Upload
aaralyn
View
58
Download
0
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Jak wykonać obserwacje Słońca za pomocą kamerki internetowej?. mgr Monika Chudy ([email protected]) mgr inż. Łukasz Maślaniec ( [email protected]) Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach. Słońce. W pogodny dzień widzimy oślepiającą tarczę słoneczna o średnicy 0.5 º . - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
mgr Monika Chudy ([email protected])
mgr inż. Łukasz Maślaniec ([email protected])
Młodzieżowe Obserwatorium Astronomiczne w Niepołomicach
W pogodny dzień widzimy oślepiającą tarczę słoneczna o średnicy 0.5º.
Średnia odległość Ziemia – Słońce równa jest 149600000 km.
Znając te dwie wielkości można obliczyć średnicę Słońca (1 392 000 km).
W XVII wieku zauważono, że Słońce obraca się wokół własnej osi w okresie około 28 dni, wirując w tym samym kierunku co Ziemia – z zachodu na wschód.
Nie jest ono bryłą sztywną i jego części obracają się w różnym czasie w zależności od położenia względem równika słonecznego. Wolniej w okresie 31 dni – obracają się punkty w pobliżu biegunów, w pobliżu równika w okresie 27 dni.
Obserwacje Słońca wiążą się z niebezpieczeństwem
trwałego uszkodzenia wzroku, należy się zatem właściwie zabezpieczyć
przed jego światłem.
Bezpieczne obserwacje tarczy słonecznej
prowadzimy metodą projekcji ekranowej lub z zastosowaniem filtra
słonecznego.
Kompletujemy potrzebny sprzęt:
• Web kamerka z matrycą CCD
• Pierścień redukcyjny do połączenia kamery z obiektywem
• Obiektyw fotograficzny bądź teleskop
• Statyw fotograficzny lub statyw z montażem paralaktycznym
• Komputer
+ +
Obiektyw fotograficzny
Pierścień redukcyjny do połączenia kamery
z obiektywem (w naszym przypadku gwint kamery
na gwint M42)
Kamerka internetowa
Teleobiektyw Pentacon f=500mm + web kamerka Philips ToUcam Pro 840k
Długość ogniskowej obiektywu dobieramy stosownie do planowanych obserwacji. Pamiętamy im ona jest dłuższa tym mniejszym polem widzenia dysponujemy.
Ogniskowa
[mm]
Pole widzenia
[°]
35 63
50 46
105 23
300 8
500 5
1000 2,5
W tabeli obok zamieszczono pole widzenia dla najpopularniejszych ogniskowych obiektywów
fotograficznych.
Pamiętajmy jednak ze podane wartości odnoszą się do klatki filmowej o wymiarach 36x24 mm, podczas gdy matryca CCD ma mniejsze rozmiary. W przypadku kamerki
Philips ToUcam Pro 840k jest to 4,6 x 3,97mm.
W naszym przypadku dla ogniskowej 500m uzyskaliśmy pole widzenia równe 0,5 stopnia
a dla obiektywu 1000mm 16 minut.
Statyw fotograficzny z głowicą fotograficzną
Statyw z montażem paralaktycznym
Ostrość – zazwyczaj przy obserwacjach nieba z wykorzystaniem obiektywów fotograficznych wystarczy ustawić nieskończoność
Przysłona – reguluje ilość wpadającego światła, np. wartość przysłony równa 2 oznacza dla pokazanego na zdjęciach obiektywu maksymalnie otwartą przysłonę (do obiektywu wpada maksymalna ilość światła), wartość 16 określa maksymalnie przymkniętą przysłonę (do obiektywu wpada minimum światła)
Przykładowe wartości przysłony: 2 5,6 1,6
Do obserwacji Słońca NIEZBĘDNY jest filtr, który osłabi światło do bezpiecznego poziomu i nie
spowoduje uszkodzenia sprzętu
Alternatywą do drogich filtrów fotograficznych jest jego samodzielne wykonanie z folii Baader Planetarium
Filtr nie służy do wizualnych obserwacji Słońca!!! Nieprawidłowe wykonanie może spowodować
uszkodzenie kamerki!!!
Folia Baader Planetarium jest dostępna w sklepachze sprzętem astronomicznym, fotograficznym.
Sprzedawana jest rulonach bądź konfekcjonowana.
Do wykonania zużyjemy dowolny rozbieralny filtr optyczny pasujący
do naszego obiektywu. Wykorzystamy z niego obręcze.
Wykręcamy wewnętrzny pierścień i usuwamy z niego oryginalne szkło.
Z wcześniej zakupionej folii Baader wycinamy okrąg o średnicy umożliwiającej umieszczenie go w metalowej obsadzie. Pierścień wykonany z twardego kartonu ułatwi umieszczenie folii
w oprawce.
Tak przygotowany element umieszczamy w miejscu oryginalnego
szkła, a następnie skręcamy pierścienie.
Statyw z montażem paralaktycznym i prowadzeniem, Teleobiektyw
MTO-1000/10, Kamerka Philips 840k ToUcam II, Laptop
Program do przechwytywania strumienia wideo z kamery (omówienie na przykładzie programu K3CCDTools)
Program do obróbki cyfrowej (omówienie na przykładzie programu RegiStax)
W nim notujemy:
Datę obserwacji Czas obserwacji Miejsce obserwacji Obiekt obserwacji Osobę obserwującą Metodę obserwacji Dane sprzętu obserwacyjnego Uwagi
1. Wybieramy dogodne miejsce do obserwacji, tak aby nie ograniczały nam widoczności żadne budynki bądź drzewa.
2. Rozkładamy statyw, przykręcamy obiektyw, ale nie kierujemy go na Słońce.
3. Zakładamy filtr. 4. Przykręcamy kamerkę.5. Podłączamy komputer, wpinamy „stosowne kabelki”.6. Sprawdzamy wszystko, szczególnie poprawne
zamontowanie filtru!7. Uruchamiamy oprogramowanie do kamerki.8. Kierujemy obiektyw na Słońce.
Program K3CCDTools Okno główne
programu
Okno podglądu obrazu z kamerki
Przycisk włączania/wyłącznia
podglądu obrazu z kamerki
Mam włączony podgląd ale wciąż nie mam obrazu…..
Wybieramy sterownik odpowiedzialny za
przechwytywanie obrazu
W oknie „Video Source…” wybieramy urządzenie z którego będzie
przechwytywany obraz. (W naszym przypadku Philips ToUcam Pro)
Dalej nic…..A może po prostu obraz jest zbyt ciemny?
Na pasku narzędziowym znajduje się skrót
umożliwiający otwarcie okna „video source”
Wyłączamy tryb auto
Czas naświetlania
Wzmocnienie
Manipulując czasem naświetlania oraz wzmocnieniem ustawiamy takie parametry aby uzyskać jak
najlepszy obraz.
Zanim zaczniemy……
…warto zajrzeć do opcji.
Ustawiamy katalog w którym zostaną zapisane
przechwycone klatki
Ustawiamy nazwy zapisywanych plików
Przechwytujemy obraz z kamerki
Wybieramy liczbę klatek jaka ma być
przechwyconaw ciągu sekundy –
wartość zalecana to 5 klatek na sekundę
Rejestrujemy serię klatek do pliku avi (np. 300) Klawiszem ESC przerywamy proces.
Oczywiście można też każdą klatkę zapisać osobno jako bitmapę, ale dużo praktyczniejsze
jest przechowywanie ich w jednym pliku.
To jeszcze nie wszystko…
Dodatkowo oprócz serii klatek zawierających obraz obserwowanego obiektu ( w naszym przypadku plam słonecznych) powinniśmy wykonać:
•Ciemną klatkę (dark frame) – wykonujemy ją z całkowicie zasłoniętym obiektywem w tych samych warunkach co prowadzone obserwacje. W czasie obróbki cyfrowej odejmiemy ją aby zminimalizować szumy związane prądem ciemnym oraz gorące piksele.
•Płaskie pole (Flat field) – wykonujemy je rejestrując obraz jednorodnie oświetlonego pola (np. niebo wieczorne), podczas obróbki dokonamy dzielenia przez nie, celem usunięcia szumu związanego z nierówną czułością pikseli.
W obu przypadkach podobnie jak dla wcześniejszych obserwacjiDokonujemy rejestracji serii klatek (np. 100)
Obróbka materiałów uzyskanych w czasie obserwacji zostanie pokazana na przykładzie
programu RegiStax
Tworzymy ciemną klatkę i płaskie pole
Klikamy przycisk „select”
Wybieramy plik zawierający ciemne klatki
Z menu Flat/Dark wybieramy „Create Darkframe”
Kiedy program zakończy obliczenia zapisujemy ich wynik jak bitmapę W analogiczny sposób wykonujemy
„płaskie pole” tylko w tym przypadku wybieramy z menu „Create Flatfield”
Obróbka materiału zarejestrowanego w czasie obserwacji
Wczytujemy wcześniej
przygotowaną „ciemną klatkę” i „płaskie pole”
Zaznaczamy ich wykorzystanie
podczas obliczeń
Wczytujemy plik zawierający zdjęcia naszego obiektu obserwacji (w naszym
przypadku jest to Słońce)
Posługując się suwakiem możemy przeglądać
wszystkie klatki.Wybieramy najlepszą z nich
Wybieramy wielkość obszaru na podstawie którego nastąpi
wyrównanie klatek
Wybieramy metodę wyrównywania klatek
np. gradientową
Na klatce zaznaczamy obiekt zawierający szczegóły
(w naszym przypadku jest to plama słoneczna). Należy pamiętać aby zaznaczony
obszar był na tyle duży aby wybrany obiekt nie znalazł się
na żadnej klatce poza nim
Wciskamy przycisk „Align”
a następnie „Limit
Wciskamy przycisk „Optymalize&Stack”
Na początku można skorzystać z zalecanych przez program
ustawień FFT. Jeśli jednak nie dają one oczekiwanych wyników zachęcam do próby manualnego
ustawienia filtra FFT
Aby poprawić uzyskane zdjęcie możemy posłużyć się
narzędziami powszechnie spotykanymi w programach
graficznych.
Suwaki poszczególnych
warstw ustawiamy tak aby uzyskać jak najlepszy efekt
Na koniec wciskamy „Do All”
Ostatnia zakładka „Final” na niej
możemy dokonać ostatnich poprawek. Obróbkę kończymy
zapisując wynik naszych działań
przyciskiem „Save image”
Przejawem aktywności Słońca są plamy, protuberancje, rozbłyski chromosferyczne.
Plamy znane były w starożytności, wspominano o nich w kronikach chińskich, informowali o nich angielscy marynarze i staroruscy kronikarze.
Plamy to obserwowane w fotosferze słonecznej ciemne obszary o rozmiarach od kilkunastu do 100 000 km i czasie życia od kilkunastu dni do kilku miesięcy.
Środkowa część plamy zwana cieniem (umbra) i otoczona półcieniem (penumbra) jest to około 1500oC chłodniejsza od otaczającej ją fotosfery (dlatego plamy wydają się ciemniejsze mimo wysokiej temperatury).
Pola magnetyczne związane z plamami – pary plam zawsze wykazują przeciwne biegunowości.
Grupy plam pojawiają się nagle. Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba plam maleje.
W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875) i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat. Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893).
Plamy słoneczne otoczone są tzw. pochodniami fotosferycznymi – pochodnie są jaśniejsze a plamy ciemniejsze od niezakłóconej fotosfery (tzn. to, że pochodnie mają wyższą temperaturę od obszarów przyległych)
Pochodnie pojawiają się na kilka tygodni przed powstaniem plamy, czas ich życia przekracza nawet o kilka miesięcy żywotność plamy.
Naukowcy przypuszczają że wiele elementów ziemskiego klimatu uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa
Czy to przez liczbę plam lub grup zmienia się aktywność słoneczna? Obie własności – grup i plam - złączył w jedno Rudolf Wolf (1816 – 1893)
Na podstawie obserwacji plam słonecznych udokumentowanych od roku 1700 można mówić o 11 – letniej a ściślej o 11,3 – letnim cyklu aktywności słonecznej
Ostatnie minimum – 1996 rok. Maksimum – 2001 rok – przeciągnęło się do 2002 roku.
Szwajcarski astronom Całe życie poświęcił badaniu
cyklicznych zmian aktywności słonecznej i jej związków z ziemskim magnetyzmem
Naukowcy przypuszczają, że wiele elementów ziemskiego klimatu uzależnione jest od wahań parametru tzw. liczby Wolfa
Jest miarą aktywności Słońca i obliczamy ją w następujący sposób:
WW = (10 = (10gg + + pp))kk
gdzie:g - to liczba grup plam p - liczba plamk - jest współczynnikiem pozwalającym na porównanie wyników uzyskanych
przez różnych obserwatorów
Grupy plam pojawiają się nagle Początkowo najczęściej widoczne są dwie plamy, po upływie czasu w ich
otoczeniu pojawiają się mniejsze – nowe. Po 2-3 tygodni następuje maksimum wzrostu całej grupy, od tej chwili liczba
plam maleje. W pierwszej połowie XIX wieku zauważono że liczba palm okresowo się
waha – zaobserwował to Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875) i stwierdził, że nasilenie występowania plam jest co 11 lat.
Rozwiązanie znalazł Rudolf Wolf (1816 – 1893)
Liczba grupg = 1Liczba plamp = 37
g=1p=37
Liczba grupg = 7Liczba plamp = 7
Liczba WolfaW = 77
g=1p=1
g=2p=2
g=2p=2
g=2p=2
Za pomocą tego prostego zestawu można wykonać Za pomocą tego prostego zestawu można wykonać ciekawe obserwacje Słońca, począwszy od prostych ciekawe obserwacje Słońca, począwszy od prostych
fotografii i filmów, po bardziej zaawansowanefotografii i filmów, po bardziej zaawansowane np. animacje życia plamy słonecznej. np. animacje życia plamy słonecznej.
Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji Samodzielne przeprowadzenie tego typu obserwacji przez młodzież ma duże walory poznawczeprzez młodzież ma duże walory poznawcze
i dydaktyczne. i dydaktyczne.
Zachęcamy wszystkich do własnych Zachęcamy wszystkich do własnych eksperymentóweksperymentów.
Na koniec kilka zdjęć jakich udało nam się wykonać w czasie naszych obserwacji.
f = 1000mm
f = 500 mm