head

Оценка пригодности компактных камер для детектирования покрытий звёзд методом дрейф-скана

Наблюдение покрытий звёзд астероидами – одна из доступных ЛА возможностей внести личный вклад в астрономию и вместе с тем это существенный шаг от простого созерцания неба к научному исследованию. В данной статье я не буду касаться всех аспектов наблюдения покрытий (а их достаточно большое количество), а ограничусь лишь освещением темы, вынесенной в заголовок.

Итак, что собой представляет метод дрейф-скана? Всё достаточно просто: в ходе фотографического наблюдения покрытия записывается трек звезды. Если покрытие было, то на треке звезды мы увидим «провал». Но прежде чем сразу броситься накапливать научный материал, неплохо было бы оценить наши возможности. Каким же оборудованием чаще всего обладает начинающий ЛА? Как правило, это телескоп (рефрактор или рефлектор) с апертурой порядка 70-130мм на экваториальной или альт-азимутальной монтировке и компактный цифровой фотоаппарат. Для 114мм рефлектора производители заявляют проницающую способность на уровне 13m и разрешающую способность около 1”.

Довольно же слов, переходим к делу!!!:-)

В тесте принимали участие: Pova&Selestia (Infinity group), 114мм телескоп системы Ньютона SkyWatcher 1149 на экваториальной монтировке EQ2 и компактная цифровая камера Canon A70.
Существует мнение, что проницающая способность телескопа реализуется в большей степени при увеличении порядка 0.7D, что применительно к нашему инструменту составляет 80х. Мы же стремились получить максимально широкое поле зрения, поэтому остановились на 20мм окуляре, что дало увеличение 45х, и установили зум фотоаппарата в максимально широкоугольное положение (1х). После фокусировки системы (технике фокусировки и способам «скрещивания» различных фотоаппаратов и телескопа будут посвящены отдельные статьи) мы направили установку в зенитную область. Съёмка проводилась в неблагоприятных условиях: центр Минска (сильная засветка), Луна (фаза 0.7), дымка. Тем ценнее должны быть полученные результаты :). Параметры съёмки были следующие: ISO 100, выдержка 15с, диафрагма 2.8, таймер 10с (для ликвидации вибраций системы после нажатия кнопки спуска). Часовой привод обеспечивал частичную компенсацию суточного вращения звёздного поля. Было решено снять окрестности яркой звезды для упрощения последующей идентификации слабых звёзд. Выбор пал на &delta2 Лиры…

Ниже представлен отснятый кадр (после ресайза):

Следует отметить наличие виньетирования по краям кадра (см. ниже после обработке в Photoshop (Levels)), которое усиливается при переходе к более короткофокусному окуляру. При использовании оптического зума на фотокамере виньетирование исчезает (для 20мм окуляра – начиная с ~1.5x, для 10мм окуляра при ~3x). Виньетирование «съедает» яркость звёзд, что обязательно следует учитывать при фотонаблюдениях. Диаметр области, свободной от виньетирования, в нашем случае составляет порядка 1 градуса.

С помощью программы RedShift после небольшой обработки в Photoshop (Channel Mixer - Monochrome) производим отождествление звёзд:

На представленном снимке чётко проработались треки звёзд до 11.5m (на большей части кадра) и даже до 13m (в центральной части кадра). Прекрасный результат! С таким «фоторужьём» можно и на Плутон поохотиться:) Достаточно выбраться за город и отснять серию кадров на ISO 200 с более приличным ведением…

…Однако в нашей бочке мёда нашлось немало места для ложек с дёгтем. Дело в том, что при наблюдении покрытий методом дрейф-скана нам необходимо записать трек покрываемой звезды, на протяжении которого мы и будем детектировать падение блеска. А это автоматически означает, что мы уже не собираем свет от звезды в «точку», а «размываем» по определённой области кадра. Если при идеальном ведении свет от звезды попадал на один пиксель матрицы (при времени экспозиции, равном 15с мы имеем экспозицию 15с/пиксель), то при записи трека длиной n пикселей имеем величину попиксельной экспозиции, равной 15/n с/пиксель. Пусть m1 – предельная звёздная величина, детектируемая нашей системой, достигаемая при использовании данного телескопа, окуляра, настроек камеры, времени экспозиции T и идеальном ведении вкупе с идеальными погодными условиями :), n – длина трека звезды в пикселях за время экспозиции T в тех же условиях в отсутствии ведения(или, что более корректно, отношение длины трека к его ширине), тогда согласно формуле Погсона мы сможем заметить покрытие звёзд ярче, чем m2=m1-lg(n)/0.4
Величину m1 мы можем получить из предыдущей фотографии. В силу разных причин (турбуленция, не точная фокусировка, оптические искажения), ширина трека звезды не составляет величину 1 пиксель, и трек представляет собой область с размерами (в нашем случае) порядка 20х5 пикселей, поэтому реальное значение n следует принять равным 20/5=4. Приняв m2=13, n=4 получим m1=13+lg4/0.4=14.5m.
Ниже представлен снимок окрестностей Гаммы Лиры. Снимок получен на том же оборудовании, что и предыдущий, однако ISO был поднят с 100 до 200.

Как мы убедились ранее, для данной системы предел обнаружения составляет порядка 14,5m. Размер трека равен примерно 100х5 пикселей, то есть n=20. Учитывая то, что ISO мы увеличили в 2 раза с 100 до 200, то для корректного сравнения мы должны n уменьшить тоже в 2 раза. Тогда m2=m14.5-lg(10)/0.4= 12m. Анализируя снимок, мы можем убедиться, что на нём действительно угадываются треки звёзд до 12 звёздной величины (в центральной области кадра).

Следует также заострить внимание на проблеме виньетирования. Это действительно проблема, с которой приходится считаться. Активные методы борьбы с виньетированием – это подбор соответствующих окуляров и величины зума на компактной камере. К сожалению, набор окуляров зачастую невелик, и мы имеем то, что имеем…:(. Как правило, чем окуляр длиннофокуснее и выше зум, тем больше поле, свободное от виньетирования. Если полностью избавиться от виньетирования не удалось, приходится с ним считаться. В таком случае при наблюдении покрытий методом дрейф-скана надо следить за тем, чтобы трек покрываемой звезды находился вблизи центра кадра. На периферии же блеск звёзд будет «съедаться», что приведёт к падению проницающей способности системы. Ниже приведены 2 фрагмента верхнего фото при 100% масштабе, на которых отчётливо заметно негативное влияние виньетирования. Так, трек звезды 10.8m на краю кадра почти неразличим, в то время как в центре кадра, рядом с Гамма Лиры звезда 10.2m видна вполне отчётливо.

На следующем фрагменте видно, что трек звезды 9.3m в нижнем левом углу практически совпадает по интенсивности с треком звезды 10.4m в верхнем правом углу. Таким образом, поле кадра не является однородным, и наилучшие условия для съёмки достигаются лишь в центральной области кадра.

Обратите внимание на вид треков, представленных выше на 2-х кадрах при 100% увеличении. Если яркие звёзды (8.7m, 8.7m, 7.2m) оставляют чёткие непрерывные треки, то треки более слабых звёзд начинают проявлять неоднородность (9.3m), местами прерываться (9.9m, 10.3m, 10.4m) или вовсе практически сливаться с фоном (10.8m). Совершено очевидно, что для надёжного фиксирования покрытия астероидом звезды трек последней должен прерываться (либо ослабляться) лишь в случае её покрытия и только. Таким образом, можно сделать заключение, что данная система позволяет надёжно наблюдать покрытия звёзд до 9m и даже до 9.5m-10.0m (в центре кадра при благоприятных условиях).


Продолжение следует...
Pova, 01.10.2006.
Хостинг предоставлен: hoster.by. Служба технической поддержки: .. Конкурс "Астротоп": http://www.astrotop.ru/