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Tecniche di Ripresa per la Fotografia Astronomica

Tecniche di Ripresa per la Fotografia Astronomica

Le tecniche di ripresa in materia di fotografia astronomica sono tante e tali che ogni astrofilo potrà  trovare, con un po’ di pratica e con un po’ di sperimentazione, quella che si confà  alle proprie esigenze.

Ci sono vari metodi utilizzabili sia per la fotografia chimica che per quella digitale. Ritengo, personalmente, che quella chimica abbia ancora molto da dire soprattutto nel campo della fotografia deep-sky. La fotografia digitale, invece, promette molto bene in fatto di semplicità  d’uso nonché di risultati. Attualmente però i risultati (non mi riferisco ai CCD raffreddati) sono paragonabili alle riprese chimiche.

A mio parere, ogni astrofilo deve godere della propria passione e non necessariamente dovrà cambiare strumentazione per poter ottenere riprese da capogiro; tra l’altro molte riprese effettuate con fotocamere digitali, sono altrettanto ottenibili con fotocamere tradizionali anche se con una successiva elaborazione digitale.

L’essenza vera dell’astronomia è l’osservazione, la ricerca e la sperimentazione; questi sono passi che ogni astrofilo non dovrebbe mai dimenticare di effettuare nei propri campi di interesse; che sia la fotografia o l’osservazione visuale o programmi di ricerca più seri.

Di seguito riporterà quelle che sono le mie esperienze di astrofotografo vissute in quindici anni di attività  nonché esperienze di altri astrofotografi non effettuate direttamente da me.

Come effettuare una buona ripresa

I passi fondamentali per effettuare una buona ripresa sono i seguenti:

* Acclimatazione del telescopio o dello strumento di ripresa
* Buona collimazione del telescopio
* Seeing ottimo
* Inseguimento preciso
* Fuocheggiatura accurata
* Scelta del materiale sensibile per il soggetto da riprendere (fotografia chimica)
* Scelta delle impostazioni ottimali (fotografia digitale)
* Manipolazione ed elaborazione delle riprese effettuate.

Acclimatazione dello strumento

L’acclimatazione dello strumento è la prima fase importante e vale sia per le osservazioni visuali sia per le osservazioni fotografiche chimiche o digitali. Essa viene effettuata montando lo strumento almeno un’ora prima dell’inizio delle osservazioni e delle riprese. Per strumenti con il tubo aperto o con ventilazione forzata questo tempo può ridursi della metà  e ancora meno quando il delta termico tra luogo di riparo e luogo osservativo è minimo.

Collimazione

La collimazione dello strumento è uno dei passi che gli astrofili temono molto. Difatti molte persone  evitano di collimare il proprio strumento per paura di rovinarlo irrimediabilmente. In realtà essa è una operazione molto semplice e una volta acquisita un po’ di dimestichezza può essere effettuata in dieci minuti. Non mi dilungo sul come si fa perché gli strumenti sono diversi tra loro e pertanto hanno metodi di collimazione differenti. In rete si trovano molte spiegazioni con esempi pratici e spiegazioni adeguate. Ricerca ricordate?

Un unico consiglio, le viti da regolare vanno solamente ruotate in un verso o nell’altro di entità  minime, anche fino a 1/16 di giro!

Seeing

Inutile dilungarsi: buon seeing significa buone osservazioni e buone riprese.

Inseguimento

L’inseguimento preciso si ottiene con un buon stazionamento del telescopio. Oggi le montature equatoriali alla tedesca sono più avvantaggiate di quelle a forcella in quanto posseggono un cercatore polare con reticolo che indica la posizione della polare e del polo previa taratura mediante le coordinate del luogo e l’ora di osservazione. Questi semplici passi permettono già  di ottenere un buon inseguimento. Utilizzando, inoltre, il Metodo di Bigourdain si ottiene un inseguimento molto preciso. Questo metodo è utilizzabile anche e soprattutto per gli strumenti con montatura a forcella.

Per chi non lo conoscesse riporto di seguito i passi da effettuare:

Metodo di Bigourdan

E’ sicuramente il metodo più preciso, ed ha anche il vantaggio di poter essere applicato senza vedere la stella polare e quindi il polo nord celeste, nonché su strumenti privi dei cerchi graduati o su strumenti dotati di montatura a forcella per i quali il puntamento polare è più problematico. E’ però più lungo da completare in quanto si procede per approssimazioni successive. E’ stato descritto per la prima volta nel 1893 da colui dal quale ha preso il nome.

1. Si orienta grossolanamente l’asse orario con il polo nord celeste presunto;

2. Si punta il telescopio verso una stella prossima all’equatore celeste e al meridiano (+ o – 30 minuti) con un oculare a forte ingrandimento, seguendola per alcuni minuti bilanciando il movimento terrestre, allo scopo di regolare l’azimut. Un crocicchio o un reticolo aumentano di molto la sensibilità  di questo metodo. Si possono presentare le seguenti situazioni:

3.  La stella tende ad andare verso nord (quindi in basso nella visione telescopica invertita): in questo caso l’asse polare punta verso ovest ed è necessario spostarlo verso est regolando esclusivamente l’azimut.

4.  La stella tende ad andare verso sud (quindi in alto nella visione telescopica invertita): in questo caso l’asse polare punta verso est ed è necessario spostarlo verso ovest regolando esclusivamente l’azimut.

5. Ripetere i punti precedenti con successive approssimazioni fino a quando la stella di riferimento non mostra più spostamenti significativi né verso nord né verso sud per almeno 5 minuti. A questo punto l’asse polare é correttamente posizionato in azimut.

6. Si punta successivamente una stella a circa 6 ore dal meridiano e a una declinazione compresa tra +40° e +50° per regolare l’altezza. Si ipotizza di puntare una stella ad est nei punti seguenti. Se si punta una stella ad ovest le seguenti operazioni risultano invertite.

7.  La stella tende ad andare verso nord (in basso nella visione telescopica invertita): in questo caso l’asse polare punta troppo in alto ed è necessario spostarlo in basso regolando esclusivamente l’altezza.

8.  La stella tende ad andare verso sud (in alto nella visione telescopica invertita): in questo caso l’asse polare punta troppo in basso ed è necessario spostarlo in alto regolando esclusivamente l’altezza.

9. Ripetere i punti precedenti con approssimazioni successive fino a quando la stella di riferimento non mostra più spostamenti significativi né verso nord né verso sud per almeno 5 minuti. A questo punto l’asse polare è correttamente orientato in altezza.

Per una versione grafica del metodo si può accedere al sito:

http://www.webalice.it/ugerco/finalmente/testo/26_bigourdan1.htm

Un altro metodo di allineamento più semplice e più veloce da utilizzare e il cosiddetto:

Metodo a due stelle

1. Scegliere due stelle brillanti, una con declinazione elevata, almeno 30° sopra l’orizzonte ed una con bassa declinazione che sia anche distante dall’orizzonte est o ovest. Da un atlante ricavare le coordinate delle due stelle;

2. Allineare approssimativamente l’asse polare del telescopio verso il polo ed attivare il moto orario (se disponibile);

3.  Centrare nel campo del telescopio la stella a bassa declinazione scelta con i movimenti A.R. e Dec. del telescopio, e regolare il cerchio A.R. in modo che indichi l’A.R. della stella inquadrata;

4.  Muovere il telescopio attorno agli assi di A.R. e Dec. in modo che indichino le coordinate della stella con declinazione elevata.

5.  Spostando esclusivamente la base della montatura, inquadrare la stella a declinazione elevata senza quindi agire sugli assi di A.R. e Dec.

6.  Riprendere la procedura dal punto 3 aumentando man mano gli ingrandimenti. Quando al punto 5 non è più necessario effettuare spostamenti lo stazionamento è perfetto.

Variante polare: è una variante del metodo appena illustrato che prevede, per comodità, di utilizzare la stella polare come stella a declinazione elevata.

Per le montature a forcella è altresì utilizzabile il Clay’s Kochab Clock Precise Polar Alignment che si può trovare presso il sito: http://www.arksky.org/Kochab.htm

Non dimentichiamo che anche la parte meccanica è importante: una buona montatura stabile con moti fluidi e lavorazione precisa degli ingranaggi e delle ruote dentate permette un inseguimento fluido e facilita le pose fotografiche.

Fuocheggiatura

Un volta centrato l’oggetto da riprendere è necessaria una fuocheggiatura accurata per ottenere il massimo della nitidezza. Spesso però l’oggetto non è facilmente visibile attraverso il vetrino di messa a fuoco della fotocamera sia essa meccanica o digitale (anche con il metodo afocale). Si può ovviare in vari modi:

Si punta una stella abbastanza luminosa e si focheggia su di essa, ma anche questo metodo non è molto preciso. Si può migliorare questo metodo facendo passare la stella al centro dello stigmometro e dei microprismi del vetrino di messa a fuoco. Se la stella risulta sfrangiata durante il passaggio, essa è sfuocata; se, invece, la stella passa senza mostrare differenze apprezzabili essa è a fuoco. Con le fotocamere digitali, invece si può ottenere una buona messa a fuoco riprendendo brevi pose e sistemando volta per volta la messa a fuoco fino ad ottenerne una ottima.

Ci sono poi le tante varianti delle maschere di Hartmann. La maschera di Hartmann è sostanzialmente un tappo da anteporre all’apertura dello strumento con due fori diametralmente opposti di dimensioni opportune (per un 20 cm basta un diametro dei fori di 3 cm). I fori possono anche essere tre disposti a 120° l’uno dall’altro. Recentemente ho visto in rete maschere con 2 fori triangolari (triangolo equilatero) disposti uno con il vertice che punta verso il basso e l’altro con il vertice che punta verso l’alto. L’immagine risulta a fuoco quando le due o le tre immagini prodotte dai fori si riuniscono in una sola. Un’altra variante è quella con i fori di forma rettangolare; un rettangolo sovrapposto al diametro del tappo e l’altro perpendicolare al diametro stesso. L’unica accortezza nella costruzione di questo tipo di maschera è da porsi nel fatto che i centri dei due rettangoli devono trovarsi sul diametro principale e devono essere equidistanti. La messa a fuoco si ottiene quando le due immagini rettangolari si fondono fino a formare una croce.

Un altro metodo è quello che si ottiene stendendo davanti all’apertura del telescopio due fili perpendicolari (da fissare sul bordo con del nastro adesivo). La messa a fuoco corretta, da farsi su di una stella, si otterrà quando si vedranno i raggi di diffrazione prodotti dai due fili.

Un secondo metodo, simile al precedente, è ottenuto stendendo due strisce parallele di cartoncino equidistanti tra di loro e situate da parte opposta rispetto all’asse ottico. Anche in questo caso, si vedranno durante l’operazione di messa a fuoco i raggi di diffrazione. Essi saranno doppi se l’immagine e sfuocata, singoli se l’immagine della stella è a fuoco.

Ci sono poi sistemi di tipo ottico – meccanico di costruzione artigianale e, pertanto, realizzabili su misura e in base alle proprie esigenze. Una tipologia è costituita dai focometri: sono oculari con attacco a baionetta uguale a quello della propria fotocamera. Si punta l’oggetto, si mette a fuoco, si toglie l’oculare e si monta la fotocamera e il gioco è fatto.

Altri metodi di messa a fuoco riguardanti l’uso di sistemi di ripresa digitali (fotocamere digitali, webcam e CCD) riguardano l’uso di opportuni software (ce ne sono un paio freeware in rete) che determinano l’esatta messa a fuoco ricorrendo alla visualizzazione della curva FWHM (Full Width Half Maximum). Semplicisticamente è la visualizzazione dell’intensità luminosa di una stella con una curva a forma di campana. Quanto più questa campana è lunga e stretta tanto più si è vicini alla messa  a fuoco ottimale. In più vi è la visualizzazione in bit dell’intensità  luminosa; quanto più si è vicini al valore di 255 tanto più siamo vicini alla messa a fuoco precisa. Verificando queste due visualizzazioni si otterrà una perfetta messa a fuoco. La stella da utilizzare per l’operazione di fuocheggiattura non deve essere molto luminosa altrimenti si leggerà sempre un valore di 255 anche quando la stella è sfuocata. E’ preferibile utilizzare stelle di magnitudine 2-3.

Scelta del Materiale Sensibile

In materia di fotografia chimica c’è molto da dire. Infatti in base al tipo di oggetto da riprendere e in base al livello di inquinamento luminoso del sito osservativo (è chiaro che è preferibile osservare da siti bui, ma se ciò non sia possibile per vari motivi bisogna fare di necessità  virtù) il materiale sensibile può essere molto diverso. Ci sono pellicole molto sensibili all’inquinamento luminoso e quindi da usare solo da siti bui (ScotchChrome 800-3200 Dia non più in commercio, la Kodak E200 pro) e ci sono pellicole poco sensibili ad esso (Kodak Panther 1600 Dia). Ci sono anche pellicole che rendono al meglio proprio quando c’è una presenza non eccessiva di inquinamento luminoso come la negativa Kodak Portra 800. Da siti bui non registra quasi niente! Ci sono pellicole sensibili alla radiazione rossa come la negativa Kodak Supra 400, la Kodak E200, la Kodak Ektar 1000 non più in commercio ecc. e pellicole sensibili al blu come la suddetta Kodak Panther 1600, la Ilford 1000 non  più in commercio ecc.

Per quanto riguarda il materiale in bianco e nero la scelta cade solo poche pellicole: la Kodak Tri-X 400, la Kodak T-Max 400, la Kodak T-Max P3200, la Kodak TP-2415 (non più in produzione da ottobre 2004), Ilford FP4 e Ilford HP5 che ritengo utili solo per chi inizia nel mondo del bianco e nero. A questo punto quale è il migliore materiale sensibile ?

Io penso che ogni astrofilo debba comunque fare prove su prove prima di poter giudicare al meglio il materiale sensibile da utilizzare, sia in base al proprio gusto personale, sia in base alla tipologia di strumento che adotta per le riprese; ciò è vero che comporta perdita di tempo in un’era in cui si vogliono risultati buoni e in breve tempo; ma allora che gusto c’è? Inoltre mancherebbe lo stimolo a migliorarsi sempre di più. (Questa è una mia opinione !) Comunque per chi non volesse perdere molto tempo le migliori pellicole attualmente sono la E200 per il colore e la TP-2415 per il B/N.

Scelta delle Impostazioni Ottimali per la Fotografia Digitale

Per quanto riguarda la fotografia digitale, sia essa con il metodo afocale, sia con le nuove reflex digitali, ci sono lievi differenze nell’approccio della ripresa.

Nel metodo afocale, la fotocamera viene utilizzata con il proprio obiettivo in accoppiamento con un oculare da inserire nel portaoculari del telescopio. Si imposta la messa a fuoco all’infinito (meglio se c’è il blocco della messa a fuoco). Si imposta il livello del bianco per esterni (io preferisco lasciarlo in automatico per evitare immagini gialline). Si imposta la massima apertura di diaframma, si regola la sensibilità  ISO in modo da ottenere immagini non disturbate troppo dal rumore elettronico (meglio se c’è la funzione Anti-Noise o Noise-Reduction). Si regola il tempo di esposizione. Si riprendono varie immagini dello stesso oggetto (magari anche dei Dark-Frame) che verranno in seguito elaborate.

Non conosco molto bene le nuove reflex digitali, anche se potrei dire qualcosa.

A mio avviso esse sono simili nell’utilizzo alle reflex tradizionali; l’unica differenza è nel supporto sensibile. Le regolazioni vanno fatte volta per volta in base soprattutto alla qualità del cielo. Cieli tersi e bui permettono di impostare tempi di esposizione superiori ai 30 secondi (posa B) ed elevate sensibilità  (800 o 1600 ISO). Sotto cieli imperfetti è meglio ridurre sensibilitè  e tempi di esposizione. Il problema maggiore con questo tipo di sensori non raffreddati come i CCD per astronomia, è il rumore. Dalle prime immagini e dai primi articoli, però, risulta che con opportuni algoritmi software e grazie alle nuove tecniche di costruzione di dispositivi a stato solido, si possono tranquillamente raggiungere i 10 minuti di esposizione senza particolari effetti deleteri sulla qualità  delle immagini. L’unico difetto, potrebbe essere la scarsa dinamica del sensore quando si impostano valori elevati di sensibilità (intorno ai 1600 ISO); ossia la capacità  del sensore a rappresentare distintamente i vari livelli di luminosità. Inoltre va ricordato che risulta necessario un ottimo inseguimento siderale per ottenere stelle puntiformi.

Manipolazione ed Elaborazione delle Immagini

Un volta effettuate le riprese, siano esse chimiche o digitali, si apre, per l’astrofilo, un nuovo mondo: l’elaborazione delle immagini. Cercare, cioè, di estrarre quanta più informazione possibile dalle riprese effettuate per mostrare appieno le caratteristiche morfologiche dell’oggetto ripreso.

Anche per le immagini chimiche è divenuto d’obbligo passarle in formato digitale per una corretta elaborazione con gli stessi metodi utilizzati per le immagini digitali. Il primo passo fondamentale è la scansione dei negativi o delle diapositive con uno scanner apposito (ne esistono in commercio anche di semplici che vanno molto bene). La scansione va effettuata a non meno di 2400-2700 dpi (dot per inch o punti per pollice) meglio se a 4000 dpi. (Attenzione alla polvere: meglio pulire lo scanner e i negativi con un panno antistatico). Chiaramente una scansione di questo tipo richiede un grosso quantitativo di memoria, sia per l’elaborazione, sia per il salvataggio delle immagini finali.

Come per le riprese digitali, si possono effettuare più esposizioni sullo stesso oggetto: questo riduce gli effetti deleteri della presenza di eventuale inquinamento luminoso e della fatica di guidare su una stellina invisibile (per chi non usa l’autoguida) nonché eliminare la grana della pellicola aumentando in questo modo il rapporto S/N (segnale/rumore). Inoltre possono essere effettuate le esposizioni con diverso materiale sensibile per ottenere una rappresentazione migliore dei colori. Esempio: fotografare M42 con una pellicola sensibile al rosso e una sensibile al blu e sovrapporre i risultati; si otterrebbe una corretta rappresentazione delle parti della nebulosa più deboli ed evanescenti nonché una rappresentazione più veritiera dei colori. Si potrebbero effettuare esposizioni in B/N ed a colori in modo da elaborare i risultati in L-RGB. Si possono utilizzare filtri di vario tipo: riprese in B/N con filtro H-Alfa e a colori con filtro Deep-Sky. Basta avere un po’ di fantasia e uno spirito sperimentale !

Nelle riprese digitali, invece, non vi è il passaggio della scansione delle riprese in quanto sono già in formato, appunto, digitale. In realtà, però, vi è il passaggio della calibrazione delle immagini prima dell’elaborazione. La calibrazione viene effettuata applicando all’immagine Raw (Grezza) il Dark Frame e il Flat Field Frame. Il dark frame serve per pulire l’immagine dal rumore elettronico, il flat field frame serve ad appianare le differenze di risposta alla luce dei singoli pixel e a eliminare difetti di illuminazione del piano focale dovuti alle ottiche dello strumento di ripresa. La calibrazione delle immagini digitali è un passo fondamentale. Molti astrofili non la effettuano perdendo, in questo modo, molta informazione con risultati scadenti dopo l’elaborazione.

Brevemente riporto i passi fondamentali:

* Riprendere almeno 9 dark frame che verranno mediati per ottenere il cosiddetto Master Dark
* Riprendere 9 flat field frame a cui verrà  applicato il Master Dark e successivamente i frame corretti saranno mediati ad ottenere il Master Flat
* Applicare a ciascuna immagine ripresa il Master Dark e il Master Flat in successione.
* Elaborare le immagini con media, somma e filtri vari per ottenere il meglio senza esagerare!

Note: I dark frame vanno ripresi con lo stesso tempo di integrazione delle immagini grezze; se si riprendono immagini con tempi di integrazione diversi, anche i dark frame dovranno avere tempi di integrazione corrispondenti. La ripresa del flat field frame è la parte più difficile. Si può ottenere in vari modi: riprendere il cielo ancora chiaro poco prima dell’imbrunire regolando i tempi di integrazione in modo da non riprendere le stelle; si può ottenere riprendendo uno schermo opalino retro illuminato; si può ottenere poggiando un lenzuolo o panno bianco sull’apertura dello strumento di ripresa e illuminarlo con luce diffusa.

In ultimo, ricordate di effettuare le riprese di calibrazione sempre con la stessa configurazione ottica.

Ma perché proprio 9 dark e 9 flat? Si è visto da analisi effettuate (si veda il testo “L’elaborazione delle immagini digitali” di V. Franchini e G. Pasi) che 9 immagini sono  l’ideale per ottenere una buona calibrazione; con meno di 9 immagini il risultato è più scadente, mentre con più di 9 immagini il miglioramento ottenuto è molto basso. Se si ha tempo a disposizione (e memoria) se ne possono riprendere molte di più.

NOTE SULL’AUTORE:

Paolo Laquale è appassionato di Spazio dal 1981, in occasione del primo lancio dello Shuttle ed è astrofilo dal 1990. La sua passione principale è l’astrofotografia sia chimica che digitale. Dopo essersi laureato in Ingegneria Elettronica presso il Politecnico di Bari, ha conseguito un Master in Astronautica e Scienze da Satellite presso il CISAS (Centro Interdipartimentale di Studi e Attività Spaziali) dell’Università degli Studi di Padova.