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Mi rivolgo sempre ai neofiti…

Dopo aver trattato un attimo l’argomento del campionamento a questo LINK, trovo opportuno iniziare a giocare con un pò di numeri e un pò di valutazioni. Riprendiamo la formula magica

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.

Bene, ora espandiamo un attimo sto discorso, tralasciando per ciò che viene definitivo come risoluzione del sensore di norma legato al numero dei pixel, ed addentrandoci in un altro tipo di risoluzione che è quella data dal risultato della formula.

Ebbene si, il campionamento che ricaviamo si può definire anche “risoluzione del sistema di ripresa” ovviamente espressa in Arcsec/Px (risoluzione sistema ripresa = campionamento.…sono la stessa cosa) Per gli amanti della precisione, nella risoluzione del sistema di ripresa bisognerebbe anche indicare l’apertura, il diametro….anch’essa è un elemento fondamentale delle valutazioni sulle risoluzioni dei sistemi, ma in un ambito leggermente diverso e che non tratto in questa sede, magar in un articolo apposito.

Torniamo quindi uno step indietro e chiedo appunto di tralasciare/dimenticare/scordarsi per un attimo la risoluzione legata al numero dei pixel a cui normalmente siamo abituati… Andiamo invece a bomba sulla risoluzione del sistema di ripresa e facciamo un paio di esempi pratici.

Supponiamo Di avere a disposizione un setup cosi configurato

Telescopio Newton 250 f/4.9 Lunghezza Focale: 1220 mm – Pixel Size: 9 micron

applicando la formula, avremo un campionamento pari a: 1,5 arcsec/pix. E sin qua ci siamo.

Supponiamo di avere a disposizone un altro setup cosi configurato

Telescopio Rifrattore 80mm f/7,6 Lunghezza Focale: 610 mm – Pixel Size: 4,5 micron

applicando la formula, avremo un campionamento pari a….uguale. 1,5 Arcsec/Px.

Sembra una banalità, ma non lo è. Ho voluto rappresentare questo esempio specifico, proprio perchè sebbene si trattino due ottiche completamente diverse, con pesi diversi e caratteristiche completamente diverse, ebbene… messi a lavorare in queste condizioni, ognuno con il suo sensore, posseggono la stessa risoluzione. Non importa che uno sia il doppio di focale o meno, ai fini della risoluzione di campionamento…”tot” cielo cade su un pixel in una configurazione, altrettanto ne cade sull’altra. Quindi, per inciso, in questo caso specifico gli 1,5 arcosecondi che cadono sul pixel nella prima configurazione con una focale da 1220 mm, sono gli stessi che cdono nel pixel dell’altra configurazione con focale da 610mm, chiaramente poste come condizioni le relative dimensioni dei pixel.

Tutto chiaro fin qua? Sunto: io posso avere anche il telescopio piu grande del mondo, ma se ci metto il sensore col pixel piu grande del mondo potrei avere un campionamento che è identico al telescopio piu piccolo del mondo su cui ci metto il sensore col pixel piu piccolo del mondo.

Ovviamente poste le condizioni di questa esemplificazione, se pongo i due sistemi cosi diversi ma col campionamento dannatamente uguale su una montatura e spengo i motori per 10 secondi, una stella inquadrata striscerà di tot pixel in entrambi i sistemi, in maniera identica. Tot pixel sul telescopio A, stesso numero sul telescopio B. Punto. Fine. Inappellabile.

e da qua arriviamo finalmente all’Autoguida!

Ovviamente il paragone a campionamento tra due telescopi diventa essenziale quando si vanno a fare i calcoli dall’autoguida…partendo da un presupposto: a me non frega NULLA di sapere se il telescopio X può stare in coppia con il telescopio Y basandomi SOLO sulla focale, a me interessa esclusivamente il rapporto tra i due sistemi di ripresa, quindi devo mettere in rapporto la FOCALE col PIXEL SIZE come da formula!

Ecco perchè ho iniziato questo articolo ponendo lo stesso risultato su due sistemi diversi, perchè quando mettiamo un sensore su un telescopio si arriva dritti dritti a dover calcolare il campionamento di due sistemi diversi, dove ciò che conta è il rapporto tra i due sistemi di ripresa. Ripeto perchè i termini sono importanti…..tra i due sistemi di ripresa, non solo tra le focali dei due telescopi. ok? Sistema di ripresa = formula del campionamento, che comprende focale e pixel size.

Vediamo quindia alcuni aspetti legati all’autoguida.

Per farlo partiamo dagli astrofili piu esperti e di lunga data, abituati a loro tempo a riprendere con intervallometro manuale inmano (a pulsante ndr), pellicola, e sistema di guida manuale con crocicchio illuminato..se vogliamo capire dove siamo oggi, dobbiamo partire da li.

A quei tempi si usava di norma un telescopio di guida che avesse ALMENO la stessa lunghezza focale del sistema di ripresa. Ma ancora meglio, si andava giu di barlow sul telescopio di guida proprio per diminuire la possibilità di errore nel sistema di ripresa. Con questo sistema, similare al pantografo praticamente, se la lunghezza focale del tele di guida era il DOPPIO di quella del tele di ripresa, ci si poteva garantire in buona approssimazione una stella tonda dal momento che seguendo la stella col crocicchio si poteva intervenire tempestivamente per correggere la posizione senza avere del mosso nell’immagine finale.

Come già detto, oggi siamo nell’era digitale, sostituiamo l’occhio col sensore, discretizziamo in questo modo il cielo e campioniamo con i due sistemi, quello di guida e quello di ripresa. I due risulati vanno messi in rapporto tra di loro. E qua ne nascono di belle, perchè la vastità di opzioni configurabili è enorme e spesso creano tanto disturbo nella scelta perchè nessuna scheda tecnica può fornire realmente un range applicativo su cui utilizzarli.

Faccio un esempio: supponiamo un sistema di ripresa con un NEWTON 250MM F/4.9 con sopra un pixel da 5,4 micron. Totale campionamento = 0,91

Alla luce di quanto detto con cosa lo accoppiereste? Allora, la prima valutazione da fare è provare a mettersi nella condizione ddi avere il campionamento migliore in rapporto, sfruttando un telescopio di guida tra quelli in commercio, prendiamo ad esempio lo SW 70mm f/7.5 e quindi una focale di 525mm. Sopra che ci mettiamo….una Asi 120mm con pixel da 3,75? Proviamo a vedere:

TELESCOPIOFOCALEPIXEL SIZECAMPIONAMENTO
NEWTON 250MM F/4.9 in ripresa12205,40,91
SW 70 F 7/5 in guida5253,751,47

Ecco, cosi siamo ben lontani dall’ottenere un campionamento corretto tra i due telescopi..in questo modo, ad esempio, se la guida ha uno scostamento di 1 pixel, il mosso registrato dal telescopio di ripresa sarà di ben 2 pixel (tenete sempre presente che un pixel non può essere frazionato). Il sistema di guida correggera quindi dopo 1 pixel, causando un mosso da 1,47 arcosecondi che verranno registrati sul telescopio di ripresa su due pixel (0,91+0,91) con ben 1,82 arcosecondi di scostamento su tutta l’immagine!!! olè!

Da qui bisognerà poi valutare bene sto setup…perchè la domanda è: in questo caso, dove sta l’errore principale? nel tele di guida o in quello di ripresa? Beh, considerando la lunghezza focale del tele di ripresa e l’accoppiamento con un pixel da 5,4 fa capire bene che l’erroreprincipalmente sta li, è la situazione peggiorativa di ripresa perchè potrei avere oltre a questi, anche problemi di seeing e tutto quanto citato nel precedente articolo.

Per inciso: va da se che non sempre si ha il sensore giusto nel taschino, ma di fatto il calcolo di tolleranza è bene farlo PRIMA di qualsiasi acquisto, che sia il tele di guida, che sia il sensore di guida, che sia il tele di ripresa o che sia il sensore di ripresa. Potete giiocare sempre su questi parametri, in base anche alle vostre economie..tenendo presente però che campionare BENE in ripresa ha un vantaggio reale sull’immagine finale, mentre campionare bene solo a rapporto tra i telescopi senza curarsi di un sovracampionamento nella ripresa, non è detto che porti sempre a risultati efficaci in termini di qualità. Quindi la regola che suggerisco è questa:

  1. Hai già comprato il sensore di ripresa? Bene, lavora sul tele di guida e sulla camera di guida
  2. Hai già comprato il sensore di ripresa e quelo di guida? Bene, lavora sulla cosa che costa meno..adegua il telescopio di guida e cerca il miglior compromesso.

L’astrofotografia, come sempre, è l’ARTE DEL COMPROMESSO.

Ed infatti…se al telescopio di ripresa gli metto un sensore con pixel da 9 micron…vediamo cosa accade..

TELESCOPIOFOCALEPIXEL SIZECAMPIONAMENTO
NEWTON 250MM F/4.9122091,52
SW 70 F 7/55253,751,47

Ecco, qua la situazione è totalmente cambiata!! Cioè i telescopi come si vede SONO GLI STESSI. Cambia solo UN SENSORE. Ma il risultato reale è che ad esempio se l’autoguida sposta di mezzo pixel (0,5) la ripresa nemmeno si accorge! Contiene l’errore e quindi la stella sarà tonda.

Immagina quindi quante valutazioni è opportuno fare prima di dire “l’astrofilo X dice che va bene quel sensore quindi lo compro e amen”. Potresti fare la cosa piu sbagliata sul tuo setup E LO PUOI SAPERE SOLO TU! Non fidatevi cosi alla cieca…MAI.

Si, ma mio cugino riprende con un telescopio da 200mm di focale su un RC8 e ha la stella tonda!!!!

Certo! Ma se non mi dici che campionamenti ha sui due telescopi, non mi stai dicendo niente! Di fatto, il cugino può mettere in ripresa un pixel da 20micron, in guida un pixel da 1 micron e potrebbe guidare anche con un cannocchiale trovato nell’uovo di pasqua! Primo: bisogna almeno cercare di capire se lui SA, o se ha azzeccata, a braccio…Secondo: bisogna vedere se il cugino CE LO DICE che ha fatto ste valutazioni. Potrebbe aver dato per scontato che tu le sappia o semplicemente sta facendo il figo, cosa che ultimamente in sta passione avviene piuttosto regolarmente! Ma questo, come è dimostrato, non implica che TU astrofilo impanicato, possa guidare nella stessa configurazione di focali avendo in ripresa il pixel di una webcam da smartphone e in guida una padella!

Quindi MAI fidarsi, mai prendere per buono tout court. A corollario vi faccio un esempio…due anni fa mi son dotato di una lodestar. Bene, il pixel da 8 che la lodestar ha non si accoppiava con nessuno dei miei ben 5 sistemi di ripresa, solo con uno che però non potevo utilizzare per via di una brutta vignettatura o al massimo con una guida fuori asse! Fortunatamente quella camera la presi per una situazione diversa, una postazione fissa in capo a un osservatorio e volevo avere il mio sistema di guida, altrimenti quelli sarebbero stati soldi spesi malissimo in un dispositivo che sulla carta è PERFETTO, le impressioni e recensioni sono PERFETTE ma nei miei sistemi era DISASTROSO. Oggi l’amica lodestar lavora nel mio osservatorio con grande felicità…

Ok, quindi su che parametri mi posso attenere?

Ovviamente, come per il campionamento, anche qua bisogna stare attenti alla troppa precisione (che non porta a scegliere) o alla mancata precisione (che porta a sbagliare). La via di mezzo è la migliore. Prestate però attenzione a un aspetto…programmi come PHD hanno una risoluzione che mi pare si attesti intorno allo 0,2 px. Cioè corregge fino a un massimo di 0,20 pixel sulla media del numero di pixel di un centroide perfetto. Usando la matematica possiamo dire quindi che il sistema corregge 0,20 su 1, quindi in un rapporto 1 a 5, un quinto di pixel o 1/5 della risoluzione.

Ipotesi…nel mondo dei perfetti, se io riprendo a 1 arcosecondo e guido a 5 arcosecondi, se il mondo smettesse di vivere, l’aria di muoversi, la montatura galleggiasse, nessuno usasse l’auto e se nessuno respirasse, se cessasse anche lo scorrere del tempo, sicuramente una posa dritta su 10 ce la porteremmo a casa…PHD lo fa. LOL

Questo misunderstanding tra potenzialità reali e teoriche causa gioie e dolori….

Gioie, perchè ovviamente possiamo essere piu laschi nei rapporti, già un 2/3 tra i due va benissimo ed è di lusso.. tenendo però sempre presente che un campionamento similare tra i due sistemi è sempre preferibile (quindi pixel grande in ripresa, pixel piccolo in guida, salva il didietro nella maggior parte dei casi),

Dolori, perchè demandare sempre tutto all’elettronica equivale a fare (ad esempio) brutte sessioni di ripresa sul campo e mal calibrate e sperare che Pixinsight faccia il miracolo…. No???

Ahimè, non è cosi che funzionano i giochi, i sistemi devono essere ben calibrati. Sia che stiamo parlando di guida, sia di calibrazioni di immagini, sia di quel che si vuole…bisogna attenersi almeno a una logica ferrea di valutazione. DOPO viene il divertimento, DOPO viene l’elaborazione tirata, DOPO viene il contesto estetico…prima viene il bilanciare bene le cose e il lavorare con cognizione di causa, diversamente i telescopi prima o poi inizieranno a prendere la polvere. E’ inutile accontentarsi di un sistema di guida non ben studiato a tavolino per rimandare poi tutto all’elaborazione, ..anche perchè spesso e volentieri in elaborazione il software ti molla e se ne tira fuori…(con tanto di mille domande al seguito sui parametri da impostare per correggere una stella ovale e povero esperto al seguito che deve perdere ore a scriverti per correggere la tua inerzia al problem solvin sul campo).

CONCLUDIAMO

In conclusione, ritiro fuori un softwarino semplice che ho creato qualche anno fa e che aiuta nelle valutazioni. Lo trovate, insieme al suo articolo di spiegazioni, al seguente link: –> FACEPALM

Basta inserire i dati e i calcoli li fa un pò lui.

Ora, ovviamente nonsi “consuma” tutto qua i discorso sull’autoguida ma subentrano in successione altri elementi..ad esempio gli aspetti relativi alla MECCANICA dell’Autoguida e che vengono DOPO una attenta valutazione dei campionamenti sono questi e rappresentano delle verifiche da fare continuamente sia sul campo che a casa:

  1. Bilanciamento: bisogna BILANCIARE bene il telescopio
  2. Allineamento Polare: bisogna farlo BENE e non in maniera approssimativa
  3. Regolazione dei Giochi: sulle montature tipo Eq6, Heq5 e altri modelli è opportuno agire ogni cambio stagione per effettuare le veriifche dei giochi VSF e Corona
  4. Regolazione del cannocchiale polare: regolarlo ogni stagione
  5. Cablaggi: osservare bene che non tirino
  6. Focheggiatore del telescopio di guida: non deve flettere. Evitare di lasciare a penzoloni i cavi, al massimo tirarli su e fissare un occhiello passacavi sul tubo
  7. Sistema di fissaggio del telescopio di guida: evitare gli anelli come la peste, sfruttare attacchi solidali e con facili sistemi di serraggio
  8. Per ultimo: una corretta impostazione del software di guida…e qua si consumano altri misunderstanding.

Di tutti questi aspetti ne parlerò in altri tutorial, con calma. L’importante ora era definire l’importanza del campionamento.

Cieli sereni

Fabio Mortari

NON SARO BREVE!

Ho deciso di inerpicarmi in questo argomento per via delle domande continue che vengono rivolte in genere quando si tratta l’argometno astrofotografico, rivolgendomi soprattutto a chi non ha ben chiara l’importanza del campionamento. Si passa da chi non la considera per nulla a chi la considera addirittura troppo! Trovo sbagliate entrambe le visioni… Leggendo miriadi di discussioni online e decine di domande rivolte nella mia chat, penso sia bene fare chiarezza utilizzando possibilmente terminologia semplice ed efficace. Se ci riesco non lo so, ci provo…non me ne vogliano i guru dell’astrofotografia se qualche concetto può essere tirato via, ma “dovemo capisse”, sennò si continua a parlare sempre delle stesse cose e a fornire sempre le stesse risposte mal spiegate a domande mal poste. E inquesto lancio anche un segnale…non se ne può piu. Datevi una calmata tutti ahahah

Per i neofiti, invece, è impensabile raggruppare in poche manciate di righe tutto l’argomento. Su questi aspetti si scrivono tonnellate di libri e di formule matematiche, quindi per forza di cose non possiamo essere teorici…ma cerchiamo di essere pratici, vedendo ciò che ci serve sapere, perchè e come.

Partiamo dal principio teorico? dai..due minuti.

Proviamo a fare un pò di chiarezza. Seguitemi che forse ci arriviamo…

Il campionamento nasce dai numeri.

Immaginate il vostro occho che osserva una luce. Bene, potete dire che è luminosa, ma non sapete quanto giusto? E’ o “piu luminosa” o “meno luminosa” ma non abbiamo assolutamente idea di “quanto sia luminosa”. Questo perchè il nostro occhio possiamo paragonarlo alla pellicola fotografica, quindi seguendo questa logica ci troviamo nell’ambito analogico.

Bene, fino a un pò…perchè siamo approdati da tempo nell’era digitale e uno dei fondamenti dell’era digitale rappresentativa sta nel “rappresentare” appunto la realtà nella maniera piu reale possibile, con una marcia in piu però…e cioè, riprodurla in numeri,

Questo processo si chiama DISCRETIZZAZIONE. Ci siamo fin qua?

Bene, per rappresentare però la realtà in numeri abbiamo bisogno di un dispositivo che raccolga il segnale (che sia un microfono, un videoregistratore o un sensore fotografico appunto) e che lo trasformi in numeri. Il problema che nasce è che se prendo ad esempio un contesto musicale, ho bisogno che venga rappresentata quanta piu gamma di suoni possibili sia in timbro, sia in ampiezza che nella sua durata.

Facciamo un esempio, supponiamo che io prenda unmicrofono e voglia registrare la mia voce che dice per un minuto “Astrofilo Neofita Astrofilo Neofita Astrofilo Neofita etc.” . Lo registriamo con un dispositivo che però ha un clock che crea un ciclo al secondo. Purtroppo, ogni ciclo (o cella, per comodità visto che arriviamo al pixel) può contenere solo una informazione ergo un solo suono. Di tutto quel minuto, alla fine saranno registrati solo 60 cicli (un ciclo al secondo, 60 cicli), e quindi avrò registrato 60 suoni….ergo solo una lettera al secondo. Avrete perso buona parte della registrazione giusto? Di un centinaio di parole dette in un minuto, vi rimarranno solo 60 lettere. Ecco, questo si definisce come sottocampionamento, cioè rispetto all’informazione analogica, la digitalizzazione in questo modo ha creato una perdita di informazioni. Risultato, io ho detto “Astrofilo Neofita” ma ho registrato solo: “ATNFT“.

Ora facciamo un altro esempio diametralmente opposto…supponiamo di avere un clock che registra 1.000.000 di celle al secondo, otteremo un effetto inverso, cioè….”Astrofilo Neofita” verrà registrato cosi : “AAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAASSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSSS” etc…. Questo è il SOVRACAMPIONAMENTO, che si traduce in una aberrazione dovuta alle troppe informazioni inutili registrateche sporcano il segnale con una molteplice ripetizione dell’informazione identica e che è difficile poi rimaneggiare.

Il Campionamento in Astrofotografia

Ci siamo fin qua? Dai è semplice …ora, dobbiamo arrivare all’astrofotografia. Quindi sostituiamo la parola “analogico” con “cielo”. Poi sostituiamo la parola clock O cella con PIXEL.

Bene, Il risultato in termini di effetto non cambia…il mio cielo è un cerchio il cui diamtro passa per infiniti punti.. Il mio pixel invece ha una dimensione fisica stabilita, non è infinito e si esprime in micron.

Quindi possiamo girare il discorso tranquillamente, dicendo che quando riprendiamo la volta celeste con un sensore, campioniamo il cielo, lo discretizziamo…e quindi rientriamo nelle regole di campionamento. Avete ora presente quello che succede in quanto spiegato in contesto audio? La stessa identica cosa succede nel cielo solo che

a) la cella appunto è la dimensione del pixel Il pixel può registrare una sola informazione e una soltanto!

b) il segnale audio analogico è il cielo, e passa per infiniti punti.

Proseguiamo…essendo il cielo paragonabile un cerchio, l’unità di misura diventa “angolare” e la cui unità di misura è l’arcosecondo, e quindi ecco spiegato perchè parliamo di arcosecondi.

Il campionamento astrofotografico quindi altro non è che la quantità angolare di cielo che cade all’interno di un pixel. e si esprime in Arsec/px (arcosecondi/pixel)

Anche qua abbiamo lo stesso identico effetto…se io SOTTOCAMPIONO, significa che una porzione troppo grande di cielo finice su un singolo pixel, al punto ad esempio di far cadere una stella in un solo pixel che diventerà un puntino bianco quadrato e questo effetto sarà presente su tutta l’immagine (avete presente l’esempio “ASTN” no?)

Se invece SOVRACAMPIONO, significa che una prozione TROPPO PICCOLA di cielo finisce su un singolo pixel, al punto ad esempio di far cadere una singola stella su TROPPI PIXEL, facendola diventare un pallone e sporcando quindi il mio segnale. (se 10 fotoni cascano su un pixel lo riempiono, ma se gli stessi 10 fotoni cascano su 5 pixel, peggiora il rapporto segnale/rumore)

Ora..poste le dimensioni di un pixel, chi determina quanta porzione di cielo ci entra dentro? Ovviamente la grandezza del pixel rispetto ALLA LUNGHEZZA FOCALE. Cioè, come è intuibile, piu è lunga la focale, meno cielo inquadrerà un singolo pixel e piu ingrandirò la stella che si spalmerà su piu pixel, ergo sovracampiono (“aaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaaassssssssssssssssss”), viceversa piu accorcerò la focale e piu la stella cascherà su meno pixel fino ad arrivare a farla cadere su un pixel solo, ergo sottocampiono (“ASTN”)

Da qui comprendiamo che c’è una relazione tra la grandezza dei pixel del sensore e la lunghezza focale dell’ottica su cui lo utilizzeremo. La formula con cui questo è calcolabile sui vostri setup è stra conosciuta ed è questa:

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.

Ok ma all’atto pratico??? Qual è il valore giusto?

Ecco io lo sapevo che fin qua il discorso poteva essere chiaro ma che poi l’applicazione del concetto causa la piu grande marea di post di cui si possa aver memoria. Allora, faccio chiarezza secondo un MIO PARERE partendo da un concetto base

Se hai cominciato da poco e stai usando la reflex della fidanzata e il telescopio del nonnno NON FARTI STE PARANOIE E RIPRENDI. FINE.

Se hai già acquistato qualcosa e non ne hai tenuto conto, FREGATENE, NON FARTI PARANOIE E RIPRENDI. USA. FAI ESPERIENZA.

Se invece devi acquistare qualcosa, allora si..è opportuno tenerne conto…e quindi partiamo da un valore di riferimento con cui misursarci. Il valore di riferimento con cui misurare un campionamento lo possiamo trovare nell’astrofotografia antica se cosi la vogliam chiamare. E questo valore di masima ce lo fornisce IL NORMO GRAMMA

Lo Zio Normogramma.

Come si legge? Allora a destra abbiamo la Pixel Size. In centro abbiamo una riga con dei valori che riportano una lunghezza focale. A sinistra abbiamo gli arcosecondi pixel. Le bande in BLU rappresentano quello che per la lunga posa è un campionamento considerabile corretto. Allora prendete un righello…lo posizionate in linea retta sul valore della riga centrale 1.500. Bene, Il normogramma ci dice che a 1.500 di focale, utilizzando un pixel da 10 micron ci troviamo a campionare a 1,5 Arcescondi Pixel, quindi nel range di accettabllità. Viceversa se ci mettiamo un pixel da 8 Micron, andiamo a un valore di sovracampionamento. Già cosi potete cercare di capire se siete in linea con una ipotesi di lavoro.

PERCHE’ E’ CORRETTO DA 1,5 A 2 ARCOSECONDI/PIXEL?

iIl motivo per cui si considera questo valore come corretto è presto detto…fin’ora abbiamo parlato di teoria, e la teoria è quella del mondo ideale dove tutto è bello e funziona. Nella pratica abbiamo un elemento di disturbo rispetto al campionamento teorico, che è la massa d’aria che sta sopra le nostre teste.

Questa massa d’aria si muove, si sposta, riflette, rifrange…e crea aberrazioni al modo in cui la luce arriva al telescopio e di conseguenza ha influenze pesanti sul modo in cui viene registrata l’informazione. Una massa d’aria che si sposta verso una direzione ha come risultato quello di deviare il fascio di luce spostando letteralmente la stella, rendendola non piu tonda ma ovale, poi torna tonda, poi si ovalizza verso l’alto, poi diventa una roba strana a punte etc.etc.

Parlo di ovalizzazione proprio perchè si può intuire come la stella non cadrà piu sulla manciata di pixel dove dovrebbe cadere ma cadrà anche su quelli adiacenti…bene, piu saremo sovracampionati e piu questo problema sarà evidente, spallonando le stelle. Viceversa, meno avremo aria che si muove e piu andremo verso un sottocampionamento, dal momento che la stella ipoteticamente “fissa” si raccoglierà in un puntino coprendo molti meno pixel.

Quindi regola assoluta: SI DEVE TENERE CONTO DEL SEEING. Ovviamente siccome non si può cambiare telescopio e sensore tra uno scatto e l’altro, serve un valore di riferimento che permetta di avere un certo margine ed ecco sparato il valore del normogramma. Ma occhio….e’ valido per la lunga posa!!!

Mio cugino riprende campionando a 0,5 arcsec/px e la foto gli viene perfetta

Questa frase, spesso sparata la, costituisce il piu grande misunderstanding in questo contesto e spiego perchè.

Il fatto che ci sia un valore riferimento, non implica che sia la regola assoluta ma solo un margine di garanzia. Anche io riprendo a volte con un campionamento da 0,9 arcosecondi/pixel, ma se devo dire che è il setup che piu mi diverte mentirei…sono sempre in agguato, sempre all’erta e cala il numero di serate in cui è conveniente riprendere con quel determinato setup. Quando invece le cose vanno bene, ottengo immagini dettagliate.

Al di là di questo,quindi, tuo cugino deve anche spiegare con che tecnica riprende. Infatti, ad esempio, il valore citato riguarda sostanzialmente la lunga posa. Significa che tutto ciò che non è lunga posa, può portare ottimi risultati anche se sovracampionati. Perchè la lunga posa? Perchè ad esempio, se io riprendo scatti brevissimi, soffrirò meno dell’effetto del seeing! Cioè praticamente, la reiterazione di migliaia di scatti da 10 secondi in termini di dettaglio sarà migliore rispetto a 10 pose da 15 minuti ma poste alcune condizioni base:

a) OTTICA VELOCE. (< f/4)

b) DIAMETRO (>200 mm)

c) Sensore sensibile e con basso rumore di lettura

Diversamnte, il rapporto segnalre rumore acquisito non può essere vantaggioso, o perlomeno diventa una sfida e una prova da fare. Questa tecnica si chiama Lucky Imaging, è conosciuta dall’albore dei tempi ma è tornata oggi in voga grazie ai nuovi performanti sensori CMOS. Analogamente, l’imaging planetario che consiste nel riprendere un soggetto piuttosto luminoso, predilige lunghissime focali e campionamenti particolarmente “risoluti” proprio perchè si sfrutta una tecnica video con frame molto corti e riduzione dei nefasti effetti del seeing.

Finisco questo papello, dicendo che solo TU sai cosa in mente di fare e COME, chiedere il consiglo è assolutamente OPPORTUNO, ma prendi coscienza che se metti mano al portafoglio non puoi basarti esclusivaemnte sulle esperienze di altri, spesso mal spiegate e mal comprese. Il seeing cambia ogni istante, in ogni momento starai sottocampionando o sovracampionando e viceversa, nel susseguirsi delle pose. Quindi non fartene una malattia…ma tieni conto quando scegli cosa acquistare e sopratutto come utilizzerai il setup (lunga posa, corta posa, planetario)

In soldoni e per finire: NON FARTENE UNA MALATTIA. E’ importante sapere il corretto campionamento ma solo in fase d’acquisto e per effettuare le varie valutazioni in corso di ripresa. Ma di fatto, stiamo parlando di campionamenti teorici, e nella teoria non esiste il disturbo del seeing. Personalmente, io mi attesto sempre intorno a 1,5 arc/sec px quando decido di mettere mano a qualcosa nei miei setup, e come base di partenza la trovo piuttosto efficace.

Cieli Sereni

Fabio Mortari.

Costruire un osservatorio astronomico rapprsenta uno degli aspetti piu controversi di qualsiasi astrofilo

Benritrovati.

Con questo tutorial volevo introdurre un argomento interessante che può risolvere diversi problemucci sia per quanto rigaurda la disponibilità di cataloghi di oggetti da “immortalare”, che per quanto riguarda la ricerca amatoriale (e anche professionale a saperlo usare bene…)

Nell’utilizzo da Neofita di Cartes du ciel, si viene incontro a due aspetti sulle prime negativi:

a) il primo è l’impatto grafico che può non sembrare entusiasmante

b) il secondo è relativo alla difficoltà di installare alcuni cataloghi generati fuori dal contesto “cartes du ciel”

Per tanto tempo ho cercato il modo di poter fotografare oggetti che andassero oltre al catalogo Messier (dopo qualche anno ne hai gli hard disk pieni di oggetti Messier) e a quello NGC (troppo dispersivo per noi neofiti), e parecchie volte mi son chiesto come reperire cataloghi di sole nebulose come ad esempio Sh-2 (per citarne uno) ed utilizzarlo per scegliere gli oggetti da puntare col mio telescopio per fotografarli. Oppure, mi è capitato spesso di trovare cose interessanti cazzeggiando su Aladin Sky Atlas ma non riuscire a esportarne i dati per le valutazioni da fare sul planetario (ad esempio transiti al meridiano, tramonto dell’oggetto, visibilità dell’area del cielo dalla mia postazione. Finchè, un pò di tempo fa, son riuscito a legare due sofwtare insieme: in dettaglio Aladin Sky Atlas e Cartes Du Ciel

A rigor di prassi, dovrei inserire all’interno anche la relazione con TOPCAT che è un software di elaborazione dati e cataloghi che permette di creare dei plotter personali, ma di questo parleremo piu avanti quando avrò compreso bene l’utilizzo.

PAROLA CHIAVE: INTERRELAZIONE

L’interrelazione tra Aladin Sky Atlas e Cartes Du Ciel è pressocchè totale. Grazie a questa interrelazione è possibile lavorare su Aladin Sky Atlas ed esportare ad esempio i dati di Simbad della lastra direttamente sul planetario in modo da avere sotto controllo la zona di intersse e poterla puntare molto agevolmente con il proprio telescopio conesso tramite Ascom. Viceversa, grazie a questa interrelazione, ho la possibilità di scaricarmi tutti i cataloghi direttamente sul planetario, sfruttando proprio i server Vizier, assegnargli un codice colore e un simbolo e avere sotto controllo la situazione del cielo di quel determinato periodo per scegliere l’oggetto che si vuole riprendeere. Figo no? Partiamo…

IL “MIRACOLO” LO FA SAMP

Tutto questo “andirivieni” di dati avviene tramite un server virtuale, che mette in comunicazione i vari software: questo server si chiama SAMP. Nell’ultima versione di Cartes du Ciel si trova sotto alla voce “Visualizza”

Mentre su Aladin Sky Atlas si trova sotto la voce Interop nella barra dei menu superiore

Nota: la connessione è possibile avendo aperto entrambi i software, diversamente verrà rifiutata

Fatto questo, apriamo i due software e colleghiamoli tra loro sfruttando la connettività di Cartes Du Ciel.

SCARICHIAMO IL CATALGO SH-2

Una volta connessi, decidiamo di scaricarci un catalogo intero, nel dettaglio lo faremo con il catalogo SH-2 perchè vorremmo vedere (ipotesi) quali oggetti sono presenti nella costellazione del cigno senza dover navigare tra migliaia di IC e NGC i quali a loro volta spesso non contengono oggetti del catalogo Sh, essendo quest’ultimo un catalogo specifico a parte.

Bene, andiamo su CONFIGURAZIONE – CATALOGHI su Cartes Du Ciel

e apriamo la tab CATALOGHI VO

 

Come vedete è completamente vuota. Ma c’è il pulsantino AGGIUNGI che ci permetterà di scaricare direttamente dal Vizier i cataloghi che ci interessanto. Facciamolo, chiedendogli il Catalog of HII ed accertandoci che nel menu a tendina di selezione del server ci sia indicato uno dei Vizier

 

Selezioniamo quindi il VII/20 e clicchiamo su “Seleziona Catalogo”Siu

 

Si aprirà la finestra come nell’immagine sopra. Da qui è possibile selezionare il colore dell’indicatore degli oggetti sulla pagina, la sigla (Sh2) il tipo di simbolo (cerchio, quadrato etc.) e il tipo di visualizzazione (io uso sempre DSO). A quel puinto scarichiamo il catalogo con l’apposito pulsante.

Una volta scaricato, si aprirà nuovamente la finestra dei cataloghi VO, ma conterrà anche il catalogo da noi scelto

Lo spuntiamo in modo che l’indicatore di attivazione diventi verde e clicchiamo su APPLICA

Nel mio caso ho selezionato un forza colore sul VERDE in modo da poter visualizzare gli oggetti.

A questo punto con la montatura connessa a Cartes du Ciel è possibile selezionare quello che ci interessa e andarlo a Fotografare.

…E SE VOLESSIMO STUDIARCI L’OGGETTO?

Bene, se volessimo invece studiarci l’oggetto non ci rimarrà che cliccare su di esso col pulsante destro e cliccare su “invia coordinate a Samp – Aladin” selezionando però su Aladin il catalogo DSS con l’apposito pulsante a sinistra in alto

Lo facciamo con SH-2 103…per scoprire che Aladin Sky Atlas mi mostrerà proprio quell’area.

A questo punto conviene disconnettere i server  SAMP per lavorare serenamente su Aladin.

LAVORIAMO CON ALADIN ORA

Possiamo quindi spostarci su  e fare tutte le valutazioni degli oggetti. Ad esempio possiamo scaricare il catalogo interattivo SImbad di quell’area, sarà sufficente cliccare sul pulsante “simbad” che si trova proprio sotto la barra degli strumenti di Aladin.

La lastra Simbad mosterà tutto un insieme di indicatori, basterà selezionarli per capire di che si tratta. Ad esempio nel nostro caso troviamo una Variabile di Tipo RR proprio nel campo da noi visualizzato.

Ottimo! Vogliamo riprenderla? Bene, non ci resta che esportare questa lastra su Cartes Du Ciel e fargli puntare li il telescopio.

Facciamolo..riconettiamo i programmi a SAMP (ricordo che SAMP è un server “virtuale” che mette in comunicazione i software, chiamiamolo HUB) e chiediamo ad Aladin Sky Atlas di portare la lastra SImbad su Cartes Du Ciel.

Prima cosa dobbiamo accertarci che sia stato selezionato il set di dati che vogliamo esportare, nel nostro caso “Simbad”

Dopodichè non ci rimane che cliccare su INTEROP – Broadcast this plane etc…come nell’immagine sotto, ed avremo questi dati a disposizione su Cartes Du Ciel

Verrà caricata la tabella (vi chiederà se volete farlo, dite di si!) e TAAA DAN!! Avrete tutta la tabella esportata e non solo…un indicatore VERDE vi comunicherà qual’è il dato selezionato su Aladin in quel momento e basterà puntarvi il telescopio per iniziare a rilevare la nostra bella VAriabile RR.

 

Fine.

I cataloghi sono enormi, trovate di ogni…persino cataloghi di sole zone di cielo dove si stanno studiando fenomeni strani. Il catalogo è tutto. L’interoperatività è fondamentale.

La gratuità una risorsa, come “spero” venga recepito questo blog.

A presto.

Eccoci dunque arrivati alla fase conclusiva di questa parte di spiegazioni, con il rilascio del PCB.

Il PCB che ho creato lo potete vedere di seguito:

SCARICATE IL PDF DA QUESTO LINK!

Su questa board creata, se ne possono dire mille, si poteva fare oggettivamente meglio, non è bella da vedere  Considerate che io non sono in grado ad oggi di stampare su due facce le schede presensibilizzate ma solo su una, imparerò presto spero ma al momento preferisco cose “pratiche” e piu comode, anche se meno valide dal punto di vista dell’eleganza di progettazione.Inoltre come spesso capita, quando trovi “la quadra” e tutto funziona, non ci si pone poi il problema di farlo “meglio” semplicemente si adempie allo scopo e  finita li. La board vi garantisco che funziona.

Inoltre, considerate questo un lavoro che ho prodotto senza avere chissà quali basi di elettronica quindi consideratela sempre una “beta” e se avete consigli per migliorare, non aspetto altro. Lo scopo di tutto questo è darvi uno spunto, non fare il figo quindi, il progetto è di tutta la ormai numerosa comunità che segue questo blog.

COME STAMPARE E PREPARARE IL PCB

Il PCB l’ho creato per la stampa tramite bromografo. Si prende un foglio “lucido” e una stampante laser. Si stampa tenendo bene in mente che dovrà essere stampato a dimensione originale (alcune versioni di Adobe propongonodi default una stampa a pieno foglio).

A quel punto si prepara, come detto in precedenza, il materiale “chimico”, ricordandoci che

a) la soda caustica va versata piu o meno in queste dosi: un cucchiaio da minestra in 0.75 lt di acqua – e si deve far sciogliere bene

b) tenersi sempre una vaschetta d’acqua di rubinetto per il risciacquo

c) scaldare il cloruro ferrico a bagnomaria se si lavora in ambienti molto freddi.

Nota: la stampa va messa sul bromografo con la parte in cui è depositato il toner voltata verso l’alto (ergo, verso la superficie della piastra presensibilizzata che andrà incisa)

Ricordatevi poi di far scaldare un pò i neon del bromografo prima di iniziare la procedura, questo vi eviterà grane dovute allo sfarfallio dei neon a freddo.

Il PCB creato, una volta sciolto il rame in eccesso son il cloruro ferrico, andrà poi forato. Per forarlo

Vediamo ora nel dettaglio le varie parti del PCB, con una immagine che vi servirà da specchietto per installare correttamente tutti i componenti:

 

Nota: le due piazzole con scritto PWM vanno collegate insieme da un ponticello.

E per finire la lista delle corrispondenze tra sigle e componenti

[pdf-embedder url=”https://www.osservatorio-hypatia.it/wp-content/uploads/2017/02/Fritzing-Bill-of-Materials-3.pdf” title=”Fritzing Bill of Materials”]

 

Bene, fatto questo il tutorial è quasi finito. E’ probabile che in futuro ci sia un intervento da parte del mio carissimo amico Michele per parlarci del metodo di trasmissione del freddo che ha utilizzato per la sua Reflex.

Se volete scaricare il materiale in download, ho preparato una cartella con dentro tutto il necessario.

SCARICA CARTELLA COMPLETA

Per quel che riguarda ciò che è di mia competenza, invece, scriverò a breve un’appendice a questo tutorial proprio per osservare la creazione della board insieme, corredata di documentazione fotografica. A presto!

Questo breve articoletto vuole essere un semplice resoconto di come ho cercato di mettere in pratica il desiderio di non dover collegare ogni volta che fotografo tutti i cavi di alimentazione e usb. Inoltre ridurre al minimo l’assorbimento di energia e quindi aver una maggior autonomia a parità di batteria. 

In tal contesto gioca un ruolo fondamentale il portatile che anche affidandosi alla batteria interna, richiede inevitabilmente una ulteriore presenza di alimentazione da rete; sul campo si può ovviare con batteria ed inverter, aumentando dunque assorbimenti, riducendo ulteriormente durata batteria ecc..

Ho iniziato quindi la mia ricerca di un pc, piccolo, che potesse essere alimentato a 12v e cosa fondamentale, poterci installare i vari software a me cari e necessari (ascom, maxim, sequence generator, stellarium, phd2…).

La ricerca mi ha portato ai mini pc con processore Z83. Sono distribuiti da varie marche e si trovano sui vari negozi on-line (inutile qui elencarli..).

Quello che ho acquistato e provato è della Bqeel, queste le caratteristiche principali :

Bqeel Mini PC Z83II con Windows 10 Home, preinstallato; connessioni : 1x Gigabit LAN, 1x USB 3.0, 2x USB 2.0, 1x HDMI, 1x uscita audio, 1x SD slot (espandibile fino a 128 GB), 1x collegamento per l’alimentazione plug-in dotazione. I 32 GB di memoria sono sufficienti per molte applicazioni e profili utente. Inoltre, è possibile espandere la memoria con estrema facilità, basterà installare una memoria SD, una chiavetta USB o un hard disk USb ; supporta 2,4GHz + 5.0G WiFi e tecnologia Bluetooth 4.0, supporto 1000M LAN, 2GB RAM DDR3, 32GB di memoria di massa ,(con possibilità di espansione fino a 128GB). 

Fatta questa breve panoramica procediamo con ordine (almeno spero).

Acceso il pc e finito di configurare Windows 10 seguendo i semplici passaggi a schermo, si deve creare una rete wifi ad-hoc.

  • Aprite innanzitutto il prompt dei comandi andando su Start → Tutte la app → Sistema Windows, cliccando con il tasto destro del mousesu Prompt dei comandi, selezionando dal menù a tendina Esegui come amministratore e confermando con Si alla comparsa della finestra Account utente.
  • digitate il comando netsh wlan show driverse confermate con Invio. Controllate ora la riga con la dicitura Rete ospitata supportata e, se compare la voce Si accanto, allora vorrà dire che è tutto Ok, altrimenti dovrete provare ad aggiornare i driver e riprovare successivamente.
  • digitate quindi il comando netsh wlan set hostednetwork mode=allow ssid=NomeRete key=ChiaveRete, dove NomeRete sarà il nome che volete assegnare alla vostra rete, mentre ChiaveRete sarà la chiave di accesso alla rete stessa, che dovrà essere di almeno 8 caratteri. Successivamente alla pressione di Invio, verrà creata la vostra rete ad hoc.
  • Ora va attivata la rete stessa e per far ciò basta digitare, sempre dal prompt dei comandi, il comando netsh wlan start hostednetworke premendo Invio. Vedrete quindi comparire la scritta Rete ospitata avviata a conferma del corretto avviamento.

 

A questo punto manca di fare in modo che Windows crei e attivi la nostra rete ad hoc in automatico e all’avvio di Windows stesso. Questo ci permette di non da aver bisogno di alcun monitor da portarsi dietro per le nostre serate g-astronomiche

Si crea un file di testo (temporaneamente va bene salvarlo sul desktop). All’interno di questo file ci riportiamo questa scritta :

netsh wlan start hostednetwork 

A questo punto possiamo salvare il file con nome che preferiamo.

Creato questo file di testo che per capirsi chiamerò Avviowifi.txt , che dovrebbe trovarsi sul desktop, dobbiamo rinominarlo cambiandone l’estensione da .txt a .bat.

Abbiamo quindi il file Avviowifi.bat che dovrà essere copiato nella cartella “Esecuzione automatica” di Windows; quindi copia e incolla nel percorso qui sotto riportato :

C:\Users\NOMEUTENTE\AppData\Roaming\Microsoft\Windows\Start Menu\Programs\Startup

Bene, passiamo alla parte finale, ovvero fare in modo che da un qualsiasi portatile (CLIENT) o altro pc si possa accedere alla wifi creata sullo Z83 (SERVER) in modo da poter gestire lo Z83 in modalità remoto, ovvero senza cavi ma comunque sempre a distanza tale da permettere alla wifi dello Z83 e quella del nostro Client di potersi vedere.

Io ho optato per il software gratuito TightVNC (http://www.tightvnc.com/).

Quindi scarichiamo Download TightVNC (Installer for Windows (64-bit) o  Installer for Windows (32-bit) ) ed installiamolo sia sul SERVER (z83) sia su CLIENT (portatile o pc fisso).

Il programma funziona se l’ip del server è noto, in tal modo dal client indicheremo l’IP del server e password (inserita lato server da noi). Vediamo  con calma :

LATO SERVER :

Abbiamo la nostra nuova connessionewifi ad hoc creata – la troviamo sotto “apri cento connessioni di rete e condivisione” – e sempre da tale finestra clicchiamo su “Modifica Impostazioni scheda” e selezioniamo scheda che dovrebbe avere nel nome “Connessione alla rete locale (LAN)”, poi proprietà (pulsante destro del mouse) :

Selezionare ora “Protocollo Internet Versione 4(TCP/IPv4) ;

Cliccando su proprietà di apre una finestra dove dobbiamo inserire l’IP ed altri parametri della connessione lato SERVER

Potete inserire i numeri sopra riportati, l’importante è ricordarsi l’indirizzo IP che stiamo immettendo.

Ovviamente ci possono essere casi in cui tali impostazioni non vadano bene con altre reti già esistenti lato SERVER o CLENT in tal caso va affrontata la cosa caso per caso.

Fatto questo, clicchiamo ovviamente su ok e seguiamo le istruzioni a pc.

Sempre lato server facciamo partire VNC (precedentemente installato), quidi da programmi/TightVNC/TightVNC Server (Application Mode)/RunTightVNC Server

Viene una piccola icona in basso a destra, cliccandoci con pulsante destro andiamo su configuration :

E settiamo la nostra password .

A questo punto possiamo fare un bel riavvio e lasciare lo Z83 (server).

Andiamo sul nostro portatile, dove abbiamo installato precedentemente TightVNC e facciamo partire il Viewer, ovvero :

programmi / TightVNC / TightVNC Viewer

Se non vi sono imprevisti si apre una finestrina :

A questo punto basta inserire l’IP inserito sul server e cliccare su connect; ci verrà richiesta password che abbiamo messo in fase di configurazione VNC Server. Stop, ci si dovrebbe ritrovare il desktop dello Z83.

Note : La password per TightVNC è obbligatoria, ho provato anche con campi vuoti ma a me non funziona; per quanto tutto questo sia bello (forse) o divertente, voglio far presente che non possiamo aspettarci velocità stratosferiche dal buon Z83 come del resto bisogna pazientare qualche minuto perché dalla sua accensione a rete wifi creata passa un pochino (credo 1-2min), quindi pazientate e nel frattempo stazionate la montatura

Ringrazio l’amico Fabio Mortari per concedermi lo spazio e per il suo aiuto; infine gli amici Federico Pagliai e Manuel Conti, inesauribili pozzi di nozioni tecniche/informatiche/meccaniche .

Pronti per lo sketch?

Arrivati a questo punto, dal momento che abbiamo tutta la circuiteria impostata, iniziamo a mettere mano al codice.

Non spiegherò come collegare arduino al pc, installare librerie etc.etc., tutte cose che le trovate in giro nel net e fanno parte dell’ABC di questo dispostivo.

Partiamo dalle Librerie: le librerie che ci servono sono 3:

  • Quella dello Schermo LCD 12c che potete scaricare a  questo LINK
  • Quella del Termistore NTC che potete scaricare a questo LINK

Scaricate ed installate queste librerie possiamo iniziare, richiamando tutte le librerie che ci necessitano

LA LOGICA CON CUI HO CREATO IL FIRMWARE

Il firmware è creato in questo modo, lo spiego testualmente ma poi troverete ulteriori righe di testo all’interno del codice.

Partiamo dallo stato iniziale. Si accende il dispositivo, e viene immediatamente rilevata la temperatura. Inquesta fase ci si trova in modalità Manual (quindi “Manual” scritto sull’LCD e LED spento), con la potenza erogata pari a 0% Questo si rende necessario per evitare di accendere e far schizzare la peltier a palla.

Bene, la peltier viene gestita in PWM tramite il comando MAP che definisce una rimappatura dei valori.  Il PWM consente valori da 0 a 255, mentre le percentuali vanno da 0 a 99. Col comando MAP si riesce a rimappare proporzionalmente i due valori, in moco che se, esempio, io inserisco 10% di utilizzo, il Pin3 scrive un valore pari a 25, e via di seguito

I pulsanti invece vengono gestiti con un contatore che scrive un valore temporaneo quando viene letto un cambio di stato sui pin a cui sono collegati. In questo modo si va a creare un contatore che permette di integrare o diminuire i valori (esempio Settare la temperatura o la potenza erogata), aumentando o diminuendo ad ogni pressione il valore memorizzato nel contatore. Questa routine avviene per tutti e tre i bottoni, dove i pulsanti UP & DOWN aumentano o diminuiscono i valori di Temperatura (se AutoModo ON) o potenza (se AutomodoOFF), mentre il terzo pulsante chiamato AUTOMODO consente di utilizzare la proprietà dello Switch Case.

Infatti proprio tramite Switch CAse ho creato due blocchi di istruzioni differenti, dove :

 CASO ZERO (Manual Mode):

  1. prevede la lettura della temperatura ma non ha influenza sul funzioamento,
  2. scrive su LCD “Manual” 
  3. pulsanti vanno ad integrare o diminuire la potenza erogata per step di 25%

CASO UNO (AutoMode)

  1. Prevede la lettura della temperatura e ne fa una comparazione con la variabile Set Temp impostata
  2. Scrive su LCD “Auto”
  3. I pulsanti vanno ad integrare o diminuire la temperatura settata in un range da +25 a -20 °C
  4. Vengono effettuate operazioni condizionali dal risultato della differenza tra temperatura settata e temperatura letta. In questo modo, esempio se io setto -10°C e la temperatura letta è 5°C, la peltier lavorerà al massimo (99%). A mano a mano che la temperatura letta si avvicinerà alla tempreatura settata (supponiamo letti -9, impostati -10) allora inizierà a scendere la potenza erogata fino a stabilizzare, dopo una decina di minuti, la temperatura.

 

Ok, trovavo opportuna questa spiegazione. Ecco il codice, completo di righe di commento. A margine, troverete il file .ino da scaricare per provare il vostro controller. Fatto questo, inizieremo a costruirne uno insieme passo dopo passo.

// carico le librerie necessarie
#include <LiquidCrystal_I2C.h>

#include <LiquidCrystal_I2C.h>
#include <Thermistor.h>
 #include <Wire.h>
LiquidCrystal_I2C lcd(0x27,16,2); 

/* ---------------------------------MYKOOLER
Un progetto di Michele Lavino
Written by Fabio Mortari

Inizio spiegando come dovrebbe girare.
 *  Prima di tutto, abbiamo lo stato iniziale del programma
 *  dove
 *  a) la peltier ? a 0
 *  b) la funzione MODE ? su MANUAL
 *  dopodich? se proseguo su MANUAL la peltier si attiver? solo 
 *  ed esclusivamente cliccando su UP.
 *  Diversamente, posso andare su AUTO, e il software entrer? in un altro
 *  caso - case switch.
 *  Quindi la struttura dovrebbe essere questa: due blocchi Switch
 *  case 1 Manual e case 2 Auto, dove MANUAL contiene tutte le informazioni
 *  inerenti ai ,)bottoni, mentre il 2 Auto contiene tutte le istruzioni per l'automatismo
 *  Questo porta ovviamente a dover dichiarare prima tutte le variabili
 *  che verranno dichiarate Inoltre bisogna impostare i pin
 *  Per far questo, i pin che metterei sono i seguenti
 *  a) pin 3 - pilotaggio della peltier via Mosfet
 *  b) pin 4 - Pulsante UP
 *  c) pin 5 - pulsante Down
 *  d) pin 6 - Led di stato Manual/Auto 
 *  e) pin Analog (0) - sensore di temperatura
 *  Dopo aver dichiarato queste, ho bisogno di andare a impostare le variabili di stato. Essendo che la temperatura ? la prima cosa che vogliamo leggere
 *  inizio col definire la variabile di temperatura */
Thermistor senstemp(0);
//int senstemp = A0; // questo ? la dichiaraione del pin associato a Senstemp che andr? associata ad analogread(0), cio? il risultato della lettura si chiamer? val_Adc
float temperatura = 0; // questo ? il "contenitore" del risoltato di conversione tra Volt e Temperatura
 /* ok. Fatto questo inizio a definire anche dove andremo a leggere o scrivere i valori sui pin, quindi assegniamo un nome ai pin */

 const int plt = 3;
 float difftemp = 0; //difftemp è la differenza tra temperatura e settemp e mi serve per il ciclo while dell'automode

/* dichiaro le variabili e le costanti per i bottoni up e down */

 const int buttonUp = 5;
 const int buttonDown = 4;
 const int AutoMode = 6; //nel pin 6 colleghiamo il pulsante di Auto ON e OFF
 const int AutoLed = 7; // questo ? il led Auto OnOff


 /* bene. Abbiamo quindi definito il pin della peltier, i pin dei bottoni up e down, il pin dell'pulsante AuotMode e infine il pin dell'Autoled
 Adesso ? il momento di iniziare a definire alcune variabili di inizio. Abbiamo detto che la peltier deve essere spenta quindi iniziamo da quella*/
 int power = 0; //definisco a quanto deve stare all'avvio il valore di power. Occhio perch? ancora non gli ho assegnato in realt? il funzionamento...lo faremo in seguito
 int peltier_level = map(power, 0, 99, 0, 255); //peltier level ? la variabile che gestir? il mosfet da 0 a 255. Questo perch? in pratica il pwm ? a 8 bit che sono 255 livelli
 /* ora, fatto questo andiamo a inserire le variabili al pulsante AUTOMODE Questo pulsante se azionato in case 1, accende il led e inizia le istruzioni di AUTO, diversamente spegne il Led e inizia le istruzioni di MANUAL 
    */
    int StatoAutoMode = 0; //in questo modo, l'automode va su manual all'avvio. Quindi ricordiamoci che Automode = 0 va in manual
    int LastStatoAutoMode = 0; //ultimo stato del pulsante, appunto non premuto al momento dell'avvio quindi restituisce 0
    int CountAutoMode = 0; //conteggio del bottone
    
/* fatto questo vado a definire anche le variabili di conteggio per i pulsanti Up & Down, perch? poi ci torneranno utili  */
int countUpDown = 0; //il conteggiatore UP E DOWN
int lastcountUpDown = 0; //riporter? l'ultimo stato di up e down
int statoUp = 0; // stato del pulsante UP, inizialmente non premuto
int statoDown = 0; //stato del pulsante DOWN, inizialmente non premuto


/* ************ DA QUI INIZIANO LE VARIABILI PER LA GESTIONE DEL VALORE DI RIFERIMENTO - script byhttp://forum.arduino.cc/index.php?topic=215295.0!! */
byte button1=0;
byte oldbutton1=0;
byte button2=0;
byte oldbutton2=0;
int settemp = 20;
byte button3=0;
byte oldbutton3=0;
byte button4=0;
byte oldbutton4=0;
int setpower = 0;
int convertipotenza;


/* ****** FINE DELLE VARIABILI PER LE IMPOSTAZIONI DELLE TEMPERATURE DI RIFERIMENTO *****/

/* andiamo adesso a sviluppare il setup, cio? a definire i pin entrata e uscita, avviare la lettura seriale etc. */
void setup() {
lcd.init();

lcd.backlight();
lcd.setCursor(4,0);
  lcd.print("Mykooler");

  lcd.setCursor(4,1);
  lcd.print("Vers.1.2");
  
  delay (2000);
  lcd.clear();

  lcd.print("Proj:M.Lavino");
  lcd.setCursor(0,1);
  lcd.print("Dev:F.Mortari");
  
  delay (2000);
  lcd.clear();
Serial.begin(9600);
  /* SETUP TEMPERATURA */
  temperatura = senstemp.getTemp(); //diciamo che Val_Adc dovr? ospitare i dati letti dal pin analogico (0) per la temp.
  /* SETUP AUTOMODE */
  pinMode (AutoMode, INPUT); //stabilitamo che il pin del pulsante automoed deve attendersi un segnale di input
  pinMode (AutoLed, OUTPUT); //stabiliamo che il pin del pulsante autoled deve fornire corrente per il led
  /* SETUP PULSANTI UP E DOWN */
  pinMode (buttonUp, INPUT); //stabiliamo che il pin del pulsante UP ? un input e quindi arduino dovr? attendersi un segnale in entrata
  pinMode (buttonDown, INPUT); //stabiliamo che il pin del pulsante DDOWN ? un input e quindi arduino dovr? attendersi un segnale in entrata
  /* SETUP PARTE PELTIER */
  pinMode (plt, OUTPUT); // siccome la peltier viene comandata da un mosfet che varia il suo stato in base al segnale in entrata, il pin peltier dovr? fornire corrente.
  
  }
/* adesso andiamo nei blocchi di istruzioni. La prima cosa che vorrei fare ? attendere che qualcuno pigi sul pulsante AUOTMODE e creare i CASE con i blocchi di codice. */

void loop(){
  // verifico se Myke ha premuto il pulsante
  if (digitalRead(AutoMode))
  {delay(50); //circuito di attesa di 15ms dopodich? vado a modificare lo stato del bottone autoMode che avevo gi? dichiarato
  if (LastStatoAutoMode == 0) LastStatoAutoMode = 1; //se l'ultimo stato bottone ? = 0, lo fai diventare 1)
  else LastStatoAutoMode = 0;
  if ( CountAutoMode <= 0 ) CountAutoMode = CountAutoMode +1;
  else CountAutoMode = 0;}
  
/* inizio a dichiarare i due casi: automode On e automode Off */
switch (CountAutoMode)

		/* NOTA...DA QUI INIZIA IL CASE 1 - DEFINITO AUTOMODE) */
	{/*default:
		digitalWrite (AutoLed, LOW);
		lcd.print("MODE CHOOSE");
                delay(1000);
                lcd.clear();
		break;*/
	case 1:
		digitalWrite (AutoLed, HIGH);
			/* DA qui iniziano le variabili per i pulsanti up e down rispettivamente ai pin 4 e 5 */
		delay (50);
/* inizio codice di aumento della variabile settemp */
// ciclo di controllo del pulsante che incrementa il valore settemp
		button1 = digitalRead(buttonUp);
		  if ((button1 != oldbutton1) && (oldbutton1 == LOW)) //il pulsante e' appena stato premuto
		  {
		    delay(50);		//debounce
		   // oldbutton1 = button1; 	//porta oldbutton1 = button1 (previene cicli ripetitivi)
		    settemp++;
		  if (settemp > 50) {settemp = 0;}
					}
				if ((button1 != oldbutton1) && (oldbutton1 == HIGH)) 	//il pulsante e' appena stato rilasciato
	{
		delay(50);		//debounce, non indispensabile se e' presente una rete RC
		oldbutton1 = button1; 	//porta oldbutton1 = button1 (previene cicli ripetitivi)
		
	}
//ciclo di controllo del pulsante che decrementa
		button2 = digitalRead(buttonDown); //legge lo stato del pulsante 2
			if ((button2 != oldbutton2) && (oldbutton2 == LOW)) // il pulsante e' appena stato premuto
			{
			delay(50);		//debounce
		        //oldbutton2 = button2; 	//porta oldbutton2 = button2 (previene cicli ripetitivi)
		        settemp--;
			if (settemp <-25) {settemp = 0;}
			}
	if ((button2 != oldbutton2) && (oldbutton2 == HIGH))	//il pulsante e' appena stato rilasciato
	{
		delay(50);		//debounce
		oldbutton2 = button2; 	//porta oldbutton2 = button2 (previene cicli ripetitivi)
		}	
	
/* inizio codice peltier */

{
//if(Serial.available() > 0)
temperatura = senstemp.getTemp();
difftemp = temperatura - settemp;

//option = Serial.read();
if (difftemp > 0.7)
power = 99 ;

else if ((difftemp < 0.69) && (difftemp >0.3))
power = 75;

else if ((difftemp <0.29) && (difftemp >0))
power = 50;

else if ((difftemp <0) && (difftemp >-1))
power = 15;

else if (difftemp <-1) 
power = 0;



if(power > 99) power = 99;
if(power < 0) power = 0;

peltier_level = map(power, 0, 99, 0, 255);
}

 Serial.print("Power=");
Serial.print(power);
Serial.print(" Temperatura=");
Serial.print(temperatura);
Serial.print("difftemp");
Serial.println (difftemp);
lcd.print ("T=:");
lcd.print (temperatura);
lcd.print (" C");
lcd.setCursor(0,1);
  lcd.print("Pwr:");
  lcd.print (power);
  lcd.print (" %");
  lcd.setCursor(12,0);
  lcd.print ("Auto");
   lcd.setCursor(9,1);
   lcd.print ("Set.T");
   lcd.setCursor(13,1);
   lcd.print(settemp);
   analogWrite(plt, peltier_level);
   delay(200);
   lcd.clear();
   
break;

/* NOTA...DA QUI INIZIA IL CASE 1 - DEFINITO MANUAL) */
default :
temperatura = senstemp.getTemp();
digitalWrite (AutoLed, LOW);
//lcd.print ("MANUAL MODE"); 

{
//if(Serial.available() > 0)

/* *** DA QUI INCOMINCIANO LE CONDIZIONI PER PWR MANUAL *** */

	delay (50);
/* inizio codice di aumento della variabile settemp */
// ciclo di controllo del pulsante che incrementa il valore settemp
		button3 = digitalRead(buttonUp);
		  if ((button3 != oldbutton3) && (oldbutton3 == LOW)) //il pulsante e' appena stato premuto
		  {
		    delay(50);		//debounce
		    oldbutton3 = button3; 	//porta oldbutton1 = button1 (previene cicli ripetitivi)
		    setpower++;
		  if (setpower > 4) {setpower = 4;}
					}
				if ((button3 != oldbutton3) && (oldbutton3 == HIGH)) 	//il pulsante e' appena stato rilasciato
	{
		delay(50);		//debounce, non indispensabile se e' presente una rete RC
		oldbutton3 = button3; 	//porta oldbutton1 = button1 (previene cicli ripetitivi)
		
	}
//ciclo di controllo del pulsante che decrementa
		button4 = digitalRead(buttonDown); //legge lo stato del pulsante 2
			if ((button4 != oldbutton4) && (oldbutton4 == LOW)) // il pulsante e' appena stato premuto
			{
			delay(50);		//debounce
		        oldbutton4 = button4; 	//porta oldbutton2 = button2 (previene cicli ripetitivi)
		        setpower--;
			if (setpower <0) {setpower = 0;}
			}
	if ((button4 != oldbutton4) && (oldbutton4 == HIGH))	//il pulsante e' appena stato rilasciato
	{
		delay(50);		//debounce
		oldbutton4 = button4; 	//porta oldbutton2 = button2 (previene cicli ripetitivi)
		}	
	
/* inizio codice peltier */
if (setpower == (0))
power = 0;

else if (setpower == (1))
power = 25;
else if (setpower == (2))
power = 50;
if (setpower == 3)
power = 75;
if (setpower == 4)
power = 99;

//power = setpower;


if(power > 99) power = 99;
if(power < 0) power = 0;

peltier_level = map(power, 0, 99, 0, 255);
}
lcd.setCursor(0,0);
lcd.print ("Manual");
lcd.setCursor(9,0);
lcd.print ("T:");
lcd.print (temperatura);
lcd.setCursor(0,1);
  lcd.print("Pwr:");
  lcd.print (power);
  lcd.print ("%");
  lcd.setCursor(9,1);
  
   lcd.print ("SetP=");
	lcd.print (setpower);
Serial.print(setpower);
Serial.print("-");
Serial.println(power);

  
analogWrite(plt, peltier_level); //Write this new value out to the port
delay(200);
lcd.clear();


break;
/*

lcd.print (temperatura);
lcd.print ("C");
lcd.setCursor(0,1);
  lcd.print("Pwr:");
  lcd.print (power);
  lcd.print (" %");
  lcd.setCursor(10,0);
  lcd.print ("Manual");
   lcd.setCursor(12,1);
   lcd.print ("Set.P");
Serial.print("Automode");
Serial.println (": Automode Off");

/* NOTA...DA QUI INIZIA IL CASE 1 - DEFINITO MANUAL) */


}

  
  
  
  
  

}

 

LINK DOWNLOAD FIRMWARE ARDUINO

 

Pronti a stampare il PCB che rilascerò al prossimo intervento? Ne costruiremo uno insieme, per cui dotatevi del seguente materiale:

  1. tester
  2. bromografo, cloruro ferrico, soda caustica
  3. trapano con punta da 0,8mm
  4. saldatore, stagno, succhiastagno
  5. cavetteria varia
  6. buona pazienza.

In questo articolo vorrei cercare di affrontare il tema della calibrazione dei files acquisiti, in particolare (come da titolo) i flat field.

Chi mi ha seguito un pò sa che già da tempo avevo scritto qualcosa in merito, una serie di articoli che poi ho riletto in seguito alle mie ultime intuizioni e agli ultimi accorgimenti che mi sono pervenuti da astrofotografi piu bravi di me e ho compreso che c’è un errore in cui si casca molto facilmente soprattutto quando si è agli inizi. Bene, comunque sia, prima di iniziare dovrei fare un appello, o meglio un “incipit”.

In questa passione ci sono un sacco di persone preparate. Io non ho mai trovato alcuna passione che sia multidisciplinare come l’astrofilia (e in particolare l’astrofotografia o la ricerca astronomica amatoriale). In questo settore si trova di tutto: dal meccanico d’auto che si autocostruisce i pezzi della propria montatura, all’ingegnere elettronico che si autocostruisce un ccd, fino all’ingegnere informatico che produce i software. Questo va anticipato perchè l’argomento che tratto è molto tecnico, e sto cercando di comprenderlo a fondo per poter spiegare le mie idee in merito. Sono quindi a rivolgermi a chi davvero ha qualcosa da suggerire invitandolo a correggermi se per caso c’è qualcosa di non corretto o se ho compreso male alcuni passaggi teorici.  Ricordate che chi scrive è un impiegato, nulla di piu. E quindi ci sono molti aspetti tecnici che non riuscirò mai a comprendere appieno.

Ora veniamo al dunque: perchè dedicare un articolo ai flat?

Risposta: semplice..perchè mi sono accorto nel tempo che il flat determina in maniera assoluta l’esito di una ripresa. E’ importante tanto quanto i light. Mentre per il rumore si può tentare con qualche noise reductor software (sconsigliabile, ma fattibile) per quel che riguarda l’applicazione del flat non ho trovato niente che sostituisca questa importante fase della calibrazione di una immagine. Un mio conoscente si affidava a Lightroom per rimuovere la vignettatura vantandosi di questo software come espediente per non fare i flat, ma il flat field in realtà non corregge solo la vignettatura anzi agisce in piu direzioni che si traducono in una possibilità enorme riguardo lo stretching di segnale.

Nel mio percorso mi sono abituato a chiedere, tanto…a tutti. Trovo questo l’unico umile metodo per imparare, nel frattempo si socializza e si allargano i propri orizzonti. In questi quasi 3 anni di astrofotografia mi sono trovato a contatto con diverse realtà: si passa da “quello che non fa i flat e chi li fa perde tempo” (è una stupidaggine) a quelli che invece li ottengono considerando aspetti diversi della propria strumentazione. Questo ha portato a risposte completamente diverse alla tipica domanda “scusa ma a quanto va esposto un flat?”. Si va da chi li espone a 1/3 della FWC del sensore, a chi li espone a metà della dinamica in bit (esempio 16 bit = 65535 ADU / 2 = 30.000 adu circa) a chi invece li espone in seguito ad una verifica sul campo dell’effetto che restituiscono sull’immagine (ergo: a fine sessione, scatta, applica e osserva. In base a ciò che osserva, ritocca le esposizioni).

Personalmente, questa gran differenza tra i metodi mi ha messo in gran confusione.  Sopratuttto mi sono accorto sulla mia pelle che applicare il criterio dell’astrofilo X che riprende con il sensore X, non funzionava sul mio sensore. Per quasi otto mesi ho avuto problemi coi flat, che risultavano sovraesposti se applicavo il criterio della metà della dinamica, mentre risultavano sottoesposti se applicavo un criterio suggeritomi da altri astrofili che affermavano il contrario dei primi. Insomma, un gran pasticcio. Il punto è che in linea di massima i flat funzionano grosso modo a tutti coloro che li applicano e questo causa ancora piu confusione se inizi ad avere dei problemi di segnale nelle tue immagini.

In buona sostanza, mi sono accorto che in parecchi utilizzano un metodo che a ben vedere funziona perfettamente solo con determinate caratteristiche del sensore. Non me ne voglia alcuno di voi, non è una critica. E’ solo una sensazione che ho provato sulla pelle e che mi ha lasciato n pò sperduto.

Ora, ho cercato un punto di appoggio. Ho pensato durante questi mesi di crearmi un punto di appoggio, su cui muovermi, che fosse fisso e valido per tutti i sensori. E confrontando piu fonti e leggendo a destra e a manca, sono arrivato ad una conclusione che ritengo concettualmente valida. Questo non implica che non ci sia qualcuno che abbia già spiegato in chiaro il discorso, però se cosi fosse io non l’ho trovato da nessuna parte.

LA QUESTIONE PARTE DALLA DINAMICA

Il primo errore che ho fatto e portato avanti nel tempo, è stato quello di confondere la dinamica del sensore con la dinamica del convertitore. Normalmente nelle schede tecniche dei CCD si legge che la dinamica è 16 bit, i quali corrispondono a 65.500 c.ca valori di grigio. Ora, in realtà questa non è la dinamica reale del sensore, ma è la dinamica di conversione del valore letto sul pixel XY. E’ una differenza importante, perchè leggere “esporre un flat per la metà della sua dinamica” porta a pensare che questo vada esposto fino ad ottenere un valore pari a 30.000 adu circa.

La verità è un’altra: parlando con astrofotografi davvero bravi, ho compreso in realtà che la dinamica del sensore è la capacita dello stesso di contenere all’interno dello stesso frame segnali forti e segnali deboli. Se prendiamo una astrofotografia, ad esempio, abbiamo in diversi casi una grandissima differenza dinamica tra la luminosità dell’oggetto e le nebulose che lo affiancano. Un esempio tipico può essere rappresentato da M42, la Nebulosa di Orione, dove al centro abbiamo grande luminosità, mentre nelle parti piu esterne abbiamo una nebulosità molto debole. Ecco, la gamma dinamica del sensore è quella che permette a tutti e due i “segnali” di convivere nello stesso frame, nella stessa immagine.

Perchè è importante sapere questo? Perchè le nostre immagini sono afflitte da alcuni problemi, tipo la vignettatura e le macchie di polvere. E cosa sono queste se non l’espressione della dinamica di un sensore?

Andiamo avanti: possiamo ottenere informazioni sulla dinamica del nostro sensore? Certo. Il valore si ricava da una semplicissima formula che è questa:

FWC/R.O.N.

dove:

FWC = Full Well Capacity che esprime la capacità in elettroni dei pixel del sensore

R.O.N.= ReadOut Noise che esprime il valore in elettroni del rumore di lettura introdotto nelle fasi di scarico dell’immagine.

Esempio, il sensore che io ho a disposizione (Moravian G2.8300) ho questi dati:

FWC = 25.000

ReadOut Noise = 8

Vado a dividere FWC/Ron ed ottengo una dinamica del sensore pari a 3.125 E.

LA CONVERSIONE IN ADU

Per renderlo fruibile, questo valore va convertito in Adu, in modo da poter visualizzare poi a monitor la media del Flat Field e comprendere cosi se siamo arrivati ad esporlo per tutta la gamma dinamica a disposizione.

Per convertire il valore di dinamica ottenuto in Adu, è necessario avere il gain, il guadagno. Questo valore si ottiene in due modi

a) dalle schede tecniche

b) Applicando la formula:   FWC / dinamica di conversione (65.500 adu per sensori a 16bit)

Nel mio caso: 25000/65537 = 0,389 e/adu

Sapendo questo valore posso convertire la gamma dinamica del sensore in ADU e ottenere cosi un flat field che abbia una media rientrante in quel valore.

Quindi, sempre nel mio caso: 3.125 / 0,389 = 8.033 Adu

Ecco quindi, che esponendo il mio sensore fino ad ottenre un flat di 8.033 Adu, mi permette di calibrare la mia immagine avendo come base la gamma dinamica del sensore stesso.

Questa procedura l’ho testata su due sensori: sulla Atik314 mi ha risolto tutto il problema che avevo in precedenza (cioè flat sovraesposti) mentre sul sensore G2.8300 fin’ora non ha mai restituito alcuna vignettatura e mi ha permesso di sviluppare tutto il segnale a disposizione.

horse

Miracolo o fortuna? non lo so, ma il concetto alla base ha una sua sostanza e lo sto applicando con successo dopo le diverse fatiche compiute nell’arrivarci.

IL CONCETTO DI BASE

Mi sono imbattuto spesso in discussioni proprio in merito alle vignettature, dove in alcuni casi questa viene risolta con un flat mentre in altre no. Inoltre mi è capitato anche di leggere (e vivere in prima persona) molte difficoltà nel comprendere perchè un metodo di flat a volte funziona e a volte no.

Nel ragionamento in cui mi sono imbattuto tutto questo appare molto chiaro. Perchè in realtà un flat, visto da questo punto qua, non riuscirà mai a correggere differenze di luminosità talmente ampie da sforare la gamma dinamica del sensore con cui è stato rilevato. Paradossalmente, stessa ottica e sensore con una dinamica piu larga, potrebbe invece risolvere almeno parzialmente il problema ove fortemente pronunciato. Va da se però che se la vignettatura è causata da un adattatore da 31,8mm su un sensore full frame..beh..li non c’è flat che tenga..non arriva luce 😀

Inoltre, spesso viene considerato il flat come una semplice divisione che si adopera sul valore dei pixel. Cercando e leggendo, ho invece compreso come in realtà il flat non sia una divisione spicciola ma si traduca in realtà nell’applicazione di un valore di guadagno sul pixel, in modo da permettere un’0mogeneità di risposta su tutta l’immagine. Essendo che un sensore non avrà mai due pixel che lavorano nella stessa maniera (ci saranno quelli piu sensibili e queli meno sensibili) applicando un flat si approssima un valore omogeneo tra i pixel permettendo cosi una immagine piu regolare e piu facilmente elaborabile.

E pensandoci bene, una macchia di polvere non può essere “vista” anche come una serie di pixel che lavorano meno?

L’APPLICAZIONE CORRETTA DEL FLAT

Arrivo in conclusione a dire che considerando il metodo di lavoro di un flat field, considerando la sua naturale applicazione e l’intervento che fa sul singolo pixel (e solo su quello), viene spontaneo raccomandarne l’utilizzo in queste modalità

a) ottenere almeno 11 flat

b) applicarli esclusivamente con funzioni di Media e non  Sigma o Sdmask etc.

Questo è facilmente intuibile: la media prende il valore del singolo pixel e ne calcola una media matematica con il numero di frame. Sdmask e Sigma invece, calcolano una deviazione standard sui pixel adiacenti, facendo cosi perdere unaparte dell’efficacia del flat col rischio (ripeto, rischio..non certezza, ma rischio) di avere un’immagine calibrata con ancora una parte delle sue aberrazioni ben in vista durante le fasi di stretching.

Se ritenete che quanto qua scritto non sia per nulla corretto, sono pronto a discuterlo. Ma io ho risolto lo stesso problema su due sensori diversi…

Siate buoni con me, ci sto mettendo la faccia :mrgreen:

 

 

Durante lo studio di alcune procedure necessarie alla gestione del materiale derivante dalla ricerca di SuperNovae, è sorta l’esigenza di poter lavorare con un sistema flessibile e leggero che permettesse di accedere immediatamente a un sacco di risorse online senza dover navigare tra le miriadi di pagine Web. Inoltre, avevo bisogno di un sistema Linux che mi consentisse la ricompilazione di tutto quell’universo di script linux tipicamente scritti per consentire l’accesso alla maggior parte dei cataloghi, tra cui ad esempio gli Eso Batch Tools che ritengo una risorsa necessaria per la creazione dei file di master utili alla comparazione e blinking delle immagini di galassie rilevate durante la survay.

Mentre cercavo tra diverse distribuzioni (passando dalla ostica ArchLinux fino alla piu user friendly Ubuntu) mi sono imbattuto in una distribuzione che mi ha subito affascinato, denominata DistroAstro.

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DistroAstro è una distribuzione basata su sistema operativo Linux (in dettaglio, LinuxMint) e si può scaricare liberamente dal sito al seguente link:

Download DistroAstro

Il file in download è di tipo “Iso”, quindi è una immagine di un DVD ed ha una dimensione di circa 2 Gigabyte pertanto può essere necessaria qualche ora per scaricarla.

Come ogni distribuzione Linux, può essere installato in vari modi: o come sistema operativo unico residente nell’hard Disk, o come sistema operativo aggiuntivo da avviare tramite un Dual Boot (permettondoci cosi di scegliere se avviare il pc con Linux o con Windows) oppure se si ha una discreta disponibilità di Ram (almeno 4 giga, consigliati 8, preferibili 12) è possibile utilizzarlo molto comodamente tramite l’installazione di una virtual machine come ad esempio la famosissima Virtual Box di Oracle.

Infine è possibile anche installarlo su una chiavetta USB, tramite il programma LiLi USB Creator, che permette di rendere la chiavetta USB una periferica completamente avviabile seppur con distroastro non è possibile assegnare dei settori di allocazione per la persistenza dei propri file e impostazioni (detto in parole povere, ogni volta che si riavvia da chiavetta USB, le impostazioni saranno sempre quelle di default)

Una volta scaricato e installato nella modalità di vostra preferenza (consiglio di provarlo prima su una Virtual Machine o al massimo su una chiavetta USB non utilizzata) si può procedere all’avvio e vi troverete quindi di fronte ad un sistema operativo concepito per l’utilizzo astronomico e quindi in grado di assolvere praticamente ogni funzione relativa all’astronomia sia amatoriale che volta ad una applicazione leggermente piu “professional”.

Vediamo alcuni applicativi in dettaglio

LIBRERIA INDI

Avete presente Ascom?

Bene…questa è la versione “Linux” (e Mac) di Ascom. Quindi questa libreria permette di collegare al pc e pilotare una montatura (Meade, Skywatcher et simila), compresa la remotizzazione di una cupola e supporto per focheggiatori o ruote porta filtri. (Sempre se si ha a disposizione il driver Linux, normalmente fornito dal costruttore o compilato da altri utenti)

Inoltre permette di gestire numerosi CCD di marche conosciute, quali SBIG, Apogee, FLI, e Starlight Xpress, e comuni webcam astronomiche comeMeade DSI e LPI, e Celestron NexImage..se non ricordo male si dovrebbe trovare qualcosa anche per le famigerate Zwo Asi.

Ovviamente è sempre tramite questa libreria che si possono connettere i vari planetari presenti all’interno della distribuzione, come ad esempio il famoso Cartes du Ciel

PLANETARI

celestiaLa distribuzione si presenta già con i planetari pronti ad essere utilizzati, oltre a Cartes Du Ciel, è presente NightShade Legacy che è molto simile a Stellarium. Inoltre è presente il bellissimo Celestia, software che permette un viaggio interstellare in 3D, consentendoci cosi di navigare tra astri e costellazioni. Non semplicissimo da utilizzare ma assolutamente divertente e di grande impatto. Ho trovato interessante ad esempio “volare” verso Orione per scoprire come in realtà gli astri della cintura siano molto distanti tra loro perdendo cosi la forma che vediamo dal nostro punto di vista.

Divulgatori, fatevi avanti!

ASTROFOTOGRAFIA

Distro Astro include strumenti per l’astrofotografia. Fornendo strumenti come KStars, Ekos, INDI, e Astrometry.net, è possibile gestire una ic1396_with_ekos_indi_pixinsight_linuxcompleta sessione di astrofotografica dotata di autoguida, autofocus, correzione allineamento polare, plate solving, dithering, e cattura dei video con supporto software per la ruota portafiltri. Ad esempio il software Capture wxAstroCapture è stato scritto specificamente con l’astrofotografia. Inoltre sono presenti strumenti per le elaborazioni di mmagini, come Registax, Iris, e GCX che permettono gli stack dei frame. Ulteriori strumenti come iMerge, Gimp, e ImageMagick sono inclusi per il post-processing.

 

RICERCA ASTRONOMICA

ds9_imexamE qua viene “il bello”. Sono presenti potentissimi strumenti di analisi dei da Io ho trovato molto itneressante il trittico IRAF, XImtool, e SAOImage DS9 che consentono la riduzione e l’analisi dei dati astronomici. E ‘compatibile con gli strumenti di altri ricercatori, come AIPS, AIPS, CASA, CIAO, IDL, o GDL anche se questi non sono inclusi per impostazione predefinita e pertanto vanno compilati e installati. P I repository aggiuntivi contengono librerie quali SciPy, CosmoloPy, APLPy, PyEphem e OSCAAR della NASA, che può essere installato tramite il comando “sudo apt-get Install” da terminale. E’ presente un resolver di coordinate interattivo con convertitore nei diversi metodi (J2000 etc..) oltre ad un software molto utile per la creazione di mappe stellari. Inoltre è presente un calcolatore di orbite.

Finita? Non qua…abbiamo a disposizione un software che consente la predizione dei passaggi satellitari e di meteoriti, un calcolatore di eventi che permette di stampare tutto ciò che avviene nel cielo tra due date impostate dall’utente e tanto altro.

…utile anche per la divulgazione!

E per concludere la rassegna, Distroastro diventa particolarmente utile anche per la divulgazione. Oltre al meraviglioso Moon Atlas, è presente programma che mi ha particolarmente sorpreso per il suo aspetto divulgativo. Il nome è semplice e fa capire tanto…si chiama “Where is M13?” In pratica è un visualizzatore di distanze. Permette con pochi click di scegliersi un oggetto del catalogo NGC o Messier e vedere su due piani dove si trova rispetto al nostro punto di osservazione. Una immagine val piu di 1000 parole, ecco una serie di oggetti selezionati che vengon o mostrati in due metodi che permettono di comprendere effettivamente dove si trovano.

WinGalaxyView

CONCLUSIONI SU LINUX

Una volta un tizio un pò sciocco mi disse “tu saresti un bravo studioso ma un cattivo insegnante” 😀 Questo perchè normalmente cerco di essere chiaro e di non creare false illusioni. Il perchè mi riferisco a questa stupidaggine per concludere l’articolo è presto detto…non è tutto oro quel che luccica e se si intende affrontare da subito un sistema Linux per ottenere configurazioni “avanzate” delle periferiche, beh…siate consapevoli 😀

Ad esclusione dell’utilissima e semplicissima funzione “didattica” formata da software “click & go” (e quindi di enorme pregio per tutti coloro che fanno divulgazione), ritengo che qualora si vogliano effettuare studi approfonditi o si desideri utilizzare questo sistema operativo per fare astrofotografia, si renda opportuno dedicare un minimo di studio e di attenzione nelle fasi di configurazione dei driver. Diversamente dai sistemi Microsoft, dove ci siamo abituati a installare tutto con un click,nelle distribuzioni Linux è obbligatorio armarsi di un pò di pazienza all’inizio e comprenderne le logiche e i comandi da fornire al terminale in modo da poterne sfruttare le potenzialità. Al momento ho utilizzato molto bene i driver INDI per pilotare la montatura tramite Carte Du Ciel, ho utilizzato MERAVIGLIOSAMENTE le parti relative alla ricerca e sono riuscito ad ottenere un metodo valido per ricavarmi i master di comparazione per le survay tramite la ricompilazione di una utilty ESO. Ma non l’ho mai utilizzato per fare astrofotografia, quel che so è che ad esempio esiste un driver per il mio ccd (Moravian G2-8300) ma ancora non ho avuto tempo di compilarlo a dovere e di farlo quindi funzionare.

Il motivo per cui consiglio comunque di prenderci la mano e di provarlo ha piu argomentazioni: innanzitutto, la maggior parte di script che sfruttano i cataloghi messi a disposizione dalle università sono scritti in Linux (o Unix) ad esempio Astrometry.net, Eso Batch Tools etc. Inoltre può essere utile avere una partizione di emergenza qualora windows faccia i capricci e non si voglia perdere la nottata tra aggiornamenti e problematiche di .dll che ogni tanto vanno in crash.

Infine, utilizzare Linux è sempre un bel passaporto per capire in realtà cosa si nasconde dietro ad un computer e quindi lo ritengo “intrinsecamente” didattico.

Buono studio e provateci senza timore…

Non si rompe.

Mai. 😀

Leggi Anche: I files di Calibrazione

Leggi Anche: Alcuni tipi di sensore e cenni sul loro utilizzo

Dopo aver parlato dei files di calibrazione ed aver visto alcune tipologie di sensori, è arrivato il momento di dire due parole sull’acquisizione. Rivolgendomi quindi ai neofiti, cercherò di spiegare qualche piccolo accorgimento per l’acquisizione con le reflex piuttosto che con i CCD sebbene buona parte di quanto scritto potrà poi essere parzialmente sfruttato con tali dispositivi.

FASI DELL’ACQUISIZIONE

Le fasi dell’acquisizione sono in buona sostanza queste:

  1. Scelta dell’oggetto da riprendere: sarebbe conveniente arrivare in loco con le idee già chiare. Quindi decidere se fare scatti alla luna oppure ad un largo campo su una nebulosa diffusa, o una galassia (esempio M31 etc). Oppure dei bei larghi campi sulla via lattea che sono davvero molto molto interessanti e spettacolari
  2. Stazionamento: se si utilizza un cavalletto senza inseguimento, questo potrà essere fatto a piacere. Mentre se si utilizza una montatura equatoriale, è obbligatorio stazionarla perfettamente con l’asse polare rivolto a nord seguendo procedure dedicate. Un altro dispositivo molto interessante e che ho visto in funzione è il geniale Minitrack di Christian Fattinanzi che permette di ottenere grandiose immagini!
  3. Eventuali dispositivi di autoguida, qualora si avesse a disposizione: questa fase è ovviamente rivolta a coloro che già hanno montatura equatoriale e sistema di guida e quindi si spingono ad esporre diversi minuti con focali oltre i 350mm
  4. Pianificazione degli scatti
  5. Fase di acquisizione
  6. Ripresa dei Flat Field di calibrazione
  7. Ripresa dei Dark di calibrazione

FOCUS SUI PUNTI 4. E 5.

ovvero: pianficazione degli scatti e fase di acquisizione

PIANFICAZIONE

La pianificazione degli scatti è il primo step che porta ad una concreta ottimizzazione della serata fotografica. Sostanzialmente, scelto un oggetto (io ne consiglio non piu di 2 a sessione ma in pratica non mi spingo oltre al singolo oggetto: 1 oggetto a sessione), è opportuno leggersi qualcosa online che ne spieghi le caratteristiche. Io trovo molto utile wikipedia ad esempio, ma sono tantissimi i siti di associazione astrofili che trattano sicuramente gli oggetti piu famosi.

Pianificare gli scatti quindi in buona sostanza significa avere a disposizione una tabella mentale da seguire durante la notte. L’importanza di questa tipologia di forma mentis è presto detta con un esempio molto banale: supponiamo di voler fotografare la nebulosa di orione. Questo oggetto ha la caratteristica di avere un centro molto luminoso (è visibile anche a occhio nudo!) mentre le parti piu esterne sono decisamente deboli. Lo scopo della pianificazione è quella di cercare di ottenere una immagine dove il centro non venga bruciato, mentre devono essere presenti le parti esterne: per ottenere questo risultato è necessario effettuare una serie di scatti a ISO diversi e con durate diversi. Un esempio potrebbe essere questo:

N. 50 scatti Iso 200 da 10 secondi

N. 30 scatti Iso 800 da 20 secondi

N. 15 scatti Iso 800 da 40 secondi

Quando poi andremo a mediare tutte le immagini tramite una mediana ed applicando un filtro chiamato “DDP” (che vedremo in altri articoli) ecco che spunterà un centro immagine non eccessivamente saturato e parti deboli molto piu visibili.

Altro esempio, invece, potrebbe arrivare da galassie come Andromeda che possono ritenersi similari alla nebulosa di orione: centro luminoso, bordi deboli.

Infine potrebbe anche verificarsi il caso di oggetti che non presentano forti differenze di luminosità e in questo caso è posisibile spingere con le pose (5 minuti, 7 minuti, 10 minuti e oltre) ed effettuare una sessione dove le immagini raccolte sono tutte della stessa durata e stessa impostazione di Iso; è il caso ad esempio degli ammassi aperti in cui è presente nebulosità.

ACQUISIZIONE

Capire quanto esporre non è particolarmente complesso, l’importante è fidarsi un pò dell’elettronica. Dico questo perchè buona parte delle immagini grezze (cioè non sommate) sembrano sempre sottoesposte o non mostrano in dettaglio le parti deboli dell’oggetto. Questo sulle prime può far pensare che non si sia raggiunto un buon compromesso tra le impostazioni degli scatti, ma in realtà non è detto che sia cosi; i sensori, rispetto alla pellicola, sono lineari. Questo significa che i valori dei singoli pixel aumentano all’aumentare della durata della posa in maniera appunto lineare col risultato che essendoci una differenza sostanziale tra parti luminose e parti meno luminose, le seconde risultano essere molto meno percettibili da uno schermo…ma ci sono.

Leggendo moltissima didattica online ed acquistando diversi libri, sono arrivato alla conclusione che ha ragione chi sostiene che  l’elemento da tenere d’occhio è l’istogramma ed il motivo è questo: la fotografia (ed in particolare l’astro-fotografia) si basa in buona sostanza sul contrasto. L’elemento fotografato emerge rispetto al fondocielo perchè avendo una luminosità diversa, viene “staccato” rispetto al fondo. Quando esponiamo il nostro sensore, viene raccolta luce non solo dall’oggetto, ma anche dal fondocielo stesso che è una componente comunque luminosa: il fondocielo non è nero, diversamente da come si può pensare, ma ha una sua luminosità. Questa caratteristica ha ovviamente un impatto sulla creazione dell’immagine digitale e quindi anche sull’istogramma.

Tradotto in pratica, significa che se noi abbiamo un istogramma la cui curva viene tagliata dal limite sinistro, non abbiamo esposto abbastanza perchè abbiamo tagliato una parte del fondocielo e quindi probabilmente anche una parte dell’oggetto stesso, nelle sue parti meno luminose. Ecco quindi che l’istogramma ci fornirà immediate informazioni sullo “stato” dell’esposizione, come segue (immagine tratta dal sito www.tuttoleo.it)

Istogramma2

Da notare come la sottoesposizione taglia e “ruba” informazione ai frame!. Altro aspetto parimenti pericoloso è la sovraesposizione, perchè anche questa si traduce in una perdita di informazione. Quando si sovraespone, si creano delle parti “bruciate” nell’immagine che fornisce l’indicazione di una serie di pixel che hanno ricevuto troppa luce, saturandosi. Quando questo avviene, il pixel diventa “bianco” e perde qualsiasi dinamica e qualsiasi possibilità di recuperare l’informazione che è cancellata proprio dalla sovraesposizione.

Come ragionare quindi? Prendendo tout court esemplificazioni che potete trovare in numerose dispense e articoli online c “semplicemente” basta scattare con una posa sufficiente a staccare il nostro istogramma rispetto alla parte sinistra, con una durata che permetta di posizionare la curva dell’istogramma in una zona che va da 1/4 a 3/4 tra la parte sinistra e quella destra. Questo significherà che avremo raccolto anche il fondocielo con le sue dominanti, quindi a rigor di logica l’oggetto sarà stato tutto “raccolto”. Bisognerà solo estrarlo in fase di elaborazione…

Nota: anche durante le fasi dell’elaborazione, è bene tenere presente questo concetto. In generale, c’è la tendenza di noi neofiti ad ottenere un cielo forzatamente scuro. Questo è dato sia dall’inesperienza che dall’ammanco dei file di calibrazione, i flat sopra tutti. Questo porta ad avere ad esempio una vignettatura che si cerca poi di eliminare “cancellando” il fondocielo e portandolo ad un improbabile colore nero pece, ma in realtà stiamo rubando informazione e rovinando l’immagine…l’istogramma non mente.

AUMENTARE GLI ISO O AUMENTARE LA DURATA DELLE POSE?

Ecco una bella domanda, che spesso mi son sentito porre e che io stesso ho posto nelle fasi iniziali della mia passione, con risposte molto discordanti a volte. Diciamo che nel tempo ho cercato di sviluppare una forma mentis aiutato sia dalla didattica che dalla logica.

Partiamo con ordine: acquistiamo una reflex. Questa reflex è fichissima, ha un sacco di megamiliardi di pixel e ha una caratteristica incredibile: arriva a ISO 22.340.353,31. La percezione che ci arriva è che questo valore sia “fondamentale” per definire una reflex “di buona qualità”, dal momento che la logica “terra terra” suggerisce che sia una camera molto sensibile. Oppure, si ha la tendenza a ragionare che aumentando gli Iso aumenta anche la sensibilità. Purtroppo, questo non è niente di piu sbagliato. Se ragioniamo un attimo, infatti, un sensore non ha la possibilità di essere “modificato” nelle sue caratteristiche costruttive da alcun software: se un sensore ha una sensibilità X, quella è e non c’è modo di cambiarla.

Ciò che invece andiamo  a modificare aumentando (o diminuendo) gli ISO è la risposta del firmware che tratta ahimè una pre-elaborazione dell’immagine per portarla al nostro schermo con determinate caratteristiche. Se ci fermiamo a pensare un attimo, vediamo che in buona sostanza, la nostra azione di agire sugli ISO non fa che prendere i dati raccolti dal sensore e modificarli. Per paragone, possiamo intuire che ciò che avviene aumentando gli ISO altro non è che la modifica di una curva di luce, stessa azione che si farebbe con Photoshop col risultato che non solo si va ad aumentare l’entità del segnale buono, ma anche l’entità del rumore di fondo che non viene filtrato (nota: il noise reduction del firmware va disattivato quando si fanno astrofotografie!).  Inoltre, aumentando gli iso aumenta la probabilità che la curva applicata dalle impostazione di iso alte mandi in saturazione l’immagine col risultato che piu si aumentano gli ISO e piu l’immagine si appiattisce perdendo dinamica e rischiando una saturazione.

Detto questo, è altrimenti vero che diminuire troppo gli ISO (esempio ISO 100) non permette al firmware di riconoscere quali siano le parti “buone” dell’immagine e quindi valori prossimi allo zero (ma che non sono zero!) vengono portate a zero, cioè a nero. Ricordiamoci che nelle reflex il firmware viene creato per far ottenere ottime immagini diurne e a portata di novelli fotografi….questa caratteristica può essere dannosa in astrofotografia.

In buona sostanza, questo concetto ci porta ad una condizione base: aumentare gli Iso non è una soluzione per ottenere immagini piu spinte, perchè diminuisce la dinamica e aumenta il rumore. Viceversa, diminuirli troppo permette al firmware di “sgranocchiare “parti deboli dell’immagine.

In linea generale, io non vado mai oltre gli 800 Iso, compromesso ritenuto valido da molti astrofotografi anche per motivazioni fisiche: in pratica, tra i 400 ISo e gli 800 Iso si può ritenere che il firmware prenda l’immagine del sensore nella maniera piu neutrale possibile, intervenendo molto meno con ritocchi sulle luminosità.

Considerando che scattare a 800 Iso si ottiene una buona dinamica complessiva dell’immagine, risulta quindi vantaggioso aumentare i tempi di posa fino al verificarsi della condizione di istogramma spiegata nel paragrafo precedente. La risposta alla domanda quindi è: meglio aumentare i tempi di posa.

Nota: può capitare però che il sistema di autoguida del nostro setup non sia particolarmente performante o che non si disponga di un’autoguida. In questo caso, ovviamente, aumentare i tempi di posa può essere controproducente col rischio di trovarsi numerose foto mosse. Inutile dire che qualora ci si trovi con questo limite, è bene aumentare gli iso tenendo però sempre in considerazione che se già si sta staccando il fondocielo, questa azione potrebbe essere superflua.

QUANTE IMMAGINI SCATTARE?

Andando avanti con la logica appena spiegata, vien da se che piu immagini si scattano e maggiore sarà il rapporto tra il segnale e il rumore ottenibile in fase di media delle immagini. In generale, io ho visto come migliori sensibilmente la qualità dell’immagine e la possibilità di estrarre segnale applicando una mediana su almeno 20 immagini. Quindi riterrei opportuno non spingersi con pose inferiori.

Ma in buona sostanza meglio scattare tante immagini a corta posa o poche immagini a lunga posa? Anche qua vale la solita logica..dal momento che la mediana delle immagini permette di migliorare il rapporto tra il segnale ed il rumore e dal momento che aumentare i tempi di posa aumenta la generazione del rumore, qualora si ottenga un oggetto ben staccato (vedasi istogramma) è opportuno aumentare il numero delle pose in quanto ogni immagine contribuirà a definire nettamente ciò che è segnale e ciò che è rumore.

Torniamo quindi alla motivazione delle mie 20 pose spiegate prima.

TIPS & TRICK

Per concludere questo articolo, direi di elencare una serie di consigli che io sono solito adoperare, tenendo presente che il nostro obbiettivo è avere a disposizione un buon segnale e bypassare alcune funzioni che i firmware applicano in automatico alle nostre immagini reflex:

  1.  eliminazione di tutte le impostazioni di “facilità” o altrimenti dette Utilityes, del firmware. Quindi niente noise reduction
  2. Impostazione Iso 800
  3. Range di esposizione a step fissi: possibilmente cercare di fissare dei tempi di posa standard: esempio 3 minuti, 5 minuti, 7 minuti, 10 minuti e muoversi sempre su quelli in modo da evitare di fare 3 minuti e 24 secondi o 7 minuti e 50 secondi. Questo aiuterà poi nell’applicazione dei dark e nella creazione di librerie di file di calibrazione
  4. Lasciar riposare il sensore: dal momento che il sensore scalda durante l’acquisizione, lasciare un tempo di riposo tra una posa e l’altra permette di far raffreddare un pò il sensore diminuendo cosi la generazione di rumore termico. Io solitamente imposto 30 secondi di pausa tra una posa e l’altra.
  5. Spegnere lo schermo posteriore: le reflex (o almeno la mia canon lo fa) quando non è in fase di scatto mantiene attivo lo schermo posteriore col risultato che questo scalda. Anche il live view ovviamente scalda e va disattivato dopo aver fatto il fuoco e non piu riutilizzato se non per eventuale posizionamento degli oggetti nell’inquadratura.
  6. MAI ACQUISIRE IN FORMATO JPG MA UTILIZZARE IL RAW!!

APPROFONDIMENTO

Di seguito un bell’elenco tratto dal sito fotoastronomiche.it

  • Scatto singolo ([]);

  • Programma Esposizione Manuale (M);

  • Selezionare ISO 400, 800, 1.600, 3200 in base alla temperatura ambiente, tempo di esposizione, soggetto da riprendere, eventuale raffreddamento cella Peltier se presente;

  • Anteprima immagine spenta (se si utilizzano programmi in remoto da pc, come Dsrl Focus ed i più recenti Nebulosity e Canon Eos Backyard);

  • Se si usa il comando a distanza o scatto remoto l’anteprima sul display massimo da 2 secondi per non scaldare troppo la macchina;

  • Attivare il live view con zoom 10x per una messa a fuoco precisa da display della reflex;

  • Autofocus spento in caso di utilizzo di obiettivi fotografici, spegnere lo stabilizzatore se presente ed impostare su messa a fuoco manuale MF;

  • Bilanciamento del bianco sul luce diurna (AWB) se la camera non è modificata baader o full spectrum mentre con la modifica del filtro occorre fare manualmente il bilanciamento del bianco;

  • Selezionare il formato Raw (o Raw + JPEG che viene nominato RAW+L, vantaggio ulteriore salvataggio per una consultazione delle immagini JPG più veloce del corrispondente RAW nelle cartelle);

  • Risoluzione alla massima qualità se si dovesse operare con il formato JPG (L);

  • Disattivare la riduzione automatica del rumore in quanto verranno ripresi i dark frames separatamente in un secondo tempo;

  • Disattivare l’eventuale funzione di Sharpening;

  • Contrasto e saturazione del colore lasciare a metà scala nel caso dell’uso del formato JPG;

  • Selezionare lo spazio colore sRGB;

  • Disattivare il FLASH;

  • Per pose superiori ai 30 secondi selezionare la voce, tasto BULB nel menù dei tempi;

  • Assicurarsi che la scheda di memoria (almeno qualche Giga byte) sia inserita nella camera;

  • Assicurarsi che la batteria sia ben carica e provvedere alla scorta di 1 o 2 batterie di ricambio oppure un cavo di alimentazione a rete;

  • Memorizzare in una impostazione personalizzata tutti i passaggi elencati.

Michele Bortolotti ed Erika Mocci (per consulenza info.fotoastronomiche@gmail.com)

Buon Lavoro!

 

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