Camera e telescopi

La minima apertura per ottenere buoni risultati è attorno a 18-20 cm, ma si possono impiegare con qualche utilità anche rifrattori da 13-15 cm. Per sfruttare il potere di risoluzione del sistema ottico, si deve disporre di una focale equivalente di almeno 8-10 m. Il limite è imposto dal seeing e dalla luminosità dell’oggetto da riprendere (trasparenza atmosferica), e si ottiene con una Barlow, oppure con il metodo afocale (interposizione di un oculare). Va posta molta attenzione alla fuocheggiatura e alla collimazione, poiché l’imaging digitale, che sfrutta a fondo le potenzialità del telescopio, è più sensibile dell’osservazione visuale sotto questi aspetti.

Circa la camera di ripresa, si dovranno privilegiare le camere che permettono di ottenere 10 immagini al secondo, o più. Il risultato della ripresa è un filmato, le cui centinaia (o anche migliaia) di immagini in 1-2 minuti, consentono di scegliere ed elaborare i fotogrammi migliori, nello stesso tempo compensando parzialmente gli effetti dell’agitazione atmosferica. E’ su questo aspetto, infatti, che si basano le tecniche di ripresa moderne.

Quasi tutte le webcam, quindi, possono essere impiegate con successo; in quelle concepite per uso non astronomico, si deve poter rimuovere la lente anteriore. Sono particolarmente popolari i modelli “Toucam” e “Vesta” della Philips (disponibili sul mercato dell’usato o in versioni più recenti). Le webcam più semplici hanno un sensore CMOS, ma sono preferibili quelle provviste di CCD.

Si possono impiegare macchine fotografiche digitali reflex, ma spesso la presenza di filtri non rimovibili e altre limitazioni le rendono poco competitive rispetto alle webcam.

Vi sono poi vari modelli di fotocamere rapide derivate da modelli utilizzati nel settore della sorveglianza e industriale (DMK, Lumenera,…), decisamente più care. Queste ultime possono essere considerate delle “webcam di lusso” in quanto hanno caratteristiche migliorate che permettono di ottenere singoli fotogrammi di migliore qualità (rumore più basso, nessuna compressione).

Per altre questioni tecniche l’osservatore deve conoscere e padroneggiare il proprio sistema, e l’esperienza è insostituibile maestra. Il numero di fotogrammi al secondo (frame rate) è limitato dalla luminosità dell’oggetto ripreso e dalla velocità di trasmissione dei dati attraverso il cavo USB e il PC; un frame rate di 15 fps (frame per secondo) è già buono, raramente si può salire a 30 fps. L’amplificazione del segnale in entrata (gain) dev’essere tale che i livelli di intensità in ingresso corrispondano al meglio alla dinamica digitale, evitando di arrivare alla saturazione.

La focale

Notiamo innanzitutto che il più piccolo dettaglio presente nell’immagine, teoricamente, potrà essere al più dello stesso ordine di dimensioni di quello che comunemente viene detto “potere risolvente” del telescopio, che nella luce giallo-verde è dato – in funzione del diametro del telescopio D – dalla ben nota formula:

p(“) = 120/D (mm)

in cui tra parentesi si indicano le unità di misura (secondi d’arco e millimetri). Con pochi conti si può mostrare che tale dimensione angolare corrisponde sul piano focale ad una dimensione (in micron) data da:

d = 0.58 f

in cui f rappresenta il rapporto focale (lunghezza focale/diametro) del sistema ottico usato.

Si noterà quindi che in un comune Schmidt-Cassegrain da 8 pollici (f/10), il più piccolo dettaglio presente nel fuoco ha dimensioni di circa d=5.8 mm. Esso sarà perciò molto più piccolo delle dimensioni tipiche del pixel di un sensore CCD, che comunemente, come nel caso dei Kodak (KAF-400 e simili), non scende sotto i 9 &mum. Per le webcam o le videocamere rapide, il pixel può scendere a 4-7 &mum. In base a considerazioni teoriche si assume invece che il dettaglio più piccolo visibile in condizioni ideali sia quello pari al doppio delle dimensioni del pixel. Altrimenti detto, occorrerà allungare il rapporto focale (ovvero aumentare f) per far crescere d fino al doppio delle dimensioni del pixel: in quelle condizioni la teoria vuole che si riesca a vedere un dettaglio di dimensioni d (o di dimensioni angolari pari al potere risolvente p). Possiamo anche scrivere che dovrà essere:

f = 2 x pixel / 0.58

dove pixel è la dimensione, in micrometri, del pixel

Se ne deduce che per un sensore con pixel di 9 &mum, occorre un rapporto focale f/~30. Nel caso dello Schmidt-Cassegrain di cui sopra, questo potrà essere facilmente ottenuto, ad esempio, con l’interposizione di una lente di Barlow 3X. Il valore di rapporto focale ottimale può discostarsi da quello teorico per diverse ragioni, perciò la semplice formula data deve considerarsi indicativa. Ad esempio, in siti (o in serate) in cui la turbolenza è molto bassa e con telescopi di eccellente qualità ottica può convenire spingersi a rapporti focali maggiori (f/40-45). In tal caso, infatti, il seeing è tale da non rovinare le immagini con l’allungarsi della posa. Al contrario, se la qualità dello strumento non è perfetta ed il seeing neppure, ci si può accontentare di f/25 o simili.

Per pixel più piccoli, il valore del rapporto focale scende in proporzione alla dimensione. Si noti però che spesso lo strumento è limitato dalla turbolenza atmosferica. Ciò è tanto più vero per gli strumenti più grandi di D~250 mm. In tal caso, la focale ottimale non può più essere calcolata come sopra, ma resta più o meno costante. A seconda della camera utilizzata e delle dimensioni del suo pixel, si noterà allora che la focale ottimale si situa, normalmente, tra 7 e 10 metri circa.

Il nocciolo della questione: i filtri

Le camere digitali sono sensibili fino alla lunghezza d’onda di circa 1 micrometro. Per rappresentare il pianeta in maniera vicina all’aspetto visuale, va eliminata la componente al di sopra dei 700 nanometri, con l’impiego di un filtro taglia-infrarosso (IR cut). E’ questo lo standard raccomandato dalla Sezione Pianeti UAI. Se invece si vuole aumentare la visibilità e il contrasto dei dettagli, si può acquisire in prevalenza o solo nella banda IR, con l’impiego rispettivamente di un filtro rosso (come il W25) oppure di un più selettivo filtro che taglia le lunghezze d’onda inferiori a 700 nanometri (IR pass). In questo caso, si ha l’ulteriore vantaggio di ridurre l’effetto dell’agitazione atmosferica. Se non si filtra il segnale, la miscela di visibile e infrarosso genera immagini ancora utili per le misure posizionali, ma meno interpretabili dal punto di vista scientifico e comunque inadatte per la fotometria. Nei casi di Venere, Marte e Giove, vale la pena di tentare l’acquisizione nel vicino ultravioletto, con un opportuno filtro che tagli il visibile sopra i 400 nanometri (e l’infrarosso!). Nel caso dei giganti gassosi, è soprattutto interessante la luce del metano, con un filtro interferenziale a banda stretta centrato a 889 nanometri. In questi casi, la difficoltà principale è data dalla debolezza del segnale, che costringe a tempi di posa più lunghi.

Per la durata della ripresa, bisogna tenere conto rotazione del pianeta in esame. In alcuni casi (Giove e Saturno in particolare, in funzione anche della risoluzione concessa dall’apertura e dal seeing, si rischia facilmente di registrare uno spostamento dei dettagli: all’equatore, infatti, Giove ruota di 0.6 gradi al minuto. In questo caso, per non sacrificare qualcosa alla nitidezza, si devono limitare i filmati a 2 minuti, massimo 3 in precarie condizioni osservative. Per lo stesso motivo, chi intende produrre un’immagine a colori a partire da foto nella banda R (rosso), G (verde), B (blu) ed eventualmente L (luminanza), dovrà ridurre in proporzione i tempi di posa di ciascun colore e cambiare velocemente i filtri (con l’uso di una slitta o una ruota portafiltri). Anche in questo caso bisogna inserire il filtro IR cut (la luminanza può essere costituita da una ripresa nell’infrarosso, fatte salve le considerazioni precedenti sulla validità scientifica di mischiare visibile e IR).

Infine, si deve mettere particolare attenzione alla corretta temporizzazione delle immagini. La complessità delle operazioni di ripresa tende a focalizzare l’attenzione dell’osservatore su altri dettagli, ma è del tutto irrazionale produrre immagini con risoluzione inferiore al secondo d’arco, potenzialmente in grado di produrre precise misure posizionali, ma assegnare loro un tempo approssimato o inesatto.

Il dato fondamentale: il tempo

Il tempo (espresso in Tempo Universale) deve essere stimato entro il minuto più vicino, per eccesso o per difetto (quindi, con un’incertezza massima di 30 secondi), meglio ancora se viene indicato il decimo di minuto. Va considerato il tempo di metà posa del filmato, che deve essere scritto immediatamente dopo l’acquisizione, nel nomefile del filmato stesso salvato nell’hard disk; questo eviterà di far confusione fra i molti filmati solitamente acquisiti nel corso di una sera. L’orologio del PC è di norma poco preciso, va sincronizzato all’inizio di ogni sessione osservativa con il segnale orario, il televideo o un servizio affidabile di ora esatta disponibile sul web. Il controllo del tempo dev’essere considerata una priorità assoluta durante la procedura di acquisizione e catalogazione dei filmati.