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Discussione: Fotografia con un CCD

  1. #1
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    Cool Fotografia con un CCD - La scelta di un CCD

    Fotografia con un CCD


    Indice degli argomenti del tutorial

    Prima parte - La scelta della camera CCD
    (parte 1) [post #1]
    (parte 2) [post #2]
    Seconda parte - Parametri fondamentali del sistema CCD-telescopio
    Terza parte - Le operazioni preliminari e le riprese al telescopio.
    Quarta parte - Tecniche e accessori utilizzati nelle riprese con camera CCD
    ___________________________________________

    Prima parte
    La scelta della camera CCD
    ovvero: perché sceglierla al posto di una fotocamera reflex digitale?


    Con questo mio intervento voglio proporvi e mettere in comune alcune mie esperienze con l’uso della camera di acquisizione di immagini astronomiche CCD raccontarvi delle scelte a cui sono pervenuto, delle difficoltà, delle tecniche riguardanti l’utilizzo, la ripresa, l’acquisizione di immagini che ho imparato in questi 2 anni in cui sono in possesso di questo dispositivo.

    In questo mio primo intervento vi spiego cosa mi abbia spinto a scegliere la strada di confrontarmi con la camera CCD.
    Le mie conoscenze su questo argomento e sulla fotografia CCD, per quanto siano limitate e certamente modeste, rispetto a quelle di molti altri astrofotografi in circolazione possono comunque essere utili per chi si vuole cimentare o ha già iniziato a percorrere una strada analoga alla mia, in quanto derivano da un’esperienza concreta, la mia; descrivendo la maniera di affrontare tutti i pro, ed i contro, e con tutti i problemi, ma anche le soddisfazioni rispetto ad altre tecniche e strumenti che si potrebbero scegliere.

    Innanzitutto avrete capito che, per quanto mi riguarda ho scelto la strada di dotarmi di una camera CCD, e non più semplicemente di una macchina fotografica digitale, magari reflex (le cosiddette DSLR) per riprendere gli oggetti del cielo. Ho quindi saltato a pié pari l’esperineza dell’astrofotografia digitale comunemente esercitata dagli astrofili di oggi, che prediligono per varie, valide ragioni l’ultilizzo di una reflex digitale per immortalare le meraviglie del cielo,

    Come ulteriore premessa per spiegare bene le mie scelte devo dire anche alcune cose e fare un po’ di storia: riguardano la mia esperienza e la mia storia personale nell’ambito dell’Astronomia. Essendo io, astrofilo, da circa 30 anni, ormai, posso dire che ho passato parecchie esperienze in questo campo.
    Ero essenzialmente un astrofilo visualista ed itinerante anche se ho sempre affrontato la nostra disciplina a 360 gradi, e quindi ho avuto molte esperienze in campo astrofotografico, sia come astrofilo itinerante e con strumentazione personale sia in osservatori amatoriali, dove ho avuto tra l’altro i miei primi approcci con la ripresa digitale proprio con le prime camere CCD per astronomi dilettanti. Queste esperienze mi hanno quindi già “formato” nell’ambiente e nelle tecniche. La mia conoscenza astrofotografica però si è formata all’epoca in cui la pellicola la faceva ancora da padrone; è con essa che ho fotografato il cielo negli anni passati ed i trucchi e le conoscenze in materia sono state acquisite utilizzando quel supporto.
    Ma da circa 4-5 anni ormai si può dire che la pellicola in astrofotografia è di gran lunga superata sia in tecniche sia in versatilità che in qualità dai dispositivi digitali. Sentivo quindi il bisogno anch’io, come molti di fare un cambiamento di tecnologia, ma ciò mi avrebbe costretto ad acquistare una nuova macchina fotografica reflex digitale. Il problema è che per vari motivi che sarebbe lungo ed inutile spiegare qui, non me la sentivo proprio di accollarmi tale spesa.
    Nel contempo ho avuto l’occasione di costruire nella casa dove abito, una terrazzina sul tetto che funge anche base (apertura) da considerare come osservatorio astronomico vero e proprio, anche se semi fisso (l’ho chiamato Osservatorio EOS, esiste anche un sito web all’indirizzo: http://www.webalice.it/gpinazzi/eos). Grazie a tale evento e progetto ho un po’ abbandonato quindi la vecchia filosofia di astrofilo itinerante che si porta dietro la propria strumentazione alla ricerca di cieli bui per osservare e fotografare. Trattandosi però di una postazione inserita all’interno di un centro abitato, sotto cieli suburbani, la qualità dello stesso non è certo quello che si può trovare appunto in montagna o in analoghi siti idonei.
    Avendo quindi a disposizione ormai un piccolo “sito fisso”, un osservatorio astronomico (anche se con strumentazione semi-fissa) mi sono cimentato subito nell’impresa di dotarlo di accessori e suppellettili degne di una struttura del genere, e per esso, potrà sembrare anche esagerato, mi sono sempre ispirato allo stile ed alla dotazione strumentale che si può trovare negli altri osservatori, anche di grande prestigio, sia amatoriali che professionali.

    Detto questo al momento della scelta di un dispositivo moderno che mi permettesse di fare un passo avanti nelle tecniche digitali di ripresa astronomica astronomica del cielo profondo, che fosse anche “degno” di un osservatorio astronomico che si rispetti, la mia scelta non poteva che cadere appunto su una camera CCD progettata espressamente per riprese in astronomia e non solo o non semplicemente su una Reflex digitale, la quale nella maggioranza dei casi dispone di sensori, filtri accessori e dispositivi interni non esattamente adatti per riprendere con tranquillità gli oggetti celesti del cielo profondo.

    Ma oltre alle ragioni di tipo “filosofico”, diciamo così, la scelta di utilizzare una camera CCD per astronomia e non semplicemente una DSLR ha anche una serie di altre ragioni che elenco nel prossimo post (per non appesantire più di tanto questa prima parte), e che secondo me sono da valutare se qualcuno si trova o si è trovato ad affrontare la scelta che ho fatto io, trovandosi nelle mie stesse condizioni, ossia avere la possibilità di una postazione fissa o semi fissa.

    [continua]
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  2. #2
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    La scelta della camera CCD

    [continua dal msg precedente]

    La prima ragione teorica ed anche pratica per cui scegliere una camera CCD, secondo me è rappresentata dalla sua potenza di acquisizione del segnale luminoso, in una parola dalla sua alta sensibilità, dalla sua capacità del suo sensore di saper registrare stelle ed oggetti celesti molto deboli e lontani anche in condizioni estreme e sfavorevoli come quelle che si possono trovare sotto un cielo cittadino.



    Ovviamente il CCD darebbe comunque il meglio di sé sotto cieli bui, sempre e comunque come tutti i dispositivi di ripresa fotografica, ma molto, tanto, può essere fatto anche da cieli a forte inquinamento luminoso ed il CCD ha qualche marcia in più rispetto alle comuni reflex digitali sotto cieli cittadini. Queste ultime, va detto riescono anch’esse a fare “miracoli” sotto le stesse condizioni sfavorevoli, ma forse solo usando molta perizia, molta tecnica ed esperienza da parte dell’astrofotografo che forse con un CCD per astronomia per varie ragioni può essere più facile conseguire.

    Una ragione da valutare nella scelta a favore del CCD è poi rappresentata naturalmente dalla sua dinamica e profondità elettronica ossia il valore e in bit con cui vengono registrate e trattate le immagini riprese: di solito 16 bit (65500 livelli di grigio) ed anche più, in alcuni modelli di alta fascia, rispetto ad una reflex digitale che arriva di solito a 11-12 bit di dinamica (2048-4096 livelli di grigio) del sensore e dell’elettronica. Questo vuol dire anche che il CCD ha la possibilità di discriminare meglio e con più precisione le sfumature e le scale di grigi degli oggetti ripresi, più di quanto si possa fare con le fotocamere digitali, e soprattutto poter ovviare più facilmente, avendo appunto più “spazio” dinamico, alla luce di fondo rappresentata dall’inquinamento luminoso. In poche parole un CCD è meglio attrezzato rispetto ad una DSLR, per far “emergere” più facilmente ed in maniera più efficiente e precisa la debole luce dei lontani oggetti deep sky dal soffocante chiarore del cielo provocato dall’inquinamento luminoso di una media postazione nella prima periferia cittadina quale quella in cui mi trovo io.
    Direi senz’altro che questa è la ragione principale, per quanto mi riguarda, per cui la mia scelta si è rivolta decisamente all’acquisto di una camera CCD rispetto ad una reflex digitale.



    Una delle ragioni fondamentali e decisive nella scelta a favore di un CCD per le riprese astronomiche è sicuramente data dalla presenza di un sistema di raffreddamento del sensore. Le macchine fotografiche digitali posseggono il sensore elettronico sprovvisto di un sistema di raffreddamento. Un CCD per astronomia, tranne quelli di costruzione semplice o economica, posseggono un sistema elettronico, le cosiddette celle di Peltier, che raffredda considerevolmente il sensore ad una temperatura molto al di sotto dello zero.
    Questo consente di contenere in maniera apprezzabile il cosiddetto rumore elettronico di fondo dei sensori elettronici, che è invece presente sui sensori delle DSLR, e che in generale penalizza la ripresa astronomica, con il risultato di ottenere immagini meno pulite e meno profonde. Il rumore di fondo se contenuto da un buon raffreddamento come avviene nei CCD disturba in maniera meno importante rispetto a quanto avviene nelle fotocamere digitali, rendendo possibile la raccolta e la visibilità del segnale raccolto dall’oggetto celeste in maniera più evidente. In poche parole si guadagna in rapporto segnale-rumore, si possono discriminare oggetti più deboli che con un rumore termico più elevato sul sensore potrebbero essere soffocati dallo stesso e rendersi invisibili. Questa è un’altra ragione per cui un CCD raffreddato per astronomia è sicuramente più sensibile e potente rispetto ad una Reflex digitale.

    Una buona ragione per cui scegliere CCD è puramente di tipo organizzativo. Avendo la possibilità di avere la strumentazione (telescopi montature, accessori) praticamente pronti se non già in posizione e subito a disposizione, tanto vale ripiegare su un dispositivo di ripresa astronomico dedicato anche se concettualmente e struttralmente più complicato. Cade infatti in secondo piano, se non è addirittura ininfluente, in una postazione fissa, il “fastidio” di avere un dispositivo complicato, pieno di cavi al seguito, che ha bisogno sicuramente di un computer al seguito e di tempo per entrare a regime. Il più delle volte un CCD poi è montato, una volta per tutte sull’ottica del telescopio, è già pronto all'uso, magari già in posizione di fuoco (anche se ogni tanto è necessario controllarlo) e quindi il solo fastidio è rappresentato semplicemente dall’accensione e dall’attesa del tempo per portarlo a regime (in “temperatura”) e dalle prime operazioni al computer.
    Invece sarebbe molto scomodo portarsi dietro un dispositivo effettivamente così complicato se si avesse la possibilità solo di doversi spostare per raggiungere i siti più idonei per fotografare il cielo, anche se, bisogna dire, tale operazione è sempre fattibile. Sotto questo aspetto la praticità e la maneggevolezza e quindi la semplicità di una reflex digitale è imbattibile, a mio modo di vedere. Il principale ed il più spinoso dei problemi, in questo caso è rappresentato dall'alimentazione elettrica che necessita il complesso CCD+telescopio+computer, che, se non disponibile per la presenza di una fonte di energia di rete vicina costringe al trasporto di ulteiori e pesanti accumulatori e batterie che siano in grado di sopportare la richesta di tutto il parco strumenti elettronico ed erogare elettricità in maniera costante per molte ore. Un problema complesso da affrontare, per come la vedo io.
    Sono parecchi comunque gli astrofili che pur non avendo strumentazione fissa e spostandosi con tutta la strumentazione per scelta o per necessità, utilizzano ugualmente CCD anche molto complessi e scomodi, portantosi dietro tutta una serie di accessori, batterie, computer e componenti elettronici ed ottici, oltre alla strumentazione astronomica vera e propria che lascia in certi casi veramente perplessi, ma riuscendo comunque in questo modo a conseguire prodotti e risultati astrofotografici di altissima qualità. Insomma un CCD è pensato ed è più adatto per una postazione fissa, ma non è impossibile utilizzarlo anche se si è costretti o si scegli di spostarsi per fare astrofotografia.



    Un’altra ragione per cui ho scelto personalmente un CCD sta nel fatto che oltre agli scopi estetici e “pittorici” dell’attività astrofotografica che avevo intenzione naturalmente di fare presso il mio osservatorio, avevo il progetto di cimentarmi anche in qualche attività di ricerca astronomica (fotometria di stelle variabili e, semmai, astrometria di asteroidi). Queste attività di tipo più scientifico, e forse meno spettacolari sono comunque sempre gratificanti per un astrofilo e comunque molto utili per la comunità scientifica, e per l’avanzamento della conoscenza anche se esercitate “nel nostro piccolo”. Ebbene un CCD, soprattutto se dotato di un sensore in bianco e nero, è sicuramente più adatto per un tipo di attività del genere. Una fotocamera digitale, anche se è sempre possibile utilizzarla ed adattarla allo scopo, lo è di meno. Questo è dovuto soprattutto alla regolarità, linearità e precisione nella risposta del sensore e dell’elettronica, sicuramente più “certificata” e sicura in un CCD pensato per astronomia rispetto a quello di una reflex digitale, che, bisogna ricordarsi, nella maggioranza dei casi, se non in tutti, non è stata progettata per scopi prettamente scientifici ma semplicemente per fotografie comuni.

    Tra le camere CCD in commercio esistono quelle che montano un sensore in bianco e nero e quelle che hanno un sensore a colori. Solitamente si tende a scegliere un dispositivo con sensore in bianco e nero, data la vocazione più scientifica e la sensibilità maggiore del sensore monocromatico rispetto a quello a colori. Chi ha necessità, magari per esigenze di lavori di ricerca, di avere un dispositivo che abbia un sensore in bianco e nero è praticamente obbligato a considerare la scelta di un CCD, escludendo quindi la fotocamera digitale come opzione. La scelta della strada del CCD ha anche, in fondo, una vocazione più “scientifica”, in genere, anche quando le riprese astronomiche che si vuole fare sono puramente e semplicemente artistico-estetiche. Si può dire che con la scelta in favore di un CCD rispetto ad una digicam, l’astrofilo non si preclude alcuna strada ed alcun tipo di attività nel campo astronomico: estetico, fotografico, esplorativo o di ricerca, settori che sono invece più limitati, se si eccettua appunto l’attività puramente fotografica estetica, con una reflex digitale.
    Esistono tuttavia CCD, come detto, anche a colori i cosiddetti “one shot color CCD”. con i quali è possibile effettuare fotografie a colori come se fossero reflex digitali. Questi modelli di CCD si avvicinano alla filosofia delle fotocamere digitali, perdendo quindi anch’essi la vocazione “scientifica”, e un po’ di sensibilità naturale del sensore, ma mantenendo tutti gli altri vantaggi (e svantaggi) di un CCD (raffreddamento del sensore, stabilità elettronica, profondità e dinamica elettronica del sistema ecc.).
    Di contro c’è da dire che si possono effettuare bellissime foto a colori anche con CCD con sensore in B/N, ed anzi, per le foto estetiche del cielo con CCD è pratica comune. Queste si ottengono con una procedura molto lunga ed articolata, tramite l’utilizzo di filtri colorati a banda stretta o banda larga; è la cosiddetta tecnica della tricromia RGB (o quadricromia L-RGB). Una tecnica che richiede parecchio tempo dovendo riprendere lo stesso oggetto più volte attraverso più filtri, con un lavoro di elaborazione finale anche sofisticata, ma che regala forse risultati più vicini precisi e veritieri.

    Tra i difetti quello principale per un CCD secondo me stanno nelle dimensioni generalmente più piccole del sensore che monta e quindi del conseguente campo celeste abbracciato più limitato e circoscritto. E’ sempre una questione di scelte, e di uno scotto da pagare. Per arrivare ad avere sensori delle dimensioni tipiche di una Reflex bisogna generalmente considerare modelli di CCD di livello elevato e di filosofia semi-professionale, con conseguenti costi alle volte esorbitanti o improponibili (almeno per l’utente “medio”).
    Un altro difetto da mettere in conto è la relativa complicazione leggermente maggiore rispetto alle reflex, come già detto, nella gestione e nell’utilizzo, dal punto di vista operativo del sistema CCD + telescopio + computer. Ma, ripeto, è un discorso molto relativo e, per questo ultimo punto, superabile in breve tempo; è il minore dei problemi.

    Ecco in sostanza, secondo me e secondo la mia esperienza, le ragioni e le condizioni per cui è utile fare la scelta di un CCD, se vi è la possibilità.
    Tralascio invece di parlare delle ragioni e dei pro (anche se ne ho accennato brevemente in qualche punto di questo messaggio) di una scelta a favore delle reflex digitali. Ce ne sono molte ma non è la sede adatta; lascio ad altri questo compito.
    In effetti una voce molto negativa per la scelta di un CCD è il suo costo, in media nettamente superiore anche alle reflex digitali anche di alta fascia e professionali.
    Ultimamente alcune marche, anche nuove, rispetto a quelle classiche e nuovi modelli di CCD vengono offerti a costi più abbordabili anche ad utenti ed astrofili con possibilità economiche più limitate, consentendo quindi ad un numero maggiore di appassionati di avere almeno la possibilità della scelta per l’acquisto di un CCD espressamente dedicato all’astronomia, senza dover ripiegare rlla scelta obbligata della reflexx digitale.

    Bene, per ora concludo qui il mio primo intervento; nei prossimi messaggi che posterò entreremo più in dettaglio su caratteristiche e tecniche di ripresa e sulle mie esperienze e trucchi che ho imparato sotto il cielo ed al telescopio (più computer) con il mio CCD in questi 2 anni.

    Ciao, alla prossima
    Giuliano

  3. #3
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    Cool Parametri fondamentali - campionamento

    Seconda parte
    Parametri fondamentali del sistema CCD-telescopio

    Abbiamo a disposizione dunque una camera CCD per astronomia. Per scelta abbiamo un dispositivo di questo tipo per fare riprese agli oggetti del cielo profondo. Come spiegato nei precedenti interventi vi sono delle ragioni specifiche, per fare una scelta di questo tipo. Con esso ci possiamo cimentare ad esempio in lavori di ripresa a scopo di “esplorazione” del cielo (semplice ripresa di oggetti lontani, magari irraggiungibili sia visualmente che con altri dispositivi di ripresa), riprese a scopo di ricerca (misurazioni fotometriche di stelle variabili, Supernovae, Quasar, Ricerca di Supernove extragalattiche, Astrometria di corpi minori del Sistema Solare), ma soprattutto, con un CCD amatoriale possiamo cimentarci nell’Astrofotografia estetica degli oggetti del profondo cielo generalmente con più precisione, dettaglio e profondità.
    E’ quello che voglio illustrare in questo intervento.
    Infatti la vocazione principale di un CCD per astronomia, nel campo “fotografico estetico” è generalmente quello della ripresa di oggetti meno estesi e più contenuti in dimensioni.
    Anche se con un CCD astronomico è possibile benissimo fare fotografie di grandi campi stellari e di oggetti celesti estesi, se lo associamo ad un telescopio dalla focale idonea (come vedremo più sotto), le dimensioni maggiori dei sensori di una fotocamera digitale vedono quest’ultima favorita nella ripresa di vaste aree celesti dove esprime tutte le sue potenzialità nell’esecuzione di spettacolari riprese di oggetti celesti come grandi nebulose ad emissione e diffusione, e le nubi stellari.

    Valutazioni e calcoli iniziali.

    Date quindi le dimensioni del sensore in genere più contenute di un CCD astronomico, se vogliamo comunque utilizzarlo anche per ottenere immagini di vaste nebulose e campi stellari bisogna scegliere il telescopio con una focale adatta a ridurre la scala d’immagine (in poche parole ridurre l’”ingrandimento relativo” dell’immagine) in modo tale da far comprendere tutta l’area celeste che interessa all’interno del campo abbracciato dalle dimensioni del sensore CCD. Per fare questo esiste una formuletta fondamentale viene usata con frequenza qui sotto riportata:

    s = F * a / 206265

    s” sono le dimensioni lineari del sensore (larghezza o altezza)
    F” la focale del telescopio o obbiettivo che dobbiamo conoscere, nel nostro caso;
    a” è il valore in secondi d’arco del campo celeste che vogliamo comprendere nella nostra ripresa fotografica.

    A seconda dell’incognita e della grandezza che vogliamo conoscere invertiremo i fattori di questa equazione.
    Per cui se vogliamo ad esempio conoscere la focale adatta (tutte le altre incognite le conosciamo) la nostra formula diventa:
    F = s * 206265 / a

    Per riprendere, ad esempio, un campo celeste o magari una nebulosa che è vasta, poniamo, 2 gradi (che per la formula trasformiamo in 7200 secondi d’arco), ed abbiamo CCD con un sensore che misura 9,89 mm per 6,7 mm (sono le dimensioni del sensore del mio CCD), allora dalla seconda formula vediamo che la lunghezza focale del nostro telescopio o obbiettivo non deve essere superiore a circa 250mm prendendo in considerazione il lato più lungo del sensore.
    Naturalmente lungo la diagonale del rettangolo del sensore, circa 12mm, avremo un campo stellare abbracciato superiore ai 2 gradi, per questioni geometriche (sono circa 2,7 gradi).
    Il caso più comune è quello in cui disponiamo già di un telescopio, dalla focale nota. Sapendo sempre le dimensioni lineari del sensore del nostro CCD potremo sapere quindi le dimensioni del campo celeste abbracciato. Se abbiamo ad esempio un rifrattore di focale 600 mm vediamo che, invertendo opportunamente i fattori della prima formula, e ponendo “a”, il campo in secondi d’arco, come incognita da calcolare, sulla diagonale del nostro fotogramma avremo poco più di 1° di campo.

    Il campionamento

    Un’altra regola, che ci indica come rendere particolarmente efficiente il sistema CCD+telescopio è quella del cosiddetto “campionamento ideale”. Un concetto legato alle dimensioni dei pixel del nostro sensore ed al potere risolutivo del telescopio, messi in stretta relazione tra di loro.
    Entrambi questi dati li dobbiamo conoscere; di solito sono sempre specificati e li troviamo eventualmente nei documenti e nelle istruzioni allegate.
    Senza entrare nei dettagli basti sapere che per ottenere il campionamento ideale sul nostro sensore, ossia la capacità di ogni singolo pixel del sensore di registrare al massimo della sua efficienza i dettagli forniti dalla risoluzione del nostro telescopio, nel campo della fotografia deep-sky, ogni pixel deve coprire 2 d’arco; questo si ottiene applicando il CCD su un telescopio dalla focale opportuna.
    Esiste quindi una lunghezza focale ideale per ogni camera CCD, che ci andremo a calcolare ed alla quale, per quanto possibile, cercheremo di avvicinarci e/o ci adatteremo, scegliendo lo strumento ottico adatto e dalla focale opportuna.
    Questa regola, comunque, consultando riviste del settore o siti internet che parlano di astrofotografia CCD o con Digicam, si scopre che è spesso disattesa o scavalcata, spesso per ragioni di tipo pratico (ognuno dispone del telescopio e del CCD che ha potuto permettersi, senza doverlo per forza adattare alle rispettive caratteristiche), anche se si cerca di non allontanarsi molto dai valori che essa fornisce.
    Il ragionamento è molto vicino a quello fatto sopra per il sensore completo, solo che in questo caso esso viene fatto considerando le dimensioni di ogni singolo pixel.
    La formula che applicheremo è praticamente quella già vista sopra; ma con opportune modifiche e trasformazioni, si può arrivare ad una formuletta pratica qui sotto riportata che ci fornisce la focale ideale richiesta dal CCD che disponiamo:

    F [mm] = 103 * p [mm]

    F” è sempre la lunghezza focale che vogliamo sapere.
    p” è la dimensione in micron dei pixel del CCD

    Se per esempio il nostro CCD ha un sensore che dispone di pixel da 6,45 micron, applicando la formula vediamo che il nostro telescopio “ideale” dovrebbe possedere una focale di circa 665mm, per ottenere il campionamento ideale nel campo della fotografia del profondo cielo, e quindi la massima efficienza del nostro sistema.
    Più ci allontaniamo da questa situazione ideale e meno efficace sarà il nostro sistema; ovvero, in generale: quanto più la focale del nostro telescopio è maggiore, tanto più il nostro CCD avrà difficoltà a sfruttare in pieno la sua sensibilità, al contrario, se la focale è minore di questo valore ottimale, il dettaglio ed il potere risolutivo fornito dal telescopio non verrà sfruttato e registrato in maniera efficiente dal sensore del CCD.
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  4. #4
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    Cool Le operazioni preliminari e le riprese al telescopio.

    Terza parte
    Le operazioni preliminari e le riprese al telescopio.

    Dopo aver capito quale ottica si adatta alla nostra camera CCD di ripresa, o viceversa, quale CCD scegliere, possibilmente, in base alla dotazione ottica personale, vediamo le operazioni pratiche che dobbiamo eseguire durante una sessione di riprese deep-sky. Vi descriverò una serie di “azioni-tipo” che sono solito fare personalmente in sequenza ogni volta che mi cimento un una sessione fotografica.

    FASE PREPARATORIA: la scelta del soggetto da riprendere
    Innanzitutto a causa delle dimensioni normalmente inferiori del sensore del CCD rispetto ad esempio ad una Reflex (o ad un CCD di elevate prestazioni, di fascia alta, professionale e quindi nettamente più costoso), sceglieremo, per la nostra ripresa, un oggetto celeste le cui dimensioni vengano comprese nell’area abbracciata dal nostro CCD. Per fare questo il modo migliore è utilizzare uno dei tanti software di tipo planetario con atlante celeste in circolazione, che abbia magari anche la funzione di disegnare e sovrapporre un rettangolino che simula le dimensioni del nostro sensore sulla carta celeste. Si avrà così subito l’idea delle proporzioni, delle dimensioni e dell’orientamento del nostro sensore rispetto all’oggetto che vogliamo riprendere.

    FASE 1 - Il raggiungimento della temperatura di esercizio/raffreddamento
    Una volta scelto il nostro soggetto, se il sistema composto dal telescopio più camera CCD sono da montare e non sono pronti, moitiamo il nostro telescopio, la montatura, coleghiamo tutti i cavi e la relativa alimentazione ed attacchiamo il nostro CCD al porta oculari (o all’anello filettato) del telescopio.
    E’ importante avere cura di accendere il CCD e tutto il suo sistema qualche tempo prima delle operazioni preliminari. In sostanza bisogna “mettere in temperatura” il sensore e le parti elettroniche, ossia fare in modo che il dispositivo di raffreddamento elettronico del sensore raggiunga la temperatura di esercizio, che di solito arriva a -30° / -40°C al di sotto della temperatura ambiente.
    Per la mia camera Starlight Xpress SXVF-H9, quella che ho in dotazione, questo tempo si aggira attorno ai 15 minuti, ma personalmente aspetto anche di più. Nel frattempo si può approfittare di questo “tempo morto” per preparare altri accessori del setup, pianificare le riprese e la sequenza delle immagini, o anche effettuare le operazioni di messa a fuoco, se la camera non è già pronta al fuoco dello strumento. Altri CCD avranno ovviamente tempi di raggiungimento della temperatura di esercizio differenti, ma siamo sempre nello stesso ordine di grandezza.
    Dopodiché il CCD è pronto e nelle migliori condizioni per iniziare le riprese.


    FASE 2 - La connessione della camera CCD al software.
    Generalmente si usano degli ausili e funzioni software comprese nel programma che usiamo per acquisire le immagini. Oltre al programma in dotazione della camera CCD che abbiamo (per la mia SXVF H9 è incluso un software abbastanza semplice e poco evoluto chiamato SXV H9F-USB, ma con qualche funzione interessante che altri software non hanno), ne esistono altri, molto più avanzati e completi. Due tra essi sono Astroart e MaxIm-DL CCD. Personalmente ho imparato ad utilizzare quest’ultimo ed è su questo che mi baserò in seguito nella spiegazione. Ovviamente le operazioni e le funzioni descritte sono del tutto simili negli altri programmi.

    In Maxim DL si attiva, tra le funzioni, una finestrella organizzata a schede che comprende tutte le operazioni di controllo della camera CCD.



    Esiste una scheda per l’attivazione e la connessione del CCD con il sistema, facendolo così riconoscere al software, si attiva automaticamente anche il controllo della temperatura (non possibile con la mia H9). La stessa finestra poi comprende altre schede che si utilizzano per accedere alle varie funzioni tra cui la ripresa, la sequenza di riprese, il controllo dell’autoguida, e le operazioni di messa a fuoco.

    FASE 3 - La messa a fuoco
    La fase successiva e fondamentale per una buona riuscita delle riprese consiste nella focheggiatura, forse la più delicata, la prima operazione che si esegue dopo aver montato sullo strumento la nostra camera CCD e dopo averla attivata. E’ un’operazione che si può compiere anche mentre questa sta raggiungendo la temperatura di raffreddamento del sensore (un’ulteriore operazione che può essere eseguita sfruttando i “tempi morti”).
    Al CCD può essere frapposto un filtro o una ruota portafiltri, in questo ultimo caso l’operazione di focheggiatura viene eseguita con il filtro con cui si vogliono effettuare le riprese. Nel caso della tecnica di tri-quadricromia il fuoco si acquisisce con il cosiddetto filtro “clear” o l’“IR-cut” (trasparente non colorato), che avendo lo stesso spessore degli altri filtri, assicura una volta per tutte la giusta posizione del fuoco anche quando questo verrà sostituito dagli altri filtri colorati durante le riprese per ogni canale di colore. Non sarà necessario rifocheggiare per ogni filtro colorato.



    L’operazione di fuoco si esegue materialmente prima cercando e puntando con il nostro telescopio una stella brillante e attivando la funzione di fuoco del software. Solitamente è possibile fare in modo che la camera CCD riprenda molte pose in maniera continua, facendo un continuo refresh del quadro sullo schermo del computer. Inseriamo il valore del tempo di posa più idoneo, in modo tale che la stella non saturi ossia non raggiunga il massimo valore di conteggi di flusso luminoso (di solito il valore di 65535 esatti) o al contrario essa non si veda affatto. Solitamente per stelle brillanti questo tempo di posa si aggira sulle frazioni di secondo.
    Guardando sul monitor ed agendo sul fuocheggiatore cercheremo di fare in modo che l’immagine della stella raggiunga la condizione quanto più possibile puntiforme.
    Successivamente bisogna raffinare il fuoco, sicuramente l’operazione fatta su una stella brillante non avrà portato il nostro CCD alla posizione perfetta di fuoco. Per questo dovremo scegliere delle stelle più deboli, anche molto deboli. Magari allontanandoci dalla prima stella luminosa che abbiamo usato per fare finora la prima regolazione grossolana di fuoco.



    Bisogna aumentare il tempo di posa, anche oltre il secondo, e scegliere per la massima precisione, la massima risoluzione del sensore ovvero il massimo binning (1x1). Io preferisco fare quest’operazione per gradi, ossia: dopo aver scelto la prima stella luminosa ed aver raggiunto una buona vicinanza al fuoco scelgo un’altra stella più debole, come detto. Imposto il tempo di posa attorno a 1 o 2 secondi. Cerco così di migliorare a vista il fuoco; dopodiché scelgo un’altra stella, ancora più debole, che costringe ad aumentare il tempo anche a 5-6 e più secondi di posa (oltre non è necessario e diventa pure un’operazione molto lenta e a volte estenuante). Con questa stella raffino quanto più possibile la posizione di fuoco leggendo i valori numerici misurati dal programma che esprimono il valore del flusso di luce raccolto, e che vengono mostrati nell’apposita finestrella. Questi valori sono espressi in valori di “ADU” (Analogical to Digital Units - Valori digitali di grandezza analogica), ossia un numero, compreso tra 1 e 65500 che indica il valore di grigio che assume ogni pixel: valori vicini allo 0 rappresentano e visualizzano con il nero o livelli di grigio molto vicino ad esso, valori intorno o vicino al 65500 sono visualizzati con il bianco più o meno intenso.



    Questo numero, aumenta e raggiunge un valore massimo quando avremo trovato il fuoco agendo sul fuocheggiatore. Ovviamente, se la stella non raggiunge la saturazione del sensore (cosa che non è in ogni caso consigliata) ossia il valore massimo di ADU (65500), cercheremo comunque di trovare il valore massimo, a quel punto saremo a fuoco.
    L’altro valore particolare che viene mostrato è il FWHM (Full Width Half Maximum - massima larghezza a metà del massima altezza). Questo parametro lo possiamo spiegare cosi: Se visualizziamo il profilo di una stella non saturata, come è stata registrata dal CCD, questo assume una forma vagamente a “cono” o a campana molto allungata o aguzza. La curva che la descrive meglio è quella matematica di Gauss. La FWHM rappresenta la larghezza, espressa in un numero di pixel, presa a metà altezza di questa curva che descrive il profilo della luce della stella.



    Il valore del FWHM possiamo considerarlo il “diametro” che la stella produce sul sensore. Quanto più il valore di FWHM è basso, ossia quanti pixel, in numero più basso possibile la stella occupa sul sensore, tanto più il nostro CCD è vicino al fuoco. Bisogna rendere minimo questo valore e lo avremo a fuoco.



    La difficoltà principale dell’operazione di focheggiatura è data dal fatto che questi valori, quando siamo molto vicini al fuoco, fluttuano continuamente, cambiando fotogramma dopo fotogramma, a causa dell’agitazione dell’atmosfera che sparpaglia la luce della stella. La continua variazione dei valori che leggiamo, che non raggiungono mai un massimo certo ed univoco per il valore del flusso, o un valore piccolo e stabile per il FWHM, ci costringe a fare un lavoro di paziente “interpretazione” e di regolazioni finissime al fuocheggiatore quando siamo molto vicini al fuoco. Il tempo di posa abbastanza lungo, come detto fino a 6-7 secondi, ci aiuta un po’ ad ovviare a questa difficoltà ed inconveniente dovuto al seeing atmosferico.

    Ci sarebbe anche una tecnica più empirica e più veloce, meno precisa ma che non rovina più di tanto il risultato finale. Consiste nel rilevare sul monitor, nell’immagine del campo del CCD in cui stiamo facendo la focheggiatura, le stelle più deboli che troviamo. Impostando un certo tempo di posa, che può essere il solito tempo di 5-6-7 secondi ed agendo sul focheggiatore vedremo affievolirsi o scomparire queste stelle più deboli quando siamo fuori fuoco e comparire di nuovo, assieme magari ad altre ancora più deboli, quando siamo quasi perfettamente a fuoco. Senza valutare i valori del flusso e del FWHM, o i valori di massimo flusso luminoso in ADU, sicuramente più precisi, questo metodo ci consente di raggiungere la posizione di fuoco al nostro CCD con una precisione leggermente minore ma comunque accettabile per i nostri scopi astrofotografici.
    L’operazione di focheggiatura, se eseguita con una strumentazione, telescopio e CCD, che poi permarrà fissa, come ad esempio in un osservatorio, sarà ovviamente eseguita una volta per tutte. Le sessioni e le notti successive dato che ovviamente la camera CCD è già montata sul telescopio ed è a fuoco, non sarà necessario perdere ulteriore tempo per effettuare la messa a fuoco, e si potrà quindi saltare questa delicata fase (e la successiva che illustriamo sotto) e dedicarsi direttamente alla fase di ripresa vera e propria degli oggetti celesti.

    FASE 4 - Orientamento del quadro del CCD
    Personalmente preferisco sempre porre il sensore con i lati sempre allineati con le direzioni Nord-Sud / Est-Ovest celesti. Per una questione anche di “ordine” e di comodità finale, ma è molto utile soprattutto in fase di ricerca e puntamento iniziale dell’oggetto. Sono sicuro in questo modo che uno dei lati dell’immagine punta sempre in direzione Nord.



    Può accadere infatti che quest’orientamento standard si possa rivelare molto importante, alla fine della serata, per qualsiasi motivo contingente, estemporaneo, scientifico, geometrico ecc.; ad esempio, la comparsa di qualsiasi una meteora, di un asteroide, di qualsiasi fenomeno che richieda una misura o la determinazione di un orientamento, posizione certa, oppure l’esigenza successiva e finale di avere la possibilità di sovrapporre a mosaico più riprese in maniera ordinata, o come semplice orientamento e riconoscimento del campo, sapendo dove e in che direzione si trova il Nord ecc. In mancanza di questo ci si potrebbe pentire, a distanza di tempo, di non aver dato importanza a quest’operazione che si può rivelare un fattore strategico e permette in ogni caso di avere dei riferimenti certi sulle immagini finali. Quest’operazione ovviamente viene fatta se non ci sono particolari esigenze, dovute alle dimensioni ed alla posizione geometriche o all’allungamento dell’oggetto da riprendere che non permettono magari un’inquadratura standard del sensore. Solo in questo caso si può ruotare il CCD rispetto alle direzioni dei punti cardinali fino a dare delle posizioni oblique o ruotate del quadro.

    FASE 5 - La guida o l’autoguida
    Dopo aver centrato il telescopio ed il CCD sull’oggetto da riprendere si può ora pensare di curare la scelta della stella di guida attraverso il telescopio di guida montato in parallelo a quello principale o attraverso il dispositivo di guida fuori asse. Decentrando leggermente il telescopio o ruotando il dispositivo di guida fuori asse andremo a cercare la stella più idonea allo scopo. Si precederà quindi anche qui alla focheggiatura se scegliamo di usare un oculare di guida (guida manuale usando i nostri occhi) centreremo la stella sui riferimenti del reticolo illuminato.
    Il sistema, anche se ancora largamente utilizzato è però ormai superato da dispositivi moderni elettronici e piccole camere di ripresa che eseguono automaticamente tramite appostiti software la guida per conto nostro, risparmiandoci la fatica e tutti i problemi e gli errori commessi che era tipica dell’astrofotografo dei decenni passati. Avremo solo il compito e l’accortezza di svolgere il compito di configurazione, preparazione e controllo del sistema automatico di autoguida.
    Se utilizziamo i sistemi moderni di autoguida, che può essere un altro piccolo CCD a parte associato a quello principale, dovremo allora ripetere, in piccolo, tutte le operazioni che abbiamo eseguito finora con il CCD e l’ottica principale: connessione della camera al sistema, scelta di una stella di che sia abbastanza luminosa da essere percepita dal sensore della camera di guida, messa a fuoco, orientamento del sensore in modo che uno dei lati sia parallelo alla direzione Est-Ovest.



    Questa fase può però essere anticipata o avvenire in contemporanea con la fase precedente di centratura dell’oggetto, in effetti spesso e volentieri le 2 fasi vengono eseguite insieme in quanto una volta trovato l’oggetto con l’ottica principale sorgono ogni tanto dei problemi di rintracciamento di una stella adeguata di guida, qualora il campo inquadrato non sia ricco di stelle luminose. Inizia quindi in questo caso una serie di movimenti del telescopio e del campo principale assieme a quello di guida in modo tale da cercare un compromesso tra il campo del CCD principale con l’oggetto da riprendere e quello della camera di guida che riesca a raggiungere e ad acquisire contemporaneamente una stella utile alla guida.
    I corretti procedimenti, le funzioni e gli accorgimenti connessi a questa fase meriterebbero una trattazione a sé stante e quindi esulano dallo scopo di questa guida.

    FASE 6 - La ripresa degli oggetti celesti
    Finalmente siamo arrivati alla fase operativa vera e propria, ossia le riprese dell’oggetto celeste che abbiamo scelto.
    A seconda del tipo e luminosità dello stesso sceglieremo il tempo di posa più idoneo, da immettere nell’apposita finestra del software di acquisizione ed iniziare la sessione di riprese.
    Andremo inizialmente per tentativi ma con il tempo l’esperienza delle condizioni di cielo, strumentazione e tipo di oggetto ci guideranno.



    Il tipo di risoluzione del sensore che sceglieremo sarà conforme alle caratteristiche ed alla focale del telescopio o sensibilità che vorremo avere dal CCD. Questa può essere variata agendo sulla cosiddetta funzione di “binning”, con la quale si ha la possibilità, agendo su un apposita opzione del software (di solito sullo stesso quadro o finestra di comandi software del CCD che governa per la ripresa delle immagini) di associare pixel adiacenti del sensore a 2 a 2 o a 3 a 3 e a volte anche più, in modo da formare pixel più grandi. In MaxIm DL si accede a questo controllo passando alla scheda “settings” adiacente a quella di ripresa (expose) della finestra di controllo del CCD. Questa possibilità ha il grosso vantaggio di aumentare considerevolmente la sensibilità del singolo pixel combinato (e quindi del sensore intero) ma per contro si riduce la risoluzione e le dimensioni relative del quadro dell’immagine. Combinando ad esempio in binning 2x2 o 3x3 i pixel di un sensore come il CCD SXVF-H9 della Starlight Xpress, che hanno dimensioni di 6,45 micron di lato, si ottengono pixel derivati da 12,9 e 19,35 micron di lato rispettivamente, ma con sensibilità proporzionale all’area e quindi rispettivamente 4 e 9 volte più sensibili rispetto a quella espressa dal singolo pixel.
    Solitamente la risoluzione utilizzata sarà quella massima, ossia il binning che imposteremo sarà quella minima: la modalità 1x1. Ma in particolari condizioni, dovute a fattori tecnici e ottici di accoppiamento con telescopi dalla focale particolarmente lunga, ad esempio, potremo operare anche con binning superiori, anche nella fase principale di acquisizione delle riprese sull’oggetto.
    Faremo le nostre riprese ad apertura libera o attraverso filtri colorati, o interferenziali a banda larga o stretta, a seconda delle informazioni e degli effetti che vogliamo ottenere, delle esigenze, dai risultati e dagli scopi che ci siamo prefissati o anche, più semplicemente, del tempo a disposizione che abbiamo per concludere il nostro lavoro.
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    Cool I filtri dedicati alle riprese CCD

    Quarta parte
    Tecniche e accessori utilizzati nelle riprese con camera CCD
    Concetti, accessori e segreti per produrre immagini di alta qualità

    I filtri dedicati alle riprese CCD

    Il CCD potrebbe trovarsi ad apertura libera sul sensore, ossia non montare filtri. In questo caso si sfrutta la massima sensibilità del sistema e conseguentemente i tempi di posa potranno essere i più brevi. Avremo a fine posa delle immagini finali grezze in bianco e nero.
    Nella maggioranza dei casi si usa frapporre dei filtri, attraverso l’uso di ruote o slitte portafiltri per permetterne l’intercambiabilità quasi istantanea preservando il fuoco del CCD sul telescopio. Questi possono essere filtri per eseguire riprese a colori in tri-quadricromia, oppure filtri interferenziali (H-alpha, O-III ecc.).



    Le riprese in quadricromia L-RGB, si eseguono se si vogliono ottenere risultati ed immagini finali a colori pur disponendo solamente di un sensore monocromatico. Impegnano molto in termini di tempo di acquisizione in fase di ripresa ma anche in fase di elaborazione finale, ma producono spettacolari riprese a colori degli oggetti dell’universo. Si eseguono utilizzando dei filtri colorati, oppure filtri più sofisticati che lasciano passare una certa banda, ovvero “colore” dello spettro visibile. Il filtro L, quello di “luminanza” può essere rappresentato da un semplice vetro ottico che lascia passare tutto lo spettro visibile (altrimenti detto filtro “clear” o C) o può tagliare la parte dello spettro appartenente alle lunghezze d’onda dell’infrarosso e quelle dell’Ultravioletto. In questo caso il filtro L è quindi anche un cosiddetto “taglia UV-IR” (UV-IR-cut). Gli altri tre filtri, ossia quelli chiamati di “tricromia” lasciano passare la parte rossa (R), verde (G) e Blu (B) dello spettro.



    Essendo i 3 filtri di colore a densità e trasmittività differente, ma soprattutto, essendo il sensore del CCD diversamente sensibile a seconda delle varie lunghezze d’onda (colori dello spettro) in cui si trova ad operare a causa dei 3 filtri, i tempi di posa che dovremmo applicare alle rispettive serie di immagini saranno differenti. Ogni CCD ed ogni sensore avrà distribuzioni di sensibilità spettrale differente, che potremo sapere dalle caratteristiche tecniche e dalle tabelle fornite con il CCD stesso, quindi i rapporti dei tempi di posa da applicare saranno a loro volta diversi.
    Per avere un’immagine finale a colori bisognerà posare sullo stesso oggetto a turno attraverso ognuno di questi filtri. Solitamente attraverso i 3 filtri colorati si effettueranno serie di immagini con pose più brevi utilizzando una modalità di ripresa a binning più alto (2x2, 3x3); ognuna di queste serie verrà poi elaborata singolarmente per poi essere combinata con le altre due via software per dare un’immagine l’informazione di colore, detta “crominanza”. La crominanza essendo stata ripresa di solito a binning più alto,avrà perso di risoluzione. Questa verrà ricostituita dall’immagine fatta attraverso il filtro L, che richiede l’uso del binning più basso; le riprese verranno quindi effettuate alla massima risoluzione consentita dal sensore. Quest’ultima serie di riprese, che sono quelle che impiegheranno più tempo e più impegno (sono le “vere” pose fotografiche che si fanno sul soggetto), dovranno ovviamente essere a loro volta elaborate. Una volta elaborate daranno un’immagine in B/N detta di “luminanza” che verrà sovrapposta sempre tramite software alla crominanza, ottenendo un’immagine a colori. Il dettaglio è garantito dall’immagine di luminanza, l’informazione di colore dalla crominanza.
    Esiste anche una tecnica di tricromia ancor più avanzata, che usa, al posto dei filtri colorati, alcuni particolare filtri a “banda stretta” e centrati su particolari lunghezze d’onda “strategiche” emesse dagli oggetti cosmici (H-alpha, Ossigeno III, Zolfo II). Si ottengono come risultato immagini a falsi colori, ma, se vogliamo ancor più spettacolari.

    Molto spesso si utilizza solo qualcuno dei filtri a banda stretta che ho citato, ottenendo un‘immagine semplicemente in bianco e nero, ma molto profonda, dettagliata e contrastata, che oltre alla particolare suggestione estetica può avere anche una rilevanza scientifica. Ad esempio il filtro H-alpha, e secondariamente l’O-III sono i più utilizzati. Avendo la capacità di isolare e far passare solo particolari e precise lunghezze d’onda dell’oggetto emesso, tagliando indiscriminatamente ed in maniera totale tutte le altre parti dello spettro, hanno l’effetto di far emergere e risaltare in maniera considerevole l’oggetto celeste dal fondo cielo, che diversamente potrebbe cancellarlo o soffocarne la luce, rendendo impossibile la sua rilevazione. Sono molto utili sotto cieli inquinati e sono la soluzione a questo problema, rendendo possibile la ripresa fotografica anche in luoghi poco per nulla adatti all’osservazione ed alla fotografia deep-sky.



    In pratica quasi sempre da cieli cittadini si usano filtri interferenziali, ma per utilizzarli al meglio è indispensabile che il nostro CCD sia di tipo monocromatico, e non a colori “one shot”.
    Con i filtri interferenziali a banda stretta si risolve in maniera drastica, dunque il problema della luminosità e dell’inquinamento di fondo, a costo di effettuare più riprese e per tempi di posa più lunghi data la frazione di energia catturata rispetto a quella che sarebbe registrata a sensore libero. Usando i filtri colorati per tricromia, invece, non essendo così strettamente selettivi, avremo immagini ancora affette in una certa misura dal disturbo dell’inquinamento luminoso e quindi con un discreta luminosità di fondo cielo.
    Usando filtri interferenziali a banda stretta il tempo di posa da applicare sarà a volte sensibilmente maggiore rispetto alla situazione senza filtri o anche in quella con i filtri in tricromia, proprio per il fatto che per la loro alta selettività impediscono alla maggior parte dell’energia elettromagnetica di colpire il sensore; solo una minima percentuale di luce viene registrata.
    Ad esempio per un filtro H-alpha che ha una larghezza di banda passante (così si definisce la parte dello spettro luminoso non filtrato che è permesso dal filtro) di 7 nanometri, l’incremento di tempo da apportare rispetto al CCD non filtrato può essere anche di 6-8 volte. Così se ad esempio per una nebulosa basterebbero 3 minuti di tempo di posa per ottenere la sua immagine intellegibile con un CCD non filtrato, ce ne vorrebbero almeno 15-20 minuti se gli frapponiamo il filtro, per avere la stessa intensità luminosa sull’immagine. Ma va anche detto che l’immagine di quest’oggetto, ripresa attraverso il filtro risulterebbe sicuramente più netta brillante e contrastata.
    I filtro interferenziali vanno anche scelti ed applicati anche in relazione al tipo di oggetto ripreso. Sono molto efficienti ad esempio se riprendiamo oggetti nebulari (nebulose estese e planetarie), ma sono per lo più controproducenti, a meno di voler rilevare particolari strutture, sulle galassie, oggetti per cui è anzi sconsigliato usare filtri quali l’H-alpha.
    Per queste ultime sono più consigliabili e molto spettacolari invece, utilizzare i filtri colorati per quadricromia, per ottenere immagini a colori che si ottengono successivamente nella fase di elaborazione.
    Gli ammassi stellari sono anch’essi poco idonei ad essere ripresi tramite i filtri interferenziali a banda stretta. Sempre meglio riprenderli con filtri trasparenti (IR-cut o Clear), o, per aumentarne la spettacolarità e l’estetica, a colori con la solita tri-quadricromia. Gli ammassi aperti e globulari sono comunque, tra gli oggetti del profondo cielo, quelli più facili da fotografare.
    Ultima modifica di MicheleC14; 31-10-2008 a 22:27
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    Cool Il rapporto Segnale-Rumore SNR

    Tecniche e accessori utilizzati nelle riprese con camera CCD

    Il rapporto Segnale-Rumore (SNR: Signal to Noise Ratio)

    Riprendiamo ancora l’argomento riguardante i tempi di posa da applicare: una regola generale per determinarne la durata non esiste, nella fotografia CCD; diversamente ad esempio delle tecniche utilizzate per la fotografia su pellicola; per questa, data la sua intrinseca scarsa flessibilità nella rilevazione degli oggetti deboli, si può individuare un tempo di posa ottimale per il quale l'oggetto celeste viene rilevato e staccato dal fondo cielo, poco prima che quest'ultimo diventi troppo rilevante come luminosità. Vi si applicavano formulette o ragionamenti basati su alcuni parametri che tenevano conto della sensibilità della pellicola, dell'apertura, luminosità e focale dell'obbiettivo/telescopio, della condizione del cielo ecc.
    Invece la fotografia con tecniche elettroniche in generale, e a maggior ragione la fotografia con CCD, per la natura degli elementi sensibili (sensori) e per condizioni e le possibilità tecniche offerte presenta un'ampia elasticità e potenzialità sensitiva, che anche e soprattutto usando le tecniche elaborative successive, non è più necessario porre attenzione ad un giusto tempo di posa da applicare.
    Altre sono invece le variabili e le cognizioni da considerare e con cui familiarizzare. Una di esse, importantissima è il "rapporto segnale-rumore".

    Data la grande dinamica e le tecniche di stretching dell’istogramma sul software di acquisizione, anche tempi di posa relativamente brevi possono essere sufficienti a far rilevare l’oggetto. Ma in linea di principio quanto più il tempo è lungo tanto più segnale luminoso si registra.
    Questo tempo che applichiamo non deve però essere così alto da far saturare l’oggetto ossia è sicuramente meglio non raggiungere o superare il fatidico valore di 65500 ADU su qualsiasi parte dell’oggetto, sia esso una nebulosa o parte dei una galassia o magari qualche stella luminosa di un ammasso.
    Dall’altra parte si deve però fare i conti con il disturbo dovuto al fondo cielo, e con tutta una serie di variabili anche intrinseche alla nostra strumentazione che concorrono a determinare un disturbo di fondo, il cosiddetto “rumore” che si esprime con una luminosità diffusa “di base” sulla nostra immagine, tanto più importante quanto più il tempo di posa e lungo e/o il nostro sito è inquinato, ma anche quanto meno la camera CCD è raffreddata, e la nostra ottica è luminosa.
    Questi due fattori, in competizione tra di loro, concorrono a determinare il cosiddetto “rapporto segnale-rumore (sigla inglese “SNR”). Per fare buone foto di profondo cielo bisogna rendere “massimo” questo rapporto ossia minimizzare il fondo cielo e/o cercare di catturare quanto più segnale luminoso “utile” dall’oggetto fotografato.

    Il fondo cielo è un elemento critico e forse il più determinante del rumore di fondo; esso ovviamente aumenta quanto più il tempo di posa è lungo, disturbando e compromettendo in maniera importante il segnale dell’oggetto da fotografare. In alcuni casi esso è così importante che soffoca irrimediabilmente le parti più deboli in luminosità dell’oggetto celeste ripreso; il rapporto segnale-rumore quindi non raggiunge valori sufficienti o apprezzabili. A ciò si può ovviare utilizzando appunto gli appositi filtri interferenziali e taglia-inquinamento luminoso oppure, naturalmente, riducendo il tempo di posa, e compensando il segnale luminoso non guadagnato dell’oggetto aumentando il numero di pose fotografiche. Una fotografia CCD ad un oggetto deep-sky si effettua infatti sommando, o mediando, più frames, ossia diverse pose ripetute, generalmente con lo stesso tempo di posa. E’ un ottimo metodo per aumentare e migliorare il SNR.
    In questo modo invece di eseguire un’unica ripresa magari con un tempo di posa che per quanto lungo non è sufficiente a registrare tutti i dettagli più deboli dell’oggetto, si eseguono pose con tempi più brevi, che permettono di contenere il fondo cielo e l’inquinamento luminoso. La procedura di somma/media via software delle numerose immagini riprese durante la fase elaborativa, consentirà di riguadagnare il segnale dell’oggetto celeste e mantenendo contenuto il fondo cielo; si aumenta appunto il SNR. Questa tecnica è molto utile anche per ridurre il rumore strumentale di fondo del CCD stesso.
    La sequenza di riprese può essere fatta manualmente ma ovviamente esistono su qualsiasi software di acquisizione delle funzioni speciali che permettono di eseguire questa serie di immagini in maniera automatica ed a ripetizione.
    Ultima modifica di MicheleC14; 31-10-2008 a 22:25
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    Cool Le immagini di calibrazione

    Tecniche e accessori utilizzati nelle riprese con camera CCD

    Le immagini (files) di calibrazione

    Oltre alle riprese vere e proprie è necessario effettuare anche le cosiddette immagini di “calibrazione”: ovvero le immagini di “dark frame” di “bias” e di “flat field”.
    Prima delle riprese vere e proprie all’oggetto, una volta deciso il tempo di posa da applicare alle singole riprese, oppure a fine serata, è molto importante, praticamente d’obbligo, effettuare anche l’immagine di buio, detto “dark frame” ossia una posa o una serie di pose, con lo stesso tempo di posa di quelle di “luce” effettuate però ad otturatore chiuso. L’immagine sarà scura, ma riporterà tutto il rumore elettronico e termico tipico del sensore del CCD. Quest’immagine verrà poi sottratta in fase elaborativa di pre-trattamento a tutte le immagini di luce per annullare ulteriormente il rumore ed il disturbo di fondo dovuto all’elettronica del CCD.
    Per alcune marche di CCD e di sensori il dark frame è praticamente obbligatorio. Per la mia Starlight Xpress SXVF-H9, e per le sue caratteristiche tecniche, si scopre che non è così necessario effettuare le riprese di dark e la loro successiva sottrazione alle immagini di luce, essendo il loro effetto e la loro funzione di miglioramento dell’immagine quasi ininfluenti, tranne che per immagini riprese con tempi di posa oltre i 10 minuti circa. Per pose più brevi potremmo quindi evitare di dover dedicare tempo anche a questa procedura.
    Solitamente anche per l’immagine di buio va eseguita una serie di pose e non una ripresa unica, questo per motivi di efficienza statistica nell’operazione di sottrazione del rumore sulle immagini di luce.
    Esiste però anche una funzione, nel software di acquisizione che è l’autodark. In questo caso l’applicazione del dark frame sull’immagine viene fatta all’istante. Infatti al momento della prima ripresa, se attivata questa funzione, oltre a riprendere l’immagine di luce sull’oggetto celeste, il software fa eseguire al CCD anche un’ulteriore un’immagine di buio con tempo identico e ad otturatore chiuso (o avvertendo di tappare il telescopio). Questo dark frame poi verrà tenuto in memoria nel computer e sottratto all’istante ad ogni ripresa successiva con lo stesso tempo di posa. Si tratta di una procedura molto comoda e che fa risparmiare tempo, oltre a consentire il primo pretrattamento automatico dell’immagine, grazie al quale si evita, in fase di elaborazione la procedura, peraltro breve, di sottrazione dei dark fame alle immagini riprese.
    Oltre al dark frame si possono eseguire anche le riprese del cosiddetto “Bias”. Si tratta di immagini con tempi di posa nulli o i più praticamente con quello più breve possibile. Senza entrare nei dettagli essi in poche parole servono a migliorare l’efficienza dei dark frames e consentono l’applicazione di questi ultimi anche a immagini dai tempi di posa differenti rispetto a quelli utilizzati per la ripresa dei dark frames.
    Avendo i bias è possibile creare una volta per tutte una “libreria” o archivio di dark frames, fatti magari una volta per tutte durante una sera nuvolosa, consentendo quindi di evitare di effettuare le pose di buio ogni sera e per ogni ripresa o serie di riprese, dedicando quindi tutto il tempo a disposizione alla serie di riprese di luce.



    Infine la terza immagine di calibrazione molto importante da eseguire, magari a fine serata, è quella di “flat field”. Una serie di riprese fatte con il CCD ancora montato sul telescopio senza cambiare posizione o fuoco allo stesso. Ossia il nostro CCD, una volta montato sull’ottica ed effettuato il fuoco ad inizio serata, non va più toccato, né spostato ne ruotato, né tanto meno va tolto.
    Un’immagine di flat field viene eseguita riprendendo uno sfondo uniforme, magari un pannello bianco uniforme illuminato o frapponendo davanti all’ottica un pannello opalino o traslucido che lasci passare uniformemente la luce. L’immagine risultante (o la serie di immagini, sempre meglio) deve presentarsi con una luminosità omogenea su tutto il campo e il valore dei pixel si deve attestare attorno da 2/3 a metà del valore di saturazione. Per un CCD con 16 bit (65500 livelli di grigio) quindi è meglio avere un’immagine che presenti valori di flusso medi attorno a 22000 / 30000 circa. Per arrivare a questo si applica un tempo di posa idoneo a raggiungere un certo valore del fondo.
    Il Flat field viene applicato (tecnicamente è una divisione pixel per pixel dei valori dell'immagine) tramite il solito software di acquisizione e elaborazione alle immagini dopo la sottrazione del dark frame e del bias e permette di togliere i difetti e le disomogeneità delle immagini di luce dovuti al “sistema ottica più CCD”. Essi correggono quindi disomogeneità nel fondo delle singole pose, difetti ottici quali la vignettatura, i riflessi, zone d’ombra, gradienti luminosi, tracce di polvere, ed altri difetti ottici ed estetici.
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    Cool L'istogramma dell'immagine ed il suo uso

    Tecniche e accessori utilizzati nelle riprese con camera CCD

    L’istogramma dell’immagine ed il suo uso.

    L’ausilio più importante anche in fase di acquisizione dell’immagine al telescopio è senza dubbio l’istogramma dell’immagine.
    Per leggere e valutare i valori del flusso in ADU e la distribuzione e la quantità di pixel a differenti livelli di luminosità sull’immagine, sia essa di luce, sull’oggetto celeste ripreso o su parti di esso, sia su quelle di calibrazione, si guarda sempre l’istogramma dell’immagine, che ogni programma di acquisizione ed elaborazione è in grado di visualizzare.
    In effetti per valutare ad esempio se la nostra immagine, è stata eseguita con un tempo di posa adeguato, l’istogramma è uno strumento utilissimo ed essenziale.



    Generalmente per immagini celesti, dove prevale la parte scura del cielo, il grafico mostrato dall’istogramma mostra un massimo verso la parte sinistra, dove vengono indicati i valori di luminosità più bassi. Verso le parte destra, invece, dove vengono espressi i valori di luce più intensa sull’immagine l’altezza della curva del grafico o dell’istogramma è bassa indicando un piccolo valore di elementi (pixel) interessati da quel livello di grigio. Il primo valore significativo più basso,sull'istogramma, ossia verso sinistra rappresenta quello del buio, o del fondo cielo. Non è mai pari a zero, sia a causa del rumore strumentale sia a causa dei vari inquinamenti luminosi del cielo. A volte, sotto cieli inquinati si osserva che la curva dell’istogramma è assente per i primi valori a sinistra per poi salire improvvisamente ad un massimo anche su una posizione abbastanza avanzata verso destra sul grafico. Ciò significa che il fondo cielo ha in realtà già una luminosità rilevante, che noi con i cursori e le funzioni presenti su ogni software e su ogni grafico di questo tipo possiamo “tagliare” e ridurre a zero, ossia fare in modo che questa luminosità del cielo sia semplicemente considerata come buio. Questo è un metodo per ovviare alla luminosità del fondo, risolvendo alla radice quindi anche il problema dell’inquinamento luminoso, ma d’altra parte si riduce, in questo modo l’ampiezza dinamica di rilevamento luminoso offerta dal CCD, ossia lo “spazio” per poter registrare e comprendere deboli variazioni di luminosità e le sfumature di grigi dei vari oggetti celesti.
    Ad esempio se il nostro CCD ha una dinamica di 16 bit esso contiene come sappiamo 65535 livelli di grigio. Se il fondo cielo che abbiamo catturato su un’immagine deep-sky raggiunge il valore di flusso luminoso, ad esempio, di 30.000 (cosa che si può verificare realmente con una posa anche di pochi minuti sotto un cielo inquinato e con CCD senza filtri), la nostra dinamica e quindi lo spazio per poter registrare le varie sfumature di luce di un oggetto, si riducono ai soli restanti “35500” circa , diminuendo quindi la qualità della ripresa ed il potere del sensore stesso di registrare minime variazioni di luminosità dell’oggetto.
    Naturalmente se le riprese sono state effettuate sotto cieli buoni o perfetti questa luminosità di fondo sarà molto più contenuta, ossia i primi valori mostrati sull'ascissa del grafico saranno molto più vicini allo zero, ossia più sulla sinistra, permettendo in questo modo immagini qualitativamente molto più elevate dal rumore più contenuto e dalla dinamica più estesa, tutto a vantaggio della capacità del sensore di rilevare con efficienza il segnale proveniente dal debole oggetto cosmico.

    Guardando all’andamento della curva del grafico si ha subito idea della qualità della ripresa e del segnale registrato. Il grafico può avere un profilo stretto o più ampio.
    Se il grafico presenta un profilo mosto stretto significa che sono stati registrati pochi livelli luminosi differenti e quindi l’oggetto sull’immagine sarà molto piatta con una luminosità appena percepibile e comunque poco staccata dal fondo cielo (che possiamo ridurre al nero, ossia “azzerando” la luminosità diffusa, come detto, portando all’inizio dell’istogramma il cursore di sinistra).
    Quindi quanto più l’istogramma che esprime la distribuzione della luce dell’oggetto ripreso, presenta un profilo ampio tanto più l’immagine è migliore e con molta informazione luminosa. Questo è proprio l’espressione, in maniera grafica, del concetto di massimizzazione del rapporto segnale-rumore. Ciò significa che tutti i livelli di luminosità dell’oggetto ripreso presenti sull’immagine grezza sono stati registrati in maniera omogenea e tutte le variazioni luminose dello stesso sono state ben distribuite e discriminate in maniera precisa
    In linea di principio è sempre meglio raggiungere questo risultato sull’immagine e sul conseguente istogramma già dalle pose riprese al telescopio. Bisogna sempre cercare di avere un frame finale che abbia un istogramma quanto più ampio possibile e con le zone più scure, ovvero quelle espresse dal massimo della curva, quanto più verso la parte sinistra (vicino all’asse delle ordinate) del grafico, quindi con il rapporto segnale-rumore più alto possibile.
    Esistono comunque operazioni, facenti parte delle funzioni di elaborazione dell’immagine, che consentono di amplificare e aumentare la larghezza di un istogramma e quindi ridistribuire i livelli di grigio espressi dall’oggetto ripreso sull’immagine, Questo però non può aumentare la “dinamica” o amplificare la definizione dei livelli di luce dell’oggetto. Una di queste operazioni è stata già anticipata: consiste nel “tagliare”, ossia escludere, agendo sugli appositi cursori del grafico, tutti quei livelli sulla sinistra dello stesso che esprimono le parti più scure dell’immagine (che sono privi di valori e quindi la curva o le barrette dell’istogramma sono assenti in quella parte del grafico).



    Spostando il secondo cursore, quello di destra, che permette di definire la soglia di “massima luminosità” dell’immagine, verso gli ultimi valori percepibili della curva, ossia le zone più luminose dell’immagine, si ottiene l’effetto di rendere più brillante l’immagine in generale, quindi schiarire l’oggetto ed aumentando anche il contrasto. In sostanza si “allarga” la curva originale dell’istogramma rendendo l’immagine più brillante. Quest’operazione si chiama in gergo stretching dell’istogramma, e consente appunto di ridistribuire i livelli di luminosità dell’oggetto ripreso rendendolo più percepibile, ma ha anche l’effetto purtroppo di evidenziare e amplificare eventuali difetti luminosi che nulla hanno a che vedere con l’informazione dei “luce” dell’oggetto celeste, ossia il rumore di fondo dovuto ai vari inquinamenti elettronici della camera CCD e luminosi del cielo, ed i difetti ottici (riflessi, vignettatura, presenza “ombre” dovute anche a particelle di polvere ecc.).
    Tali difetti potranno essere controllati o addirittura eliminati con le tecniche connesse all’elaborazione vera e propria delle immagini. E’ un altro nuovo capitolo a parte, una materia da sviluppare tutta a se stante ed inesauribile in cui la fantasia, l’apprendimento, l’intuizione, l’esperienza la sperimentazione e le capacità di ognuno hanno modo di esprimersi alla massima potenza.

    Siamo dunque arrivati, con tutte le dovute tecniche, accorgimenti e procedure ad avere una serie di immagini cosiddette “grezze dell’oggetto”, spesso già pretrattate, e calibrate, su cui abbiamo effettuato magari qualche aggiustamento dei livelli luminosi agendo sull’istogramma. L’oggetto celeste è già visibile. Siamo a metà dell’opera poiché esso può essere ulteriormente evidenziato e migliorato nella sua “estetica” tramite la fase dell’elaborazione delle immagini, una fase lunga ed articolata, attraverso la quale si giunge alla nostra fotografia finale.
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    Indice degli argomenti del tutorial

    Prima parte - La scelta della camera CCD
    (parte 1) [post #1]
    (parte 2) [post #2]
    Seconda parte - Parametri fondamentali del sistema CCD-telescopio
    Terza parte - Le operazioni preliminari e le riprese al telescopio.
    Quarta parte - Tecniche e accessori utilizzati nelle riprese con camera CCD
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