponeringstid (reglaget skjuts åt höger mot Fast) ger mörkare bild. Men var försiktig –
skjuts reglaget för långt mot Fast blir bilden kolsvart! Observera att läget hos detta reglage
inte spelar någon roll då vi använder den ombyggda kameran som ställts in för långa
exponeringar. Det är då bäst att skjuta den till vänsterläget (Slow).
Det andra reglaget (Gain) bestämmer förstärkningen hos elektroniken som omvandlar ljus
till en elektrisk signal. Ju högre förstärkning (reglaget åt höger) ju ljuskänsligare blir
webbkameran och desto ljusare bilden MEN samtidigt ökar bruset i bilden. Den optimala
inställningen av förstärkningen beror på objektet vi ska fotografera. När vi tar bilder av
ljusstarka objekt (månen, stjärnor, stjärnhopar) så provar med arbeta med låg förstärkning
(reglaget inom den vänstra halvan av sitt område) därför att denna inställning minskar bruset,
samtidigt som bilden blir tillräckligt ljus. Om vi å andra sidan fotograferar mycket ljussvaga
objekt (galaxer, nebulosor) med låg förstärkning kanske vi inte får någon bild alls. I så fall får
13
vi öka förstärkningen och hålla i minnet att det kan bli nödvändigt att ta många bilder av
samma objekt för att kompensera för ökningen i brus (se sid. 8).
När vi är klara med inställningarna stänger vi dialogrutan för att återgå till K3CCDTools
startsida. Nu ska vi ställa in skärpan. Om vi inte kan se någon bild från webbkameran på
bildskärmen klickar vi på preview-knappen . Om vi fortfarande inte ser någon bild kan vi
prova med att lysa in i teleskopet med en ficklampa – kanske vi inte ser någon bild bara för att
bilden är för mörk! Det är mycket svårt att fokusera på himmelsobjekt (möjligen med
undantag av månen!) eftersom bilderna är mörka och fokuseringen från början usel (och det är
den alltid i början!). Detta är den vanligaste orsaken till att de första försöken med
astrofotografering med webbkameran misslyckas. Vi gör det till en vana att börja med att
fokusera på t ex en avlägsen gatulampa – minst 100 meter bort, ju avlägsnare desto bättre. En
gatulampa underlättar fokuseringen en hel del – fast tänk på att vi helst ska hålla oss undan
från sådana störande ljuskällor. När vi gör detta använder vi inte inställningen för långa
exponeringar, så för att få rätt exponering av bilderna använder vi reglaget Shutter Speed.
Observera att bilden inte får blir för ljus (överexponerad) för det gör det svår att ställa in fokus
så att lampan blir skarp. När vi har en skarp bild av lampan kan vi rikta teleskopet med
kameran mot ett ljust objekt på himlen – månen, en planet eller en ljus stjärna för att
slutgiltigt ställa in bästa skärpa. Det är viktigt att använda ett ljusstarkt objekt för inställning
av skärpan, eftersom vi då kan använda korta exponeringstider, vilket gör att vi genast kan se
hur skärpan ändras då vi vrider på fokuseraren utan att behöva vänta en sekund eller längre.
Vi väntar nu några sekunder för att eventuella vibrationer i stativet ska dö ut så vi kan
kontrollera att vi har bästa skärpa.
När bilden är skarp kan vi börja ta bilder. Det finns fyra sätt att ta bilder.
8.2 Att ta enstaka bilder
Genom att klicka
dyker en dialogruta upp:
Varje gång du klickar på Capture tas en bild. När du klickar på Close
sparas sekvensen av bilder du tagit på hårddisken. Du kan också koppla
in automatisk läge (mode) genom att markera boxen Enabled och skriva
in tidsmellanrummet (Period) mellan exponeringarna.
8.3 Att ta en videosekvens
När du klickar på
kommer programmet att exponera en film med den förinställda
hastigheten (t ex 5 bilder/s som vi tidigare valt på Image Controls-fliken i Video Sourceboxen). För att avbryta högerklickar du på musen.
8.4 Att ta videosekvenser med förinställt tidsmellanrum
När du klickar på
dyker nedanstående fönster upp, där du kan ställa in längden på varje
videosekvens (Duration) och tidsmellanrummet mellan dem (Period) samt hur många
sekvenser du vill filma (markera Repeat Count-boxen och ange antal).
14
Om du inte markerar Repeat Count kommer exponeringarna att
fortsätta tills du trycker på Stop eller Close. Bildhastigheten blir den du
tidigare ställt in.
8.5 Långa exponeringar
När du klickar på
dyker ett fönster upp där du kan styra kameran vid långa exponeringar:
Här kan du ställa in exponeringstiden med början på 0,5 s i steg på
0,5 s. Du kan också ställa in hur många bilder du vill ta och
tidsmellanrummet mellan dem om du markerar Repeat Count och
Repeat Period-knapparna (om du inte gör detta tas en bild i taget).
Med förhandsgranskningsknappen
kan du förhandsgranska de tagna
bilderna, Inspelningsknappen
startar inspelning av en videosekvens
och enstaka bilder kan tas genom att klicka på knappen för enstaka
bilder .
Detta fönster kommer vi oftast att använda när vi ska fotografera stjärnor nebulösa objekt. Vi
får då inte glömma att ansluta kamerans extra kabeln till skrivarporten på datorn.
Slutligen kommer vi till den viktigaste uppgiften: att hitta vårt objekt och placera det i
centrum av webbkamerans synfält. Om kameran är kopplad till et teleskop kan vi använda
sökarkikaren för detta. Om vi använder webbkameran med ett kameraobjektiv på en fotostativ
har vi ingen sökare utan måste försöka rikta in kameran så gott det går mot det önskade
området på himlen. Det kan vara en god idé att öva på detta på dagtid eller på kvällen när du
kan sikt på gatulampor. För at vara säkra på att objektet verkligen finns i kamerans synfält bör
vi jämföra bilderna med en stjärnkarta, helst med en som finns i datorn. När vi fotograferar en
nebulosa, kan det vara en god idé att använda en hög förstärkningen när vi riktar in
kameran/teleskopet (Gain-reglaget) så att vi kan se även svagare objekt med en enda
exponering. När vi har rätt riktning ställer vi om Gain till ett lägre värde för att minska
brusnivån.
Det är en grundregel att alltid att alltid ta/spara många bilder, vare sig vi använder korta
eller långa exponeringstider. Genom att lägga ihop många bilder till en kan vi reducera
brusnivån avsevärt i den slutliga bilden och dessutom kan vi få bilder av objekt som är så
ljussvaga att de knappast skulle vara synliga i en enda exponering.
Det är också en bra idé att före (eller efter) våra exponeringar att göra en
mörkerexponering (darkframe), dvs att exponera en bild med objektivet övertäckt. Denna
exponering måste sparas med exakt samma inställningar som själva bilden. Det kan dessutom
vara bra att göra många mörkerexponeringar och ta ett medelvärde av dessa som sedan
subtraheras från originalbilden. På detta sätt kan vi minska en del av bruset som orsakas den
jämförelsevis höga temperaturen i en webbkamera som inte har kylning. I en bild som inte
korrigerats på detta sätt kan man se bruset som ”heta” pixlar – ljusa punkter som inte är
stjärnor.
När vi sparat bilderna av himlen och mörkerexponeringarna återstår en hel del arbete – att
addera individuella bilder, att ta ett medelvärde av mörkerexponeringarna, subtrahera dessa
från summabilden samt många andra moment som syftar till att få ut så mycket information
som möjligt ur de data vi samlat in (i form av bilder). Som tur är kan vi bekvämt göra detta
vid skrivbordet!
15
9 Bildbehandling med Iris
När vi tagit våra första bra bilder är det dags att behandla dem digitalt – bildbehandling. Med
en sådan procedur kan resultatet bli ojämförligt mycket bättre än originalet. Det finns många
program som reducerar bruset, lägger ihop bilder och korrigerar färgerna. Vi ska här använda
programmet Iris för vår bildbehandling. Programmets startsida ser ut så här:
Vi kan spara data antingen som enskilda bilder eller hela videosekvenser i avi-format. För att
få veta mer om hur och varför bildbehandling kan öka kvaliteten på våra bilder, kan vi
rekommendera en utmärkt artikel av Grzegorz Wrochna ”CCD image enhancement
techniques for high noise devices”(http:/ccd.astronet.pl/ccd_tech.pdf).
Det första vi måste göra är att konvertera avi-filen. Så här gör man:
Vi skriver in sökvägen till vår arbetsmapp i Arkiv-menyns Inställningar, varefter vi väljer
Filetype = FIT, om denna inte redan är vald. För att konvertera måste vi välja AVI-konversion
i Arkiv-menyn och ange namnet på filen som vi ska konvertera: namn.avi; i denna ruta väljer
vi också antingen Color (färg) eller Black & White (svart/vitt). I förra fallet bör man ange
passande filnamn för de röda, gröna respektive blå banden (om det gäller bilder på Jupiter,
kan jr, jg och jb vara bra namn). För svartvita bilder behöver man ange filnamnet för det
pankromatiska bandet, t ex i ; Delay between display (fördröjning till visning): 0.00
sekunder, och slutligen bör alternativet Remove duplicated images (radera dubletter)vara
markerat. Klicka nu på Convert. Ett resultatfönster kommer nu upp, där antalet bra bilder
efter konverteringen anges, t ex 99. I arbetsmappen kommer det nu att finnas 99 filer med
namnen i1.fit, …i99.fit.
16
9.1 Att göra en mörkerexponering (dark frame)
Exponera ungefär 100 bilder med objektivet täckt och spara dessa som en fil med namnet
dark.avi. Konvertera den till FIT-formatet (som ovan). Skriv in smedian 2 i 99; save dark.
Kommandot smedian2 adderar 99 bilder och beräknar deras medianvärde.
Medianberäkningen reducerar inverkan från extrema värden, t ex från inverkan av kosmisk
strålning (som ger kraftigt exponerade pixlar). Med kommandot save sparas resultatet i
arbetsmappen i FIT-formatet, t ex som dark.fit.
9.2 Förbehandling
Exponera en sekvens av t ex 100 bilder av ett intressant objekt som en fil med namnet
stars.avi. Konvertera sekvensen till FITS-format enligt ovan. I kommandofönstret skriver vi:
sub2 and dark s 0 99. Kommandot sub2 kommer att subtrahera dark.fit från var och en av
bildrutorna och spara resultatet som s*.fit. När detta är klart kommer den sista bildrutan i
sekvensen, s99.fit att vara synlig på skärmen. Nu adderar vi den första bildrutan s1.fit med
kommandot add s1. Om vi har tagit sekvensen med statisk kamera (inte följt med i
himlavalvets rotation) eller om RA-axeln inte varit rätt inställd kommer den första och den
sista bildrutan inta att överlappa varandra exakt. Välj en ljus stjärna och dra upp en rektangel
som innehåller båda bilderna (av stjärnan). Skriv sedan in register s r 99. Kommandoregistret
flyttar nu bildrutorna s* så att stjärnan finns på samma plats på alla bildrutorna r*. Sedan
adderar vi alla r*-rutorna: add_norm r 99 och sparar resultatet på hårddisken som stars.fit:
save stars. Det är också bra att skära bort kanterna i bilden eftersom de blivit ojämnt
exponerade när vi flyttat de ingående bildrutorna innan vi adderade dem: window 5
10 590 470 save stars2. Siffrorna är koordinaterna x1, y1, x2, y2 för nedre vänstra och övre
högra hörnet i den beskurna bilden.
17
9.3 Grafisk bildbehandling
I Threshold-fönstret (tröskel-) använd markören för att ställa in det lägre tröskelvärdet för att
skära bort det mesta av bruset och det övre tröskelvärdet för att få en lämplig kontrast. Du
kan också prova dig fram med filtren i menyerna View och Processing. Spara den färdiga
bilden i bitmap-format som stars.bmp med kommandot savebmp stars.
Om du inte är nöjd med resultatet kan du försöka med funktionen ”Unsharp masking of a
sequence” som kan förbättra kvaliteten på bilden.
18
Med filtren i programmet kan du förbättra bildkvaliteten – du hittar dem på verktygsraden. Vi
rekommenderar att du provar en del av dem, t ex ”Gauss-filtret” för att se hur de påverkar
bilden. Wavelet är en mycket användbar funktion som extraherar information från bilden efter
en förinställd skala.
När du använt alla möjligheter för att förbättra bilden kan vi slå ihop de olika
(färg)kanalerna efter det att vi adderat alla bildrutor i varje kanal: För att göra detta skriv:
trichro [red] [green] [blue].
19
10. Exempel på bilder
Bild på Jupiter tagen 2003.04.16
ungefär kl. 21.
Bild Saturnus tagen samma dag
ungefär kl. 21.30.
Alcor och Mizar
Coma Berenices
Bildkvaliteten kan höjas ytterligare genom att använda andra grafiska program, t ex
PaintShop Pro (http://www.jasc.com/), Gimp (http://www.gimp.org/) eller PhotoShop.
Bilden på Jupiter, som tagits fram från samma film som bilderna på föregående sidor,
visar hur mycket man kan göra med en bild. Gränserna sätts bara av oss själva och vår
artistiska förmåga.
20
Har man kommit igång med äventyret att fotografera de mesta attraktiva himmelsobjekten
och fått fram ett par dussin tjusiga bilder, behöver man inte stanna där. Mer avancerade
forskare kan börja söka efter asteroider. Vi råder dem som vill vara med i riktig vetenskaplig
forskning” att bekanta sig med projekt för övervakning av variabla stjärnor. Det är värdefullt
för professionella astronomer att få tillgång till ljuskurvorna även för välkända variabla
stjärnor. Kanske kan man också ha turen att upptäcka en ljusstark nova eller halon från en
gammablixt. Det finns förvånansvärt många fenomen på himlen som ligger inom räckhåll för
en webbkamera!
11 Företag på Internet
• Astrokrak – webcams’ adapting rings; http://www.astrokrak.pl/
• Delta Optical – optical instruments, telescopes, accessories; http://www.astronomia.net.pl/
12 Bra programvara
• K3CCD TOOLS
http://www.pk3.org/Astro/software.htm
• AstroVideo
http://www.ip.pt/coaa/astrovideo.htm
• Iris
http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm
• Astro Snap
http://astrosnap.free.fr/
• Cartes du Ciel
http://www.stargazing.net/astropc/
• Starry Night
http://www.starrynight.com/
• Sky Map
http://www.skymap.com/
• Other astronomical software – for instance AstroCD
http://astrocd.astronomia.pl/
13 Bibliografi och användbara webb-sajter
• http://sus.univ.szczecin.pl/~ecliptic/vesta3.htm
A very useful site describing measurements of variability of stars with a Vesta webcam
• http://ccd.astronet.pl/
A detailed description of installing a camera and how to make a good use of it
• http://www.astronomia.net.pl/
• How to do astronomy in school? http://www.cft.edu.pl/astro/
21
APPENDIX IRIS: (v.3.81) – selected commands
Explanations
• current image = the image currently displayed
• T_ - tri-colour commands that work simultaneously on file sets of three: R.fit G.fit B.fit containing
the
red, green and blue components.
• Particular names (e.g. saturn.fit) should be substituted for the italicized names (e.g. file.fit)
Reading from the disk and saving
• LOAD [file] – loads and displays the image from the file file.fit
• SAVE [file] – saves the current image in a file file.fit
• SAVEBMP [file] – saves the current image as file.bmp
• T_COPY [in_R] [in_G] [in_B] [out_R] [out_G] [out_B] [N] – copies [N] number of files
in_R{i}.fit into out_R{i}.fit and so on
Displaying
• STAT – statistical information about the current image
• VISU [t2] [t1] – displays the current image, setting the thresholds at t1 and t2
• TRICHRO [R] [G] [B] – displays a colour image of the components R.fit G.fit B.fit
• BLINK [file1] [file2] [ms] – shows subsequently file1.fit and file2.fit every ms milliseconds
• BLINK [file1] [file2] [file3] [ms] – as above, for three files
• BLINKOFF – turns off blinking
Adding images
• ADD [file] – adds file.fit to the current image
• ADD_NORM [file] [N] – adds N number of file{i}.fit and scales them, eliminating oversaturation
• SMEDIAN2 [file] [N] – computes the median of N files file{i}.fit
• COMPOSIT [file] [sigma] [iter] [satur] [N] adds N files file{i}.fit, discarding values
differing by sigma standard deviations; iter – the number of iterations, satur=1 eliminates saturation
• T_ADD [R] [G] [B] [N], T_ADD [R] [G] [B] [N], T_SMEDIAN [R] [G] [B] [N],
T_COMPOSIT [R] [G] [B] [sigma] [iter] [satur] [N]– tri-colour versions of the above
Subtraction and multiplication
• MULT [c] – multiplies the current image by the real number c
• MULT2 [file] [N] – multiplies N files file{i}.fit by the real number c
• T_MULT [cR] [cG] [cB] [N] – for i=1...N, r{i}.fit = r{i}.fit* cr,etc.
• SUB [file] [c] – subtracts file.fit from the current image and adds the real number c
• SUB2 [in] [file] [out] [c] [N] – for i=1...N, out{i}.fit = in{i}.fit – file.fit + c
• T_SUB [R] [G] [B] [N] – for i = 1...N r{i}.fit = r{i}.fit – R.fit,etc.
Adding layers
• REGISTER [in] [out] [N] – moves the images in{i}.fit according to the star inside the rectangle
drawn with a mouse; the result in out{i}.fit
• PREREGISTER [in] [out] [N] – a rough version of REGISTER
• RREGISTER [in] [out] [N] - moves and rotates the images according to two stars chosen in the
menu Analysis / Select objects
• COREGISTER2 [in] [out] [N] - moves, rotates and scales the images
22