La Mineral Moon

Come fotografare una bellissima Mineral Moon

La Luna è l’oggetto celeste più fotografato e fotogenico. A piccoli o alti ingrandimenti, di notte e persino di giorno, in fase sottile o quando è quasi piena, è un obiettivo che garantisce sempre un grande spettacolo.

L’unico problema del nostro satellite sono i colori. Illuminato dalla luce del Sole, quel pezzo di roccia che ci orbita intorno da 4,5 miliardi di anni mostra una colorazione priva delle bellissime sfumature che invece possiamo trovare facilmente su Marte, Giove, Saturno, per non parlare degli oggetti del profondo cielo. La sua superficie scura, dalla brillanza simile a quella dell’asfalto appena steso, sembra essere priva di quei contrasti cromatici che incantano i nostri occhi e ci consegnano un Universo pieno di colori.

La Luna ha dei colori? Ha tonalità reali? E nel caso, come possiamo superare le limitazioni dei nostri occhi e osservare queste sfumature?
La risposta è affermativa e prevede di applicare una semplice tecnica chiamata Mineral Moon. Prima, però, dobbiamo capire quali sono i veri colori della Luna, se ne ha.

La superficie selenica è composta da rocce simili a quelle terrestri e, proprio come qui sulla Terra, ci sono zone in cui la composizione chimica può cambiare, a seconda del tipo di minerali prevalenti. Ogni minerale ha una colorazione tipica, anche se questa è spesso molto più tenue di quella che può percepire l’occhio. Se varia l’abbondanza di un certo minerale, è allora scontato pensare che possa cambiare, in modo leggero, il colore. Sulla Terra possiamo capire meglio la situazione: le zone del deserto del Sahara sono rosate, mentre quelle del deserto australiano appaiono rosse. Sulla Luna accade una cosa simile, anche se le differenze cromatiche sono molto tenui e visibili solo attraverso un’opportuna tecnica fotografica.

La Mineral Moon è una tecnica molto semplice di fotografia che prevede di catturare immagini a grande campo del nostro satellite con sensori a colori e di applicare una semplice tecnica di elaborazione che ci permetterà di estrapolare la grande quantità di informazione contenuta nelle nostre fotografie.

 

La strumentazione

La strumentazione adatta è costituita da una normale reflex, anche non modificata, al fuoco diretto di un telescopio che NON sia un rifrattore acromatico, poiché questi soffrono di cromatismo. Tutti i catadiottrici e i telescopi Newton sono perfetti allo scopo (e anche i rifrattori apocromatici veri, cioè con almeno 3 lenti). Non importa il diametro perché non siamo interessati, almeno all’inizio, a una stratosferica risoluzione. Le foto più spettacolari, infatti, si ottengono includendo tutto il disco lunare nel campo inquadrato, magari in prossimità della Luna piena, così sappiamo anche cosa fare in quelle notti di solito poco prolifiche per le osservazioni astronomiche.

 

Tecnica di ripresa

L’acquisizione delle immagini non è dissimile da quella necessaria per fotografare i pianeti. Si catturano tanti frame, in formato grezzo (raw) tutti identici. È importante raccogliere tanti scatti per aumentare la dinamica dell’immagine e ottenere così un’immagine in cui i colori saranno ben visibili. Non c’è un limite ma in generale sarebbe meglio catturare almeno 100 frame, scattando a bassa sensibilità, magari 100 ISO. Non aumentare la sensibilità di scatto perché si incrementa il rumore e diminuisce la dinamica, che è l’unica cosa che davvero conta in questo caso.

I momenti migliori per fare gli scatti sono quando il nostro satellite si trova molto alto sull’orizzonte. Questa richiesta è fondamentale per evitare che la nostra atmosfera alteri in modo irreversibile i tenui colori che vogliamo estrapolare.

 

Elaborazione

Dopo aver allineato e sommato i singoli scatti con programmi come Registax o Autostakkert, cercando di scartarne il meno possibile, tanto la risoluzione effettiva non conta molto, dobbiamo lavorare sull’immagine grezza in due fasi, una dedicata esclusivamente al colore e l’altra alla risoluzione.

Creiamo due copie identiche della nostra immagine grezza. Useremo una di queste come canale di crominanza, al quale quindi cercheremo di estrarre al meglio i colori tralasciando i contrasti. L’altra versione la trasformeremo in bianco e nero e applicheremo delle maschere di contrasto, concentrandoci solo sul lato dei contrasti e della risoluzione. Questa sarà la base di “luminanza” che poi coloreremo con la versione a cui avremo estrapolato i colori. Agendo in questo modo possiamo sfruttare sia l’informazione cromatica che quella spaziale, senza sacrificare nulla del segnale che abbiamo raccolto con tanta fatica.

Sulla copia dedicata al colore non dobbiamo applicare alcuna maschera di contrasto ma agire in due modi. Prima di tutto dobbiamo eliminare la dominante giallastra tipica del nostro satellite, che rappresenta solo il contributo della luce solare. Per fare questo possiamo operare un bilanciamento del bianco, selezionando come punto campione una zona dalla colorazione neutra (di solito NON nei piatti mari, che tendono a essere azzurri). A volte anche la funzione “colore automatico” di Photoshop aiuta molto e restituisce un’immagine priva di dominante generale. L’obiettivo è avere un’immagine che sembra (ma non lo è) in bianco e nero, senza dominanti.

A questo punto possiamo passare alla fase successiva: aumentare la saturazione del colore fino a far comparire i colori ma senza creare artefatti. In generale è meglio procedere a piccoli passi, aumentando la saturazione di circa il 30% ogni volta invece che farlo in un’unica soluzione. Piano piano vedremo la Luna colorarsi. Ci fermeremo solo quando cominceremo a vedere il rumore di fondo e l’immagine diventerà molto granulosa. Non bisogna applicare altri strani filtri, come quelli fotografici, che fanno più danni che altro: ricordiamo infatti che stiamo cercando di rappresentare la realtà come è e non come vorremmo che fosse!

Ecco i colori della Luna! L’immagine, però, non è proprio bella a livello estetico, ecco perché abbiamo a disposizione l’altra copia trasformata in bianco e nero e a cui abbiamo applicato qualche maschera di contrasto per renderla bella.

I colori ci sono ma l'immagine è molto granulosa. Non importa, per questo abbiamo creato una versione di luminanza che coloreremo con questa.

I colori ci sono ma l’immagine è molto granulosa. Non importa, per questo abbiamo creato una versione di luminanza che coloreremo con questa.

Prendiamo allora la nostra crominanza, un po’ brutta, e copiamola sulla versione di luminanza, trasformata in immagine a colori. Allineiamo i due livelli e impostiamo il modo di unione su “colore”. Come per magia, l’informazione del colore viene trasferita sulla versione esteticamente più gradevole e la nostra Mineral Moon è pronta!

Le due versioni a confronto. A sinistra ci siamo concentrati solo sulla luminanza e sui dettagli. A destra solo sul colore. Ora dobbiamo unire al meglio le due informazioni.

Le due versioni a confronto. A sinistra ci siamo concentrati solo sulla luminanza e sui dettagli. A destra solo sul colore. Ora dobbiamo unire al meglio le due informazioni.

 

Sovrapponendo il file di crominanza a quello di luminanza e unendo con il metodo "colore" ecco che la magia è completa: una foto che mostra i dettagli e i veri colori della Luna!

Sovrapponendo il file di crominanza a quello di luminanza e unendo con il metodo “colore” ecco che la magia è completa: una foto che mostra i dettagli e i veri colori della Luna!

La Mineral Moon

La Mineral Moon

I colori sono reali? Certo! Anche se l’occhio non li percepisce, non vuol dire che non esistono, piuttosto che il nostro apparato visivo non ha la sensibilità sufficiente a restituirceli, come d’altra parte accade a tutti gli oggetti del profondo cielo. La realtà è molto più ampia del piccolo spicchio accessibile al nostro occhio. In un certo senso, allora, è più corretto dire che è la versione monocromatica che noi possiamo vedere di solito, della Luna e delle nebulose, a non essere reale, perché la realtà, indagata con strumenti più sensibili e oggettivi, mostra un Universo pieno di colori!

Immagini di questo tipo, oltre a essere belle per la vista, contengono dati interessanti dal punto di vista geologico. Certo, la precisione nel determinare gli elementi prevalenti non è elevatissima ma possiamo dire, ad esempio, che le zone rosse sono povere di ferro e in generale più antiche, mentre quelle blu rivelano aree ricche di titanio. Chissà che un giorno anche queste nostre foto non serviranno ai primi minatori lunari come indicazione su dove trovare maggiori quantità dei preziosi minerali che cercheranno di estrarre.

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Fotografiamo la superficie di Venere!

Venere sta dominando queste serate di fine inverno e dominerà le albe di tutta la primavera, quindi non possiamo non parlare di questo faro del cielo. Non sarà però il solito post che ci insegna a osservare le solite fasi di Venere, anzi, tutt’altro!

Il nostro gemello, con dimensioni e massa molto simili, è in realtà una vera e propria Nemesi: l’atmosfera è decine di volte più densa, composta quasi per intero da anidride carbonica e con minacciose nuvole di acido solforico. Sulla superficie la temperatura, di giorno come di notte, ai poli come all’equatore, è stabile, da chissà quanto tempo, allo stratosferico valore di +460°C. Venere è un forno inospitale per qualsiasi forma di vita e per di più la sua superficie è del tutto nascosta alla nostra vista da chilometri di nuvole che non lasciano mai neanche uno spiraglio ai nostri telescopi.

Per centinaia di anni dopo l’invenzione del telescopio, nessun essere umano è riuscito a capire cosa si nascondesse sotto le nuvole venusiane, fino a quando negli anni ‘60 le prime sonde sovietiche giunsero sull’inospitale superficie.

La mappatura completa di Venere è stata effettuata dalla sonda Magellano che negli anni ’80, grazie a un radar, ha composto la prima mappa geologica e altimetrica del pianeta. Anche se noi non lo possiamo vedere, Venere ha crateri da impatto, montagne, pianure, colline, scarpate e valli. Ma siamo sicuri che non ci sia alcun modo per sbirciare la superficie venusiana senza dover friggere a bordo di un’improbabile astronave che tenta di superare quelle fitte nuvole? La Natura in questo caso ci dà una grossa mano.

La superficie di Venere, a causa dell’enorme temperatura, emette radiazione elettromagnetica, proprio come un pezzo di ferro rovente. Con un picco verso i 4 micron ma una coda di emissione che arriva anche a 800 nm, questa radiazione termica riesce a uscire in parte dalla spessa atmosfera. Attorno alla lunghezza d’onda di 1000 nm (1 micron), infatti, l’atmosfera venusiana diventa trasparente e il calore della superficie può uscire nello spazio ed essere quindi osservato. La radiazione termica di Venere è molto più debole della luce solare riflessa dall’alta atmosfera ma se ci concentriamo sul lato non illuminato quando il pianeta mostra una fase molto sottile, allora l’impossibile diventa possibile.

Con un filtro infrarosso da un micron (1000 nm) e una camera planetaria, meglio se monocromatica, o una camera CCD per profondo cielo e un telescopio da almeno 15 cm su montatura motorizzata, è possibile fare una serie di fotografie a lunga esposizione, bruciando la falcetta di Venere e lasciando che la più debole radiazione termica del lato non illuminato venga alla luce. Non potremo mai osservarla all’oculare del telescopio perché i nostri occhi non sono sensibili agli infrarossi, ma abbiamo appena scritto la ricetta per una fotografia molto speciale.

La tecnica migliore prevede di acquisire immagini a una focale non troppo elevata, poiché si tratta a tutti gli effetti di una ripresa deep-sky e non più in alta risoluzione. Focali comprese tra i 2 e i 3 metri sono ottime per questo scopo. Dobbiamo aumentare l’esposizione e/o il guadagno, senza curarci della luminosità della parte illuminata.
La magnitudine superficiale del lato non illuminato è di circa 12 su ogni secondo d’arco quadrato, circa come quella del pianeta Nettuno e molto più alta di ogni oggetto del profondo cielo. Sebbene quindi si possa osservare la debole radiazione anche con tempi di posa brevi, di circa 0,2 secondi, per avere un ottimo segnale è meglio fare tante esposizioni con tempi compresi tra 2 e 5 secondi. Se la montatura è ben stazionata al polo non si avranno neanche problemi di inseguimento. Più frame si acquisiscono e meglio è, tanto non ci sono problemi di rotazione del pianeta. L’unica limitazione è rappresentata dal fatto che è necessario fare una ripresa del genere con il Sole tramontato e con il fondo cielo scuro.

Luce cinerea? Sì, ma di Venere e non è riflessa!

Luce cinerea? Sì, ma di Venere e non è riflessa!

Se siamo bravi e pazienti e magari disponiamo di una camera CCD per le riprese del profondo cielo, oltre al suggestivo chiarore della parte non illuminata, che renderà Venere simile alla luce cinerea lunare, potremo mettere in evidenza anche strutture superficiali. Il principio è semplice: le montagne e gli altopiani avranno temperature minori rispetto alle valli e alle grandi pianure, quindi emetteranno meno radiazione termica.

In effetti, con esposizioni lunghe, telescopi da almeno 15 centimetri, una fase della parte non illuminata inferiore al 25%, un cielo ormai scuro e acquisendo qualche centinaio di frame, è possibile mostrare la traccia inequivocabile di dettagli superficiali. Questa è una piccola rivoluzione per noi: con la nostra strumentazione possiamo fotografare la superficie di Venere, in barba a tutti quei tossici e infernali strati nuvolosi!

Non ci credete? E allora osservate questa foto che ritrae i principali dettagli superficiali, che ho composto con le immagini ottenute nel 2009 e il 18-19 febbraio scorsi. Questo è l’aspetto del nostro pianeta gemello e questo è quello che si potrà vedere da qui a pochi giorni prima della congiunzione con il Sole del 23 Marzo. Ma poi, all’alba, i giochi potranno ricominciare di nuovo e almeno fino alla metà di maggio potremo ancora cacciare questa elusiva “luce cinerea” venusiana con i nostri strumenti. Non lasciamoci sfuggire questa ghiotta occasione, altrimenti dovremo aspettare più di un anno per riprovare l’impresa!

Dettagli superficiali di Venere

Dettagli superficiali di Venere

 

L'inconfondibile forma di Orione, in basso a sinistra, domina i cieli invernali. L'intruso luminoso è Giove, che nel 2012, anno di scatto di questa foto, si trovava nei paraggi.

La regina delle notti invernali: la costellazione di Orione

Le notti invernali sono molto fredde, ma allo stesso tempo hanno due grandi vantaggi: 1) Il cielo tende a essere più trasparente che nelle altre stagioni (se è sereno!) e 2) La notte scende presto, così non dobbiamo fare le ore piccole per gustarci un po’ di stelle. C’è anche un terzo vantaggio, ed è quello di poter osservare la costellazione a mio avviso più bella di tutto il cielo: Orione.
Si tratta di un gruppo di stelle riconosciuto come una costellazione sin dalle prime civiltà della Terra. Per i Greci Orione era un grande cacciatore che fece innamorare di lui persino Artemide, dea della Luna e della caccia. La dea era così persa per il gigante cacciatore che trascurò il suo compito di illuminare le notti. Una notte, Apollo, fratello gemello di Artemide, vide Orione nuotare in mare e sfidò la sorella a colpire con una freccia quello che da lontano sembrava un cane. Artemide raccolse la sfida, scoccò la freccia e uccise il cacciatore. Solo dopo, quando il suo corpo venne portato a riva dalla corrente, Artemide riconobbe il suo amato Orione e distrutta dal dolore decise di porlo nel cielo insieme ai suoi cani. Il dolore della dea è ancora visibile nella fredda e triste luce della Luna, che ogni notte viene fatta sorgere e tramontare dalla dea.

Orione è la costellazione più appariscente di tutto il cielo, impossibile da non individuare nelle notti invernali, proprio a cavallo dell’equatore celeste. Anche la forma somiglia a un gigante, il cui corpo è individuato dal grande quadrilatero dominato da Betelgeuse e Rigel, stelle molto brillanti e suggestive. Al centro vi sono 3 stelle quasi allineate e di luminosità simile, che vanno a formare la famosa cintura di Orione. In basso altre tre stelle, più deboli, poste in senso verticale, formano la spada del gigante. In alto, da Betelgeuse si diparte un braccio che sorregge una clava e dall’altra parte, a destra, l’altro che sostiene la pelle di un Leone. Orione contiene al suo interno alcune delle nebulose più belle e suggestive dell’emisfero boreale. Il mitologico cacciatore domina il cielo invernale sin dal pomeriggio, quando si può osservare verso l’orizzonte est. Con il passare delle ore la sua inconfondibile sagoma guadagna sempre più spazio, fino a svettare verso sud poco prima della mezzanotte.

Betelgeuse, la stella di color arancio nell’angolo superiore a sinistra del quadrilatero, è un astro che sta giungendo a grandi passi verso la fine della propria vita. Al suo centro l’idrogeno, il combustibile più appetibile e duraturo con cui le stelle si mantengono in vita, è terminato da tempo. Betelgeuse, allora, da astro azzurro si è espansa all’inverosimile fino a superare il diametro di un miliardi di chilometri e si è trasformata in una supergigante rossa, l’ultimo stadio prima di terminare la propria vita con un’immensa esplosione chiamata supernova. Quando accadrà diventerà per qualche mese più luminosa della Luna piena e sarà visibile persino di giorno. L’appuntamento è fissato in un giorno qualsiasi da qui ai prossimi 50 mila anni. La probabilità di assistere all’esplosione di Betelgeuse, quindi, non è superiore a una su 500 per una persona che vive 100 anni. Non è tanto ma è di certo molto, molto più elevata che vincere a una qualsiasi lotteria.
Le stelle che formano la cintura sono tutte giganti blu. Da sinistra a destra troviamo Alnitak, Alnilam e Mintaka. Citate in tantissime mitologie, antiche e moderne, queste stelle, come tutti gli astri, se ne fregano delle nostre insignificanti vicende e brillano perché così hanno deciso le leggi dell’Universo, non per inviare chissà quale strano messaggio a esseri posti su un pianeta che diventa inivisibile già dalla periferia del Sistema Solare.
Più in basso, nella spada di Orione, si nasconde il tesoro più bello della costellazione e, forse, di tutto il cielo. La stella centrale in realtà non è una stella ma la splendida grande nebulosa di Orione, parte più brillante di un enorme sistema nebulare che avvolge tutta la costellazione. Vale la pena andare sotto un cielo scuro, senza la Luna, e puntare questo piccolo gioiello anche con un modesto binocolo. Ci stupiremo nell’osservare quelle tenui trame di gas dalle quali stanno nascendo ancora oggi centinaia di stelle e chissà quanti pianeti. Non vedremo la distesa di gas in apparenza impenetrabile e colorata che mostrano tutte le fotografie, perché il nostro occhio non è abbastanza sensibile. Noteremo una tenue e delicatissima distesa di quello che il nostro cervello proverà a collegare a un banco di nebbia o a una debole nuvola, ma mai interpretazione è più lontana dalla realtà. Quella nube cosmica ha un diametro di almeno 250 mila miliardi di chilometri (25 anni luce), una densità milioni di miliardi di volte inferiore all’aria che stiamo respirando e brilla perché il gas di cui è composta ha una temperatura di circa 10 mila gradi, a causa della potente energia sprigionata dalle calde stelle nate all’interno. Quattro di queste sono facili da osservare perché sono di buona luminosità: si tratta del famoso trapezio, il cuore caldissimo della nebulosa di Orione. È proprio da ambienti come questo che ha inizio l’avventura di tutte le stelle dell’Universo, dei pianeti e persino della vita.

Un bellissimo disegno della nebulosa di Orione osservata da Giorgio Bonacorsi attraverso un telescopio Newton da 130 mm di diametro e 100 ingrandimenti, da un cielo molto scuro.

Un bellissimo disegno della nebulosa di Orione osservata da Giorgio Bonacorsi attraverso un telescopio Newton da 130 mm di diametro e 100 ingrandimenti, da un cielo molto scuro. Al centro si notano le quattro calde stelle che formano il Trapezio.

Conil nostro piccolo telescopio, magari ricevuto in regalo per Natale, non potremo farci quindi regalo migliore che puntare la grande nebulosa di Orione da un posto scuro e senza la Luna nel cielo, mettersi seduti, osservare per almeno una decina di minuti e godersi il viaggio più veloce ed entusiasmante che abbiamo mai fatto fino a questo momento. In pochi secondi ci siamo spinti a più di 1000 anni luce di distanza, alla scoperta di uno dei tanti tesori nascosti di un fantastico Universo.

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Campionamento e focale equivalente nella fotografia astronomica

Nelle osservazioni visuali le immagini vengono ingrandite attraverso gli oculari. Nella fotografia astronomica non ha più senso parlare di ingrandimento, perché al posto dell’occhio si inserisce un sensore digitale senza obiettivo e l’immagine, a rigor di logica, non viene ingrandita. In questi casi si parla di scala dell’immagine o campionamento, le grandezze che determinano “l’ingrandimento” delle immagini digitali.

Il campionamento, o scala dell’immagine, rappresenta la dimensione angolare di cielo che riesce a riprendere un singolo pixel del sensore. Quindi, questo determina anche il più piccolo dettaglio che è possibile, in teoria, risolvere. Una scala dell’immagine di 2”/pix (secondi d’arco su pixel) indica che ogni pixel inquadra una porzione di cielo con lato di 2”. Poiché i pixel sono i punti che formeranno l’immagine digitale, tutto quello che ha dimensioni inferiori a 2” non sarà mai risolto dal sensore. Questo prescinde dalla turbolenza atmosferica e da diametro dello strumento e rappresenta una specie di potenziale. È infatti certo che un’ipotetica scala dell’immagine di 40”/pixel non risolverà mai delle strutture di galassie o nebulose inferiori a questo valore. D’altra parte non è detto, anzi, non è proprio possibile dai nostri cieli, che un campionamento di 0,5”/pixel riesca a mostrarci dettagli di questa dimensione angolare perché saranno rovinati dalla turbolenza atmosferica, anche se usassimo un telescopio in grado di mostrarceli. Il campionamento, quindi, non determina direttamente la risoluzione dell’immagine ma ci permette di capire parametri fondamentali come il campo di ripresa che si ha con una certa accoppiata telescopio – sensore, quindi dà indicazioni su quali soggetti possiamo riprendere al meglio e se saremo limitati o meno dalla turbolenza atmosferica.

Calcolare il campionamento di un’immagine è facile utilizzando la seguente formula:

C = (Dp /F) x 206265,

dove C = campionamento (in secondi d’arco su pixel) , Dp = dimensioni dei pixel del sensore utilizzato e F = focale del telescopio. Dp e F devono avere le stesse unità di misura; 206265 è il fattore di conversione tra radianti e secondi d’arco. Di solito le dimensioni dei pixel sono espresse in micron, mentre quelle della focale in millimetri. Niente paura: un micron corrisponde a 0,001 millimetri.

 

Campionamento ideale nelle fotografie a lunga esposizione

Un principio, detto criterio di Nyquist, applicato al campo ottico afferma che per sfruttare una determinata risoluzione occorre che il più piccolo dettaglio visibile cada almeno su due pixel adiacenti. Se consideriamo che nel mondo reale è meglio se il più piccolo dettaglio risolvibile cada su almeno 3 pixel, possiamo giungere a importanti conclusioni su quale possa essere il massimo campionamento efficace nella fotografia a lunga esposizione. Se la risoluzione massima a cui possiamo ambire è determinata dalla turbolenza media ed è intorno ai 2,5-3”, a prescindere dal diametro del telescopio, significa che le scale dell’immagine più basse che possiamo usare prima di avere l’effetto delle stelle a pallone e dettagli sempre sfocati sono dell’ordine di 0,8”-1”/pixel. Nelle condizioni medie, di fatto non conviene quasi mai lavorare con scale più piccole di 1”-1,5”/pixel.

L’effetto più grave di quello che si chiama sottocampionamento, cioè lavorare con scale più grandi, è mostrare stelle così piccole che potrebbero diventare quadrate, perché questa è la forma dei pixel, ma d’altra parte avremo sempre dettagli degli oggetti estesi ben definiti e contrastati, con una profondità in termini di magnitudine ancora ottima. L’effetto di un sovracampionamento, cioè di una scala dell’immagine più bassa di quella limite, è quello di restituire stelle sempre molto grandi e dettagli degli oggetti estesi sfocati e indistinti. Come se non bastasse, un sovracampionamento produce anche una perdita, a volte notevole, di profondità perché la luce si espande su più pixel invece di venir concentrata in una piccola area. Il mio consiglio, quindi, è di non esagerare con la scala dell’immagine e di preferire immagini “meno ingrandite” ma più definite a improbabili zoom che mostrerebbero nient’altro che un campo confuso e molto rumoroso. Questo ragionamento vale sia per le riprese telescopiche, in cui si dà per scontato che il seeing sia il limite alla risoluzione rispetto al diametro dello strumento, che per le fotografie attraverso obiettivi e teleobiettivi, in cui il limite deriva dal potere risolutivo dell’ottica.

Conoscendo il campionamento e il numero di pixel dei lati del sensore, possiamo subito comprendere quanto sarà grande il nostro campo di ripresa e capiremo se sarà possibile riprendere al meglio un’estesa nebulosa o una debole galassia.

Districandosi in questa specie di giungla, potremo costruire un setup più specifico per la tipologia di oggetti che più ci piace. A livello generale e personale, finché useremo delle semplici reflex digitali non vale la pena farsi troppi conti perché tanto per queste non c’è molta scelta a livello di dimensioni dei pixel e del formato del sensore. Quando invece parliamo di CCD (o CMOS) astronomici, che dobbiamo scegliere con molta attenzione, il campionamento che otterremo con il nostro setup rappresenta il punto più importante per la scelta. Sarà infatti inutile, e frustrante, usare un sensore con pixel di 5 micron su un telescopio Schmidt-Cassegrain da 1,5-2 metri di focale, che ci darà un campionamento di 0,70-0,50”/pix e potrebbe venir sfruttato in pieno solo dal deserto di Atacama. Nelle nostre località otterremo sempre stelle a “pallone” e oggetti diffusi molto deboli e rumorosi, tanto da richiedere ore e ore di integrazione per mostrare dettagli interessanti. Un risultato simile si sarebbe ottenuto con una scala dell’immagine anche tre volte superiore e un tempo di integrazione totale dalle 4 alle 9 volte inferiore.

Avere pixel molto piccoli comporta anche una perdita di sensibilità e dinamica, perché un pixel più piccolo raccoglie meno luce e può contenere molti meno elettroni di uno più grande, con la conseguenza che il range dinamico del sensore si può ridurre anche di 5 volte tra pixel da 5,6 micron e da 9 micron. Poiché un sensore astronomico è qualcosa che dovrebbe durare per molti anni e le serate buone si possono contare in un anno sulle dita di due mani, è meglio sceglierne uno che si accoppi in modo perfetto al nostro telescopio. Se ci piacciono primi piani di galassie è meglio ingrandire le immagini in elaborazione che lavorare a una scala piccolissima.

 

Campionamento ideale nell’imaging in alta risoluzione

Quando parliamo di fotografia in alta risoluzione le cose cambiano drasticamente perché, grazie a pose molto brevi e un enorme numero di frame catturati, possiamo sperare di abbattere il muro eretto dalla turbolenza atmosferica media e spingerci verso la risoluzione teorica dello strumento, fino a un limite di circa 0,3” nelle zone più favorevoli e nelle migliori serate. Quando il seeing collabora, quindi, possiamo impostare la scala dell’immagine sui limiti di risoluzione teorica dello strumento che stiamo utilizzando. Una buona relazione per determinare la risoluzione alle lunghezze d’onda visibili è quella di Dawes:

PR = 120/D

Dove PR = potere risolutivo, in secondi d’arco, e D = diametro del telescopio espresso in millimetri.

Come già detto, affinché il sensore sia in grado di vedere questa risoluzione occorre che questa cada su 3-4 pixel: né molto più, né molto meno. In queste circostanze, allora, il nostro obiettivo sarà quello di lavorare a cavallo del campionamento ottimale, che può essere espresso dalla semplice formula:

Cott= 37/D

Dove D = diametro del telescopio espresso in millimetri e Cott = campionamento ottimale, espresso in secondi d’arco su pixel. Come possiamo vedere dal confronto con la formula di Dawes, cambia di fatto solo il coefficiente numerico, che è inferiore di poco più di tre volte, proprio come abbiamo detto con le parole. Il valore ottenuto, come quello della formula di Dawes, rappresenta un punto di riferimento alle lunghezze d’onda visibili e non un numero da rispettare in modo rigoroso. Scostamenti del 10-20% sono ancora accettabili e, anzi, incoraggiati, poiché ogni sensore, telescopio e soggetto possono preferire valori leggermente diversi dalla semplice teoria con cui abbiamo ottenuto questi.

I valori che raggiungiamo sono tutti piuttosto piccoli ed ecco spiegato il motivo per cui nell’imaging planetario è preferibile usare sensori con pixel di dimensioni ridotte, tra i 3 e i 7 micron al massimo: l’opposto di quanto si preferisce fare nella fotografia a lunga esposizione.

Nonostante questo, i rapporti focale tipici si aggirano tra f20-22 (per pixel da 3,7 micron) e f 30-35 (per pixel da 5,6 micron) e si rende necessario inserire oculari o lenti di Barlow per aumentare la focale nativa del telescopio. Invece di fare complicati calcoli sul rapporto focale raggiunto con un certo oculare o Barlow, per capire a quale campionamento reale si sta operando il modo migliore è fare dei test riprendendo un pianeta, ad esempio Giove. Misurando l’estensione in pixel e confrontandola con il diametro apparente che si può leggere da ogni software di simulazione del cielo, possiamo trovare il campionamento reale della ripresa applicando questa formula:

Ccalc = dang/dlin

Dove dang  sono le dimensioni angolari (in secondi d’arco) e dlin  il diametro misurato dell’immagine, espresso in pixel. Il campionamento restituito sarà in secondi d’arco su pixel. A questo punto la focale con cui è stata fatta la ripresa sarà:

Feq = Dp/ C

Dove Dp  sono le dimensioni dei pixel del sensore, espresse in millimetri e C il campionamento (calcolato sull’immagine o stimato, non cambia). La focale restituita sarà in millimetri. Il rapporto focale sarà dato dalla semplice relazione Feq / D, con D = diametro del telescopio, in millimetri. Queste formule sono valide in generale, quindi anche per le riprese del profondo cielo.

Anche in questa circostanza, avere a disposizione miliardi di pixel è dannoso, e molto più rispetto alla fotografia del profondo cielo (in cui il danno principale è l’esigenza di avere telescopi dall’enorme capo corretto, quindi molto costosi). Poiché il campionamento ideale è fissato e i pianeti hanno dimensioni angolari ridotte, per ottenere ottime immagini non potremo avere, ad esempio, Giove esteso per 4 milioni di pixel. Il sovracampionamento nell’imaging in alta risoluzione è distruttivo e sarebbe sempre da evitare, molto più che nella fotografia a lunga esposizione nella quale, almeno, possiamo sperare di allungare il tempo di integrazione per sopperire in parte al danno che abbiamo fatto.

Nella fotografia in alta risoluzione “ingrandire” troppo l’immagine ci allontanerà sempre da un risultato ottimo. Anche se all’inizio potrebbe sembrare che ottenere delle “pizze” ingrandite a dismisura possa essere entusiasmante, in barba ai teorici del campionamento ideale, stiamo osservando un risultato che è sempre peggiore rispetto a quanto avremmo ottenuto con “l’ingrandimento” giusto. Non è un’opinione, è un fatto e anche se non piace non si può cambiare.

Se i pianeti saranno estesi al massimo qualche centinaio di pixel (se abbiamo strumenti oltre i 20 cm), che ce ne facciamo di un sensore che ne possiede diversi milioni? Niente, a meno che non ci vogliamo dedicare espressamente a panorami lunari, ma anche in queste circostanze ci sono comunque dei limiti. Usare sensori con più di 2-3 milioni di pixel per fare imaging in alta risoluzione non è una buona soluzione perché si riduce di molto il framerate, cioè la frequenza con cui si acquisiscono le immagini, che in alta risoluzione è fondamentale avere almeno a 15-20 frame al secondo (fps).

tabella_calibrazione

La calibrazione delle immagini digitali

Per fare ottime fotografie a lunga esposizione degli oggetti del cielo profondo servono pochi ingredienti ma ben amalgamati: 1) Un cielo ottimo lontano dalle luci della città, 2) Una montatura equatoriale precisa che possa fare anche autoguida, 3) Una camera digitale, 4) Una buona tecnica di ripresa. In questa ricetta non trova posto l’elaborazione e non è un caso, perché una buona tecnica di elaborazione si impara con il tempo e può solo far uscire al meglio tutto il segnale raccolto durante la fase di acquisizione. Se non abbiamo fatto tutto per bene potremmo essere anche i maghi di Photoshop ma dai nostri scatti non uscirà niente di buono.

Una delle fasi più importanti della fotografia astronomica a lunga esposizione (quindi no imaging planetario) è la cosiddetta calibrazione, una tecnica che prevede di acquisire due – tre set di particolari immagini che hanno il compito di correggere gli inevitabili difetti del sensore e del campo. Sono passaggi che si potrebbero fare anche in fase di elaborazione, si potrebbe pensare, ma non daranno mai e poi mai gli stessi risultati di frame di calibrazione genuini ottenuti sul campo. Volenti o nolenti dobbiamo imparare come ottenere questi scatti perché fanno parte integrante della tecnica di ripresa. Ecco allora quali sono i frame di calibrazione e le loro caratteristiche. In seguito vedremo come applicarli.

 

Dark frame: sono immagini ottenute con il CCD al buio, con la stessa sensibilità, temperatura e durata delle immagini del cielo (che chiameremo anche immagini di luce) e servono per eliminare parte del rumore, cosiddetto termico, che si ripete uguale da una foto all’altra, spesso come pixel più luminosi della media. Il rumore termico si riduce con l’abbassarsi della temperatura del sensore, ma non sparirà mai a meno di usare l’azoto liquido e arrivare ad almeno -100°C. I dark frame, quindi, vanno ripresi (quasi) sempre, anche se sembra che non ve ne sia bisogno. Ce ne potremo pentire quando vedremo comparire, sulle immagini di luce sommate, il temutissimo rumore a pioggia anche con CCD molto evolute. Se il sensore ha il controllo della temperatura possiamo riprendere i dark frame anche con calma a casa e creare una vera e propria libreria da rinnovare una volta l’anno, risparmiando quindi molto tempo. Con le reflex digitali, che non hanno il controllo di temperatura del sensore, fare i dark frame è difficile e creare una libreria impossibile, per questo motivo si potrebbero preferire altri frame di calibrazione.

Un master dark frame ottenuto con una camera CCD ST-2000XCM, temperatura di -10°C e 720 secondi di esposizione.

Un master dark frame ottenuto con una camera CCD ST-2000XCM, temperatura di -10°C e 720 secondi di esposizione.

 

Bias frame: sono immagini ottenute con la stessa sensibilità dei frame da calibrare e con tempo di esposizione pari a zero o comunque il più basso possibile, con il sensore al buio. Questi frame hanno lo scopo di catturare solo il rumore introdotto dall’elettronica del sensore. Possono sostituire i dark frame in quelle circostanze in cui a dominare non è il rumore termico ma quello elettronico (pose brevi, sensore raffreddato a oltre -30°C, riprese fatte con reflex senza controllo di temperatura).

Un master bias ottenuto mediando 50 frame. Da notare il confronto con il master dark precedente. ebbene nascoste dai pixel caldi, anche in quello sono presenti le colonne di pixel caldi tipici del rumore dell'elettronica. Questa è la prova che un dark frame contiene anche l'informazione catturata dai bias e che i due set di calibrazione sono complementari.

Un master bias ottenuto mediando 50 frame. Da notare il confronto con il master dark precedente. ebbene nascoste dai pixel caldi, anche in quello sono presenti le colonne di pixel caldi tipici del rumore dell’elettronica. Questa è la prova che un dark frame contiene anche l’informazione catturata dai bias e che i due set di calibrazione sono complementari.

 

Flat field: sono essenziali per ogni fotografia, a volte persino quando si fanno riprese in alta risoluzione di oggetti estesi come il Sole, o riprese a grande campo con obiettivi grandangolari. Pochi astrofotografi sono consapevoli della trasformazione che subisce la propria foto quando viene corretta con degli ottimi flat field. Di questi, comunque, ne abbiamo già parlato, quindi non mi dilungherò. Sono delle speciali immagini ottenute con la stessa configurazione di quelle che vogliamo calibrare, in cui si punta una sorgente di luminosità fissa e uniforme su tutto il campo. I flat field mappano la sensibilità del campo inquadrato, includendo la differente risposta dei pixel, vignettatura e polvere lungo il treno ottico. Non possono quindi essere ripresi con calma a casa perché necessitano dell’identica configurazione ottica delle immagini di luce, compresa messa a fuoco ed eventuali filtri. Un buon flat field si ottiene con la sensibilità al minimo e impostando un tempo di esposizione tale per cui il picco di luminosità nell’immagine cada a circa 1/3 della scala per le reflex, a ½ per le CCD senza antiblooming (25-30 mila ADU) e circa 1/7 (8000 ADU) per le camere CCD (e CMOS) dedicate all’imaging estetico, quindi con porta antiblooming. L’unico legame con le immagini di luce è la stessa configurazione ottica: esposizione, sensibilità e temperatura possono variare, anche se per le camere CCD dotate di otturatore meccanico è meglio esporre per almeno 4-5 secondi ed evitare di riprendere quindi parte dell’otturatore che si apre.

Master flat field ottenuto facendo la media di 37 scatti da 5 secondi calibrati con master bias. I flat field devono essere sempre calibrati con i relativi dark o con i bias.

Master flat field ottenuto facendo la media di 37 scatti da 5 secondi calibrati con master bias. I flat field devono essere sempre calibrati con i relativi dark o con i bias.

 

Come nel caso delle immagini di luce, non si acquisisce una sola esposizione per ogni set di calibrazione, piuttosto almeno 10, meglio 20 immagini per ogni categoria. Il numero dipende da noi e non ha alcun legame con la quantità di immagini da correggere. Questo è molto importante per non introdurre nuovo rumore nei frame che vogliamo calibrare. La media (o mediana, nel caso di dark e bias) dei frame di calibrazione va a comporre quello che si chiama master. Ogni singolo scatto di luce deve venir calibrato, prima che sia combinato, con i relativi master (dark e/o bias, flat). Anche i flat field, che sono speciali immagini di luce, devono venir calibrati, prima di essere mediati e creare il relativo master, con un master dark frame o master bias frame. Di solito a questo intricato intreccio ci pensa il software usato ma meglio essere consapevoli di quello che andrà a fare.

Come si usano i frame di calibrazione? Quali servono per le nostre esigenze? Ci sono diverse combinazioni possibili. Ecco quelle consigliate, anche se ognuno di noi può fare le prove che vuole.

 

  • Camera CCD raffreddata con controllo della temperatura, con pose di luce più lunghe di 5 minuti e flat field esposti per non più di 20 secondi.

In questa situazione la combinazione migliore è quella di acquisire tutti i frame di calibrazione. I dark frame correggeranno le immagini di luce e i bias frame correggeranno i flat field. Poi i flat field calibrati verranno mediati e il master flat verrà applicato alle immagini di luce a cui sarà stato sottratto il master dark. I dark frame contengono anche l’informazione dei bias frame, cioè il rumore dell’elettronica, quindi quando li sottraiamo stiamo togliendo anche il bias. Il bias frame può sostituire i dark frame su pose di breve durata come quelle tipiche dei flat field. In questo modo evitiamo di dover riprendere dei dark frame anche per correggere i flat e possiamo usare i bias che sono sempre uguali poiché non dipendono dalla durata dell’esposizione, né dalla temperatura;

  • Camera CCD raffreddata con controllo temperatura, pose di luce più lunghe di 5 minuti e flat field più lunghi di 3 minuti.

Un’eventualità del genere si verifica quando si fanno riprese in banda stretta. In questi casi è meglio lasciar perdere i bias e riprendere dark frame sia per le pose del cielo che per i flat field. I due set sono indipendenti perché legati alla temperatura e al tempo di posa delle rispettive immagini da correggere. Si correggeranno quindi i flat field con i relativi dark frame e le immagini di luce con gli altri, poi si applicherà il master flat field a ogni singola immagine di luce;

  • Camera CCD raffreddata con esposizioni più brevi di 3-5 minuti. In questi casi i dark frame possono essere superflui, se la camera lavora a temperature molto basse. Flat field e immagini di luce possono quindi venir calibrati solo con i bias frame.
  • Reflex digitale.
    In queste circostanze i dark frame potrebbero non essere la scelta migliore perché se la temperatura del sensore cambia, anche di un paio di gradi, i benefici saranno sostituiti dai danni. L’unico rimedio è riprendere sempre flat field e bias frame, in buone quantità, e affidarsi anche alla tecnica del dithering in fase di acquisizione delle immagini di luce, per evitare il rumore a pioggia tipico di queste situazioni.

Sembra tutto molto complicato ma in realtà non lo è, grazie anche ai software che ci evitano di dover creare noi stessi i file master. L’importante, comunque, è prendere mano con la tecnica di acquisizione perché una mancanza sul campo ci potrebbe far buttare l’intera sessione. Per capire come fare poi la calibrazione attraverso i programmi astronomici avremo tante, troppe, notti nuvolose per studiare, tanto i file acquisiti non scapperanno dal pc.

 

 

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Una libreria di miei fit grezzi per fare pratica

L’astronomia è condivisione, sia se la facciamo per hobby che per professione. La condivisione diventa necessaria quando parliamo di dati, di fotografie e di tutto ciò che può essere utile alla scienza o nell’apprendere nozioni in un campo nuovo. Se nessuno condividesse le proprie esperienze sarebbero molto pochi gli appassionati del cielo e ancora meno i progressi fatti dalla scienza negli ultimi secoli.

Spesso mi hanno chiesto quale fosse il segreto delle mie immagini, quale magica pozione utilizzassi per elaborarle. Molti sono infatti convinti che la magia di una foto la si crei nella fase di elaborazione, dove con qualche software potente come Photoshop potremo estrarre dettagli sorprendenti di una nebulosa, magari partendo da una sfocata fotografia a un segnale stradale. Certo, tutto è possibile, anche questo, ma credo che sarebbe bello partire da un’immagine reale e fare tutte quelle operazioni che non alterano il segnale catturato. L’obiettivo di un’elaborazione, sia pur estetica, di una fotografia astronomia dovrebbe essere quello di mostrare al meglio tutto il segnale catturato, senza cambiarlo, senza interpretare la realtà che resta quella che il nostro sensore digitale ha catturato. La tentazione di passare dalla fase di elaborazione a quella di fotoritocco può essere grande, soprattutto quando la nostra voglia di ottenere buoni risultati si trasforma in frustrazione vedendo in giro capolavori in apparenza irraggiungibili.

La fase fondamentale della realizzazione di un’ottima immagine astronomica si affronta sempre durante lo scatto, sul campo, spesso al freddo e all’umido. E’ una fase che spesso inizia prima dello scendere del buio, quando dobbiamo trovare il luogo adatto, privo di luci e di umidità, allineare il cercatore, collimare lo strumento (se serve), stazionare in modo perfetto la montatura verso il polo, scegliere il soggetto migliore per la serata e la strumentazione, che deve avere certe caratteristiche, impostare la guida, curare l’inquadratura, la messa a fuoco e poi sperare che per almeno 3-4 ore vada tutto bene, perché quando tutto funziona ed è stato ottimizzato l’unico segreto è questo: esporre, esporre ed esporre per 3-4-5 e più ore. Solo in rarissimi casi si possono ottenere splendide fotografie con un tempo di integrazione totale inferiore a un’ora e sempre la potenziale bellezza di uno scatto aumenta all’incrementare del tempo che gli dedichiamo, non di fronte al computer a elaborarlo ma sotto il cielo, a raccogliere fotoni che hanno viaggiato per migliaia o milioni di anni luce.

Proprio per dare un punto di riferimento a chi cerca di addentrarsi nel mondo della fotografia a lunga esposizione del profondo cielo o per tutti coloro che vogliono capire come migliorare i propri risultati, ho messo a disposizione una serie di fit scattati al cielo coon differenti strumenti e sensori. Per questioni di spazio non ho potuto mettere a disposizione i file singoli con i frame di calibrazione ma solo i file grezzi calibrati e sommati. Potete utilizzarli per fare pratica, divertirvi con gli amici, provare a scovare (e ce ne sono molti) i difetti. Potete pubblicarli per uso non commerciale citando sempre l’autore. Non dovete mai, in nessun caso, eliminare i riferimenti per l’autore o, peggio, spacciarli per vostri perché se vi becco sono cavoli amari 🙂 .

Alcune immagini non le ho elaborate neanche io ancora, per mancanza di tempo, quindi non ho la minima idea di come potranno venire. Molte altre, invece, le trovate elaborate nella mia gallaery su astrobin: http://www.astrobin.com/users/Daniele.Gasparri/collections/253/

Ecco l’elenco completo da cui poter scaricare le immagini. I file sono compressi in formato zip. All’interno troverete il file fit. Ho scelto questo formato, che Photoshop non legge a meno di scaricare il programma gratuito Fits Liberator, perché è lo standard internazionale per tutti i dati astronomici. Tutti i software appositi lo leggono, compreso Deep Sky Stacker, Nebulosity, Iris, Registax, MaxIm DL, PixInsight, AstroArt…

Mettete questo post tra i preferiti perché con il tempo verrà aggiornato con nuovi scatti, compresi quelli in alta risoluzione:

Qualcuno riconosce il campo inquadrato? La scala è la stessa della fotografia delle Pleiadi, solo che in questo caso ci sono molti più colori: è un vero spettacolo!

Come fotografare in modo spettacolare i colori delle stelle

Fare foto al telescopio, inseguendo nebulose, galassie e ammassi stellari è il sogno proibito di molti appassionati di astronomia, che spesso si infrange di fronte alle difficoltà tecniche, strumentali ed economiche richieste. Non si deve avere fretta, è un percorso che va fatto con pazienza e determinazione: questo è quanto viene detto sempre. Sì, d’accordo, ma da qualche parte dovremo pur cominciare, no? Magari abbiamo a disposizione una reflex digitale e un piccolo telescopio e ci piacerebbe iniziare a fare qualche semplice scatto, giusto per provare.

Di solito si comincia a fare foto alla Luna, poi a qualche pianeta brillante. Per andare oltre e fare le lunghe esposizioni richieste per immortalare gli oggetti del cielo profondo serve un salto di qualità non indifferente: una montatura equatoriale molto robusta, uno strumento buono dal punto di vista ottico e meccanico, un sistema di controllo dell’inseguimento, detto autoguida. Il fiume da guadare è piuttosto largo e profondo, soprattutto se non disponiamo di una montatura equatoriale all’altezza.

Prima di decidere se accontentarsi di quello che si ha, o svuotare il portafogli e ipotecare il futuro con il proprio partner, che potrebbe non apprezzare la vostra decisione, possiamo dedicarci a un tipo di fotografia astronomica attraverso il telescopio che non richiede costosi strumenti, né complesse montature. Anzi, a dire la verità non richiede neanche di inseguire le stelle!

La tecnica che sto per descrivere è stata portata alla ribalta negli anni ’80 e ’90 da un astronomo dell’Anglo Australian Observatory, che i più esperti forse già avranno sentito nominare: David Malin. Munito di una semplice attrezzatura e un po’ di inventiva si era chiesto, grazie al suo background scientifico: è possibile riprendere il colore delle stelle in modo più efficace rispetto a quanto accade in una normale fotografia? Non è infatti difficile notare come molte delle foto del profondo cielo mostrino stelle tendenzialmente bianche. Solo con una grossa dose di manipolazione software i più bravi astrofotografi riescono a tirare fuori qualche tonalità, ma non è una strada molto agevole, né spettacolare.

Partiamo allora dal principio alla base di questa nostra nuova esperienza di fotografia astronomica: le stelle si mostrano di diversi colori. A parte gli astri di classe A, come Vega, che appaiono completamente bianchi, tutti gli altri puntini sono colorati, anche se i nostri occhi faticano a notare la tonalità a causa della scarsa saturazione e della minore efficienza del nostro sistema visivo in condizioni di bassa illuminazione. Le fotocamere, però, non hanno questi problemi e per di più potremo aumentare la saturazione quanto vogliamo in fase di elaborazione per esasperare le differenze di colore delle stelle. Non si tratta di un mero esercizio di astrofotografia e di elaborazione: i colori delle stelle, reali, dipendono dalla loro temperatura superficiale. Possiamo quindi fare anche della scienza dall’esperienza che stiamo per fare, cosa che non guasta mai.

Quando fotografiamo una stella ben messa a fuoco dal telescopio la sua luce si concentra in pochissimi pixel che spesso diventano rapidamente saturi, se non in fase di acquisizione quando andiamo a regolare curve e livelli con qualche software. Da questa considerazione è nata l’idea geniale di Malin: per mostrare il colore delle stelle dobbiamo far espandere la loro luce su un’area maggiore, in modo che non si rischi di saturare i pixel. Il metodo migliore per fare questo prevede di sfocare leggermente l’immagine: semplice quanto efficace. Per dare un tocco estetico alla nostra futura foto, la tecnica di Malin considera un dettaglio geniale: la sfocatura progressiva, senza il moto di inseguimento delle stelle.

Ecco quindi quello che dobbiamo fare:

  • Colleghiamo la nostra reflex al telescopio. Se non sappiamo come fare, siamo nel posto migliore: contattate i tecnici di Teleskop Service Italia che vi consiglieranno gli accessori necessari (sono tutti economici). Il telescopio più adatto, al contrario di quelli usati per fare ottime foto al cielo, è un rifrattore, anche di piccolo diametro e non necessariamente apocromatico. In linea di principio, comunque, tutti gli strumenti vanno bene, compresi obiettivi e teleobiettivi fotografici;
  • Scegliamo un campo ricco di stelle brillanti. In queste serate autunnali le Pleiadi o il doppio ammasso del Perseo sono perfetti, se lavoriamo almeno a 400 mm di focale. Se abbiamo un campo molto largo perché usiamo un teleobiettivo, meglio andare verso la cintura di Orione;
  • Mettiamo a fuoco come se dovessimo scattare una perfetta foto astronomica, aiutandoci con la modalità live view;
  • Impostiamo sensibilità almeno a 400 ISO, modalità di scatto in formato RAW e posa Bulb. Meglio avere un telecomando per controllare l’esposizione della reflex senza doverla toccare. In mancanza di telecomando ci dobbiamo accontentare della posa massima consentita: 30 secondi, e dell’autoscatto;
  • Appena iniziamo lo scatto disattiviamo il moto di inseguimento siderale. Possiamo in ogni caso selezionare la modalità autoscatto, anche con il telecomando della reflex, e avere qualche secondo di tempo per disattivare il moto orario prima che inizi lo scatto. Si può anche provare a fare una variante interessante: 10 secondi di foto con messa a fuoco perfetta e moto orario acceso e poi il resto (sempre in uno scatto singolo) senza inseguimento e con la sfocatura progressiva che stiamo per vedere;
  • Toccando molto leggermente il focheggiatore, mentre la posa va avanti e le stelle si sposteranno, variamo in modo continuo e molto delicato la messa a fuoco, fino al termine dello scatto, compreso tra i 60 e i 120 secondi. Il fuoco non dovrebbe variare moltissimo, ma di quanto ruotare la manopola del focheggiatore lo capiremo dopo il primo tentativo. Ora osserviamo il risultato ed emozioniamoci, perché abbiamo fatto una foto sia artistica che scientifica, molto più didattica di tanti scatti fatti da astrofotografi esperti e purtroppo così pieni di elaborazione da aver perso quasi del tutto il contatto con la realtà.
Gli spettacolari colori delle Pleiadi, catturati con la tecnica descritta nel post attraverso un rifrattore da 106 mm e Canon 450D. Posa singola di circa 90 secondi.

Gli spettacolari colori delle Pleiadi, catturati con la tecnica descritta nel post attraverso un rifrattore da 106 mm e Canon 450D. Posa singola di circa 90 secondi.

 

Cosa accade in pratica quando applichiamo questa tecnica? La non compensazione del moto terrestre produce sul sensore le classiche tracce stellari. La sfocatura progressiva durante l’esposizione trasforma le tracce in tanti piccoli coni, la cui larghezza e lunghezza dipendono dal tempo di esposizione e dall’intensità della sfocatura. In questo modo la nostra immagine contiene molta più dinamica rispetto a una classica posa: le stelle più brillanti mostreranno il colore nella parte terminale del cono, quando la loro luce si sarà distribuita su un numero sufficientemente grande di pixel per evitare la saturazione. Le stelle più deboli avranno coni più brevi ma sempre colorati, soprattutto nella parte iniziale vicina al punto di fuoco.

La fase di elaborazione, spesso temuta e odiata, è semplicissima, anche se abbastanza importante. La saturazione dei colori delle stelle è per natura piuttosto contenuta. A questo però è facile porre rimedio con qualsiasi programma di elaborazione delle immagini. E’ infatti sufficiente aumentare la saturazione del colore di almeno il 50% per far emergere finalmente un campo pieno di evidenti sfumature e affascinanti contrasti. Non è necessario fare altro.

I colori delle stelle e l’estetica dell’immagine risultante dipendono dalla lunghezza e dalla larghezza dei coni stellari, quindi dalla focale di ripresa, dal tempo di esposizione, dall’intensità della sfocatura. Le variabili in gioco sembrano complicare la nostra ripresa, ma questa è una delle rare e piacevoli situazioni nelle quali la pratica è molto più semplice di qualsiasi spiegazione.

Qualcuno riconosce il campo inquadrato? La scala è la stessa della fotografia delle Pleiadi, solo che in questo caso ci sono molti più colori: è un vero spettacolo!

Qualcuno riconosce il campo inquadrato? La scala è la stessa della fotografia delle Pleiadi, solo che in questo caso ci sono molti più colori: è un vero spettacolo!

Il consiglio principale, quindi, è quello di fare esperienza e dare sfogo alla vostra fantasia. Sono sufficienti pochi minuti ed un paio di tentativi per trovare già il giusto compromesso che soddisfa il vostro gusto estetico. E, chissà, proprio come accade in altri ambiti della società, i nostri scatti creativi potrebbero riportare di moda questa tecnica, che molti nativi digitali, purtroppo, neanche conoscono. Eppure è utile, divertente e piuttosto artistica. A questo punto, allora, osservando i nostri capolavori un paio di domande sono obbligatorie: a quali temperature corrispondono i colori che stiamo osservando? Sono più calde le stelle rosse o blu? E di quanto? Scopriamolo da soli con enorme soddisfazione: è il bello dell’astronomia amatoriale!

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Osservazioni facili ed emozionanti: stelle con pianeti

Uno degli aspetti che ho sempre trovato affascinanti dell’astronomia osservativa è che attraverso la nostra immaginazione, e la consapevolezza di ciò che stiamo osservando, possiamo trovare la più sublime bellezza anche in un’immagine che ritrae un puntino luminoso o un evanescente batuffolo lattiginoso. Non è un’esplosione di chiaroscuri e colori che impressiona in superficie la nostra retina, facendoci gridare dallo stupore per i primi 10 secondi per poi svanire una volta che l’effimero effetto si è concluso. L’astronomia visuale, al contrario, cerca la bellezza nella rappresentazione dell’oggetto che abbiamo di fronte. La sua fioca, indistinta o puntiforme luce non inonda quasi mai la nostra retina ma ha il potere di far meravigliare la nostra anima, superando con facilità le superficiali barriere della vista e utilizzando i nostri sensi come il mezzo per raggiungere una felicità e una pace interiore che raramente hanno eguali nel nostro mondo. È un’attività che nella società frenetica attuale sembra anacronistica e che non ci possiamo più permettere, tanto è diventato prezioso il nostro tempo. Eppure, è l’unico modo che abbiamo per capire qual è il nostro posto nell’Universo, la nostra importanza, quali sono i nostri limiti e le nostre potenzialità; quali sono i problemi veri e quali invece solo degli inutili capricci. E’ l’unico modo per usare al meglio delle nostre possibilità il dono più grande che abbiamo ricevuto: la consapevolezza di quello che ci circonda.

Quando nel 1995 è stato scoperto il primo pianeta extrasolare attorno a una stella simile al Sole, spesso ho passato intere serate della mia adolescenza puntando stelle a caso nel cielo e immaginando viaggi meravigliosi attorno a ipotetici sistemi planetari. Mi sforzavo con la mente di visualizzare quella luce amplificata milioni di volte e quel puntino ingrandito fino a vederne un disco grande quanto il Sole dei nostri cieli. Viaggiavo più veloce di qualsiasi astronave, persino di quella luce che nella realtà rappresenta un limite invalicabile del nostro Universo. E, arrivato fin lì, provavo a girarmi attorno per vedere se potevano esserci pianeti, magari simili alla Terra, ma diversi quel tanto che bastava per lasciare in sospeso il mio giudizio, per dare spazio a quell’alone di mistero, consapevole ma irrisolvibile, che rendeva tutto ancora più magico.
Cercavo e immaginavo… Ogni tanto, spinto da una curiosa nostalgia, volgevo lo sguardo verso quella porzione di cielo dalla quale ero venuto, cercando di capire come si vedesse il Sole e il nostro minuscolo pianeta da quel lontano angolo di Universo. Attraverso il telescopio erano solo dei puntini di luce, come se ne vedono di continuo in ognuna delle nostre stanze buie a causa di televisori, cellulari, elettrodomestici… Se avessi puntato un lontano lampione avrei visto la stessa immagine, eppure non avrei mai potuto fare quel viaggio meraviglioso nell’Universo dentro e fuori di me che solo la volta celeste può regalare.

Sono ormai migliaia i pianeti scoperti al di fuori del Sistema Solare, che quindi orbitano attorno ad altre stelle. Impossibile, persino per molti telescopi professionali, vederli direttamente. Ancora più irrealistico pensare di poterli visitare un giorno non troppo lontano. Eppure noi, cacciatori di meraviglie, di tutto questo non abbiamo bisogno perché il nostro piccolo telescopio e la nostra immaginazione possono attraversare all’instante anche gli spazi più ampi del Cosmo. Ecco allora che l’idea di poter osservare una stella nella cui immagine è racchiusa anche la debolissima e indistinta luce di qualche pianeta, pur non potendolo vedere direttamente, fa venire i brividi.

Il primo pianeta extrasolare scoperto è stato 51Pegasi b, un gigante gassoso che orbita attorno alla stella 51 della costellazione del Pegaso. Questo astro ha una magnitudine di 5,49 ed è persino visibile a occhio nudo se abbiamo una buona vista e un cielo scuro. Qualsiasi binocolo e ogni telescopio ci mostreranno questa stellina sempre più luminosa, di colore leggermente giallo, simile alle altre del cielo ma tanto importante per noi. Da lì è iniziato tutto; da questa stella è partita la grande rivoluzione dell’astronomia e del nostro pensiero, che ci ha visto scoprire in venti anni migliaia di altri mondi, alcuni potenzialmente molto simili al nostro. Non è una semplice stella per noi: è un monumento a un popolo che tra mille contraddizioni e ingiustizie ha continuato a trovare tempo e voglia per guardare l’Universo, con la speranza di conoscerlo sempre meglio e la consapevolezza che in questo lungo percorso diventerà una specie migliore.

51 Pegasi b è un gigante gassoso molto caldo ed è il primo pianeta a essere stato scoperto attorno a una stella simile al Sole. Da lì è iniziato tutto: il nostro tour delle stelle con pianeti non può che iniziare da qui.

51 Pegasi b è un gigante gassoso molto caldo ed è il primo pianeta a essere stato scoperto attorno a una stella simile al Sole. Da lì è iniziato tutto: il nostro tour osservativo delle stelle con pianeti non può che iniziare da qui.

Se vogliamo aumentare la portata emotiva, possiamo scegliere un’altra stella attorno alla quale gli astronomi professionisti hanno scoperto un pianeta simile alla Terra, probabilmente ricco di acqua e, perché no, anche di forme di vita. Il sistema Gliese 667 è composto da tre stelle strettamente avvolte, indistinguibili al telescopio. Attorno a uno di questi astri gli astronomi hanno scoperto ben 6 pianeti (forse 7), uno dei quali sorprendentemente simile alla Terra. Il sistema si trova nella costellazione dello Scorpione e ha una magnitudine pari a 5,89, al limite della visione a occhio nudo, ma qualsiasi strumento, anche il cercatore del telescopio, ce lo mostrerà evidente. Sotto la calda luce di quel puntino rossiccio, chi lo sa, altre forme di vita stanno prosperando e stanno osservando nello stesso nostro istante quel cielo così diverso, in cui una stellina gialla molto debole nasconde la straordinaria storia di questo pianeta e dei suoi abitanti, pienamente consapevoli delle meraviglie dell’Universo.

Gliese 667 è una stella che fa parte di un sistema triplo e ospita uno dei pianeti più simili alla Terra che conosciamo.

Gliese 667 è una stella che fa parte di un sistema triplo e ospita uno dei pianeti più simili alla Terra che conosciamo.

A soli 14 anni luce di distanza, nella costellazione di Ofiuco, si trova una debole stellina molto rossa, denominata Wolf 1061. Brilla di magnitudine 10 ed è visibile solo con binocoli da almeno 50 mm o con ogni piccolo telescopio, non molto distante (in apparenza) dall’ammasso globulare M107. Attorno a questo astro, sovrastato dalla luce di migliaia di stelle ben più brillanti, orbita un pianeta probabilmente roccioso, Wolf 1061 C, alla giusta distanza dalla propria stella, tale da consentire, in teoria, l’esistenza di acqua liquida. La luce rossa della stella trasforma il paesaggio che potremo ammirare dalla sua superficie in una scena per noi quasi apocalittica: tutto il cielo sarà rossastro e tutti gli oggetti avranno tonalità tendenti al rosso, privi dell’azzurro che invece qui sulla Terra è ben evidente. Stare sulla sua superficie potrebbe essere simile a quelle giornate nuvolose in cui c’è in sospensione una grande quantità di polvere proveniente dal deserto del Sahara, che rende tutto uniformemente arancio e rosso.
Non dobbiamo però soffermarci solo su Wolf 1061 C, perché questa stella ospita almeno altri due pianeti rocciosi: uno più lontano e uno più vicino dal corpo celeste sul quale abbiamo deciso di fermarci per un attimo ad ammirare il cielo. Ci sarà qualcuno da quelle parti? E come è possibile che nella luce debole e puntiforme di una stella appena visibile con i nostri strumenti si nascondano almeno tre pianeti grandi come la Terra, che hanno il potenziale di ospitare tutta la complessità biologica che si trova su questa piccola biglia blu scaldata dal calore nucleare di una stella chiamata Sole? È questa una delle grandi sfide dell’astronomia (amatoriale): comprendere ciò che la mente fatica a concepire e che fa parte di una realtà ben più ampia di quella nella quale ci siamo evoluti, fino ad ora.

Wolf 1061: una stellina rossa di magnitudine 10 vicino all'ammasso globulare M107 che merita una visita per scoprire, e immaginare, un sistema planetario formato da tre pianeti, di cui uno potrebbe essere abitabile.

Wolf 1061: una stellina rossa di magnitudine 10 vicino all’ammasso globulare M107 che merita una visita per scoprire, e immaginare, un sistema planetario formato da tre pianeti, di cui uno potrebbe essere abitabile.

Questi sono solo tre esempi di stelle facili da osservare che nascondono pianeti, ma in realtà di osservazioni di questo tipo ne possiamo fare centinaia, se non migliaia, perché la grande maggioranza dei pianeti è stata scoperta attorno a stelle più brillanti della magnitudine 12, quindi accessibili a strumenti anche da 8-10 cm di diametro. Sta a voi fare qualche ricerca su Google e organizzare il miglior tour possibile tra stelle e pianeti. E ricordate sempre una cosa: non si vedono ma ci sono. E a noi, romantici esploratori celesti, tutto questo basta e avanza.

I flat field eliminano tutti i gradienti di luce dovuti alla strumentazione usata. Non eliminano i gradienti presenti nel cielo ma cancellano polvere e vignettatura, e questa è un grandissimo aiuto per tutti i soggetti molto deboli.

Cosa sono e come ottenere ottimi flat field

Chi si interessa di astronomia pratica e magari ha amici astrofotografi, avrà di certo sentito nominare i frame di calibrazione, in particolare i flat field. Chi ha iniziato a fotografare da poco avrà già individuato in queste due strane parole un nemico troppo grosso da sconfiggere, tanto che potrebbe pure aver deciso di voltarsi dall’altra parte e di far finta che non esita. Chi fotografa da più tempo, o chi si impegna nel campo della ricerca con mezzi amatoriali, ha capito come padroneggiarli, ma fatica ancora a reputarli tanto importanti da meritare di essere diffusi come se fossero il verbo supremo della fotografia a lunga posa degli oggetti celesti. In questo post capiremo cosa sono i flat field, perché sono importanti e come farli diventare le nostre migliori risorse per trasformare un’immagine astronomica in un potenziale capolavoro.

 

Cosa sono i flat field

I flat field sono delle speciali immagini di calibrazione che hanno l’unico compito di mappare le differenze di sensibilità dei pixel del CCD e le disomogeneità del piano focale. Tra queste rientrano difetti sempre presenti come la vignettatura, ovvero una caduta di luce ai bordi, ma anche polvere e sporcizia depositati sui filtri, sui correttori o sulla finestra del CCD stesso.

A parte la differente sensibilità dei pixel, tutti gli altri difetti da correggere dipendono in modo critico dal setup utilizzato, dall’orientazione della camera e dalla messa a fuoco. Basta variare anche di poco il punto di fuoco, ad esempio, per avere una diversa forma della polvere e della sporcizia sul campo ripreso; è sufficiente ruotare di qualche grado la camera per cambiare l’orientazione della vignettatura e dell’eventuale polvere e rendere quindi impossibile una correzione dell’immagine.

La prima regola, fondamentale, per i flat field è quindi la seguente: questi devono essere ripresi con lo stesso setup delle immagini che vogliamo correggere, con la medesima messa a fuoco e orientazione della camera. Al limite, se si fanno riprese RGB con ruota portafiltri e filtri parafocali, è ammesso fare i flat field, per ogni filtro, alla fine della sessione di ripresa, anche se sarebbe preferibile, soprattutto per lavori di precisione, fare flat field per ogni filtro prima di cambiarlo e passare a fare riprese con il successivo

 

I flat field servono davvero?

Per molto tempo, soprattutto a causa della relativa difficoltà nel fare corretti flat field, si è diffusa la versione astrofotografica della classica leggenda della volpe e dell’uva: fare dei buoni flat è difficile, quindi non sono poi così necessari. Basta saper usare Photoshop o PixInsight e tutto si risolve con dei bellissimi flat sintetici. Questa è una cosa orribile da dire e persino da pensare: toglietevi dalla testa di poter fare a meno dei flat field e di poterli creare con qualche programma di elaborazione. Nessun osservatorio professionale e nessun astrofotografo di alto livello fanno una cosa del genere e un motivo c’è. I flat field sono infatti fondamentali per ottenere immagini scientificamente accurate ma anche godibili dal punto di vista estetico, soprattutto per soggetti deboli. Chi non riesce ad apprezzarli, magari suggerendo di farli sintetici con qualche programma, non ha mai visto un buon flat field e il vero e proprio miracolo che può fare alle nostre immagini. Su questo punto, quindi, non si discute: sia che voi siate astrofotografi con ambizioni altissime o appassionati della domenica che scattano con un astroinseguitore e qualche malandato obiettivo fotografico ogni morte di Papa, i flat field sono l’unico vero strumento che può  trasformare ogni vostra foto in un potenziale capolavoro: non c’è elaborazione successiva che possa sostituirli.

Ecco allora la seconda regola: tutti coloro che fanno riprese del cielo profondo dovrebbero imparare a riprendere i flat field e usarli per correggere le proprie immagini. Per tutti si intende sia chi usa un telescopio che chi si accontenta di un obiettivo a grande campo.

 

I flat field eliminano tutti i gradienti di luce dovuti alla strumentazione usata. Non eliminano i gradienti presenti nel cielo ma cancellano polvere e vignettatura, e questa è un grandissimo aiuto per tutti i soggetti molto deboli.

I flat field eliminano tutti i gradienti di luce dovuti alla strumentazione usata. Non eliminano i gradienti presenti nel cielo ma cancellano polvere e vignettatura, e questa è un grandissimo aiuto per tutti i soggetti molto deboli. A sinistra un’immagine senza calibrazione con master flat field. A destra la stessa immagine calibrata: i dettagli sono molto più evidenti e il gradiente di luce con simmetria circolare è completamente sparito.

 

Un flat ti salva la vita: quando gli oggetti sono deboli, il campo pieno di polvere e il telescoio vignetta che è una bellezza, solo un buon flat field può salvare la nostra serata e mostrarci dettagli sull'oggetto catturato che non credevamo possibili. A inistra una situazione in apparenza compromessa. A destra la stessa immagine dopo la correzione con un buon flat field. Una trasformazione del genere non sarebbe  mai stata possibile a posteriori con nessun programma di elaborazione. Se pensate che una situazione del genere sia un'eccezione vi sbagliate. Anche se non ve ne accorgete, ogni immagine nasconde schifezze del genere che devono e possono essere corrette solo con un buon flat field.

Un flat ti salva la vita: quando gli oggetti sono deboli, il campo pieno di polvere e il telescoio vignetta che è una bellezza, solo un buon flat field può salvare la nostra serata e mostrarci dettagli sull’oggetto catturato che non credevamo possibili. A inistra una situazione in apparenza compromessa. A destra la stessa immagine dopo la correzione con un buon flat field. Una trasformazione del genere non sarebbe mai stata possibile a posteriori con nessun programma di elaborazione. Se pensate che una situazione del genere sia un’eccezione vi sbagliate. Anche se non ve ne accorgete, ogni immagine nasconde schifezze del genere che devono e possono essere corrette solo con un buon flat field.

 

Come fare un buon flat field

La nostra terza regola è semplice, ma richiederà diverse spiegazioni: un flat field è un’immagine di una sorgente uniformemente illuminata, priva di stelle, effettuata alla giusta esposizione, con il medesimo setup utilizzato per riprendere l’immagine che vogliamo correggere.

In questa frase si nascondono tutte le difficoltà nel riprendere un corretto flat field. Per non creare dispersione con parole superflue, vediamo le tappe fondamentali da seguire e i concetti da fissare bene in mente:

  • Un flat field è di fatto una particolare immagine di luce. E cosa abbiamo imparato dalla fotografia astronomica? Che in generale una buona foto è la media di diversi scatti che consentono di ridurre il rumore e che a questi scatti bisogna sottrarre il dark frame. Ecco allora la quarta regola: un buon flat field si ottiene dalla media di almeno una ventina di singoli scatti, tutti uguali, a cui poi sottraiamo il relativo master dark frame, ottenuto dalla mediana di almeno 5-7 scatti. In pratica bisogna trattare i flat field come se fossero una sessione (particolare) di fotografia astronomica. Al limite, soprattutto se usiamo una reflex, possiamo sostituire i dark frame con i bias frame: l’importante è che i singoli scatti di flat siano calibrati o con i dark o con i bias. Una volta eseguite queste operazioni possiamo mediare i flat calibrati, senza effettuare alcun allineamento, e si costruisce il nostro bellissimo master flat field. Molti software generano il master flat field in modo autoatico prima di calibrare i frame di luce, quindi di questa operazione possiamo non farci carico noi, a meno che non vogliamo avere il pieno controllo su quello che accade (e non è una cattiva idea questa!);
  • Il master flat field viene normalizzato al valore medio di ADU pari a 1 e poi diviso dall’immagine che vogliamo correggere. Questa operazione viene fatta dal software che si utilizza e noi non dobbiamo preoccuparcene più di tanto perché, se tutto è stato fatto nel modo giusto, l’immagine corretta presenterà un fondo cielo privo di vignettatura e di zone più chiare o scure dovute a polvere o sporcizia. Tutto molto semplice, vero? Abbiamo già finito, siamo tutti contenti… Non proprio.
A sinistra un singolo frame di flat field ben eseguito. A destra la media di 35 singoli scatti. Soffriamo già molto per far uscire un minimo di segnale dai soggetti astronomici con ore e ore di posa, non roviniamo tutto con dei flat non buoni: mediamo molti scatti per non aggiungere rumore.

A sinistra un singolo frame di flat field ben eseguito. A destra la media di 35 singoli scatti. Soffriamo già molto per far uscire un minimo di segnale dai soggetti astronomici con ore e ore di posa, non roviniamo tutto con dei flat non buoni: mediamo molti scatti per non aggiungere rumore.

Se siete stati infatti ben attenti, non vi ho detto come fare nella pratica un buon flat field: è questo il punto più delicato. Ecco allora qualche spunto per non dover diventare matti:

  • Flat box o generatori di flat field: sono una delle più grandi novità dell’astrofotografia dopo la maschera di bahtninov, un’idea semplice ma che ha rivoluzionato il modo di fare i flat field. Si tratta di speciali tappi da applicare all’obiettivo del telescopio, con dei led all’interno che illuminano una superficie semitrasparente che ne
    Generatore di flat field d aporre di fronte l'obiettivo del telescopio e con luce regolabile in intensità

    Generatore di flat field d aporre di fronte l’obiettivo del telescopio e con luce regolabile in intensità

    diffonde la luce in modo uniforme. Sono molto semplici e comodi da usare, non richiedono una lampada esterna, una superficie illuminata e neanche di spostare il telescopio, così possiamo fare i flat field tra un filtro e un altro senza perdere il puntamento;

  • Fogli o magliette bianche: sono i metodi storici, decisamente meno comodi delle flat box, e vanno bene per tutti gli strumenti, sebbene siano più indicati per diametri superiori ai 15 cm, per i quali costruire (o comprare) una flat box può essere dispendioso. In questi casi ci si arrangia: si pone di fronte al telescopio un foglio da disegno o un semplice A4 (dipende dalla larghezza dell’obiettivo), bloccandolo con una punta di nastro adesivo. Ci si assicura che l’obiettivo non sia ostruito dal nastro e che il foglio sia ben in tensione, poi si pensa alla fonte di luce: una normale lampada a LED, persino il flash della fotocamera del proprio cellulare, ad almeno a un metro di distanza e sistemata da qualche parte in modo stabile (ad esempio su un piccolo treppiede, su un muro, sul tetto della macchina…). È fondamentale che il fascio di luce sia perpendicolare al foglio che copre il telescopio per assicurare un’illuminazione omogenea: sarà quindi necessario portare il tubo ottico parallelo al terreno. Si può sostituire, soprattutto in caso di emergenza, il foglio da disegno con una maglia bianca, ancorata al tubo con abbondante nastro adesivo per assicurare che sia ben tesa e che non presenti pieghe di fronte all’apertura del telescopio.

 

Il tempo di esposizione

Eccoci arrivati alla questione più importante di tutte, all’operazione che se non è fatta bene può rovinare tutto quello che è stato eseguito fino a questo momento, compresi gli scatti che vogliamo calibrare con i nostri flat field. Trovare il giusto tempo di esposizione per i flat field sembra quasi un’oscura arte, ma con un po’ di nozioni sui sensori digitali e le loro proprietà possiamo fare chiarezza una volta per tutte.

Intanto iniziamo subito con il dare informazioni sulla durata minima degli scatti, che è determinata dalla velocità degli otturatori. Una buona regola empirica ci dice che il tempo sotto il quale non bisogna mai scendere è pari a circa 100 volte quello minimo che è possibile scattare. Questo accorgimento evita di riprendere di fatto l’immagine dell’otturatore che libera prima una parte del campo e poi l’altra, falsando i nostri flat field (l’otturatore non può sparire all’istante!). Per le reflex, capaci di scatti di 1/4000 di secondo, possiamo usare scatti da 1/40 di secondo in su. Per le camere CCD astronomiche dotate di otturatore meccanico parliamo di almeno 4-5 secondi. Per le camere digitali non dotate di otturatore è meglio stare almeno tra i 5 e i 6 secondi. Possiamo aumentare quanto vogliamo l’esposizione ma non dovremo mai andare sotto questi valori.

L’altro fattore che ci permette di scegliere il giusto tempo di esposizione, e/o la potenza della luce, o la distanza della lampada, è rappresentato dalla dinamica del sensore digitale e su questo punto si sono narrate le più disparate leggende, spesso con molte imprecisioni.

Per chi fosse interessato, nel prossimo paragrafo ci sarà qualche spiegazione tecnica in più. Al momento, infatti, ci interessa il lato pratico e in questi casi la regola aurea è semplice: un buon flat field deve avere la luminosità di picco più alta possibile prima di uscire dall’intervallo di linearità del proprio sensore.

Il pregio di ogni sensore digitale, infatti, è di avere una risposta lineare, ovvero l’intensità del segnale è direttamente proporzionale alla luminosità reale della sorgente o, in alternativa, al tempo di esposizione. Così, se per un’esposizione di 5 secondi ho un segnale di luminosità pari a 5000 ADU, raddoppiando l’esposizione avrò un segnale di 10 mila ADU, esattamente il doppio. Analogamente, se raddoppio la luminosità della sorgente, a parità di tempo di esposizione, dovrò avere il doppio del segnale. In un mondo ideale tutti i sensori digitali sono perfettamente lineari fino a quasi i livelli di saturazione del contatore analogico-digitale (65535 ADU per contatori a 16 bit), ma nel nostro imperfetto mondo amatoriale non è così ed è qui che sorgono i problemi: se infatti i flat field non sono fatti nello stesso intervallo di linearità delle immagini che vogliamo correggerem non avremo mai una calibrazione perfetta. Questo inciderà, poi, sui dettagli visibili e sulla qualità generale delle immagini.

Dopo aver fatto lustri di esperienza con i più disparati sensori digitali, ecco le mie indicazioni:

  • Se disponete di una camera CCD (o CMOS) con la porta antiblooming e contatore analogico-digitale a 16 bit, un buon flat field dovrebbe avere luminosità di picco attorno agli 8-9000 ADU. Solo nel caso in cui il fondo cielo delle immagini da correggere oltrepassi questi valori (ma allora avremo sbagliato i tempi di esposizione) si possono ottenere flat field la cui luminosità media (questa volta MEDIA, non di picco) abbia valori più simili possibile al fondo cielo delle immagini da calibrare. Se preferiamo visualizzare l’istogramma invece dei numeri, allora nel primo caso, con il fondo cielo delle immagini da correggere basso, un buon flat si ottiene con l’istogramma a circa 1/6 della scala massima;
  • Se disponete di una camera CCD senza porta antiblooming, quindi di grado scientifico, le cose sono molto semplici: un buon flat field si ottiene con un’esposizione che permette di arrivare a una luminosità di picco pari a circa la metà della luminosità massima consentita, meglio se un poco meno. Per convertitori analogico-digitali a 16 bit questo significa avere picchi di luminosità tra i 25 mila e i 30 mila ADU. Per gli amanti dell’istogramma, il picco dovrebbe stare circa a metà;
  • Per le reflex digitali varrebbe il punto 1) ma a causa del contatore a 14 bit i valori sono tutti scalati e non sempre di facile lettura perché molti software poi convertono la luminosità in scala a 16 bit. Per tagliare la testa al toro, quindi, meglio guardare l’istogramma, che dovrebbe stare a circa 1/3 della scala massima. Si tratta di valori leggermente superiori rispetto al caso 1) perché bisogna fare i conti anche con il rumore di questi sensori: avere flat troppo deboli potrebbe causare più problemi che altro. In questo caso gli scatti dovrebbero essere fatti a ISO bassi (non bisogna scattare alla stessa sensibilità dei frame da correggere, per i flat non serve, anzi, è deleterio perché introdurrebbe rumore) e in modo automatico, facendo scegliere alla fotocamera l’esposizione corretta, magari dicendole di sottoesporre di 1 stop. Se si usano obiettivi o teleobiettivi, il diaframma, invece, deve essere lo stesso usato per fare le foto che si vogliono calibrare. Anche in questi casi, se si è fatto l’errore di fare riprese astronomiche con un fondo cielo molto luminoso, i flat field dovrebbero avere un istogramma il cui picco cada nella stessa zona di luminosità.

È molto importante, una volta trovata l’esposizione giusta, a prescindere dal sensore usato, raccogliere almeno una ventina di flat field, meglio se sono 30: più ne medieremo e migliore sarà il risultato finale.

Queste sono indicazioni generali che vanno bene per tutti i casi. Ciò non toglie che ognuno di noi possa sperimentare: cosa succede ad esempio, se eseguo due set di flat identici, uno con la giusta esposizione e un altro invece con l’istogramma a 2/3 della scala? Funzionano lo stesso? Potrebbe essere, perché tutto dipende dalle proprietà del proprio sensore digitale. I valori dati, quindi, vanno bene in generale sempre, ma non è detto che siano gli unici possibili.  Se vogliamo andare nel dettaglio e capire meglio la storia della giusta esposizione dei flat field, dobbiamo comprendere meglio come funziona un sensore digitale e la sua elettronica.

 

 ADU e full well capacity: andiamo un po’ più a fondo

Ogni sensore digitale cattura la luce attraverso l’effetto fotoelettrico, descritto in modo completo per la prima volta da Albert Einstein nei primi del ‘900 (e che gli valse il premio Nobel). In pratica, per certi materiali, come il silicio, la luce visibile che li colpisce riesce a strappare un numero di elettroni dal reticolo cristallino proporzionale all’intensità della sorgente. Applicando una differenza di potenziale agli estremi del materiale, gli elettroni strappati via vengono fatti fluire ai lati, quindi raccolti, conteggiati e trasformati in segnali luminosi digitali, grazie al contatore analogico-digitale.

 

Ogni pixel di un sensore ha un numero finito di elettroni che può catturare. Quando il contenitore si riempie si arriva alla saturazione. Il numero di elettroni che può contenere un pixel è chiamato Full Well Capacity. L’elettronica del CCD trasforma il numero di elettroni in livelli di luminosità. Per i sensori astronomici i livelli di luminosità disponibili sono in generale 65536, pari a 16 bit. Un’elettronica fatta bene dovrebbe allora riempire questi livelli in modo tale che alla luminosità 0 corrisponda un pixel senza elettroni raccolti e al valore 65535 il massimo numero di elettroni che il pixel contiene. In questo modo si ha la massima efficienza nel convertire la full well capacity in dinamica reale dell’immagine.

Per fare questa operazione in modo adeguato, l’elettronica si serve di quello che viene chiamato guadagno. Si tratta di un coefficiente moltiplicativo da applicare al numero di elettroni raccolti, il cui meccanismo è molto semplice da comprendere. Supponiamo di avere un sensore con full well capacity di ogni pixel pari a 100 mila elettroni, e supponiamo di voler distribuire al meglio tutta questa dinamica nei 65536 livelli di grigio disponibili in un convertitore a 16 bit. Affinché si sfrutti al meglio questo contenitore, occorrerà stipare 100 mila elettroni in 65536 livelli di luminosità, ovvero assegnare a ogni livello di luminosità 1,5 elettroni. Questo è il guadagno: il numero di elettroni necessari per far conteggiare un livello di luminosità al contatore analogico digitale. In un mondo ideale, quindi, parlare di full well capacity in termini di elettroni o di livelli di luminosità è uguale.

In un mondo reale le cose non stanno così perché il guadagno di un sensore non è mai impostato in modo così preciso da far coincidere la saturazione reale dei pixel con quella del contatore analogico-digitale. Di solito si tiene un po’ di margine, assicurandosi che la saturazione reale avvenga prima di quella del contatore. Di conseguenza, per molte camere CCD già verso i 50 mila ADU si ha di fatto la saturazione ma i valori possono cambiare di molto da modello a modello. In questi termini, parlare di ADU come il discriminante per un buon flat field è, a voler essere pignoli, un po’ approssimativo. Quando ad esempio ho detto che per camere senza antiblooming si dovrebbe arrivare a circa metà della dinamica, ci si dovrebbe riferire alla dinamica reale, ovvero al numero di elettroni e non al corrispettivo ADU, perché ci sono camere CCD che a 50 mila ADU presentano già saturazione e altre che lo fanno a 60 mila: in questi casi qual è il valore da prendere come riferimento per avere un flat field, esposto alla vera metà della dinamica? In realtà questa è una questione di “lana caprina” perché le differenze tra i CCD amatoriali non sono così grosse e delicate da rendere necessario l’uso poco pratico della dinamica reale in termini di elettroni e di fare poi la conversione attraverso il guadagno per capire a quanti ADU corrisponde il giusto intervallo.

Se siamo perfezionisti, tuttavia, un buon consiglio è di effettuare un test di linearità del nostro sensore. In questo modo, lavorando in ADU, possiamo vedere dove si verifica la reale saturazione e capire anche qual è la massima luminosità da poter utilizzare per i nostri flat field prima che la risposta cominci a diventare non lineare. Ecco quindi giustificati i valori dati in precedenza, un po’ conservativi e definiti indicativi per ottenere un buon flat field. Ecco, inoltre, giustificato il senso di un mio precedente post in cui si parlava di test di linearità e si arrivava a definire i valori ottimali per fare i flat field, che guardacaso corrispondono a quelli menzionati in questo caso e presi come universali.

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Come osservare e fotografare pianeti e stelle di giorno

L’astronomia amatoriale è una disciplina affascinante, che ci permette di organizzare viaggi indimenticabili pur rimanendo ben saldi a terra. Possiamo scegliere di scorrazzare tra i pianeti, disegnare i crateri della Luna, oppure possiamo cercare di fare foto o addirittura attività di ricerca che di solito conducono gli astronomi professionisti. Insomma, tra tutte le scienze, e probabilmente tra molte altre attività che potremo mai fare, l’astronomia rappresenta l’emblema della libertà più assoluta, anche perché abbiamo a disposizione miliardi di anni luce di Universo da percorrere a una velocità ben superiore a quella della luce, muovendo semplicemente il nostro telescopio.

L’astronomia pratica, tuttavia, ha un grosso problema, banale quanto fastidioso, soprattutto nelle fredde serate invernali: può essere fatta solo di notte. Di giorno, con l’ingombrante presenza del Sole, possiamo sperare di osservare e fotografare solo lui, il nostro enorme faro cosmico, con strumenti e accorgimenti particolari: un po’ poco, soprattutto conoscendo la bellezza e la vastità che presenti oltre la sua accecante luce. La domanda, allora, può venir spontanea, sebbene in apparenza ingenua: possiamo fare osservazioni e fotografie anche di giorno? Certo: possiamo osservare con un radiotelescopio potente, che non teme neanche le nuvole, oppure inviare nello spazio il nostro setup a far concorrenza al telescopio spaziale Hubble e il problema sarebbe risolto. Facile, no?

In realtà, senza scomodare accorgimenti che oggi suonano come pura fantascienza, si può fare un po’ di astronomia anche di giorno, al di là del Sole. Se la nostra passione sono i pianeti, le foto in alta risoluzione o semplicemente avere nuove sfide da vincere, l’astronomia di giorno diventa un’importante risorsa che potrà farci divertire e ottenere ottimi risultati.

Per convincervi che la mia precedente frase non è il classico delirio che si presenta prima o poi a ogni astrofilo che deve sopportare un interminabile periodo di meteo indecente, cominciamo a chiederci: cos’è che impedisce di vedere le stelle di giorno?La risposta è istintiva: il Sole! Ma siamo sicuri? Perché tutti i telescopi spaziali possono osservare il cielo anche con il Sole sopra l’orizzonte? La luce solare è una condizione necessaria ma non sufficiente a nascondere le stelle di giorno, tanto che nello spazio il cielo appare nero come la pece e si possono vedere le stelle anche con il Sole. La responsabile ultima è la nostra atmosfera: l’aria che respiriamo non è perfettamente trasparente ma intercetta una piccola parte della luce solare e la riflette poi in ogni direzione. Questo fenomeno, conosciuto come diffusione, è il responsabile del nostro cielo chiaro di giorno: le stelle non si vedono a causa dell’enorme inquinamento luminoso prodotto dal Sole, che viene diffuso dalla nostra atmosfera e rende il cielo molto brillante.

Ora possiamo fare un altro passo allora, chiedendoci: c’è modo, restando qui sulla Terra, e senza usare un radiotelescopio, di osservare il cielo di giorno? La risposta è sì, ma in realtà la domanda non è ancora necessaria, perché ci sono già alcuni corpi celesti che possiamo osservare di giorno, anche se a occhio nudo crediamo di non vederli. Prima però, proprio come in un film, mi piace creare un po’ di suspance andando a indagare meglio le ragioni per cui dovremo tirare fuori il telescopio anche di giorno (per la felicità di mogli, compagne, figli e datori di lavoro).

 

Perché fare foto di giorno

In realtà fare osservazioni di giorno, al di là del Sole, ha molti risvolti interessanti, che voglio riassumere in pochi e sintetici punti, per andare poi al nocciolo della questione:

  • Per sfida personale;
  • Per il gusto di trovare oggetti che erroneamente reputavamo invisibili con la luce del giorno;
  • Perché non abbiamo tempo di notte, o fuori fa freddo quando non c’è il Sole;
  • Perché alcuni soggetti danno il meglio di sé, sia in fotografia che in osservazione, di giorno. Mercurio e Venere si osservano e fotografano molto meglio quando sono alti sull’orizzonte rispetto al crepuscolo. La Luna in fase ridotta, che mostra regioni spettacolari come il Mare Crisium, si può osservare e fotografare con soddisfazione solo quando è a poche decine di gradi dal Sole, quindi di giorno, se non vogliamo essere distrutti dalla turbolenza atmosferica alle basse altezze sull’orizzonte, come accade anche per Mercurio e Venere;
  • Alcuni fenomeni, come occultazioni, congiunzioni, eclissi dei satelliti di Giove, non sempre capitano di notte: vogliamo farci fermare allora da un po’ di luce solare?
  • Chi monitora i pianeti ha necessità di riprenderli e/o osservarli per più tempo possibile, quindi anche di giorno, soprattutto quando la loro separazione è inferiore ai 40° dalla nostra Stella. In queste condizioni, inoltre, i professionisti non possono osservare e molti amatori si dirigono verso altri soggetti. E’ proprio qui che la probabilità di scoprire qualche fenomeno particolare aumenta di molto: una nuova tempesta di sabbia su Marte, una mega tempesta su Saturno, una gigantesca nube di ammoniaca che fa sparire un’intera banda equatoriale di Giove… Sappiamo infatti che la legge di Murphy è impietosa: se qualcosa di spettacolare deve succedere nel cielo, lo farà di certo di giorno. E noi, allora, la aggiriamo osservando anche quando nessuno pensa che si possa fare!
  • Sempre per la legge di Murphy, se una grande cometa, con una magnitudine di -7. si rendesse visibile a 15-20 gradi dall’orizzonte e in una posizione dell’eclittica che rendesse impossibile osservarla dal nostro emisfero (in pratica tutte le grandi comete degli ultimi 19 anni!) l’alternativa sarebbe volare in Australia o fare fotografie di giorno. E noi le faremo (anche se un viaggio in Australia è senza dubbio più interessante)!

Insomma, oltre al lato ludico/personale c’è un’oggettiva prospettiva scientifica, che interessa di sicuro gli osservatori e gli astroimager più esperti: osservare di giorno, visto che la nostra tecnologia lo consente, è di certo qualcosa da provare prima o poi, anche se con le dovute precauzioni.

Perché osservare e fotografare di giorno? Ecco un motivo: occultazione Luna-Venere del 16 giugno 2007 alle ore 15 locali. Se avessimo aspettato il calar del Sole ce la saremmo persa!

Perché osservare e fotografare di giorno? Ecco un motivo: occultazione Luna-Venere del 16 giugno 2007 alle ore 15 locali. Se avessimo aspettato il calar del Sole ce la saremmo persa!

 

Luna e Venere, sempre presenti a occhio nudo

A molti sarà di sicuro già capitato di osservare la Luna a occhio nudo, anche di giorno, senza particolari difficoltà. In effetti il nostro satellite si può vedere fino a poche decine di gradi di distanza dal Sole. Osservato al telescopio, soprattutto nelle giornate molto limpide, si mostra già interessante e ricco di particolari.

C’è però un altro corpo celeste che è visibile senza ausilio ottico, in pieno giorno: Venere. Il fatto che non l’abbiamo mai visto non è un indicatore affidabile sulla sua reale osservabilità. Con una magnitudine media di circa -4.5, in effetti, Venere è l’unico oggetto di apparenza stellare che può essere visto a occhio nudo di giorno, a patto che sia ad almeno 20° di distanza dal Sole. Un cielo limpido, che si mostra con una marcata tonalità azzurra, aiuta molto nell’impresa di scovare il pianeta a occhio nudo, ma in realtà la parte più difficile dell’impresa coinvolge il nostro sistema di interpretazione delle immagini, ovvero il cervello. Trovare un punto luminoso su uno sfondo brillante e circa uniforme è un’operazione che il nostro occhio, a livello ottico, è perfettamente in grado di fare, ma il nostro computer biologico fatica a elaborare nella maniera corretta i dati. Il risultato è spesso sorprendente: se non sappiamo bene dove guardare potremmo cercare il pianeta di giorno per ore senza vederlo. Se invece sappiamo dove dirigere il nostro sguardo, con un errore di circa 1-2° al massimo, allora il pianeta diventa evidente perché è sempre piuttosto contrastato rispetto al fondo cielo. All’improvviso, dopo tanto cercare, ci apparirà in quella spessa coperta azzurra un piccolo buco da cui filtra la luce puntiforme del pianeta a noi più vicino:“Come ho fatto a non vederlo prima?” E’ sempre questa la domanda che ci si pone con estrema sorpresa e molta soddisfazione per aver visto una “stella” nel cielo illuminato dal Sole. Per identificarlo con meno difficoltà è sempre opportuno nascondere il Sole dietro un ostacolo naturale o artificiale (una collina, degli alberi, una casa…) e scandagliare bene la zona di cielo in cui dovrebbe trovarsi (aiutiamoci con un software planetario).

Venere di giorno si può rintracciare con facilità anche a occhio nudo, se sappiamo bene dove guardare. Riuscite a trovarlo in questa foto scattata con un cellulare?

Venere di giorno si può rintracciare con facilità anche a occhio nudo, se sappiamo bene dove guardare. Riuscite a trovarlo in questa foto scattata con un cellulare?

Al telescopio, Venere, osservato di giorno, dà il meglio di sé, per due motivi:

  • Possiamo ammirarlo quando è molto alto sull’orizzonte, senza aspettare il tramonto o l’alba, quindi, se abbiamo l’accortezza di nascondere il Sole dietro un ostacolo naturale ed evitare che scaldi il tubo ottico, la turbolenza sarà sempre minore e la visione più dettagliata;
  • Il pianeta è molto luminoso. Se lo puntiamo con il cielo già scuro del crepuscolo, la sua luminosità inganna l’esposimetro del nostro sistema visivo, che ce lo mostrerà sempre troppo brillante, come se fosse una fotografia “bruciata”. Il risultato? Perdita di ogni tipo di dettaglio e un certo fastidio nella visione. Di giorno, invece, grazie al contrasto molto più basso tra il fondo cielo e Venere, il cervello applica la giusta esposizione e il pianeta non è mai sovraesposto. L’osservazione è molto più rilassante e spettacolare, perché potremo scorgere con relativa facilità alcune sfumature nella spessa atmosfera venusiana, anche senza l’uso di filtri colorati o grossi strumenti. Personalmente tutte le migliori osservazioni e fotografie di Venere le ho fatte di giorno, tra le 12 e le 16 locali.
Venere mostra molti dettagli, sia in visuale che, soprattutto, in fotografia. Il segreto? Osservare di giorno, quando il pianeta è alto nel cielo.

Venere mostra molti dettagli, sia in visuale che, soprattutto, in fotografia. Il segreto? Osservare di giorno, quando il pianeta è alto nel cielo.

 

Mercurio e oltre: a volte meglio di giorno, ma solo per i più esperti

Quanto scriverò da questo punto in poi prevede delle operazioni delicate, soprattutto per il puntamento, che devono essere fatte solo da persone ormai esperte di osservazioni e fotografia. La tecnica, infatti, spesso implica di fare un salto prima sul Sole, con tutti i rischi che ne conseguono se non si usa un filtro solare e molta attenzione. Leggere quindi bene quanto segue, se vogliamo proseguire con il nostro tour del cielo diurno.

 

Purtroppo a occhio nudo il gioco è già finito: il giro turistico del Cosmo termina con l’emozione e la sfida di trovare Venere, ma con un telescopio possiamo esplorare l’invisibile e fare altre spettacolari osservazioni.

Le particolari condizioni in cui si presenta Venere, ovvero un pianeta che non si allontana mai dal Sole per più di poche decine di gradi, sono ancora più esasperate per Mercurio. Per il più piccolo pianeta del Sistema Solare non abbiamo molta scelta: le osservazioni di giorno sono le UNICHE che danno qualche soddisfazione. E’ inutile cercare di fare i testardi e aspettare anni per trovare un buon seeing e trasparenza all’alba o al tramonto, con il Sole sotto l’orizzonte e il pianeta ben visibile a occhio nudo: non avremo mai una visione nitida come di giorno. Questo vale ancora di più se l’obiettivo è fare foto.

Mercurio di giorno mostra tenui chiaroscuri che non vedremo mai al crepuscolo

Mercurio di giorno mostra tenui chiaroscuri che non vedremo mai al crepuscolo

Più facile e spettacolare di Mercurio, Marte è un altro soggetto ghiotto per fare osservazioni. Quando la sua separazione è maggiore di 60° dal Sole, il pianeta rosso ha ancora una discreta luminosità e diametro angolare per mostrare dettagli. Grazie alla sua colorazione rossastra, che contrasta in modo netto con l’azzurro del cielo, marte_giornol’osservazione di Marte di giorno può essere spettacolare, soprattutto quando il Sole si sta avviando verso il tramonto (o poco dopo l’alba). In un certo senso, per chi non è abituato a osservare i pianeti, l’esperienza diurna migliora la visione perché diminuisce i contrasti e impedisce, proprio come accade per Venere, di avere un’immagine troppo luminosa, quindi sovraesposta e povera di particolari. Il rapido tempo di esposizione del nostro occhio, inoltre, ha anche il potere di congelare il seeing molto meglio rispetto a quanto accade di notte, con la visione notturna e un tempo di esposizione che viene incrementato automaticamente dal nostro cervello. In un certo senso ed entro determinati limiti, di giorno la visione migliora anche a seguito di questo fenomeno, lo stesso per cui gli astroimager planetari tendono a fare esposizioni più brevi possibili per congelare il seeing.

Con Giove iniziamo invece ad avere qualche difficoltà. Visibile solo oltre i 45° di elongazione, si presenta spesso come un disco quasi trasparente, ma ricco comunque di contrasti, anche se non riusciremo a vedere i più minuti dettagli della sua atmosfera. Meglio non esagerare con gli ingrandimenti, almeno all’inizio, per non perderlo tra la luce del cielo.

Per Saturno, invece, le cose cambiano e trovarlo rappresenta quasi una sfida, che è facile da vincere con il pianeta oltre i 60° di separazione dal Sole, un cielo molto trasparente e la nostra stella prossima all’orizzonte. Anche in questo caso meglio iniziare con ingrandimenti modesti per trovarlo: circa 50-100X al massimo e poi, se serve, aumentarli (di poco).

Urano e, ancora peggio, Nettuno, dovrebbero essere off limits, ma non si sa mai: con un cielo limpido di montagna, una separazione di almeno 90°, un filtro polarizzatore e un buon occhio, potremo riuscire a scorgere Urano: nessuna speranza, invece, per Nettuno.

Se vogliamo andare oltre i pianeti, possiamo fare un bel tour delle stelle brillanti: snobbate di notte perché poco interessanti (a ragione), di giorno diventano delle gemme da scovare in un mare d’azzurro, come un prezioso tesoro. Ecco allora che non avremo alcun problema nel puntare Sirio, Capella, Altair, Deneb, Vega, Betelgeuse, Antares e Aldebaran. Unica richiesta: cielo terso e almeno 45° di separazione dal Sole!

Le stelle si possono vedere anche di giorno! Ma è in fotografia che le cose migliorano e anche di molto

Le stelle si possono vedere anche di giorno! Ma è in fotografia che le cose migliorano e anche di molto

 

Come puntare di giorno

Prima di uscire con il Sole alto e cominciare a osservare stelle e pianeti, è meglio dare qualche consiglio utile per fare una cosa che di notte è semplice, ma di giorno un po’ meno: a parte la Luna e Venere, nessun altro oggetto si vede a occhio nudo, spesso nemmeno con un piccolo cercatore, quindi: come facciamo a puntare qualcosa che non possiamo vedere finché non è nel campo dell’oculare? Si potrebbe dire: con il puntamento automatico! La risposta è sì, ma con qualche differenza rispetto alla notte. Di giorno, infatti, non possiamo fare l’allineamento della montatura, perché le stelle non si vedono: come fare?

Semplice: dobbiamo connettere la nostra montatura al computer, bypassando la pulsantiera e interfacciandola con un software planetario, come Cartes du ciel. Grazie ai driver Ascom, questa soluzione è abbastanza semplice e molti fotografi già la usano per curare le sessioni di ripresa notturna. Controllando la montatura con il planetario possiamo fare una cosa che molte pulsantiere non permettono: puntare un oggetto celeste ben visibile, sincronizzarla sulle sue coordinate e poi spostarci nella direzione in cui vogliamo osservare l’invisibile.

L’unico oggetto celeste sempre presente, a parte qualche volta la Luna, è il Sole ma è anche il più pericoloso. Per puntare tutti gli altri corpi celesti di giorno occorre quindi quasi sempre sincronizzare la nostra montatura sul Sole, puntandolo a mano. Come ben sappiamo, è assolutamente fondamentale evitare che la luce del Sole entri senza essere filtrata nel telescopio e nel cercatore. Quindi, il primo passo da fare è preparare il setup come se dovessimo osservare il Sole: coprire il cercatore e inserire di fronte l’obiettivo del telescopio un filtro solare sicuro, come l’Astrosolar. Puntiamo la nostra stella con il metodo dell’ombra, poi centriamola osservando dall’oculare (con il telescopio che ha il filtro solare ben saldo e sicuro!). Sincronizziamo la montatura e poi diciamo al planetario (o alla pulsantiera, se lo permette) di andare dove vogliamo: Mercurio, Venere, Marte, qualche stella… È importante scegliere soggetti distanti almeno 15 gradi dal chiarore solare per evitare che parte della sua luce entri nello strumento (e per vedere qualcosa!). Una volta che il telescopio si è spostato verso la destinazione, possiamo togliere il filtro solare e scoprire il cercatore. Con una buona vista e un cercatore da almeno 50 mm di diametro, quasi tutti i soggetti (tranne Saturno) dovrebbero essere visibili attraverso le sue lenti, una cosa molto comoda per poter effettuare un preciso centraggio.

Il successo del puntamento dipende in modo critico dal perfetto stazionamento della montatura equatoriale (non confondete lo stazionamento con l’allineamento del GOTO!), che può essere fatto solo di notte. Ecco quindi che sarebbe meglio lasciare il telescopio montato dalla sera prima e pronto anche al nostro tour diurno.

Se vogliamo spostarci verso oggetti molto distanti è meglio andare per piccoli passi: puntiamo prima un corpo celeste luminoso, come Venere, per sincronizzare di nuovo la montatura e poi spostiamoci verso la destinazione: meglio non fare spostamenti superiori a 40 gradi perché il puntamento non sarà mai precisissimo.

Una cosa fondamentale riguarda poi la messa a fuoco: di giorno, anche per oggetti luminosi come Venere, se il telescopio non è già vicino al punto di fuoco potremo non vedere la sagoma sfocata del pianeta, anche se questo è al centro del campo: assicuriamoci quindi di aver fatto una buona messa a fuoco prima sul Sole e di non cambiare oculare, altrimenti dovremo armarci di pazienza e muovere il fuoco fino a trovare l’oggetto, che sarà visibile solo quando saremo quasi al punto di fuoco. Una cosa simile si deve fare se vogliamo fare foto: facciamo il fuoco prima sul Sole e a una focale non troppo elevata (meglio al fuoco diretto), così saremo sicuri che se il corpo celeste verrà puntato lo vedremo.

 

Qualche consiglio per le riprese fotografiche

Se vogliamo usare il nostro occhio per osservare, dobbiamo accontentarci di scegliere solo le giornate con il cielo più terso, in modo che i contrasti aumentino al punto da garantire osservazioni molto piacevoli, se non migliori rispetto alla notte. Se invece siamo interessati a fare riprese in alta risoluzione, e in generale a capire quanto in profondità si può vedere anche con il Sole sopra l’orizzonte, allora le cose cambiano molto e potremo restare sorpresi di quanto sia possibile fare. Per capire il trucco che c’è alla base di proficue riprese (non più osservazioni ma fotografie!) diurne, dobbiamo riproporre una domanda alla quale non ho ancora dato risposta: c’è modo, restando qui sulla Terra, e senza usare un radiotelescopio, di osservare il cielo di giorno? Fino a questo momento abbiamo visto che non serve nulla per osservare i principali pianeti, né le stelle, perché anche se non li vediamo in modo spettacolare come di notte, questi in realtà ci sono e si possono osservare al telescopio, se non addirittura a occhio nudo. Tuttavia, grazie alla grande sensibilità dei sensori digitali, possiamo davvero fare qualcosa per migliorare di molto la situazione in fotografia.

La risposta alla domanda ne prevede allora un’altra: di che colore è il cielo di giorno? Se non abitiamo in pianura Padana, la risposta non ammette eccezioni: azzurro! Cosa vuol dire, a livello più fisico, questo? Che l’aria che respiriamo preferisce diffondere in ogni direzione più la luce azzurra rispetto a quella rossa, visto che quella solare è in realtà bianca e così sarebbe dovuto apparire il cielo se tutti i colori fossero stati diffusi allo stesso modo.

Senza entrare in profonde spiegazioni fisiche, il principio alla base della diffusione della luce da parte di molecole di gas è descritto da un processo chiamato diffusione di Rayleigh. Per i nostri scopi ci basta solo un dato, che è la conferma quantitativa della nostra semplice osservazione sul colore del cielo: la percentuale di luce diffusa è inversamente proporzionale alla quarta potenza della lunghezza d’onda. In parole semplici, all’aumentare della lunghezza d’onda della luce diminuisce drasticamente la percentuale che viene diffusa dall’aria. Ecco quindi che la luce blu viene diffusa circa 16 volte più di quella del vicino infrarosso, che ha una lunghezza d’onda circa doppia e perché per le onde radio giorno o notte non fa alcuna differenza.

La diffusione di Rayleigh in funzione della lunghezza d'onda spiega perché il cielo è azzurro e rappresenta un'interessante scappatoia per fare ottime fotografie diurne.

La diffusione di Rayleigh in funzione della lunghezza d’onda spiega perché il cielo è azzurro e rappresenta un’interessante scappatoia per fare ottime fotografie diurne.

Eureka! Abbiamo trovato il modo per fare fotografie di giorno di soggetti brillanti, come se il Sole quasi non ci fosse: basta usare un filtro passa infrarosso. Più grande è la lunghezza d’onda utilizzata, maggiore sarà il contrasto tra il fondo cielo e il corpo celeste. Volete una prova? Guardate la seguente immagine che ritrae Giove ripreso allo stesso orario con diversi filtri:

All'aumentare della lunghezza d'onda diminuisce la luminosità del fondo cielo e i corpi celesti, come in questo caso Giove, emergono in modo sempre più netto.

All’aumentare della lunghezza d’onda diminuisce la luminosità del fondo cielo e i corpi celesti, come in questo caso Giove, emergono in modo sempre più netto.

Per poter sfruttare questo trucco ci serve un sensore monocromatico, o al limite una reflex full spectrum, ovvero modificata per renderla sensibile anche all’infrarosso. Questi dispositivi sono sensibili, sia pur in forma ridotta, fino a circa 1100 nm, una regione molto interessante per i nostri scopi. Ottime sono le camere planetarie monocromatiche, spesso usate anche per l’autoguida, come la sempre verde ASI 120MM. Con questi sensori possiamo usare filtri passa infrarosso da 800 e persino 1000 nm (1 micron). In questa zona poco esplorata del vicino infrarosso, il cielo diventa talmente scuro che non solo possiamo fare fotografie alla Luna, Venere, Mercurio, Marte, Giove e Saturno come se fosse notte, ma è addirittura possibile riprendere corpi celesti che nessuno si sarebbe aspettato: i quattro principali satelliti di Giove, ad esempio, tutte le stelle brillanti fino a magnitudine 5-6 e persino oggetti spettacolari come brillanti comete.

Ecco allora che in questo modo, anche con strumenti modesti, a partire da 8-10 centimetri, il cielo diurno mostra tutto ciò che ai nostri occhi apparirebbe ben visibile di notte: fantastico, vero?

satelliti_giove_giorno

In conclusione di un post piuttosto lungo, non mi resta che lanciare un paio di sfide: qual è il corpo celeste più debole che è possibile osservare o fotografare con il Sole sopra l’orizzonte? È possibile ottenere un’immagine di un soggetto deep sky brillante, ad esempio le Pleiadi, o la nebulosa di Orione, di giorno? Per queste imprese i miei consigli sono semplici: 1) Cielo terso come mai si vede dalla pianura; 2) oggetto alto sull’orizzonte almeno 30° e più lontano possibile dal Sole, 3) Sole in prossimità del tramonto o dell’alba.

Riprese diurne estreme: la cometa McNaught del gennaio 2007 a 15 ° dal Sole e con una magnitudine di circa -7, ripresa con un telescopio da 25 cm diaframmato a 3 cm e filtro IR da 1000 nm. D'ora in poi non ci perderemo più un raro evento astronomico solo perché si verifica di giorno, alla faccia della legge di Murphy!

Riprese diurne estreme: la cometa McNaught del gennaio 2007 a 15 ° dal Sole e con una magnitudine di circa -7, ripresa con un telescopio da 25 cm diaframmato a 5 cm e filtro IR da 1000 nm. D’ora in poi non ci perderemo più un raro evento astronomico solo perché si verifica di giorno, alla faccia della legge di Murphy!

 

Per il momento i corpi celesti più deboli che ho ripreso sono i satelliti di Giove, che hanno luminosità inferiori a quella delle stelle principali delle Pleiadi o del cuore della nebulosa di Orione: questi due, quindi, sono soggetti ben alla portata della nostra voglia di astronomia anche di giorno. La caccia è aperta!

 

P.S. Non vale scattare foto deep sky durante un’eclisse totale di Sole!