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Ok, arrivati quindi fin qua dopo la lettura DELLA PARTE I <– link posso “provare” ad introdurre un pò il software di guida PHD con qualche raccomandazione.

La prima è la piu importante..prestate attenzione anche ai miei articoli! Repetita Juvant…io non sono un esperto assoluto di astrofotografia, quanto piuttosto un astrofotografo che cerca di raccontare tramite esperienze cosa ci sta dietro ai sistemi a mano a mano che li scopre. Siccome adoro l’interfaccia del blog, che è anche un pò il mio blocco appunti, questa anticipazione è dovuta perchè come abbiamo visto anche nei precedenti articoli, spesso la sensazione è che sia vero tutto e il contrario di tutto. Quindi d’obbligo sempre incrociare piu fonti.

La seconda raccomandazione invece è questa: i sistemi di guida, come abbiamo visto, sono semplicissimi finchè tutto funziona. Tuttavia,a livello pratico, un sistema di autoguida è talmente sensibile a tutte le condizioni di circostanza, da rendere praticamente impossibile trovare un uovo di colombo che vada bene per tutti i setup e per tutte le situazioni, e questo ovviamente non fa che aumentare a dismisura la bibliografia di problemi che si può di norma trovare online. Ahimè, la risposta universale a tutte le domande dell’autoguida, probabilmente non esiste e questo di sicuro può deludere un pò le aspettative che di norma ci possiamo aspettare dai vari tutorial.

Esiste però un atteggiamento che si dovrebbe adottare tutte le volte che ci si prefigge di riprendere, e su questo ovviamente mi rivolgo in larga parte a chi approccia alla materia…la differenza, la fa IL METODO.

DUE PAROLE SUL METODO

Il metodo, soprattutto all’inizio, è l’unica vera garanzia di successo quando si vuole iniziare a fare “sul serio”. Prendere appunti, valutare e scriversi le procedure di stazionamento , fare continui accertamenti sul proprio setup, ricordarsi BENE cosa si sta smanazzando sui software, sono tutti aspetti che fanno parte di quelle piccole accortezze che piano piano portano ai risultati.

Diversamente, è talmente ampia la casistica di parametri ritoccati che portano a risultati poco prevedibili, da far perdere il filo a qualsiasi astrofotografo, di qualsiasi grado. Non è un caso se ad esempio astrofotografi di maggior esperienza consigliano spesso di “tenersi lontani dai problemi”, e questo deriva sicuramente dalle miriadi di notti perse in un frustrante insuccesso dovuto magari ad una DLL che non funziona, ad un cavo che tira, ad un attacco non ben serrato, ad una impostazione modificata mentre si provava il sensore dell’amico la volta prima e che la nostra memoria ha totalmente bypassato.

Giusto per ridere un pò, tra le casistiche ricorrenti relative ad insuccessi o stress aggiutnvi, si va da mezza serata persa perchè si è lasciato impostato il simulatore come camera di guida (wow che graifco piatto!!) fino al tappo nel telescopio di guida (ma cavolo non mi va piu a fuoco!!) Personalmente, sonocose che mi sono capitate e in certi casi sono state anche piuttosto frustranti 😀

Anche quando ci si avvicina proprio al problem solving di un’autoguida, l’approccio fondamentale è sempre alla base di qualsiasi problem solver e risponde ad una domanda, e una soltanto: COSA STO FACENDO?

Questa banalità spesso risiede all’interno di logiche piu “oscure”, il piu delle volte non si ha ben chiaro dove si è, da dove si arriva e soprattutto dove si andrà, anche in un ambito procedurale volto a migliorare una buona situazione pregressa ma non molto chiara.

Il motivo per cui faccio questo papiro all’interno di queste chiacchierate, risiede proprio nella logica di utilizzo di un qualsiasi programma di autoguida, di cui PHD rappresenta attualmente forse la scelta piu quotata da molti astrofili. e cioè:

Per SAPERE come funziona un software di guida come phd, bisogna STUDIARE

Per CAPIRE come funziona Yn software di guida ocme PHD bisogna INTERPETARE


Applicare una sola di queste due logiche, non fa che dare risposte parziali. In realtà, bisogna strizzare l’occhio ad entrambe.

Infatti, questi due aspetti sono asslutamente legati tra loro e la capacita del loro “utilizzo completo” risponde ad un nome e uno soltanto: ESPERIENZA. L’esperienza è quell’aspetto che permette la soluzione personale ad un problema proprio e di altri, risiede sostanzialmente nella completezza di casistiche da affrontare e spesso passa inosservato nella valutaizone sia di chi consiglia sia di chi riceve il consiglio per due motivi: o chi sta consigliando ha già un bel bagaglio di esperienza e dà per scontate alcune cose, o chi consiglia ha risolto qualche proprio problema in maniera del tutto fortuita, o chi riceve il consiglio applica senza aver compreso in pieno i motivi. E’ normale, ci si passa tutti.

Ecco, questo concetto racchiude in sè la grandissima risorsa che ognuno di noi ha mentre prosegue nel suo percorso, l’esperienza è la risoluzione dei problemi, ma l’esperienza non può essere un tutorial. Ecco spiegato a mio parere per quale motivo è difficile trovare tutorial risolutivi in termini di autoguida e quindi è bene considerare che finchè la barca va bisogna lasciarla andare e rimandare i miglioramenti di un sistema non precisissimo a piccoli interventi circostanziati nel tempo.

Detto questo, uno dei miei preferiti metodi per avventurarsi nel proprio problem solving, sta nel fatto che l’autoguida va letta, interpreatata e corretta non sulla base di un parametro ma sulla base di una serie di parametri che sono tra loro connessi per via diretta o indiretta. Detto in parole povere, se si vuole migliorare un aspetto relativo alla propria autoguida agendo su un parametro, può essere difficile che si ottenga un risultato a meno che a monte non ci sia stata una valutazione precisa che porta ad agire su quel parametro. Il piu delle volte, è opportuno intervenire su un parametro “in relazione a”, e intuire che siccome “la conseguenza sarà”, allora dovrò “agire anche su”

Detto in parole povere: se vogliamo parlare a nuora (software) perchè suocera intenda (montatura) dobbiamo intuire quale sia il punto della discordia, trovare le parole giuste per affrontare il discorso con la moglie, dopodichè magicamente la suocera farà ciò che noi gli abbiamo trasmesso tramite la nuora.

La conoscenza del software implica una logica di insieme, dove la valutazione si dovrebbe fare sulla base di tutti gli elementi di intervento che permette il programma e non solo di uno di questi. In pratica, non ha alcun senso agire ad esempio su un solo parametro tipo il MIN MOV se non abbiamo tenuto conto della lunghezza dell’esposizione e non abbiamo messo in relazione il seeing, con la durata della posa della camera di guida, con l’entità di scostamento minima entro cui far intervenire l’impulso di guida, relazionando tutto poi alla meccanica della montatura.

Vista cosi di sicuro è tutto fuorchè semplice, ma se sei qua probabilmente hai già passato la fase del “mi va bene qualsiasi cosa purchè sia..” e quindi tantovale affrontare un paio di cosette.

INSTALLAZIONE PHD

Saltando a piè pari tutta la questione di installazione (RACCOMANDAZIONI: modalità AMMINISTRATORE) una finestrella caruccia e spesso trascurata è quella che si presenta al primo avvio, in buona sostanza questa:

Questa finestrella è molto importante e ci fa capire subito un qualcosa su una parte di architettura che sta dietro al software. Proprio il fatto che si attivi un allarme Windows Defender Firewall ci fa capire che questa finestrella ha a che fare con le connessioni, in dettaglio connessioni server e loro comunicazione. E’ importante sempre sincerarsi che al primo avvio della macchina, si dia l’accesso a PHD2 di smanazzare con la comunicazione tra software e il motivo è presto detto. Avendo PHD un lato server che riceve istruzioni da script esterni e restituisce array di dati, è importante fornire al programma le autorizzazioni a farlo sltrimenti il firewall farà ciò che è deputato a fare: cioè, da un bel calcione alla connessione con buona pace dell’intercomunicabilità tra le piattaforme..Prestare attenzione a questo aspetto evita tutti quei problemi e problemuncoli dovuto sostanzialmente a mancate comunicazioni tra piu applicativi, ad esempio un software di gestione (come Voyager o APT o SGP per citarne alcuni) devono poter comunicare con PHD affinchè gli impartiscano istruzioni, quali ad esempio effettuare appunto un dithering, una calibrazione, l’intervallo di guida. A sua volta, PHD comunicherà ai software il suo stato, riporterà i dati per i grafici e per le dimensioni delle stelle e tutto quanto farà parte dell’array necessario a gestire il tutto. Dico questo perchè è capitato ad alcuni amici che non funzionasse il dithering tramite software esterni a PHD e la problematica è stata poi ricondotta a questo aspetto. Per comunicare con programmi esterni, quindi, dobbiamo assegnare a PHD il diritto di farlo.

Il sunto di questo piccolo paragrafetto è quindi questo: se hai problemi di dithering mancati o problemi relativi alla comunicazione tra piu software (problemi di timeout, problemi di mancate risposte, problemi di dati che non arrivano, latenze varie) che devono interfacciarsi con PHD, in prima analiisi la soluzione va cercata qua, con tanto di Antivirus al seguito.

LA PIRAMIDE DI PHD

Osservando un pò l’architettura con cui è stato programmato, possiamo interpretare una piramide che personalmente valuto cosi

a) In cima abbiamo gli algoritmi. Gli algoritmi sono praticamente quella serie di istruzioni di calcolo che vengono inserite all’interno di una routine ed è volta a fornire sostanzialmente un ambiente definito entro cui effettuare una serie di considerazioni matematiche volte a determinare (nel nostro caso) il risultato in termini di autoguida. Ecco spiegato, ad esempio, per quale motivo non è possibile modificare un algoritmo DURANTE la guida e per quale motivo è bene metterli in cima alla nostra piramide: a prescindere dagli interventi su altri parametri (che vengono a cascata) saranno sempre questi a determinare le valutazioni primarie su cui far rientrare la predizione sul prossimo intervento di guida.

Prendendo a riferimento una normale montatura equatoriale, possiamo innanzituto osservare che i due assi sono diversi, hanno movimenti e ruoli completamente separati tra di loro. In dettaglio osserviamo che:

  1. L’asse di AR ha un movimento continuo durante la nottata, scandito come un orologio e la cui meccanica è costantemente in movimento. A livello meccanico sappiamo che c’è una vite senza fine(VSF) che pilota una corona su cui è fissato l’asse, facendolo girare. Bene, l’accoppiamento corona/VSF è soggetto ad errori intrisechi del sistema che dipendono nel loro susseguirsi nel tempo dalla durata di un giro di Vite senza Fine. Questa varia di montatura in montatura, esempio dura 5 Minuti per una CEM60 o 8 minuti per una Neq6 (mi pare..verificatelo voi). Questo significa che ogni tot minuti si ripresenterà sempre lo stesso errore periodico, che il sistema dovrà “filtrare” individuandolo tra tutte le ulteriori correzioni necessarie, che siano dovute ad un bilanciamento, a un brutto seeing o al vento o a un cavo che si è mosso. Utilizzando un algoritmo di ISTERESI viene quindi apposto un certo ritardo prima di intervenire ad effettuare correzioni, onde evitare che una situazione momentanea (come può essere ad esempio il seeing) vada a influire negativamente su un movimento regolare nel tempo come appunto dovrebbe essere l’asse di AR.
  2. L’asse di DEC: l’asse di Dec, invce ha un funzionamento diametralmente opposto. Come visto nei precedenti articoli, se c’è un perfetto allineamento non ci sarebbe nemmeno bisogno di guidare! (ad esempio in tutti quei casi in cui una postazione fissa viene allienata con il metodo BIGOURDAN di precisione). Ma ahimè…siamo itineranti, spesso non abbiamo tempo o voglia di fare un sistema del genere (che è l’UNICO vero sistema con cui stazionare di precisione alla polare) e quindi abbiamo bisogno di correggere in dec. In questo caso, ad ogni modo, non c’è limite al periodismo..nel senso che in una serata potrebbe anche non verificarsi mai un giro completo di vite senza fine. Tutto dipende da quanto siamo precisi…Ad ogni modo, l’asse subisce correzioni in entrambe le direzioni, Nord e Sud, quasi in continuo se non siamo ben allineati. Quel continuo su e giu è dovuto sostanzialmente a due aspetti legatissimi tra loro: giochi e bilanciamento. Giochi, perchè chiaramente un ampio gioco della VSF non fa che “titillare” continuamente tra un dentino e l’altro…Bilanciamento, per gli stessi motivi spiegati per l’AR. In questo caso però, di norma siamo fuori polare in una direzione e quindi il sistema può avere dei vantaggi se gli suggeriamo di evitare di passare da una direzione all’altra. Questo Logaritmo è il RESIST SWITCH la cui base è molto similare all’Isteresi ma con una considerazione in piu: preferisce anteporre appunto una resistenza al cambiamento di direzione durante la guida. Questo significa che di norma aspetterà che la stella derivi in una stessa direzione prima di correggere. Quando arriverà però a correggere troppo, portandola dall’altra parte, allora cercherà nuovamente di riportarla in centro con direzione opposta (Nota: questa funzione non è da confondere con il parametro “Nord” “Sud” “Auto” che si trova nella maschera principale.

A questo punto, la cosa migliore da fare è studiare i restanti algoritmi tenendo sempre presente un aspetto: di norma, questi due funzionano benissimo per tutte le volte in cui è sereno e c’è un tempo adatto alle riprese. Elencare tutti i restanti algoritmi non solo appesantisce tutto (e già è pesante di suo) ma contribuisce a fare piu confusione a mio parere. Per lo scopo di questo intervento, è la LOGICA che deve passare, il resto vien da se.

2) Tornando a bomba alla piarmide, subito sotto gli algoritmi, abbiamo gli interventi che si possono fare durante la guida, nella barra utente per dirla spiccia. E sono questi qua:

Questi sono i parametri che, a differenza del punto precedente, si possono cambiare durante la guida e servono per le correzioni fini. C’è poco da dire e li conosciamo piu o meno tutti,…

Agr è l’aggressività, intesa come la durata e tempestività con cui inoltrare un comando di guida,

Isteresi l’ìabbiamo visto piu sopra, è la quantità di “memoria” di cui tenere conto prima di rilevare un sostanziale cambiamento dell’andamento della guida,

MoMi è il minimo movimento oltre il quale far intervenire la guida.

Gli ulotimi due parametri si ripetono anche per la Dec, dopodichè abbiamo la durata massima degli impulsi, espressa in micorsecondi, e la compensazione della deriva…Su automatico, permette correzioni del solo asse di DEC in entrambe le direzioni, se messo su Nord solo in un verso, se messo su Sud solo nell’altro ma ovviamente è una impostazione sconsigliabile per itinerante.

3) La diagnostica: PHD è un software che permette anche una diagnostica molto interessante per valutare la propria strumentazione. In prima analisi è bene osservare il grafico quando ci si pone nell’ottica di diagnosticare il sistema, ma oltre questi la schermata piu importante è sicuramente costituita dalle statistiche:



Le statistiche si dovrebbero sempre leggere in arcosecondi e il calcolo viene effettuato in automatico dal software quando si inseriesce la lunghezza focale del telescopio di guida. Essendo un riferimento universale, l’arcosecondo ci fornirà anche l’idea di massima sulla qualità dell’immagine dal momento che se il setup è stato opportunamente studiato avremo ben a mente il rapporto tra guida e ripresa e quindi sapremo valutare tempestivamente la qualità della guida. Oltre a questo PHD permette di fare valutazioni sul backlash della montatura e sugli errori periodici dell’asse di AR.

SOPRA A TUTTO QUESTO…L’ASTROFILO

Bene, abbiamo in pratica questi TRE contest che sono in ordine di importanza: .gli algoritmi e gli interventi in corso d’opera e la diagnostica.

E’ importantissimo a mio parere leggere in questa maniera il software, perchè mentre gli algoritmi ci fanno entrare all’interno di un contesto, i parametri variabili in corso d’opera ne regolano alcuni aspetti sostanziali e costituiscono in buona sostanza tutta quella serie di valutazioni e considerazioni da fare durante una normale nottata di riprese. La diagnostica, oltre a costituire un elemento in piu, ci permette di entrare nello specifico del problema qualora intuiamo di averne uno e di attuare una serie di misure volte a circoscrivere una problematica. I tre aspetti, ad ogni modo, sono FORTEMENTE legati tra loro ma in termini di autoguida sul campo solo i primi due già costituiscono uno strumento piuttosto potente di intervento. Adesso, ad esempio, sapendo come può funzionare un’isteresi o per quale motivo utilizziamo un resist switch, ci apparirà piu chiaro un aspetto fondamentale: TUTTI I PARAMETRI SONO INTRECCIATI TRA LORO e consentono una correzione opportuna solo quando teniamo conto di tutto l’ambiente che circonda quel parametro.

Per quel che mi riguarda, io lego sempre diversi aspetti per ogni asse e decido in seguito come operare…

Tempo di posa tra un frame e l’altro con Algoritmo di guida con Valutazioni sul Seeing con Isteresi con MoMi con Aggressività. Tutto insieme. E’ l’unico modo che conosco per poter interpretare corretttamente una guida e fare gli opportuni aggiustamenti, passare quindi da cambiare un parametro “in relazione a”, intuire che siccome “la conseguenza sarà”, allora dovrò “agire anche su”

Ipotesi: una montatura con cinghia è piu reattiva di una con ingranaggio. Quindi, poste come ottime le condizioni di bilanciamento, stazionamento, campionamento etc, avremo una montatura piu reattiva. Bene, già questo ci farà capire ad esempio che è bene aumentare il tempo tra una posa e l’altra, attestandoci magari anzichè dai 2 secondi ai 4 secondi. Questo aspetto avrà come vantaggio il fatto di diminuire i nefasti effetti del seeing. Bene, aumentando però il tempo di posa, utilizzando una isteresi, significa che supponendo un ciclo di 10 pose avrò un cambio di condizoni piu lento qualora io abbia bisogno di adeguarmi ad una condizione dinamica intercorsa durante la serata (ipotesi, si alza un pò di vento). Questo perchè ovviamente aumentando il tempo di posa, aumenta anche il tempo di reazione dal momento che l’isteresi è un parametro che non tiene conto del tempo intercorso ma solo del numero dei frame! Allora, questo potrebbe ad esempio portarmi ad una sottocorrezzione, cioè potrebbe non essere sufficiente la quantità di correzioni apportate…ed ecco quindi venirmi in soccorso il MoMi, ch eposso abbassare affinchè il sistema venga allertato su una condizone piu restrittiva da considerare come errore forte anche del fatto che aumentando la durata della posa contengo di piu il seeing. Ovviamente a questo si va a legare poi anche l’aggressività, dal momento che se il sistema è troppo lento nella risposta ma ha una forte aggressività, potrebbe causare l’effetto contrario ergo sovracorreggere..cioè, una volta superata l’inerzia al movimento, potrebbe trovarsi a dare una bella “botta” di impulsi che farebbe ribaltare la situazione…da deriva in un lato a deriva all’altro. E di nuovo ricominciare la solfa. Ecco quindi, alla noce del discorso, chje in questo caso abbassare l’aggressività potrebbe rivelarsi vincente.

Risultati immagini per phd overcorrection

Nella stessa ipotesi ma con risolti differenti una montatura sovraccarica o che già nativamente ha forti resistenze al movimento..allora in questo caso, potrei avere necessità di diminuire i tempi di posa, magari portandoli ad un secondo per poter avere una guida continua e contestualmente aumentare il MNmo perchè la logica conseguenza di una situazione del genere è di sicuro il rischio di guidare sul seeing. Se sono in serate dove tutto sta andando bene, posso aumentare l’isteresi in Ar in modo da poter avere una guida un pò piu morbida e meno soggetta a sbalzi e contestualmente potrei anche diminuire la lunghezza massima degli impulsi di guida in modo da evitare un eventuale rimbalzo.

Questi concetti son ogli stessi che posso applicare all’asse di DEC, praticamente gli stessi. E’ importante leggere il grafico e di conseguenza agire ma prima di tutto cercar edi capire COSA sta causando un brutto grafico e le stelle allungate..

Purtroppo, tutto questo è difficilmente inseribile all’interno di un articolo di blog, soprattuto un articolo di questo tipo che è piu volto a spiegare l’approccio che la soluzione… ma possiamo “stringere” il succo del discorso con tre fondamentali concetti

a) come visto negli articoli precedenti, tutto deve essere METICOLOSO e fatto con METODO, i setup ben studiati, le flessioni meccanice EVITATE come la peste etc.

b) Nelle serate poco belle, non è bene riprendere. O perlomeno, è necessario evitare di confrontare i grafici di guida con sessioni a cielo perfetto..lo facciamo tutti, è vero, ma è da evitare.

c) nel software phd TUTTI i parametri forniscono una risposta ad una condizione precisa e cioè che abbiamo in testa non un parametro solo, ma tutta una serie di considerazioni. Come un direttore d’orchestra, quante piu casistiche abbiamo a disposizione e informazioni sul sistema e piu precisi saremo negli interventi.

Per concludere lascio qua in allegato questa DISPENSA che si trova direttamente dal sito PHD. E’ fondamentale leggerla anche come approfondimento di quanto spiegato in questo blog e contiene i consigli utili piu opportuni su PHD:

Ora, spero che anche questo articoletto poss aver contribuito a sviluppare qualche aspetto relativo alla giusta “forma Mentis”.., il mio “lavoro” su questi aspetti lo ritengo finito. Tutta questa serie di considerazioni parte da diversi articoli fa, precisamente dai campionamenti e via discorrendo fino a tutta la serie di articoli sull’autoguida e questo articolo è il naturale proseguimento di quei lavori.

Ringrazio tutti gli amici che fin qua hanno supportato e letto questo blog e rivolgo un caro saluto a tutti!

Cieli sereni

Fabio Mortari con 37.7 di febbre. 😀 Si nota?

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!

Come spiegato nell’articolo dedicato alla ricerca di supernovae, una delle difficoltà maggiori che ho incontrato durante la stesura di alcune procedure era relativa alle verifiche di una ripresa tramite immagini di riferimento, i cosiddetti “Master”. La procedura non è cortissima da spiegare ma è semplice da effettuare, per cui mi scuso in anticipo se questo articolo risulterà particolarmente prolisso. Essendo un tutorial, non mi è possibile accorciare perchè ho piacere che l’argomento venga ben compreso.

La procedura tipica di una sessione di ricerca supernovae prevede che in una serata vengano rilevate immagini di (n) galassie. Dopodichè queste immagini vengono confrontate con immagini Master (chiamate anche immagini di riferimento), in modo da poter osservare immediatamente se ci sono le ambite supernovae, o tramite blinking tra le due immagini o tramite sottrazione del master alla immagine ripresa.

Questa azione, molto semplice da effettuare e che è possibile automatizzare, funziona a meraviglia a patto però di avere delle immagini di Master ben fatte e ben centrate. Nel tempo ho cercato diversi metodi per ottenerle, con non poche difficoltà per il mio livello di conoscenze (non sono un informatico e nemmeno un ricercatore). In particolare, sono tre le modalità utilizzabili per la maggiore:

a) assegnazione al ruolo di “Master” di un’immagine ripresa: in pratica, una volta rilevata una galassia, l’immagine ripresa la possiamo utilizzare come Master per le rilevazioni successive. Questo metodo non mi ha convinto, in quanto le galassie che vengono rilevate a frame singolo per un’esposizione di 60 secondi non forniscono una apprezzabile qualità e sono affette da difettosità di diverso tipo, in parte dovute dalla qualità del cielo che ovviamente non è sempre dei migliori. Inoltre si rischia che un non perfetto allineamento dell’immagine ripresa vanifichi lo sforzo di ottenere numerosi master.

b) Download dei Master da catalogo DSS durante la survay: questo metodo è simile al terzo che andrò a spiegare e che è quello che ho utilizzato. In pratica è possibile lanciare delle query ai siti di catalogo (ad esempio Symbad) ed ottenere delle immagini scaricabili. Oppure affidarsi a programmi quali “Ricerca” di Salvatore Massaro che permettono di scaricare l’immagine master di riferimento in base alla galassia puntata per un confronto diretto. Il problema di questo metodo è che allunga non di poco i tempi di ripresa tra una galassia e l’altra, e se ci si trova in osservatori non dotati di connettività adsl (come quello che frequento io) diventa molto complesso ottenerli tramite chiavetta internet USB. Ovviamente, sempre nel mio caso, il consumo di banda aumenta notevolmente al punto che si rischia di poter fare solo qualche survay al mese dopodichè bisogna aspettare di poter ricaricare i Gigabye di connettività. Impensabile. Mentre la scrittura manuale di una query impone anche la scrittura di tutte le galassie rilevate, con tanto di coordinate e campo inquadrato e se consideriamo che in una nottata è possibile arrivare a riprensere almeno un centinaio di galassie ecco che il lavoro di “verifica” diventa eccessivamente complesso; col risultato che, nel caso in cui il confronto abbia restituito un risultato positivo, probabilmente qualcuno l’avrà già scoperta e segnalata al Cbat: si arriva troppo tardi.

c) Creazione di una libreria di Master da catalogo DSS: questa ultima modalità è quella piu pratica ed efficace, ma anche la piu difficile da ottenere. Ho cercato per diverso tempo il metodo per ottenere questo risultato, riuscendoci dopo numerosi sforzi (considerate sempre il mio essere neofita, perchè sicuramente astrofili piu navigati probabilmente ci avrebbero messo meno). Il perchè è diffcile lo spiego subito: il catalogo DSS è un catalogo per immagini che si trova in un server. Questo contiene tutta la volta celeste osservabile, quindi non è possibile accedere ad un server FTP nella speranza di scaricarsi solo le immagini di galassie. Potremmo interpretare il DSS (Digital Sky Survey) in questo modo: una immagine unica di tutta la volta celeste, dove una query permette di estrarre una parte di cielo contenente un oggetto conoscendone le coordinate. Come potremmo quindi scaricare via FTP solo ciò che ci interessa?

Beh, si può in realtà fare e anche con pochi passaggi, ma bisogna un pò “studiarsi” la questione.

LA ROUTINE

La routine di azioni da intraprendere per avere una libreria di Master da tenere nel proprio Hard Disk è questa:

  • installare Linux
  • Installare Eso Batch Tool
  • Prepararsi un file con un elenco di galassie
  • Lanciare la query da riga di comando
  • Attendere lo scaricamento dei fits
  • Rinominare tutti i frame con una stringa “NGC XXXX.fit” o “IC XXXX.fit” (poi vedremo perchè)
  • convertire i frame da formato .fits a formato .jpg

INIZIAMO DA LINUX

Innanzitutto ho preferito affidarmi a Linux per l’esecuzione di questo lavoro. L’ho installato su tre pc, in modo da potere scaricare tutte le immagini di zone di cielo che contengono le galassie visibili dalla mia postazione nel corso dell’anno. Linux è fondamentale perchè per effettuare questo tipo di lavoro è opportuno affidarsi ad uno script denominato “Eso Batch Tools” che permette di lanciare delle query dal proprio pc (quindi senza dover navigare tra pagine) il quale provvederà a connettersi al server, selezionare il campo inquadrato impostato dalla query e scaricare già l’immagine Fits.

Non perderò molto tempo nella spiegazione dell’installazione di Linux, ma quello che suggerisco è utilizzare una virtual machine se non si è pratici di sistemi operativi o se non si vuole far confusione nel proprio PC.

La distribuzione che io ho utilizzato è DISTRO ASTRO, come già spiegato nell’articolo dedicato. LINK ma vanno bene tutte le distro a disposizione in questo momento.

Nota: le versioni Linux Based cambiano spesso, e con essa molti pacchetti. Può capitare infatti (come è capitato a me con altri applicativi) che certi pacchetti non possano piu essere utilizzati per questo motivo. Inoltre capita sovente che gli applicativi che si trovano vengano eliminati dalle pagine delle università perchè non piu sviluppati, ma ancora funzionanti alla perfezione . Motivo per il quale ho fatto un upload in questo sito degli Eso Batch Tools che trovate nella sezione software del blog

INSTALLARE ESO BATCH TOOL

Eso Batch Tool è uno scritp compilato per sistemi linux/unix. Questo si può scaricare alla seguente pagina:  LINK ma io per comodità li ottengo tramite comando WGET da terminale.

Iniziamo:

  • creare una cartella in una locazione a voi congeniale (va bene anche il desktop).  Aprite la cartella e cliccate col destro selezionando “Open in Terminal”. Questo vi aprirà un terminale che avrà come percorso la vostra cartella

finestra1

  • FAtto questo, è necessario acquisire i diritti di root, come super user per via del sistema di protezione. Quindi digitate “sudo su”, date invio e inserite la vostra password di sistema (che avete selezionato durante l’installazione). Bene, adesso siete super user.
  • E’ arrivato quindi il momento di prelevarsi il pacchetto. Digitate “wget http://archive.eso.org/cms/tools-documentation/dss/dss.tar.gz” e inizierà il download

download

  • A questo punto avrete nella cartella il vostro file dss.tar.gz. Molto bene.
  • Essendo un file compresso, questo va scompattato. Sempre da terminale quindi digitate “tar -xvf dss.tar.gz” e il file verrà scompattato
  • La scompattazione prevede la creazione di una cartella denominata dss contenente all’interno tutti i file del programma
  • Onde evitare di scrivervi mille pagine di semplici comandi, chiudete il terminale e navigate col mouse dentro la cartella appena creata. A noi interessa entrare nella cartella “scripts” dove troverete due file con questi nomi: dss1dsk e dss2dvd che andranno copiati con la modalità che vi spiego ora
  • Aprite nuovamente il terminale col tasto destro del mouse e acquisite nuovamente i diritti di super user (sudo su). Fatto questo digitate “cp dss1dsk /usr/local/bin/dss1” (premete invio) e poi “cp dss2dvd /usr/local/bin/dss2” premete di nuovo invio. Questa azione vi ha permesso di copiare i file all’interno della cartella “bin”, necessaria per rendere utilizzabile il programma

copyfile

  • Ora arriva la parte piu complessa. Non è difficilissimo però bisogna stare un pò attenti a quel che si fa. In buona sostanza, i file che abbiamo appena copiato (dss1 e dds2) sono scritp che contengono al loro interno istruzioni di funzionamento. Il problema è che i percorsi dove lo script dovra accedere per cercare ulteriori istruzioni non sono quelle relative alla vostra installazione e quindi dovremo andarli a modificare.
  • chiudete tutti i terminali  e tutte le cartelle
  • Col mouse aprite il filesystem

filessytem

  • Entrate nella cartella USR, poi LOCALE e infine BIN. Troverete i nostri bei file dds1 e dss2

filesystem2

  • Aprite il solito terminale, tasto destro del mouse e “open in terminal
  • Acquisite i soliti diritti da super user (Sudo Su) sennò non vi fa modificare alcunchè
  • Fatto questo, aprite l’editor di testo, in questo modo “nano dss1
  • Si aprirà quindi il file in un edito di testo come nell’immagine sotto

nano

  • Se osservate, c’è una stringa all’inizio in cui c’è scritto “setenv DSS_ROOT /your/path“. Bisogna sostituire /your/path/ con il percorso della cartella sul deskop. Nel nostro caso basta scrivere /home/fabio/Desktop/dss/dss. Per sapere il percorso preciso vi conviene aprire la cartella dss che avevate salvato sul desktop e cliccare col destro “properties“. Vi verrà mostrato il percorso, guardate l’immagine sotto.

yourpath

  • Ora, sempre rimanendo sul terminale, digitate CTRL+X e vi viene chiesto se volete salvare, rispondete con Y e invio
  • Fate la stessa cosa con il file dss2
  • siete pronti alla vostra prima query. Create una cartella sul desktop che potete chiamare a piacere perchè ci servirà per contenere le immagini, entrateci ed aprire un terminale in quella posizione
  • Digitate da terminale “dss1” e vi verrà mostrata questa schermata

dss1test

  • dove c’è il campo “Enter data first field” scriviamo i dati di un oggetto qualsiasi, in questo formato:

nomeoggetto hh mm ss  hh mm ss campo campo

NGC1333 03 29 19 +31 24 57 10 10

dove 10 10 sta per il campo in primi (10×10) Osserviamo l’immagine sotto per vedere la stringa scritta

COORDI

  • bene, se tutto è andato a buon fine avremo nella cartella appena creata sul desktop la nostra immagine. Tutto funziona.

EXTRACT

LA CREAZIONE DELLA LISTA DI GALASSIE

Ora, il pc è pronto per poter scaricare in una cartella tutte le immagini delle galassie dal catalogo DSS, ma ci avanza un problema: cioè, cercare un processo batch che ci permetta di poterle scaricare in serie, senza dover scrivere per ogni galassia il nome, le coordinate e il campo di interesse. Se consideriamo che è del tutto normale ritrovarsi con una lista di galassie osservabili contenente 1500 galassie, ecco che per forza di cose siamo costretti a dover automatizzare questa fase.

Fortunatamente Eso Batch Tools permette, sempre da riga di comando, di ottenere un download sistemico di lastre in sequenza. Questo avviene tramite la lettura di un file di testo contenente per ogni riga i campi interesati. Tutto ciò che dobbiamo fare è quindi metterci in condizione di ottenere un elecno formattato in formato testuale.

Per fare ciò, io mi sono affidato ad un file di Excel, se ne trovano diversi online, contenente il catalogo NGC composto da diverse migliaia di oggetti. Per forza di cose non mi è possbile inserire in questo articolo tutta la sequela di valutazioni che è opportuno fare per ottenere un parsing delle galassie realmente visibili dalla nostra postazione e con la nostra strumentazione, diventerebbe troppo lungo e porterebbe fuori contesto l’articolo. Suppongo quindi che abbiate già scelto un elenco di qualche centinaio di galassie e proseguo nella spiegazione.

Tutti i campi vanno formattati in modo che rimangano perfettamente scritti cosi come li vedete, ad esempio occhio ai campi di numeri dove le coordinate iniziano con zero (es.01) perchè excel potrebbe convertirli in 1. Le colonne del nostro file excel dovranno essere:

  • Nome
  • Ore
  • Minuti Ar
  • Secondi Ar
  • Gradi DEC
  • Minuti DEC
  • Secondi DEC
  • CampoX
  • Campo Y
nome ore minuti secondi gradi minuti secondi campoX campoY
NGC1333 03 29 17 31 24 17 10 10
NGC1421 etc…

Nota: purtroppo non si vedono gli ultimi due campi di questa tabella che sono campo X e campoY e contengono i valori di grandezza del campo, in numero intero. (es. 10 – 10)

Ora non vi resta che fare un’esportazione della tabella, dove i campi sono separati da spazi, e salvare in formato testuale nella cartella che conterrà le immegini.

Chiaro? Bene! Verificate inoltre che non vi siano spazi tra il prefisso del catalogo e il numero dell’oggetto. Esempio che non sia NGC 1333 ma NGC1333. E’ sufficiente un “trova – sostituisci” su excel per eliminare caratteri indesiderati.

LANCIAMO L’AUTOMATISMO

Fatto questo, siete a buon punto. E’ sufficiente lanciare il download sistemico con questa stringa

dss1 nomefile.txt

e..buonanotte. Nel mio caso ho scaricato 20.000 immagini, funzione lanciata su 3 pc e ho impiegato un venerdi e un sabato notte..pensate se dovevate farlo a mano!!

MODIFICHIAMO I NOMI DEI FILE

Ora, per evitare di intasare l’hard disk la prima cosa da fare è convertire le immagini in jpg. Questa funzione si può fare molto comodamente con diversi software, ad esempio io ho utilizzato la funzione batch di MaximDL e buona li.

La cosa invece importante è che venga formattato bene il nome dei file. Per questo mi sono affidato sempre a linux, installando gprename.

Aprite il terminale, e digitate

sudo apt-get install gprename

una volta installato sarà sufficiente digitare gprename dal terminale per avere il vostro bel software avviato con interfaccia grafica compresa.

Il funzionamento è parecchio semplice, non sto qua ad allungare ‘sto brodo 😀 , quello che è importante sapere però è che il nome dei file master dovrà essere identico al nome dei file di acquisizione, questo per permettere una verifica istantanea. Quindi, se riprendete la survey con uno script che vi genera file di ripresa denominati NGCxxxx.fit, identico dovrà essere il nome del file che abbiamo nei master (NGCxxxx.jpg)

Per i blinking, suggerisco infine l’add on SNResearch presente su MaximDL o altri applicativi di vostra preferenza.

Fine.

Ciao a tutti e ben ritrovati dalla pausa estiva.

Penso sia arrivato il momento di incominciare a scrivere qualcosa relativamente all’astrofotografia piu “spiccia”; nella mia testa gira l’idea di spiegare un pò per sommi capi qual è il work flow che può po aiutarci ad effettuare corrette immagini della volta celeste. Questa specie di tutorial (che tutorial non è…)  è quindi rivolto principalmente a chi si vuole cimentare in fotografia astronomica. Bene o male, da quel poco che vedo, a tutti interessa almeno capire come funziona una foto astronomica e quali sono i passaggi chiave per ottenere una immagine astronomica. In questa serie di articoli vorrei riuscire a trasmettere alcuni concetti chiave, partendo però come base dalla calibrazione delle immagini. Questa scelta è stata dettata dal fatto che molti astrofotografi neofiti già hanno effettuato alcuni scatti e si trovano con immagini difficilmente gestibili. PEr questo motivo, inizio da qua il percorso, in modo che già da stanotte si possa sapere cosa è bene fare sul campo. Tutto quanto concerne strumenti, autoguida, campionamenti, elaborazione etc. lo vorrei spiegare in futuro mano a mano che crescerà anche la mia esperienza. Bene, vediamo di essere chiari e di fare un lavoro apprezzabile

Le fasi che portano l’astrofotografia ad essere un lavoro ben fatto sono sostanzialmente 3

  1. acquisizione e calibrazione
  2. Sviluppo
  3. Elaborazione estetica.

Scegliere il tipo di fotografia di interesse

In prima analisi penso sia opportuno capire cosa vogliamo fotografare perchè in base a questa scelta dipenderà poi il tipo di lavoro che si andrà a fare. Le fotografie piu comuni sono le seguenti

a) Scientifica Amatoriale

b) Planetaria / Lunare

c) Profondo Cielo o Deep Sky

Scientifica: Inutile dire che la fotografia scientifica amatoriale sia la piu complessa, in quanto si devono sostanzialmente estrapolare dati dalle immagini che abbiano un valore prossimo alla realtà e che quindi richiedono non solo una calibrazione perfetta ma anche una stima statistica dell’errore, l’anteposizione di filtri fotometrici in alcuni casi, calcoli sull’estinzione galattica etc.etc. Non che questo sia impossibile, ma a patto di studiare stelle doppie con rilevazioni astrometriche relativamente semplici, non penso sia il caso di cimentarsi da neofiti se prima non si effettuano studi appropriati (lo dico perchè ci ho provato e ancora non ci sono riuscito! 😀 )

Planetario / Lunare: In questo caso, le difficoltà dipendono principalmente dalla quantità di dettagli che si vogliono raccogliere. Sicuramente è opportuna una lunga focale per i pianeti, mentre per la luna si passa dai comunissimi cellulari smartphone appoggiati sull’oculare (che seppur tecnicamente rappresenta un’obrobrietà, debbo riconoscere che qualcuno è riuscito ad ottenere risultati oltre le aspettative) alle comuni reflex per andare ai CCD astronomici in grado di riprendere Video. In buona sostanza, per la fotografia planetaria, la tecnica base vede piu l’aquisizione di video che di singoli scatti. La tecnica di base consiste nel riprendere per alcuni secondi il pianeta, poi scomporre il video con un software apposito (ad esempio Autostakkert che va benissimo ed è free) che avrò il compito di scegliere i migliori frame e sommarli tra loro. Poi vedremo perchè vanno sommati…l’importante è sapere in questa fase che se ci si vuole cimentare in fotografia planetaria, si hanno migliori risultati con un video effettuato tramite webcam piuttosto che con scatti singoli di una Reflex

Profondo Cielo: è ciò a cui si ambisce il piu delle volte. Galassie, ammassi globulari, nebulose a riflessione, nebulose a emissione, nebulose oscure, alla boscaiola con panna prosciutto e piselli, alle cozze, all’amatriciana con il guanciale (mi raccomando,. non la pancetta, ma il guanciale!) e chi piu ne ha piu ne metta. Questo è il tipo di fotografia piu impegnativa in fase di ripresa, e forse anche la piu noiosa perchè l’ottenimento di una foto ha tempi biblici e richiede un setup di un certo costo e con un funzionamento garantito per tutta una notte. Per dare un’idea, mentre per un pianeta come Giove possono essere sufficienti video da 30/40 secondi, per una foto astronomica possono essere necessarie anche diverse notti. In linea generale, per fare una immagine deep sky con una reflex, si ottiene una quantità sufficiente di dati dai 30 scatti in su sullo stesso oggetto, con una durata per ogni scatto che va dai 30 secondi fino ai 10 minuti e piu (dipende poi dall’oggetto, non è una regola ma una indicazione). Se si vuole invece approcciare alla banda stretta (quindi apposizione di filtri selettivi su un sensore mono) possono volerci notti intere e sicuramente piu di una. Anche in questo caso, come nel planetario, le immagini singole andranno poi calibrate e sommate o mediate tra di loro.

In questa fase ho volutamente tralasciato la fotografia di comete ed asteroidi, un pò per inesperienza (ho fatto due comete ma non sono un fotografo cometario abituale) e un pò per evitare di allargare troppo il discorso.

PERCHE’ BISOGNA SOMMARE I FRAME?

Quando apriamo un otturatore di una reflex o quando decidiamo di acquisire digitalmente una immagine, il primo step che avviene è la generazione di rumore. Questo aspetto è valido sia per la fotografia diurna che per quella notturna, con la differenza che mentre nella fotografia diurna nella maggior parte dei casi il segnale è talmente “forte” da far passare il rumore in secondo piano, nella fotografia astronomica la questione si inverte e quindi il rumore diventa un pò una minaccia da tenere a bada.  Gli aspetti principali su cui porre attenzione sono

a) il rapporto tra il segnale e il rumore

b) il rumore termico generato dal sensore che nelle condizioni di acquisizione scalda e genera disturbo nell’immagine.

Il rapporto tra il segnale rumore è praticamente il rapporto che sussiste tra il segnale “buono” (che è quello che ci servirà per ottenere l’immagine) e il rumore generato durante lo scatto. Il rumore, cosi come il segnale, aumenta con l’aumentare della durata delle pose: una immagine di 30 secondi avrà un rumore e un segnale piu basso rispetto ad una immagine da 5 minuti, o 10 minuti, 0 15 minuti e via discorrendo. Ecco quindi che si fa strada la necessità di dare piu “forza” al segnale, soprattutto nelle parti deboli dell’oggetto ripreso che rischiano di venire soffocate e confuse dal rumore diventando quindi non facilmente elaborabili nella singola posa. Ecco spiegato il motivo per cui è necessario avere un numero sufficiente di immagini dello stesso soggetto: la gestione del segnale cosiddetto “buono”.

Work Flow Astrofotografia: I Files di Calibrazione

ovvero

BIAS, DARK, FLAT

Qualsiasi immagine ottenuta da un dispositivo di imaging accoppiata a un telescopio presenta tre tipi di aberrazione: rumore elettronico, rumore di acquisizione ed infine aberrazioni varie introdotte da polvere e vignettatura.

Vediamo nel dettaglio

a) rumore dell’elettronica: è quel rumore generato dall’elettronica di gestione del sensore. Questo tipo di rumore viene gestito tramite dei frame appositi che vanno scattati con il proprio dispositivo. Il rumore è di tipo casuale, cioè non sempre i pixel su cui si registra il rumore in una immagine singola, riporteranno un rumore costante nelle successive immagini.

b) Rumore di autoirraggiamento, o rumore “del sensore” (per capirci): è quel rumore che si genera durante l’esposizione ed è il rumore “proprio” del sensore. Essendo che il rumore aumenta all’aumentare della temperatura del sensore e quindi dell’esposizione dello stesso alla luce, è opportuno considerare la temperatura a cui lavora (se abbiamo un ccd raffreddato con cella di peltier a temperatura gestibile) oppure la temperatura esterna (se abbiamo una reflex con temperatura del sensore non gestibile). Questo tipo di rumore è casuale come per i bias.

c) Aberrazioni varie: sono generate dalla configurazione ottica e dalla polvere. Estremizziamo un esempio: se io scattassi una immagine con un telescopio che possiede un focheggiatore piccolo (esempio da 31,8 mm) utilizzando un sensore grande come un campo da calcio (cit.Astrobond)  su cui ho banchettato la sera prima con salsiccie ciambella e vino, nelle mie immagini si vedrà sia una vignettatura spaventosa ai bordi a causa della caduta di luce dovuta all’occlusione del focheggiatore sui bordi del sensore, che  ovviamente alcune zone piu scure all’interno dell’immagine date dai bagordi della nottata precedente. Prima regola: mai mangiare salsiccie sul sensore perchè è molto delicato e va tenuto con tutti i carismi…eventualmente se non siete astrofili neofiti ma astrofili ciccioni, è bene pulire il sensore prima utilizzarlo.

Vediamo quindi come correggere o meglio “gestire” questi tre tipi di disturbi nella fotografia astronomica

a) BIAS: i bias sono immagini ottenute con il minor valore di esposizione possibile, perchè servono per identificare e “isolare” il rumore generato dall’elettronica quindi il sensore non deve lavorare o deve lavorare alla minor esposizione possibile. Per eseguire questo tipo di immagine, è obbligatorio mettere il tappo al telescopio perchè non ci serve informazione di luce, ma solo informazione di rumore. Quindi molto semplicemente, si prende il tappo del telescopio, si chiude l0 strumento e si scattano immagini scure. Questo tipo di immagine è possibile scattarla anche con il dispositivo non collegato al telescopio, l’importante è che il sensore sia “tappato” perfettamente in quanto nessun tipo di luce deve colpire il sensore. Nelle reflex, il valore di esposizione minimo passa da 1/4000 a 1/8000. Gli iso utilizzati devono essere gli stessi di quelli della ripresa

bias

b) DARK: i dark Frame sono invece immagini della componente di rumore generata nelle stesse condizioni delle esposizioni, in termini sia di temperatura che di durata. La procedura è analoga ai bias, l’unica cosa che cambia è la durata dello scatto che deve essere identico. Se scatti quindi una immagine di un oggetto di 3 minuti, il dark deve essere di 3 minuti. Come per i bias valgono le stesse impostazioni di iso.

dark

c) FLAT: Veniamo quindi all’ultimo tipo di file di calibrazione, il piu delicato. Come dicevamo prima, il Flat è l’immagine che registra tutto ciò che concerne aberrazioni di vignettatura e polvere sul sensore. E’ la piu delicata perchè si deve fare sul momento, a fine esposizioni, e non bisogna nè staccare la macchina, nè ruotarla, nè muovere il fuoco. Attenzione, perchè toccare il setup in questa fase significa perdere il reale utilizzo del Flat. Questo si ottiene quindi scattando su una superficie illuminata (quindi niente tappi davanti al telescopio) che sia uniforme. La durata dello scatto dipende da molti fattori, non ho trovato ancora una metodologia universale e ci sono diverse scuole di pensiero. Solitamente io mi tengo tra 1/3  e metà della dinamica, cioè se ho un software di ripresa che mi fornisce sull’immagine un valore in ADU, cerco un valore prossimo a questo valore. Esempio: una reflex lavora solitamente a 14 bit. Tradotti in ADU significa che ci sono circa 16000 livelli di grigi. Scattando un flat, io ritengo un buon compromesso arrivare ad un massimo di 6/7000 ADU, cioè poco sotto la meta e poco oltre a 1/3. SE utilizzo un CCD a 16 bit i livelli di grigi sono 65.000 circa. Quindi il mio flat avrà un range di ADU che va da 20.000 a 30.000. Il valore corretto in realtà dipenderebbe dal fondocielo, ma non posso complicare troppo. Di sicuro è bene stare attenti perchè un flat sovraesposto convertirà le macchie scure della polvere in macchie chiare nell’immagine finale. Mentre un flat sottoesposto potrebbe non essere sufficiente a correggere tutte le aberrazioni. Volendo possiamo anche osservare l’istogramma nelle impostazioni della reflex e osservare se con  l’esposizione scelta, la parte sinistra della curva si trova a metà o 1/3.

Ecco un esempio di flat, guardate quante aberrazioni..qua c’è tutto, vignettura, polvere e salsiccie.

flat

Le superfici uniformi possono essere diverse: o si riprende il cielo all’alba (mai fatto) oppure se il diametro lo consente si antepone un I-pad et simila con un jpg bianco in visualizzazione, diminuendo la luminosità dello schermo. O molto piu semplicemente si può acquistare a un costo non proprio irrisorio una flat box, oppure se sapete fare con elettronica, se ne può costruire uno e ci sono molti tutorial in giro.

La cosa fondamentale è quindi ottenere degli scatti di FLAT riprendendo superfici illuminate uniformemente e osservare che il risultato del nostro scatto si ponga a 1/3 o metà dell’istogramma.

Un esempio di operatività e Numero di scatti di calibrazione

Andiamo adesso a vedere come sono solito io procedere. Non è garantito sia una procedura corretta al massimo, sicuramente ci possono essere altre strade. Ma io conosco questa e quindi mi limito a spiegare il mio modo.

a) inizio serata: a inizio serata comincio le riprese. In genere cerco sempre di mantenere una durata degli scatti standard (a  ISO 800 se lavoro con Canon). Le mie durate classiche sono 2 minuti, 3 minuti, 5 minuti, 7 minuti,  10 minuti. Opero in questo modo perchè mi facilità poi la creazione dei DARK. Considerando che io scatto un solo oggetto a sera (raccomandato!) se la mia sequenza vede la genereazione di 30 scatti dell’oggetto di 5 minuti, a fine serata mi basterà effettuare i DARK di 5 minuti e sono a posto. Diversamente se dovessi cambiare tempi di esposizione, dovrò scattare (n)serie di dark per (n)tempi di esposizione

Il numero dei dark da scattare variano da 5 a 10. Questo perchè essendo il rumore una componente casuale, si entra nel campo della statistica. Quindi effettuando in trattamento immagini una calibrazione con 5 dark composti tramite una mediana statistica (poi vedremo come) otterremo una rilevazione del rumore quanto piu veritiera possibile.

b) A fine serata: scatto i flat. Metto il telescopio verso l’azimut, la flat box (o il pad) lo metto sull’apertura del telescopio e inizio a scattare.

c) Infine inizio a smontare l’attrezzatura: bene è il momento buono per scattare i miei tanto amati dark.

Manca qualcosa? Si..i bias giusto? bene, allora..i bias io li applico qualora non abbia a disposizione i dark, dal momento che il dark già contiene di per se l’informazione di rumore elettronico. Oppure, li applico nel momento in cui ho scatti dell’oggetto di 5 minuti, e dark di 3 minuti scattati in altre serate. In questo caso applico anche i bias in modo da poter “insegnare” al software qual è il rumore elettronico di fondo di cui tener conto.

Quante immagini di calibrazione effettuo? Presto detto..in generale: n.5 scatti dark (o 10 se ho tempo), n.15 scatti flat. Bias, se necessario, ne scatto 20.

L’APPLICAZIONE DEI FILE DI CALIBRAZIONE

Una volta terminata la fase di acquisizione (di cui è bene ricordare che le calibrazioni fanno parte!) si passa all’editing. Anche qua ci sono diversi software che permettono di applicare immagini di calibrazione ai propri scatti e ci sono diverse scuole di pensiero: c’è chi preferisce creare dei master già mediati (quindi, si prendono i bias si mediano tra loro e si crea il master bias, si prendono i dark si mediano tra loro e si crea il master dark etc) e chi invece si limita a fornire al software tutti i file identificandoli come dark, flat e bias e far ragionare i processori sulle medie etc. Io personalmente adotto una procedura singola, definita “in batch” che prevede la calibrazione di ogni singola immagine con i master, ma questo lo vedremo in altri tutorial.

Se siete neofiti come me ed avete a disposizione tutto il materiale che ho appena descritto derivante dall’ultima serata di astrofotografia, allora è il momento di parlare di come far sposare i file di calibrazione alle nostre immagini. Uno dei software free che funziona meglio è sicuramente Deep Sky Stacker il cui funzionamento è molto semplice e consiglio la lettura dei tutorial in giro. Possiamo invece parlare di come è opportuno settare il software affinchè la calibrazione abbia successo, con le seguenti impostazioni

a) serie di bias: metodo di composizione MEDIAN. (dovuto al fatto che serve una mediana statistica essendo rumore casuale)

b) serie di dark: metodo di composizione MEDIAN (idem come sopra)

c) serie di Flat: metodo di composizione AVERAGE (quindi una media pura, dal momento che questa non è una immagine che si basa su statistica ma è ben definita)

INFINE UN ESEMPIO

Ecco infine un esempio dell’intervento che viene effettuato sui file immagine ben calibrati, con questa gif che ho creato appositamente. Vedrete come l’applicazione delle calibrazioni correggeranno l’immagine, sia per la vignettatura che per la componente rumore.

questa

A presto con altri articoli su questo bellissimo argomento.

 

Parlando con diversi astrofili/astrofotografi neofiti, mi sono spesso imbattuto nella questione del “campo inquadrato”. Ho notato che il piu delle volte, per chi inizia, questo aspetto non suscita il dovuto interesse rispetto alla scelta di un determinato telescopio o di un determinato sensore fotografico. Anche io, soprattutto durante i primi scatti, preso dalla foga del fotografare a tutti i costi non mi sono  curato effettivamente di questo problema dal momento che all’inizio si ha poca strumentazione a disposizione e quindi ci si abitua a fare con “ciò che si possiede”.

Ma prima o poi per tutti arriva il momento dell’opportunità commerciale, dell’offerta all’ultimo momento, della proposta irrinunciabile di acquisto di uno strumento o piu semplicemente della “strumentite” e fa capolino la domanda “ma andrà bene per ciò che voglio fare?”

E’ il caso tipico di chi (me compreso) si è trovato durante il percorso ad innamorarsi dell’ammasso nebulare o stellare aperto (ad esempio, molti oggetti del catalogo IC)

Focalizzato questo aspetto, mettiamolo in stand by per far emergere una situazione ipotetica diversa: venerdi notte sarà sereno. Ok, cosa fotografo? A catalogo sono molti gli oggetti che si potrebbero riprendere, alcuni erano già nelle nostre mire da tempo, altri invece si propongono durante la ricerca. Si sceglie un oggetto, poi si va sul campo e si fotografa e si capisce solo sul momento che o l’oggetto è troppo piccolo o è troppo grande. Risultato: si rischia di ritornare a fotografare l’oggetto della volta precedente che “si sa che ci sta nel sensore”.

Infine altra situazione: si sceglie un oggetto da fotografare, si arriva sul campo, si posiziona tutto e si inizia a scattare. Ma l’inquadratura non è perfetta e quindi è necessario ruotare la camera. Normalmente, un buon neofita che si rispetti, se ne frega e fotografa. Ma prima o poi arriva il momento in cui ci si accorge di avere l’hard disk pieno di immagini in cui l’oggetto è tagliato a metà, oppure che manca quel piccolo particolare perchè fuori dal campo e bastava ruotare la camera per trovarselo all’interno de frame etc.etc.

Grosso modo abbiamo quindi tre situazioni: l’acquisto di nuova attrezzatura, la pianificazione della serata e la rotazione del sensore per riprender l’oggetto nella sua interezza. Sono tre “problematiche” molto molto comuni, che appaiono complesse per chi inizia ma che sono facilmente risolvibili con una sola azione: la valutazione del campo inquadrato.

CARTES DU CIEL: VALUTARE IL CAMPO INQUADRATO

La valutazione del campo inquadrato la si ottiene tramite una serie di calcoli matematici semplici, che prevedono di aver a disposizione i seguenti dati (essenziali)

a) Numero di pixel/ risoluzione (ad esempio Atik314L 1320×1040)

b) Grandezza in micron dei pixel: questo dato si trova normalmente nella scheda tecnica o con una approfondita ricerca. Da notare però che spesso, soprattutto nel campo delle reflex, si può sbagliare a prelevare il dato corretto perchè ci sono una marea di modelli. Quindi state attenti. Nel mio caso, la Atik ha un pixel size di 6.45 micron

c) la lunghezza focale del telescopio: espressa in mm. Ovviamente, qualora si decida ad esempio di riprendere con un moltiplicatore di focale (ad esempio una barlow), la focale inserita nel calcolo dovrà essere moltiplicata per il fattore della barlow. Tradotto: se io riprendo con un 350mm di focale e inserisco una barlow 2x, la focale di cui tenere conto per valutare il campo è pari a 700mm (350×2)

Bene o male tutti i planetari hanno funzioni automatiche a riguardo, che permettono di valutare in dettaglio il campo. Inoltre ci sono diverse app anche per smartphone che hanno questa funzione, ma il mio consiglio personale è sempre quello di decidere per il software che ti permette di valutare il campo inquadrato di piu telescopi e sensori contemporaneamente in modo da avere una situazione davvero chiara e prendere delle scelte mirate per la serata osservativa.

Nel nostro caso, ho scelto Cartes Du Ciel per tre motivi: il primo è che lo uso ormai quotidianamente e mi trovo davvero bene, il secondo è che è gratuito, il terzo è che permette di valutare fino a 10 situazioni diverse contemporaneamente.  Ma andiamo per gradi.

COME IMPOSTARE IL CAMPO INQUADRATO

Impostare il campo inquadrato su cartes du ciel è particolarmente semplice e si fa in pochi click. Inserirò degli screenshot, se risultano piccoli basta cliccarvi sopra per ingrandire.

a) Configurazione – Mostra

b) Si apre una finestra con molte tabs (o linguette). Andate a destra fino a vedere “Campi Rettangolari. Qui avremo il pulsante CALCOLA, degli indicatori “Rossi o Verdi” e delle righe in tabella.

2

Vediamone i campi: l’indicatore “rosso o verde” ci indica se quel campo è selezionato per essere visualizzato sulla cartina o no (un semplice on off). La larghezza e l’altezza vengono determinate dal pulsante “calcola” che vediamo in seguito. La rotazione è l’impostazione del valore di rotazione del sensore rispetto al suo asse ed è espresso in gradi (0° / 359°). Lo spostamento è lo spostamento del sensore rispetto all’asse di puntamento (valido dal momento in cui con una montatura sola si vogliono riprendere due oggetti con due telescopi diversi: lasciare il valore zero se non si è in questa casistica). Il nome assegnato al campo, io inserisco normalmente il tipo di sensore col tipo di telescopio.

c) Selezioniamo il primo campo (ha dei valori già scritti di esempio che possono essere cancellati) e clicchiamo su CALCOLA. Si apre questa finestra:

ImmagineNei campi delimitati da parentesi rossa, bisogna quindi inserire tutti i valori che servono e nel dettaglio: la focale, la grandezza in micron dei pixel e il numero dei pixel. Cliccando su calcola, verrà calcolato il campo inquadrato.

d) Dopodichè bisognerà spuntare, se non lo si è già fatto, il check box indicato nell’immagine seguente  denominato “visualizza al centro della cartina”

4

ALCUNI ESEMPI DI UTILIZZO

Ecco quindi una pò di esempi per l’utilizzo efficace del campo inquadrato. Nel mio caso, come possiamo vedere dall’immagine seguente, ho selezionato il sensore ATIK314L (notoriamente moolto piccolo) e il telescopio rifrattore TS Star 71 f/5. QUesto è il suo campo inquadrato rispetto alla nebulosa ROSETTA

Come dicevo, possiamo anche fare una serie di valutazioni con tutta la nostra strumentazione, ad esempio nell’immagine seguente ecco i campi inquadrati dai miei telescopi: nei quadrati piu piccoli ho messo in relazione i telescopi col sensore ATIK, in quello piu grande ho messo in relazione il rifrattore corto con il sensore della canon. Guardate che differenza! M1 risulterebbe minuscola nel caso “canon + rifrattore) mentre risulta ben centrata e “presente” nel campo del Newton GSO 250 F/5 con il sensore Atik

In questo modo, si può quindi decidere che telescopio ad esempio acquistare e come inserirlo all’interno di valutaizoni anche relative al campo inquadrato. Analogamente si possono fare valutazioni sull’acquisto di un sensore rispetto alla propria strumentazione. Ad esempio, se la mia idea fosse quella di fotografare piccole nebulose planetarie, utilizzare la canon sul rifrattore star 71 non darebbe risultati apprezzabili. Se questo è un discorso che a rigor di logica è banale, vederlo “a monitor” lo trovo piu efficace. Ho il panorama delle mie ottiche sempre sotto mano.

Stesso discorso vale per la scelta degli oggetti. Nel caso dell’immagine di cui sopra, la risposta “con che telescopio e sensore riprendo M1?” trova una rapida risposta.

LA ROTAZIONE DEL SENSORE

Affrontiamo infine il discorso della rotazione del sensore. Se io volessi riprendere la horse nebula con il mio rifrattore + il sensore Atik, ci starebbe tutta? Vediamo il campo inquadrato rispetto all’oggetto:

Capiamo che potrebbe starci molta “roba”, ma non con il sensore orientato in questa maniera. Dobbiamo dargli una rotazione diversa. Dopo alcune prove ho capito che dovrebbe essere ruotato a 80 gradi o al suo reciproco sui 360° di rotazione

8

E In questo modo ecco l’oggetto come sarebbe perfettamente inquadrato!

9

Quindi basterà ruotare il sensore a 80° per avere l’immagine inquadrata in questa maniera. Ottenere gli 80 gradi è semplice: sostanzialmente, se avete un rifrattore, dovete trovare il grado 0 del sensore (normalmente perpendicolare al terreno nella sua parte lunga) e poi ruotare di 10°. Diversamente bisognerà valutare che tipo di  telescopio avete e in che modo il tipo di ottica utilizzata “ruota” l’immagine. Ma se partite sempre con una posizione di scatto in cui avrete la rotazione prossima a 0°, potreste trovare abbastanza agevolmente la posizione corretta.

Per i possessori di MaximDl, invece, basterà sfruttare le potenzialità enormi di Plate Solving spiegate in questo articolo. e cercarsi la posizione corretta.

Questo è quanto. Alla prossima…e ricordate: se venerdi fa bello, muovetevi prima per decidere il vostro piano di attacco e buone valutazioni!

Nei precedenti tutorial ho tentato di spiegare in brevi linee come predisporre un pc per l’installazione della porta COM e di ASCOM.

Una volta predisposto il tutto, quindi, non rimane che effettuare installazione e collegamento di Eqmod

INSTALLAZIONE E COLLEGAMENTO EQMOD

L’installazione di EqMod è particolarmente semplice, sostanzialmente si tratta di andare al link di download  e scaricarsi il seguente file:

  • EqAscom: sarebbe il “cuore” del programma

Oltre a questo ci sono vari addon nella pagina di download, quelli piu importanti li elenco in seguito:

  • EqTour: è una utility che si connette ad EqMod e premtte di avere a disposizione delle liste di visualizzazione, le quali sono ovviamente personalizzabili.
  • EqMosaic: è una utility che si connette ad EqMod e permette di effettuare foto a mosaico, impostando i dati della camera e della focale di ripresa.
  • Sounds: una suite di suoni vocali che aiutano a capire a che punto si trova lo sleewing o le funzioni di puntamento.

Le altre utility verranno poi spiegate brevemente in tutorial successivi, alla bisogna.

COME SI CONNETTE EQMOD ALLA MONTATURA?

Eqmod si connette alla montatura sfruttando, ovviamente, la porta COM precedentemente installata. Ci sono due metodi per cablare la montatura: o si connette direttamente la montatura con il cavo Eqdir (opzionale) oppure si connette la montatura attraverso il cavo in dotazione che permette di mettere in comunicazione la pulsantiera synscan con il pc. I pro e i contro di entrambe i collegamenti sono i seguenti:

  • Collegamento tramite EqDir: Pro: non necessita della pulsantiera, quindi un dispositivo in meno da portarsi in giro. Contro: se per sfortuna parte una scarica elettrostatica nel momento del collegamento, si rischia di cuocere tutto. Un esempio è riportato in questa discussione LINK

Era tutto correttamente connesso con eqmode, maxim_dl. Ad un certo punto, siccome il pc si stava scaricando, ho inserito la presa accendisigari nell’apposita presa nel mio generatore (precedentemente provato e funzionante). Era buio, avevo dimenticato la torcia, sbaglio a mettere lo spinotto nel PC e lo avvicino alla presa RJ11 del PC. A quel punto fa 2 scintille, sul pc viene fuori la scritta “sovraccarico di corrente nelle porte USB” si spegne il PC. […]…e mi sono accorto che la montatura non comunica più…nè con la pulsantiera, nè con EQ-dir…ho controllato la scheda elettronica, sembra funzioni tutto a parte la connessione RS232. […]quindi ho pensato:

1) sovraccariuco di corrente nell’usb
2) il cavo eqdir è connesso all’usb e si trasforma poi in com per connettersi con la montatura
3) la scheda, non prevede che tra la rs232 e il microcontrollore ci siano protezioni, quindi ho dedotto che si sia cotta la parte I/O del microcontrollore, che poi fa funzionare tutto l’ambaradam.

  • Collegamento tramite la pulsantiera: si imposta sulla pulsantiera la funzione “Pc Direct Mode” che si trova sotto utility e il gioco è fatto: Pro: abbiamo la pulsantiera che in qualche modo potrebbe fare da filtro per eventuali scariche elettrostatiche. Contro: abbiamo un dispositivo in piu da portare con noi, ma personalmente non mi causa alcun disturbo.

Quindi va da se che io eviterei come la peste il cablaggio diretto, tramite EqDir. Poi ognuno la pensa come vuole, ma la pulsantiera ha qualche “protezione” da questi problemi e nel caso, meglio far fuori una pulsantiera da 50 euro che una scheda da centinaia di euro.

IMPOSTAZIONI BASE

Normalmente il nostro Eqmod è bello che pronto all’uso.  Le impostazioni base si trovano seguendo il percorso “start – > programmai – > Eqmod – > Toolbox”

Si apre una schermata, dove è possibile inserire le impostazioni. Cliccare su driver setup:ImmagineUna volta cliccato, si apre la pagina delle impostazioni del driver che vediamo nel dettaglio:

Immagine

Quadrato Giallo: Attraverso questa sezione è necessario impostare i parametri della comunicazione. E’ importante che la porta COM inserita sia la stessa rilevata dal computer, come spiegato nell’articolo “installazione della porta com” riportato nell’ìintroduzione a questo articolo. Oltre a questo i parametri che si impostano sono i seguenti:

TIMEOUT 2000
RETRY 1
BAUD 9600
PORTA COM (n)

Quadrato Viola: In questo quadrato è necessario inserire le coordinate del luogo di osservatzione. L’aspetto interessante è che è possibile salvare tutte le postazioni di osservazione in modo da poterle richiamare al momento del bisogno. Ovviamente, occorre prestare attenzione perchè se si richiama un luogo di osservazione, si modificano le coordinate e si clicca sul dischetto, le coordinate di quel luogo vengono cancellate. Ovviamente. Se si dispone di un GPS, è possibile connetterlo e cliccare sull’apposito pulsante.

Infine, consiglio di osservare la freccia blu. Questa freccia indica il protocollo di guida, di default impostato su Pulseguide. Siccome farò un tutorial a parte, per il momento limitatevi a cambiare questo punto con ST4 o con “Esterno” (dipende dalla versione in uso di Eqmod)

Una volta verificate queste impostazioni, siete pronti per connettere Eqmod alla montatura. Basta aprire Eqmod da “start – Programmi  – Eqascom” e cliccare su “eqmod” e partirà il software.

Se tutto è fatto bene, dovreste vedere in alto a destra le coordinate in cui si trova al momento la montatura.

Immagine

Ora che è tutto connesso, non vi rimane che studiarvi un pò il funzionamento di questa schermata principale e provare ad agire sui pulsanti NORD SUD EST OVEST per vedere se la montatura si muove.

TROUBLESHOOT

PROBLEMA PROBABILE CAUSA PROBABILE SOLUZIONE
Il programma si avvia ma si chiude immediatamente, dopodichè si riapre e si chiude di nuovo, continuamente Questo è probabilmente a causa di una mancata comunicazione con la porta com.Potrebbe essere il driver, la pulsantiera non impostata oppure una porta non corretta. Verificare di aver impostato la porta com correttamente e che la pulsantiera sia su “Pc Direct Mode”. Eventualmente reinstallare i driver
Si è bloccato tutto il pc Quando le porte com hanno delle disconnessioni improvvise possono portare anche a crash del sistema. Verificare la correttezza dei driver o che i cablaggi siano ancora connessi