مفاهيم السماء الأساسية للتصوير الفلكي

في كثير من الأحيان ، بصفتنا هواة ، نندفع لشراء التلسكوب الذي نعتقد أنه الأفضل بناءً على ما رأيناه أو سمعناه أو تسويقه أو "الحدس".

Often, as amateurs, we rush to buy the telescope that we think is the best based on what we’ve seen, heard, marketing or “intuition”. What you will notice is that most amateurs usually end up buying the “wrong” first telescope and realize they should have done a bit more homework. I hope this guide will be helpful to those looking into getting into deep sky astrophotography by first explaining the basic concepts and relationships between the telescope, the camera and the sky. With the fundamental concepts mentioned here, the reader can then do their own research and study each factor in details. When dealing with telescopes and imaging there are often sever things to consider when picking the size of the telescope, the focal length, pixel size and sensor size and most important average sky seeing.

السماء مظلمة

قد تخرج الليلة وتلاحظ أن المكان مظلمة للغاية ، في حين أن هذا أمر رائع أن هذه ليست القصة كاملة. عندما يكون “الظلام” لا يوجد تلوث ضوئي أو ضوء القمر. هناك العديد من المواقع التي تشير إلى السماء المظلمة مع SQM ، السطوع ، Bortle. Bortle 1 هي سماء مظلمة ممتازة و Bortle 9 هي سماء داخلية مشرقة مضاءة من خلالها سترى بعض النجوم. يمكن مكافحة التلوث الضوئي إلى حد ما من خلال أشياء مثل مرشحات التلوث الضوئي والمرشحات ضيقة النطاق. يمكن أن تساعد عمليات برمجية معينة مثل Pixinsights Automatic أو Dynamic Background Extraction في التخلص من وهج السماء والتدرجات اللونية.

التلوث الضوئي

TR ansparency

عندما يكون الجو مظلمًا وواضحًا ، ستلاحظ المزيد من النجوم وإذا كنت محظوظًا ، ستلاحظ درب التبانة. أنت الآن تنظر إلى سماء مظلمة بشفافية جيدة. تكون الشفافية جيدة في كثير من الأحيان عندما تكون هناك سحب صفرية ورطوبة منخفضة. حتى مع الرطوبة المنخفضة ، قد تؤدي أشياء مثل الرياح المنخفضة الاتجاه إلى إطلاق الغبار مما يقلل من الشفافية. قد تكون هناك مواسم معينة يكون فيها حبوب لقاح النبات عالية مما يزيد من حجب الضوء القادم من النجوم. الدخان هو سبب آخر
ضعف الشفافية. هناك عدة طرق لقياس الشفافية وتحديد مقدارها والتي غالبًا ما تتضمن النجم الأقل حجمًا الذي يمكنك رؤيته. عندما لا تبدو السماء مظلمة ، فعادة ما يكون مزيجًا من الشفافية السيئة يضيء بتلوث ضوئي مرتفع والنتيجة النهائية هي توهج قوي للغاية في السماء يزيل أي تفاصيل باهتة.

تم التقاط هاتين الصورتين M51 بنفسي باستخدام مرشحات قطع الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة تحت الحمراء وكاميرا CMOS أحادية اللون. الصورة على اليسار عبارة عن سماء Bortle 5/6 بشفافية جيدة بينما الصورة على اليمين مأخوذة من سماء Bortle 8/9 مقترنة بشفافية رديئة.

الشفافية

ما هي “الرؤية”

ربما يكون العامل الأكثر أهمية عند اختيار التلسكوب والموقع هو “الرؤية” في موقع المراقبة الخاص بك. الرؤية هي مقياس للهدوء أو الاضطراب في الغلاف الجوي ، أي مقدار ضبابية الغلاف الجوي على نقطة صغيرة للغاية من ضوء النجم. بدون الخوض في الكثير من التفاصيل ، إذا لم يكن لدينا غلاف جوي ، فسيكون لحجم النجم حجم ظاهر “للقرص الهوائي” الذي يحدده قطر عدسة التلسكوب أو المرآة. ومع ذلك ، بمجرد أن يمر ضوء النجوم عبر الغلاف الجوي ، فإنه يتحول إلى ضبابية بسبب اضطراب الهواء المتحرك باستمرار وينتشر الضوء إلى قطر أكبر. في الواقع ، عندما ترى النجوم “تتلألأ” فهذه علامة على ضعف الرؤية وأن الضوء يتشوه بشدة. يمكننا قياس هذا القطر ويتم تقديمه بالثواني القوسية. نحن في الواقع نقيس نصف العرض الكامل بحد أقصى (FWHM) بالثواني القوسية (“). تعتبر رؤية 1.0 ثانية قوسية وأقل ممتازة وتقتصر على أجزاء معينة من العالم وعندما يتم تثبيت تلسكوبات كبيرة احترافية. لا تزال رؤية 1.0 إلى 2.0 تعتبر جيدة جدًا ويمكن أن تؤدي إلى صور حادة جدًا. 2.0 إلى 3.0 هو ما يجربه معظمنا ويتعين علينا العمل معه. 3.0 وما بعده عادةً ما يطمس تفاصيل الصورة ولا يسمح بالتقاط البيانات عالية الدقة. لا ترتبط الرؤية بمدى ظلام الليل أو صفاءه ، فهذه عوامل مختلفة تمامًا.

رؤية مظاهرة

الرؤية والتصوير

ستحدد الرؤية أقصى دقة للتفاصيل الدقيقة التي ستسمح لنا السماء بالحصول عليها. إذا استخدمنا طولًا بؤريًا أكبر أو وحدات بكسل أصغر ، فلا توجد معلومات إضافية في الصورة. وهذا ما يسمى الرؤية المحدودة ، فغالبًا ما تسمع تلسكوبًا كبيرًا “يرى محدودًا”. عندما تقوم بزيادة الطول البؤري أو تقليل حجم البكسل (مقياس الصورة) بعد هذه النقطة ، لا يوجد المزيد من تفاصيل الصورة التي يتم تسجيلها ، فأنت تقوم فقط بعمل صورة أكبر. يمكنك فعل الشيء نفسه في البرنامج ببساطة عن طريق تكبير الصورة بدلاً من توسيع نطاق التلسكوب الخاص بك!

إليك ما تبدو عليه الصور التي تم أخذ عينات منها بشكل زائد أو أقل من العينة:

أكثر من العينة وتحت أخذ العينات

الصورة التي على اليسار يتم أخذ عينات منها بشكل زائد ، ويتبقى لديك نجوم كبيرة “منتفخة”. الصورة على اليمين قليلة العينات والنجوم مربعة ومقطَّعة. يعد العمل مع الصورة ذات العينات الزائدة أكثر صعوبة حيث سيعرض النظام أي عيوب بصرية طفيفة وضعف التركيز والتتبع غير الكامل. سيكون النظام “أبطأ” مما يعني أنه يستغرق وقتًا أطول لتحقيق نسبة إشارة إلى ضوضاء معينة مرغوبة. تُظهر الصورة قليلة العينات تفاصيل أقل في كل من الصورة وأي عيوب مما يسهل التعامل معها. ومع ذلك ، في معظم الحالات ، إذا كان أخذ العينات الأمثل غير ممكن ، فإن العينة المفرطة لا تزال أفضل من أقل.

الصورة أعلاه هي مثال على مقياس الصورة الصحيح وأخذ العينات. تبدو النجوم مستديرة وممتعة دون أن تكون كبيرة ومنتفخة. تستند النظرية الكامنة وراءها في الغالب إلى نظرية أخذ العينات Nyquist ، يمكنك البحث عنها لاحقًا. من الناحية العملية ، سيكون الحد الأقصى للدقة أو المقياس الذي يمكنك العمل به من 2.0x إلى 3.0x من الرؤية (بالثانية القوسية).
لذا فقد حدد جهاز التصوير حجم البكسل والبعد البؤري لمطابقة النظام مع رؤية السماء. يمكن التلاعب بالبعد البؤري من خلال حجم الفتحة والنسبة البؤرية.

الطول البؤري = الفتحة × النسبة البؤرية


يمكن اختيار حجم البكسل بناءً على حجم البكسل الأصلي للكاميرات (ميكرون) أو معالجته عن طريق تجميع أو إضافة مجموعة من 2 × 2 أو 3 × 3 بكسل لتكوين بكسل أكبر. بمعرفة هذه المعلمات ، يمكننا حساب حجم صورتنا:
المقياس = (حجم البكسل / الطول البؤري للتلسكوب) X 206.265

كيفية قياس الرؤية (مثال):

ستحتاج إلى شيء يتمتع بقدرة دقة أعلى مما هي عليه في السماء ، وإليك الحلول النظرية لبعض التلسكوبات:

فتحةأقصى قوة حل
ممحد Dawesحد رايلي
801.451.73
1001.161.38
1500.770.92
2000.580.69
2500.460.55
3000.390.46
3560.330.39
أقصى قوة حل للفتحة

Keep in mind these are theoretical, a real telescope will have less resolution due to imperfections, optical design, collimation, focus issues, and etc. From the table we can see the maximum resolution of a typical 4” refractor is not enough to be used to measure the atmospheric seeing in the 1.0 to 2.0 arcsecond range. 200mm and up is better and 250 to 300 would probably be ideal. You want to measure the sharpest star diameter at or near Zenith (directly overhead) where there is the least air column in the light path, this will give you the best possible seeing at that location for that night. Keep in mind seeing will vary from night to night and season to season so ideally, you after 1 full year you will have an idea of what the seasonal numbers will be like.

أشياء يجب ملاحظتها قبل القياس:

التأقلم مع درجة الحرارة:

يجب أن يكون التلسكوب لديك متأقلمًا بدرجة الحرارة تمامًا ، وعادة ما تعاني SCTS من كونها كبيرة الحجم وذات أنابيب مغلقة. الأنبوب المفتوح أو عاكسات الجمالون أفضل هنا. ما يساعد: يجب أن تنتظر عدة ساعات بعد غروب الشمس حتى تبرد الأرض والهواء مع حرارة أقل إشعاعية تغير الرؤية.

مشاهدة محلية:

ستخزن الأشياء الثقيلة الطاقة الحرارية أثناء النهار وتطلقها أثناء الليل. تسبب هذه الكتلة من الهواء الدافئ المتحرك لأعلى تأثيرات الرؤية المحلية. ما يساعد: الابتعاد عن الطرق والأرضيات والجدران الخرسانية الدافئة. هذه تدمر الرؤية المحلية. حاول رفع التلسكوب الخاص بك قليلاً فوق الأرض يساعد أيضًا في تقليل تأثيرات الرؤية المحلية أو الأرضية.

إيزاء:

يجب أن يكون الموازاة والتركيز مثاليين ، وسيؤدي التركيز الضعيف إلى زيادة قياسات FWHM بشكل كبير وستقوم بقياس تركيزك الضعيف وليس الرؤية الجوية. الشيء نفسه ينطبق على الموازاة مع العاكسات. ما الذي يساعد: تأكد من أن لديك تركيزًا مثاليًا. قم بقص الصورة إلى 50٪ داخلية ، فمعظم الانحرافات مثل الإمالة والانحناء والغيبوبة وغيرها تكون أكثر وضوحًا كلما ابتعدت عن المحور. لذا استخدم الجزء المركزي من الصورة للقياسات.

التتبع:

إذا لم يكن التثبيت الخاص بك دقيقًا بما يكفي للتتبع مع معدل جذر متوسط قصير جدًا للخطأ ، فلن تكون قادرًا على قياس التمويه الناجم عن الغلاف الجوي بدقة ، ولكنك ستقيس التمويه الناجم عن ضعف التتبع / التحميل.
إذا كانت قيمة جذر متوسط التربيع للتتبع 1.2 “والسماء 1.0” ، فإن الحامل الخاص بك يحد من مدى دقة صورك وليس الغلاف الجوي. ما الذي يساعد: يجب أن تكون المحاذاة القطبية جيدة جدًا بالإضافة إلى التتبع. ستحتاج إلى جبل جيد
متوازن بشكل جيد وغير مثقل. خذ تعريضات أقصر في نطاق 30 إلى 60 ثانية. سيساعد هذا في تقليل التأثيرات لأقل من التتبع المثالي

برمجة:

ستحتاج إلى برنامج يمكنه قراءة بيانات الصورة الأولية وقياسها. يتم توضيح هذه الأمثلة مع Pixinsight. خطوة بخطوة:

  • وجّه التلسكوب والكاميرا المجهزتين جيدًا إلى الذروة أو أي مكان على ارتفاع 80 درجة تقريبًا.
  • خذ سلسلة من 30 إلى 60 ثانية من التعريض مع مرشح النصوع (كتلة الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة تحت الحمراء). متوسط القول 10 يكفي لأي وقت.
  • قم بقياس الانحراف اللامركزي للصور (النص – تحليل الصورة – FWHMeccentricity) وتجاهل أي من الصور ذات الانحراف اللامركزي لأكثر من 0.5. هذه إما تتبع سيئة أو قضايا الموازاة
  • قص للداخل قل 50٪ من الصور.
  • تأكد من توصيل الحامل ببرنامج التصوير الخاص بك بحيث يكون لديك معلومات مثل التاريخ والوقت والإحداثيات الجغرافية وإحداثيات السماء والبعد البؤري في رأس الملف FITS.
  • باستخدام برنامج مثل Pixinsight ، يمكنك تحليل الصور وحساب الطول البؤري الدقيق.
    (سيناريو – تحليل صورة – حلالا للصور)
  • خذ البعد البؤري المحسوب وسجله. على سبيل المثال 1850 مم.
  • ابحث عن حجم البكسل في الكاميرات ، مثل 3.6 ميكرون
  • احسب مقياس صورتك ، أي قوس ثانية لكل بكسل:

    المقياس = (حجم البكسل / الطول البؤري للتلسكوب) X 206.265

    لذلك بالنسبة لمثالنا: مقياس الصورة = 0.4 ثانية قوسية / بكسل
  • قم بقياس FWHM للصور (نص – تحليل صورة – FWHMeccentricity) سترى رقمًا مثل FWHM = 6.7 بكسل ، احسب متوسط 10 صور على سبيل المثال. يمكن لمحدد الإطار الفرعي القيام بذلك أيضًا ، ولكن تأكد من صحة إعداداتك حتى تقوم بقياس وحدات البكسل الساخنة!
  • بمجرد حصولك على كل من FWHM ومقياسك ، تضربهما للحصول على FWHM للنجوم بالثواني القوسية:

    لذلك في حالتنا المقاسة FWHM = 6.7 بكسل × 0.4 (المقياس بالثانية القوسية لكل بكسل)
    الرؤية = 2.7 ثانية قوسية
  • الآن بعد أن عرفت رؤية السماء ، يمكنك تحديد أفضل طول بؤري وأصغر حجم بكسل يمكنك استخدامه (2.0x إلى 3.0x من الرؤية عمليًا ، سيكون الحد الأقصى للدقة التي يمكنك العمل بها)

على سبيل المثال مع رؤية السماء عند 2.7 بوصة ، سيكون الحد الأقصى للمقياس الذي يمكنك أخذ عينات منه هو 1.35 إلى 0.90 ثانية قوسية لكل بكسل.

بمعرفة الحد الأقصى لمقياس البكسل (0.9 ثانية قوسية هنا) وحجم بكسل الكاميرا ، يمكنك تحديد أطول طول بؤري لأخذ العينات بشكل صحيح عن طريق:

الطول البؤري = (حجم / مقياس البكسل) X 206.265

مع حجم بكسل للكاميرا 3.6 ميكرون ، سيكون الحد الأقصى للبعد البؤري 825 ملم

مع 5.4 ميكرون بكسل: 1،237 ملم

مع 9 ميكرون بكسل: 2062 مم

Share the Post:

Related Posts

Observe the milky way this summer

رصد درب التبانة في الصيف

يعد درب التبانة واحدة من أكثر المشاهد المذهلة في سماء الليل. مجموعة من ملايين النجوم والأجرام السماوية الأخرى، تمتد عبر السماء مثل شريط من الضوء. خلال أشهر الصيف، تكون في أبهى صورها وأجملها، مما يخلق مشهدًا لن تنساه أبدًا.

Read More

Join Our Newsletter

Shopping Cart
Scroll to Top

Having difficulty making your purchase? Don’t worry! fill Out the form below, and a real, friendly human being (No bots, we promise!) will swoop in to save the day. 🦸‍♂️🦸‍♀️

Or alternatively send a WhatsApp message to +968 7151 4492 and We will get back to you during working hours!

 

Let's have a chat