O Tanisprz˛etdlaastrofotograﬁi

(1)

TANI SPRZ ˛ET DLA ASTROFOTOGRAFII 1

Tani sprz˛et dla astrofotograﬁi

Tomasz Kossowski, Ryszard Stasi´nski

Politechnika Pozna´nska, Wydział Elektroniki i Telekomunikacji

Streszczenie—Główn ˛a ide ˛a bada´n była konstrukcja taniego sprz˛etu do fotografowania obiektów nieba gł˛ebokiego. W tym celu przebudowano cyfrowy aparat kompaktowy, dopasowuj ˛ac go do teleskopu i pracy z długimi czasami na´swietlania. Drugim działaniem było dodanie do niedrogiego i popularnego teleskopu w układzie Newtona nap˛edu paralaktycznego. Uzyskane rezultaty dowodz ˛a, ˙ze tanie elementy o wystarczaj ˛acej jako´sci na zreal-izowanie idei bada ´n istniej ˛a, ich integracja w urz ˛adzenie jest kwesti ˛a wiedzy i pomysłowo´sci.

I. WST ˛EP

O

BIEKTY nieba gł˛ebokiego, takie jak mgławice czy galaktyki, daj ˛a pi˛ekne obrazy. Niestety w wi˛ekszo´sci przypadków te malownicze pyłowe obłoki s ˛a ´zródłem ´swiatła odbitego. Je´sli dodamy do tego ogromn ˛a odległo´sć, jaka nas od nich dzieli, to okazuje si˛e, ˙ze s ˛a one ´zródłem bardzo słabego ´swiatła. Do obserwowania i fotografowania mgławic wykorzystuje si˛e du˙ze teleskopy i silnie chłodzone matryce CCD, co umo˙zliwia bardzo długie czasy ekspozycji. Taki pro-fesjonalny sprz˛et jest bardzo drogi i niedost˛epny dla ka˙zdego. St ˛ad narodził si˛e pomysł, by zbudować sprz˛et pozwalaj ˛acy fotografować obiekty nieba gł˛ebokiego ka˙zdemu, kto ma 1 tys. zł. na zakup odpowiednich podzespołów. Oczywi´scie nie chodzi o uzyskanie rezulatów porównywalnych do osi ˛ a-galnych z zestawów dro˙zszych o conajmniej rz ˛ad wielko´sci, ale o umo˙zliwienie fotografowania takich obiektów w ogóle.

II. TEORIA

A. Teleskop

Teleskop w układzie Newtona, jest najbardziej popularn ˛a konstrukcj ˛a dost˛epna na rynku. Wynika to z prostej budowy, co przekłada si˛e na niski koszt produkcji i dobry stosunek ceny do parametrów optycznych. Jest to teleskop zwierciadlany w odró˙znieniu do teleskopów soczewkowych (refraktorów). Konstrukcja ta cechuje si˛e du˙z ˛a ilo´sci ˛a zbieranego ´swiatła oraz małymi zniekształceniami obrazu. Ide˛e budowy omawianej konstrukcji oraz bieg promieni przedstawiono na rysunku 1 [4].

Rysunek 1. Bieg promieni w teleskopie Newtona [4]

Na powy˙zszym rysunku widać, ˙ze teleskop ten mo˙ze zbierać du˙z ˛a ilo´sć ´swiatła, które ogniskuje w obiektywie okularu. Dla zastosowań astrofotografii w miejscu okularu umieszcza si˛e matryc˛e ´swiatłoczuł ˛a, która rejestruje padaj ˛acy na ni ˛a obraz.

B. Matryca CCD

Drugim elementem u˙zytym w urz ˛adzeniu jest aparat kom-paktowy wyposa˙zony w przetwornik CCD (ang. Charge Cou-pled Device [4]). Jego zadaniem jest gromadzenie ładunku proporcjonalnego do ilo´sci padaj ˛acego ´swiatła, a nast˛epnie zamiana tego ładunku na warto´sci liczbowe, odpowiadaj ˛ace jasno´sciom pikseli obrazu. Ka˙zdy kolorowy piksel obrazu składa si˛e z czterech subpikseli z filtrami o odpowiednim kolorze. S ˛a to filtry barw podstawowych (zielony powtór-zony jest dwukrotnie), układ ten nosi nazw˛e macierzy Bay-era. Ka˙zdy punkt na matrycy rejestruj ˛acy obraz jest studni ˛a potencjału, która gromadzi ładunek na podstawie zjawiska fotoelektrycznego. Padaj ˛ace fotony wybijaj ˛a elektrony, które gromadzone s ˛a pomi˛edzy elektrodami i przechowywane pod-czas całego pod-czasu ekspozycji. Po zakończeniu na´swietlania nast˛epuje transfer ka˙zdej paczki ładunku do komparatorów i przetworzenie ładunku na napi˛ecie, które dalej podlega kon-wersji na postać cyfrow ˛a [2]. Schemat działania przedstawiono na rysunku 2 [6].

Rysunek 2. Schemat konwersji w matrycy CCD [6]

III. MODYFIKACJE SPRZ ˛ETU

A. Nap˛ed w osi rektascencji

Do przeprowadznia bada´n wybrany został teleskop Sky-Watcher Synta 900/130, poniewa˙z charakteryzuje si˛e najlep-szym stosunkiem jako´sci do ceny w przedziale do 1 tys. zł. Teleskop ten wyposa˙zony jest w monta˙z paralaktyczny EQ-2, który umo˙zliwia obracanie teleskopem zgodnie z ruchem

(2)

TANI SPRZ ˛ET DLA ASTROFOTOGRAFII 2 obrotowym Ziemi [5]. Dzi˛eki temu mo˙zliwe jest

kompen-sowanie tego ruchu, jednak˙ze r˛eczne korygowanie poło˙zenia w osi rektascencji jest niemo˙zliwe je´sli chcemy zapewnić idealn ˛a stabilno´sć obrazu. Konieczne zatem okazało si˛e zbu-dowanie nap˛edu, który obracałby teleskopem przeciwnie do ruchu nieboskłonu, tak by automatycznie go kompensować i umo˙zliwić na´swietlanie w danym miejscu matrycy dokładnie tego samego punktu nieba przez cały czas ekspozycji. Brak takiego układu powoduje rozmywanie si˛e obiektów w kadrze podczas na´swietlania dłu˙zszego ni˙z 1 sekunda i du˙zym pow-i˛ekszeniu. Pojedyncze fotony s ˛a zbierane przez te same studnie potencjału, dzi˛eki czemu zostaje zebrana dostatecznie du˙za porcja ładunku umo˙zliwiaj ˛aca zarejestrowanie obrazu [2].

Zbudowany został mechanizm w oparciu o silnik krokowy Mitsumi M35SP-8 [3] oraz układ kół z˛ebatych zapewniaj ˛acych dopasowanie do monta˙zu teleskopu. Cała konstrukcja wyko-nana została z odpowiednio wyprofilowanego aluminiowego płaskownika. Silnik obracaj ˛ac si˛e z pr˛edko´sci ˛a 1 obr/s pozwala na kompensacj˛e ruchu obrotowego Ziemi z dokładno´sci ˛a za-pewniaj ˛ac ˛a niezmienno´sć kadru podczas minutowego na´swi-etlania. Sterowanie zostało zrealizowane przy pomocy pro-gramowalnego mikroprocesora ATmega 8 i układu tranzys-torów steruj ˛acych. Dzi˛eki temu mo˙zliwa jest dalsza rozbudowa układu o automatyczne ustawianie teleskopu w osi rektascencji [2]. Fotografia 3 pokazuje działaj ˛ace urz ˛adzenie.

Fotograﬁa 3. Nap˛ed teleskopu w osi rektascencji

B. Modyﬁkacja aparatu fotograﬁcznego

Aparatem cyfrowym wybranym do do´swiadcze´n został Canon PowerShot A530. Jest to mały i tani aparat kompak-towy, który nie ma mo˙zliwo´sci monta˙zu zewn˛etrznych ele-mentów optyki takich jak obiektywy czy telekop. W zwi ˛azku z tym konieczne było wprowadzenie kilku modyﬁakcji:

1) Umo˙zliwienie monta˙zu w teleskopie 2) Wyprowadzenie matrycy na zwen ˛atrz 3) Zapewnienie chłodzenia przetwornika CCD 4) Zmiana oprogramowania

Pierwsz ˛a zmian ˛a było zbudowanie aluminiowo-stalowej ramy, która umo˙zliwiłaby zainstalowanie urz ˛adzenia w miejscu standardowego okularu teleskopu. Konstrukcja ta musiała by´c solidna oraz zapewnia´c szybki monta˙z i demnota˙z. Do

ramy został te˙z przymocowany radiator odprowadzaj ˛acy ciepło z ogniwa Peltiera, które chłodzi matryc˛e.

Przetwornik został wymontowany z wn˛etrza aparatu i umieszczony w tulei, któr ˛a montuje si˛e do teleskopu. Zabieg ten był konieczny z dwóch powodów: po pierwsze nale˙zało omin ˛ać zintegrowan ˛a optyk˛e aparatu, poniewa˙z wprowadzała zniekształcenia i powodowała utrat˛e ilo´sci wpadaj ˛acego ´swiatła oraz zapewnić chłodzenie przetwornika CCD. Na fotografii 4 przedstawiono wszystkie omawiane modyfikacje aparatu.

Fotograﬁa 4. Rama wraz z radiatorem i wentylatorem

Chłodznie zostało zrealizowane przy pomocy ogniwa Peltiera, które jest przymocowane pomi˛edzy radiatorem a matryc ˛a. Moduł pozwala na obni˙zenie temperatury do ok. 0°C. Redukcja temperatury jest kluczowa dla długich cza-sów ekspozycji i małych ilo´sci padaj ˛acego ´swiatła. W takiej sytuacji szum termiczny mo˙ze być wi˛ekszy ni˙z informacja, która jest zbierana. ˙Zeby nie dopu´scić do takiej sytuacji, gdzie w obrazie wyst˛epuje jedynie szum, nale˙zy ochłodzić pracuj ˛acy przetwornik do jak najni˙zszej temperatury [2]. Do odprowadzania ciepła z gor ˛acej strony ogniwa Peltiera słu˙zy stalowy radiator z wentylatorem, a dobre przewodnictwo cieplne zapewnia silikonowa pasta termoprzewodz ˛aca [1]. Wywiew ciepłego powietrza skierowany jest dodatkowo na elektronik˛e aparatu, dzi˛eki czemu mo˙zliwa jest praca przy niskich temperaturach otoczenia.

Na fotograﬁi 5 zaprezentowano chłodzenie przetwornika CCD.

Fotograﬁa 5. Ogniwo Peltiera i matryca CCD

(3)

opro-TANI SPRZ ˛ET DLA ASTROFOTOGRAFII 3 gramowania. Standardowe umo˙zliwiało ustwienie czasu

ek-spozycji na maksymalnie 15 sekund, nie pozwalało na wył ˛aczenie redukcji szumu i zapisywanie zdj˛eć w innym for-macie ni˙z JPEG. Nowe oprogramowanie odblokowało dost˛ep do wszytskich mo˙zliwo´sci wbudowanego procesora obrazu, dzi˛eki czemu mo˙zliwe stało si˛e ustawianie ekspozycji nawet na pół godziny, wył ˛aczenie redukcji szumów oraz zapis zdj˛eć w formacie RAW, dzi˛eki czemu mo˙zna uzyskać zdj˛ecia bez jakiejkolwiek kompresji [7]. Jest do bardzo wa˙zne, gdy˙z kompresja JPEG mo˙ze usuwać wa˙zne informacje.

IV. WYNIKI

Zaprezentowane modyfikacje pozwoliły na zwi˛ekszenie mo˙zliwo´sci elementów omawianego sprz˛etu optycznego. Dz-i˛eki temu udało si˛e przeprowadzić obserwacje astronomiczne i zebrać materiały do innych badań, których celem jest poprawa jako´sci obrazów. Przedstawione poni˙zej fotografie zostały wykonane przy nienajlepszych warunkach atmosfer-ycznych pod du˙zym miastem. Miało to du˙zy i negatywny wpływ na jako´sć zdj˛eć, co dodatkowo ´swiadczy o mo˙zliwo´s-ciach samego sprz˛etu. Na fotografiach 6 i 7 zaprezentowano przykładowe zdj˛ecia przy u˙zyciu całego urz ˛adzenia.

Fotograﬁa 6. M31 - Wielka Mgławica Andromedy (j ˛adro)

Fotograﬁa 7. M42 - Wielka Mgławica Oriona (j ˛adro)

Ciekawa jest tu ilustracja działania chłodzenia przetwornika CCD. Na fotograﬁach 8.1 i 8.2. zaprezentowano szum przy wył ˛aczonym i wł ˛aczonym chłodzeniu.

Fotograﬁa 8.1. i 8.2. szum w temperaturze pokojowej (po lewej) oraz działaj ˛acym chłodzeniem (po prawej)

Z powy˙zszego przykładu wyra´znie widać jak du˙ze znacze-nie ma redukcja szumu termicznego. Jest to decyduj ˛acy czyn-nik szumowy w fotografiach z długim czasem ekspozycji. Jego ilo´sć jest zale˙zna zarówno od temperatury jak i czasu gromadzenia ładunku. Przy konieczno´sci długiego na´swietla-nia jedyn ˛a mo˙zliwo´sci ˛a ograniczenia jego ilo´sci jest obni˙ze-nie temeratury przetwornika. Brak chłodzenia matrycy mo˙ze powodować, ˙ze szum przewy˙zsza informacj˛e na zdj˛eciach i nie jest mo˙zliwe wyodr˛ebnienie danych, czyli nie mo˙zna uzyskać obrazu obiektu, który emituje bardzo mało ´swiatła.

V. WNIOSKI

Przedstawione w artykule wyniki pokazały, ˙ze mo˙zna skutecznie, przy niewielkim nakładzie kosztów zmodyfikować tani sprz˛et optyczny by zwi˛ekszyć jego mo˙zliwo´sci. Nap˛ed w osi rektascencji umo˙zliwia długie na´swietlanie jednego obszaru nieba bez efektu rozmywania si˛e obiektów w kadrze. Modyfikacja aparatu sprawiła, ˙ze mo˙zna go szybko i łatwo zamontować w wyci ˛agu teleskopu. Chłodzenie matrycy CCD pozwala w znacznym stopniu zredukować szum termiczny powstaj ˛acy przy długim czasie ekspozycji, a nowe opro-gramowanie umo˙zliwiło ustawianie takich czasów na´swiet-lania. Wszystkie te modyfikacje przyczyniły si˛e do final-nego efektu jakim jest mo˙zliwo´sć fotografowania galaktyk i mgławic. Ł ˛aczny koszt omawianego sprz˛etu nie przekroczył 1 tys. zł, co obala mit, ˙ze tanim sprz˛etem mo˙zna fotografować jedynie tarcz˛e Ksi˛e˙zyca.

BIBLIOGRAFIA

[1] Piotr Górecki, artykuł: “Radiatory w sprz˛ecie elektron-icznym”, Elektronika dla Wszystkich, Grudzie´n 1999 r.

[2] Tomasz Kossowski, “Poprawianie jako´sci obrazu przy słabych warunkach na´swietlenia”, Politechnika Pozna´nska, Pozna´n 2012 r.

[3] Mitsumi, M35SP-8, dokumentacja techniczna produ-centa

[4] http://pl.wikipedia.org (czerwiec 2012)

[5] http://deltaoptical.pl/blizej_nieba/teleskop-sky-watcher-synta-sk-1309- eq2,d697.html (marzec 2012)

[6] http://www.teledynedalsa.com/corp/markets/ccd_vs_cmos.aspx (kwiecie´n 2012)