Grajdovy stránky: astronomie, analogová elektronika, něco pro odpočinek- malá trocha od kdečeho.

Bradford Robotic Telescope

BRT

Úvod, základní informace o BRT

Bradford Robotic Telescope (BRT) je trojice dalekohledů, každý s vlastní CCD kamerou, umístěná na společné naváděné paralaktické montáži. Vše je součástí Observatorio del Teide, patřící pod Instituto De Astrofisica De Canarias v Tenerife na Kanárských ostrovech. Observatoř leží v nadmořské výšce 2400 metrů na jižní části sopečného jícnu.

Dobrou zprávou pro všechny, kteří by rádi dělali astronomickou fotografii, ale nemají potřebný drahý hardware, je, že dalekohledy lze s jistými omezeními ovládat přes internet. Všechno je zdarma, jediná podmínka je registrace, která zabere jen malou chvilku, a může se fotit. Nebo lépe řečeno, spíš než fotit, tak zadat přístroji co, jak, a kterým ze tří dostupných přístrojů má vyfotografovat.

První „dalekohled”, „Constellation camera”, je maličký fotografický objektiv Nikon s ohniskovou vzdáleností 16mm a relativním otvorem 1:2,8. Spolu s kamerou FLI MaxCam CM2-1 je určený k pořizování fotografií jednotlivých souhvězdí, nebo obecně velkých oblastí oblohy. Poskytuje zorné pole ve tvaru čtverce o straně kolem 40° při rozlišení 1024px krát 1024px. Velikost pixelu je 13µm krát 13µm.

Dále lze používat druhou, identickou kameru FLI MaxCam CM2-1, vybavenou fotografickým objektivem Nikon o ohniskové vzdálenosti 200mm. Velikost zorného pole je tentokrát udána kolem 3° a sestava „Cluster Camera” má sloužit především k fotografování hvězdokup.

Největší dalekohled, který je pro registrované uživatele „free”, je „Galaxy Camera” se zorným polem ve tvaru čtverce o straně kolem 24'. Sestává z dalekohledu Schmidt-Cassegrain Celestron C14 o průměru 355mm a ohniskové vzdálenosti 3910mm. Je vybavený reduktorem ohniska Celestron, spolu s kterým pracuje jako dalekohled s relativním otvorem 1:5,3. Kamera je FLI MicroLine s rozlišením 1024px krát 1024px se čtvercovým tvarem pixelů, jejichž strana má délku 13µm.

Všechny kamery mají filtrová kola s osmi polohami. Fotit lze přes RGB filtry (pak získáme barevný snímek), dále OIII filtr, neutrální filtr s propustností ND=3, ultrafialový a infračervený filtr, a samozřejmě lze fotit bez filtru, nebo samostatně přes R, G, nebo B filtr. Přístroj je sice vybavený automatickým pointerem s příslušnou kamerou, avšak z déle exponovaných snímků je zřejmé, že pointace funguje velmi špatně, pokud vůbec funguje.

Získat hezkou fotku z přístroje Galaxy Camera, který má kvalitní vědeckou kameru bez ABG- to kvůli zachování lineární odezvy CCD na osvětlení- je zkomplikováno „přetékáním” náboje mezi pixely a tvořením nehezkých svislých čar kolem jasných hvězd, jsou- li jejich obrazy přeexponované. Přeexponování lze sice snadno zabránit zkrácením expozice (k dispozici je rozsah 1 až 180000ms po 1 ms), ale pak je nutné počítat s výrazným zhoršením odstupu signálu od šumu- obraz foceného objektu je pak silně zrnitý. Problém šumu lze obejít průměrováním (nebo i jiným způsobem kombinování) více dílčích snímků jednoho objektu- jednotek, desítek, možná i tisíců snímků. Tak se to taky v astronomické fotografii dělá s tím rozdílem, že pro fotografie, jenž mají lahodit oku, se běžně používají kamery s ABG, a proto lze prodloužit expozice jednotlivých snímků někdy až k jednotkám hodin. Díky lepšímu odstupu signálu od šumu v takovém případě stačí kombinovat mnohem méně snímků. Uživatel BRT, který by chtěl fotografovat krátkými expozicemi, a vyvažovat horší odstup šumu průměrováním velkého množství subsnímků, se ale bude muset potýkat s omezeními BRT. Průměrná čekací doba na zadaný snímek je kolem dvou týdnů, přičemž jeden registrovaný uživatel dalekohledu může mít z jedné IP adresy k nafocení zadaných maximálně pět snímků. Dostat z BRT větší množství dílčích snímků je tedy nevděčný, ne- li skoro nemožný úkol, ale výsledkem takové snahy může být potěšení z krásné fotografie bez jasných hvězd ve tvaru čar, táhnoucích se mnohdy přes celou fotografii.

Asi nejlepší řešení omezených možností uživatele BRT nabízí týmová spolupráce více lidí, kteří se vzájemně domluví na fotografování jediného objektu. Lze tak dát dohromady dostatečný objem obrazových dat ke zprůměrování a zpracování příslušnými programy v kvalitní astronomickou fotografii. Podle prvních zkušebních snímků Krabí Mlhoviny v Býku bylo možné snadno odvodit, že při fotografování černobílých snímků bez filtrů, vyhoví s ohledem k nežádoucímu přetékání náboje mezi pixely CCD, expozice kratší, nebo rovnající se době

v milisekundách. Magnituda nejjasnější hvězdy na snímku je m a t je čas v ms.

Zkušební snímek:

Při odvozování vztahu byl brán zřetel i na špatnou pointaci při pořizování zkušebního snímku, i nějakou rezervu. Vztah by sice mohlo být „hezčí” odvodit přímo z vlastností kamery, dalekohledu, průměrného seeingu dané oblasti, spektrálního zářivého toku hvězd různých spektrálních tříd, a tak dále, a tak dále, empirická cesta však byla snadnější a výsledná přesnost- aplikovatelnost do praxe- by po získání většího množství nejen zkušebních snímků, mohla být i lepší. Zbývá dodat, že při focení s použitím RGB filtrů se na základě dosavadních výsledků (14.01.2010) ukázalo (a šlo by to exaktně potvrdit), že expoziční dobu lze oproti uvedenému vztahu prodloužit dvoj až pětinásobě. Přesto, v rámci opatrnosti, já a pár nadšenců (rodina Jarošových), jsme pro dílčí subexpozice naší první společné fotografie NGC3003 zadali i při fotografování přes RGB filtry expozici přesně odpovídající uvedenému vztahu- konkrétně 10000ms. Zdá se však, že by kamera mohla snést i 20000, možná 30000ms, county pixelů našich snímků nepřesahují na nejjasnějších hvězdách hodnotu kolem 10000 až 15000ADU.

Pokud některého čtenáře mých stránek práce zaujala, nechť se mezi nás připojí na Nezávislé Astronomické Fórum, je- li ochotný dodržovat jeho přísnější pravidla. Konkrétně se lze něco dočíst o naší strastiplné cestě v tématu Brandford Robotic Telescope- free výkonný robotický dalekohled pro všechny a práce s ním.



Problém s kalibrací snímků a další nevyřešené nectnosti BRT. Flat field.

Je na čase upozornit na nedostatky BRT, se kterými by měl každý „BRT fotič” počítat. Tady však pozor, problémy BRT jsou průběžně napravovány týmem pracovníků, majících BRT na starost, takže to, co je zde napsáno, nemusí být za pár dnů pravdivými informacemi. (tento text byl napsán dne 14.01.2010) BRT včetně jeho internetových stránek pracuje zatím v testovacím provozu.

Dříve, než se zmíníme o problémech s kalibrací snímků z BRT, zastavme se stručně u některých drobnějších nectností BRT.

__________

Jak již bylo uvedeno, pointace přístroje pracuje neuspokojivě. Při fotografování pomocí Constellation Camera, nebo Cluster Camera to sice není vidět, ale horší už jsou výsledky při použití Galaxy Camera. Typický vzhled hvězd z výše ukázaného zkušebního snímku M1, včetně jedné přeexponované hvězdy, je na obrázku níže v měřítku 150%.

Je- li již hotový snímek s hvězdami ve tvaru zakřivených čárek, nezbývá, než k nápravě zaměstnat některý z dostupných programů, jenž umí dekonvoluci. K tomuto účelu jsem na jednom zkušebním snímku M1 otestoval programy Cadet, Iris a CCDSharp. První dva programy patří mezi běžné volně dostupné free programy od nadšenců, kdežto CCDSharp je program, který dodává firma SBIG ke svým kamerám a nabízí jej volně ke stažení. Co se týče programu Cadet, okamžitě jsem jej zavrhnul, protože nedokázal otevřít snímek ve formátu *.fit. Na druhé straně, dají se na internetu najít stránky amatérů, kteří na tento program nedají dopustit. Program Iris pro účel dekonvoluce nabízí nejen klasický algoritmus Richardson- Lucy, jehož využívají i programy Cadet a CCDSharp, ale také jeho vylepšenou variantu, kde jsou odstraněny i artefakty v blízkosti hvězd, vzniklé kvůli dekonvoluci. Tento vylepšený algoritmus jsem se pokusil aplikovat pomocí výběru referenční hvězdy (max. count cca 12000ADU) a příkazu rl2 200 0. Nejprve jsem zkoušel použít algoritmus na zkušební snímky, vytvořené ze snímku M1 oříznutím na velikost 256px krát 256px. Až byl výsledek uspokojivý (po 200 iteracích), využil jsem možnosti programu Iris na celém snímku. Výsledek se zdá být po desítkách minut práce počítače na jediném snímku- v porovnání s CCDSharp- excelentní. Původní zkušební snímek jpg v plném rozlišení, kde je jas pixelů zobrazen lineárně v mezích 0 až 5000ADU, je na kliknutí zde, a programem Iris opravená verze zde. Program CCDSharp jsem odzkoušel podobným způsobem, jako program Iris, ale výsledek se nezdá být ani zdaleka tak dobrý, jako je výkon, předvedený programem Iris. Důvod by bylo možné hledat jak ve vylepšeném algoritmu Irisu, tak i v maximálním počtu iterací, kterých nabízí CCDSharp maximálně deset, kdežto Iris počet prakticky neomezuje. Vítězem porovnání je tedy Iris. Kdo by měl zájem tento všestranný a velmi kvalitní program využít, velmi mu doporučuji přečtení jeho tutoriálu. Jde o to, že algoritmus R- L má jistá omezení, přičemž v návodu k Irisu najdeme jistá důrazně doporučovaná pravidla!!!

Pro úplnost, k velmi primitivní úpravě astronomických fotografií, kde jsou hvězdy kvůli špatné pointaci ve tvaru čárek, lze zaměstnat i vynikající a výkonný free program Gimp. Těžko si představit, jak s tímto, nebo i jiným editorem obrázků „zakulatit” hvězdy, ale díky nadšení jeho uživatelů- programátorů, je na internetu volně ke stažení sada zásuvných modulů pro Gimp- Gimp Astronomy Plugins. Jednou z více zajímavých funkcí modulu je možnost nápravy protáhlých hvězd. Podle malé časové náročnosti procesu se zřejmě nejedná o žádný sofistikovaný nástroj k dekonvoluci, avšak výsledky jsou líbivé a plug- in příjemně překvapí i svou funkčností.

Je třeba si uvědomit, že dekonvoluce je jen nedokonalým řešením v nouzi, o čemž svědčí i ukázka úpravy zkušebního snímku M1 pomocí programu Iris. Mají- li tedy být na výsledných snímcích z BRT hvězdy kulaté, nezbývá, než volit kratší expozice, při kterých se tolik neprojeví nepřesnost chodu montáže. Absence ABG tím pádem není jediný důvod, proč při focení deep sky pomocí Galaxy Camera BRT, zadávat relativně krátké expozice.

__________

Občas se stává, že BRT pošle místo astronomické fotografie snímek, který vypadá zhruba takto:

Nabízí se dvojí vysvětlení. Buď špatně funguje senzor oblačnosti, který nenechá dalekohled fotit, je- li snímaný objekt schovaný za mraky, popřípadě objekt zakryjí mraky hned po začátku fotografování, nebo se může jednat o chybu automatického zaostřování kamery. Na stránkách BRT se lze dočíst, že obojí nemusí pracovat vždy perfektně. Přiklonit se lze k oběma možnostem vysvětlení. Pro chybu senzorů oblačnosti, popřípadě příslušného softwaru, argumentuje vzhled těchto nepodařených snímků. Na druhé straně, kdyby senzory nesprávně pracovaly, bylo by relativně pravděpodobné, že se mezi zmetkovými snímky občas objeví snímek s několika „jasnými” hvězdami, které během focení „vykoulky” mezi mraky. Proti vysvětlení špatné funkce senzorů oblačnosti vystupuje také fakt, že při jakémkoli pokusu o aplikaci zmetkového snímku jakožto flat field, je výsledná kalibrace mizerná- vinětace surového snímku je sice opravená, ale nepřesně. Tohle lze vysvětlit dvěma způsoby. V první řadě je třeba si uvědomit, že vinětace a vůbec vlastnosti optiky nejen BRT, ale i jakéhokoli jiného dalekohledu, jsou závislé na vlnové délce záření, které sledujeme. Má- li zatažená obloha jiný průběh spektrálního zářivého toku, než jasná obloha, a sahá- li citlivost použitého CCD kamery dalekohledu od krátkovlnné IR oblasti až po dlouhovlnnou UV oblast, pak bude zřejmě flat field závislý na průběhu spektrálního zářivého toku rovnoměrně jasné plochy, jejímž fotografováním se získává- ať už se jedná o snímek jasné, nebo zatažené oblohy. Elegantnější vysvětlení nepodařených snímků nabízí chyba automatického zaostřování kamery. Pokud je kamera opravdu špatně zaostřená, klidně i nadoraz rozsahu výtahu („Galaxy Camera” BRT využívá Crayford), pak může optika nejen vinětovat jinak, než při správném zaostření, ale typický obraz některých (případně i většiny) prachových zrnek na CCD a optice dalekohledu, může být vůči normálním snímkům zachován. K rozhodnutí, který ze zmíněných problémů je pravděpodobnější, lze s jistými výhradami argumentovat i skutečností, že count odpovídajících si pixelů zmetkového a správně vyfotografovaného snímku, je zhruba stejný. Kdyby zmetkový snímek byl pořízen při zatažené obloze, je pravděpodobné, i když ne jisté, že by byl průměrný count jiný, vzhledem k jiným optickým parametrům zatažené oblohy. Závěrem tedy je, že zmetkové snímky z BRT nelze využívat jako flat field snímky, a zároveň, že jde pravděpodobně o nějakou chybu automatického zaostřování dalekohledu. Zmetkových snímků z BRT se však jeho uživatel nemusí obávat, uváží- li fakt, že takto skončí podle zkušeností jen zhruba každý třetí snímek.

__________

Jedna značně nepříjemná vlastnost testovací verze BRT, mající silný vliv na vzhled fotografií, je špatná funkčnost kalibrace pořízených snímků aplikací flat field. Stránky observatoře sice nabízejí možnost stažení jak kalibrovaného, tak i surového snímku (a během zadávání jde dokonce zrušit aplikaci dark frame), ale během kontroly, nebo zpracovávání údajně kalibrovaného snímku je znát, že snímek buď není kalibrován vůbec, nebo nesprávně. O problému se dokonce v několika příspěvcích zmiňují i na fóru, kde lze položit dotazy přímo pracovníkům BRT. Ti přímo přiznávají, že tohle ještě není dořešeno.

Řešením problému je snažit se „donutit” dalekohled k pořízení vlastního snímku flat field. Asi jediná dostupná metoda spočívá v pořízení série snímků různých míst na obloze, chudých na hvězdy i deep sky objekty. Poté se vhodným způsobem zkombinují, aby byly „vymazány” hvězdy, kosmíky a další nežádoucí artefakty na jednotlivých snímcích- vznikne čistý, přesný flat field. Pro účel kombinace snímků se nabízí jednoduchý, ale účinný filtr- medián. Z podstaty tohoto filtru vyplývá, že nejlepší výsledek dá kombinace snímků tehdy, když mají všechny zhruba stejné county odpovídajících si pixelů- těch, jenž zobrazují jas „pozadí”. Při zohlednění tohoto faktu bylo možné získat přesný černobílý flat field už kombinací pouhých patnácti snímků. Postup získání černobílého snímku flat field pro fotografování oblohy bez použití filtrů, byl následující. Zadali jsme focení více míst oblohy blízko galaktického pólu, konkrétně o souřadnicích (2000,0):

α=09h23m00s, δ=+20°00'00''

α=09h23m00s, δ=+20°30'00''

α=09h23m00s, δ=+21°00'00''

α=09h23m00s, δ=+21°30'00''

.

.

.

.

α=09h23m00s, δ=+30°00'00''

Do dnešního dne došlo celkem 15 snímků, přičemž flat field, který jsme z nich získali, považujeme již za natolik uspokojivý, že další snímky již pořizovat nebudeme (viz. dále). Tyto snímky pro případné zájemce nabízím ke stažení jako samorozbalovací soubor, rozdělený na dvě části: PART1/PART2- snímky jsou přesně takové, jaké přišly z BRT, formát fits, přípona změněna na fit. Pro kombinování snímků bylo v první řadě vhodné zjistit, jaké county mají pixely na stejných souřadnicích snímků, pokud možno, tak s rozumnou přesností. Většina snímků nezobrazovala na čtvercových oblastech o souřadnicích x=(500 až 505)px a y=(500 až 505)px žádnou hvězdu, nebo deep sky objekt a podobně. Pokud tedy byl každý snímek na těchto souřadnicích oříznut a pomocí funkce binning 5×5 byl vyčíslen průměrný count pixelu v této oblasti, bylo již snadné zjistit číslo, kterým county každého (až na jeden referenční) snímku měly být násobeny, aby mohly být snímky dále kombinovány. U snímků, kde byl ve zmíněné oblasti zachycený objekt (takové byly tři), bylo využito stejné porovnání s referenčním snímkem, ale na souřadnicích x=(700 až 705)px a y=(550 až 555)px. Po vynásobení countů každého snímku (kromě referenčního) zjištěnou konstantou, následovalo kombinování tímto „normalizovaných” snímků filtrem medián, a uložení hotového flat fieldu. Výsledek v nekomprimovaném formátu *.pic je zde. Kdyby někdo měl chuť se místo stahování jen pokochat krásou našeho nového „flatu”, tak je zde:

A v plné velikosti tady. Obrázek ve formátu *.jpg zobrazuje v lineární škále county od nuly do 3200ADU.

Zbývá jen dodat, že po získání kvalitního flat field snímku, byl už jen malý krůček k trochu exaktnějšímu potvrzení, že zmetkové snímky z BRT jsou jako flat field opravdu nepoužitelné (kdo by to byl čekal, že?). Pokud vzájemně „normalizujeme” flat field a jeden nepodařený snímek z BRT obdobně, jako u dílčích snímků k získání flat field a poté od sebe snímky odečteme, je zřejmé, že se oba snímky poměrně značně liší. Výsledek, lineárně zobrazující rozsah 0 až 750ADU (!!!) je zde:

Ve snaze doložit co nejlépe svá tvrzení, mohu ještě ukázat k porovnání histogramy flat fieldu a použitého „normalizovaného” zmetkového snímku:

Co se týče přesnosti námi získaného snímku flat field, velmi hrubý odhad jsem uvedl v úvaze na Nezávislém Astronomickém Fóru, přičemž šlo opravdu jen o získání jakési představy- lepší by bylo např. odečítat flat field z patnácti a ze čtrnácti snímků, a tak dále, a tak dále. Svůj účel však úvaha plní- na jejím základě lze tvrdit, že je pravděpodobné (ale ne jisté), že s pravděpodobností 98% se nebudou poměry countů pixelů našeho flat field lišit od skutečného flat field o více, než o 3%- a to odpovídá 0,03 magnitudám. Neboli, jinak řečeno, kdybychom chtěli skutečný flat field BRT „kalibrovat” naším flat field, vypočítali střední hodnotu ze všech countů pixelů takto získaného výslednu a s ní porovnávali county všech pixelů výsledku, s pravděpodobností 98% by se od střední hodnoty nelišily víc, než o 3%. Ve skutečnosti bude pravděpodobně nepřesnost ještě menší. Rozdělení pravděpodobnosti (tato funkce je vynásobena konstantou) a distribuční funkce (pravděpodobnost vyjádřená v procentech), ze které jsem vycházel, je na grafu níže. Obrázek jsem si vypůjčil z nezávislého astronomického fóra.

Při psaní tohoto textu, v rámci hrátek s počítačem, jsem vyrobil ještě jeden graf, který by mohl mít lepší vypovídací hodnotu (a statisticky jsou jednotky u histogramu- rozdělení pravděpodobnosti- správnější). Tentokrát se jedná o grafické vyjádření histogramů a příslušných distribučních funkcí, vzniklých rozdílem snímku flat field, složeného ze všech patnácti dostupných dílčích snímků a ze čtrnácti snímků v porovnání s funkcemi, příslušnými rozdílu snímků flat field z patnácti a deseti snímků. Viz. obrázek:

S pravděpodobností 98% se flat field z patnácti snímků neliší countem na odpovídajících si pixelech od toho ze čtrnácti snímků více, než o 19 ADU, což odpovídá chybě jen 1,2% z 1600ADU.

V úvahách o příčině zmetkovitosti některých snímků z BRT, již byla předeslána informace, že optika dalekohledu jinak vinětuje a tím má i různé snímky flat field pro rozličné intervaly vlnových délek. Pro uživatele z toho plyne (a současně je to částečným potvrzením), že prezentovaný černobílý flat field nelze s uspokojivými výsledky aplikovat na barevný snímek, pořizovaný přes RGB filtry, nebo obecně snímek, focený přes jiný, než neutrální filtr. I když, i neutrální filtr je optickým prvkem, proto i pro něj by se mohl flat field odlišovat. Mimochodem, protože se může lišit průběh spektrálního zářivého toku oblohy během pořizování nějaké astronomické fotografie od průběhu, jaký byl v době pořizování našeho prvního flat field, nemusí náš flat field dokonale korigovat vinětaci dalekohledu ani na „pozadí” oblohy, ani na vyfotografovaných objektech. Popravdě, sem tam je to i trochu vidět- ale to už zabíháme nejen do zbytečných detailů, ale také do oblasti, kde by bylo řešení pro uživatele BRT téměř nemožným úkolem. Zřejmě tedy k získání co nejhezčí barevné astronomické fotografie nezbývá, než získat i „barevný” flat field. Cesta je velmi podobná té předchozí, rozdílem je nutnost „normalizovat” každý barevný kanál dílčích snímků zvlášť. Ke zpracování byl tedy zvolen způsob, kdy byla u každého snímku (opět podle stejných souřadnic) vyvážena bílá barva vynásobením countů G a B kanálu, a poté county každého ze snímků (opět s výjimkou referenčního) násobeny patřičnou konstantou. Momentálně (16.01.2010) máme k dispozici teprve pět použitelných dílčích snímků a chtěli bychom jich získat, stejně jako u černobílého flat field, zhruba patnáct. Přitom fotografujeme stejné části oblohy. Až bude barevný flat field hotov, bude zde k dispozici ke stažení.

Prozatím, kombinace prvních šesti snímků je zde. Ale nečekat zázraky- je to kombinace pouhých šesti snímků!!!


Drobnosti a zajímavůstky z práce s BRT.

Během pořizování snímků flat field se kámošce Dagmar Jarošové omylem do zorného pole zatoulala roztomiloučká galaxie PGC 26542. Protože o tom nezapoměla na svých stránkách napsat krátký článeček, rozhodnul jsem se nezůstat pozadu a zmínit se o tomto „převratném” počinu i zde. A snímek galaxie jsem upravil ještě jednou, ať se neopakujeme:

Vlastně dvakrát:


 
Toto je zápatí Vašich stránek. Text můžete změnit v administraci v 'Nastavení stránek'.