Astrofotografia

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Amatorski zestaw do astrofotografii

Astrofotografia (astrografia) – dziedzina fotografii, która zajmuje się zdjęciami sfery niebieskiej oraz wszystkich występujących na niej obiektów, takich jak np. planety, galaktyki czy mgławice. Astrofotografię wykorzystuje się często, by ujrzeć obiekty zbyt słabe do oglądania gołym okiem bądź za pomocą niewielkich teleskopów. Zastosowanie długiego czasu ekspozycji umożliwia zebranie na jednej kliszy fotograficznej lub innym elemencie światłoczułym wszystkich fotonów padających z danego obszaru nieba nawet przez kilka godzin. Utrzymanie bardzo dokładnego ustawienia aparatu (ew. połączonego z teleskopem – zob. astrograf) wymaga użycia solidnego statywu i montażu, połączonego z precyzyjnym napędem zegarowym.

Historia[edytuj | edytuj kod]

Pionierem astrofotografii był John William Draper, który wykonał fotografię Księżyca w 1840 roku. Następnie jego syn, Henry Draper, w 1880 r. jako pierwszy sfotografował obiekt pozasłoneczny – Wielką Mgławicę w Orionie. Od początku lat 90. XX wieku coraz więcej, zarówno amatorów jak i profesjonalnych astrofotografów zamienia tradycyjne aparaty na matryce CCD, charakteryzujące się m.in. zwiększoną czułością.

Wzory przydatne w astrofotografii[edytuj | edytuj kod]

Pole widzenia rejestratora obrazu (aparatu, kamery)

\alpha =2\,\text{arctg}\,\,\frac{d}{2f}

gdzie d jest długością boku detektora, a f – ogniskową.

Długość śladu zakreślanego przez gwiazdę, fotografując nieruchomym aparatem[1]

L =  \frac {t} {86164} 2\pi f \cos \delta,

gdzie t jest czasem naświetlania w sekundach, f ogniskową, a \delta deklinacją gwiazdy. Jednostka otrzymanej długości śladu L odpowiada jednostce określającej ogniskową. Chcąc uzyskać przesunięcie mniejsze od wielkości pojedynczego piksela, należy zastosować czas krótszy, niż

t <  \frac {86164L} {2\pi f \cos \delta}.

Za L należy podstawić rozmiar piksela (jednostka musi być taka sama, jak ta opisująca ogniskową).

By skompensować obrót sfery niebieskiej instrument należy zamocować na montażu paralaktycznym bądź azymutalnym z napędem sterowanym elektronicznie, stosując dodatkowo rotor pola.

Wielkość liniowa obrazu ciała niebieskiego rzutowanego na detektor

 l = 2f \, \text{tg} \,\frac {\alpha} {2}

gdzie \alpha jest wielkością kątową obiektu.

Sugerowany czas naświetlania (w sekundach)

t = \frac {N^2} {A I},

gdzie: N - liczba przysłony
A - czułość filmu [ASA]
I - moc promieniowania fotografowanego obiektu [J/s].

Obiekt Moc promieniowania
[J/s]
Słońce 10000000
Słońce w filtrze wizualnym Baader ND5 100[2]
Słońce w filtrze fotograficznym Baader ND3,8 1585
Zaćmienie Słońca
Protuberancje 100
Wewnętrzna korona 50
Środkowa korona 5
Zewnętrzna korona 0,5
Niebo w czasie zaćmienia 0,01
Planety
Wenus 2000
Mars 60
Jowisz 30
Saturn 10
Uran 4
Niebo
Szary świt 0,01
Niebieskie niebo 1000
Obiekt Moc promieniowania [J/s]
Księżyc
2-3 dni przed/po nowiu Księżyca 10
4-5 dni przed/po nowiu Księżyca 20
Kwadry Księżyca 40
Księżyc 2-3 dni przed/po pełni 80
Księżyc w pełni 200
Zaćmienie Księżyca
Granica cienia 0,05
Zaćmienie całkowite 0,005
Obiekty „Deep Sky”
Środkowa część M42 0,001
Większość mgławic 0,0001
Galaktyka M31 0,0001
Większość galaktyk 0,00001
Droga Mleczna 0,00001

W praktyce optymalny czas naświetlania może się nieco różnić od wyliczonego. Wpływa na to m.in. zaświetlenie tła nieba, ewentualne odstępstwo faktycznej czułości detektora od parametrów nominalnych, warunki pogodowe, ekstynkcja atmosferyczna itp.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Wiesław Skórzyński: Fotografowanie nieruchomym aparatem.
  2. Przemysław Żołądek. [http://deltaoptical.pl/art/UPA212po.pdf Techniki obserwacji i prezentacji Słońca]. „Urania - Postępy Astronomii”. 2/2012. s. 75-84. 

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]