Za vizualno opazovanje so teleskop, okular in stativ (stojalo) oziroma montaža, ki omogoča želeno postavitev, običajno vsa oprema, ki jo potrebujemo. Če pa želimo kaj več, na primer posneti astrofotografijo ali opraviti znanstveno meritev, potrebujemo še nekaj: primeren detektor svetlobe.

Oko kot detektor svetlobe ima nekaj pomembnih omejitev. Ne moremo ga uporabljati za natančne kvantitativne meritve navideznega sija zvezd. Z očesom ne moremo uravnavati časa zbiranja svetlobe oziroma časa osvetlitve, zato lahko vidimo le najsvetlejša telesa na nebu. Poleg tega videnega z očmi ne moremo shraniti na trajen medij za kasnejšo analizo.

Kot objektivnejši detektor svetlobe uporabljamo digitalne kamere, ki so nameščene v goriščni ravnini teleskopa in detektirajo vpadlo svetlobo ter signal pretvorijo v digitalno obliko. Že več desetletij se uporabljajo detektorji oziroma senzorji CCD (ang. Charge-Coupled Device). Najprej so bili del profesionalnih astronomskih kamer, kasneje so jih pričeli uporabljati kot detektorje v digitalnih fotoaparatih. Pred petnajstimi leti je pri fotoaparatih primat prevzel detektor CMOS (ang. Complementary Metal-Oxide-Semiconductor), ki se uporablja tudi v komercialnih kamerah za astrofotografijo.

Detektor CCD

Detektor CCD sta leta 1969 izumila Willard Boyle in George Smith, za kar sta leta 2009 prejela Nobelovo nagrado za fiziko. Astronomi so detektorje CCD (slika 7.1) začeli uporabljati v sedemdestih letih in jih hitro posvojili.

Senzor CCD pri kameri sestavlja mreža polprevodniških slikovnih elementov ali pikslov (slika 7.2). Teleskop sliko opazovanega dela neba preslika na senzor. Ko delec svetlobe — foton — pade na posamezen piksel, v njem zaradi fotoelektričnega efekta vzbudi elektron (t. i. fotoelektron). Ker so piksli priključeni na vir pozitivne napetosti, se vzbujeni fotoelektroni v njih ujamejo. Na ta način v pikslih zbiramo fotoelektrone toliko časa, kolikor traja osvetlitev kamere.

Ko čas osvetlitve poteče, kamero prekrijemo z zaslonko. Signal — napetost, odvisno od števila ujetih fotoelektronov — ugotovimo s pikslov in z analogno-digitalnim pretvornikom spremenimo v digitalno obliko. V klasičnem CCD-ju signal odčitavamo s senzorja vrsto po vrsto.

Lastnosti detektorja CCD

Če želimo posnete slike čim bolje obdelati in pripraviti za analizo, moramo razumeti nekatere lastnosti detektorja CCD. Tukaj bomo omenili le najpomembnejše lastnosti, ki jih moramo poznati na začetku ukvarjanja z astronomskim opazovanjem.

Čas osvetlitve. Čas osvetlitve CCD-ja je načeloma poljubno dolg. Nastavimo ga pred začetkom snemanja. V primeru konstantnega vira svetlobe se signal s piksla povečuje enakomerno s časom osvetlitve.

Signal na digitalni sliki. Signal s piksla ni kar premo sorazmeren številu fotonov, ki zadenejo piksel. Vzroka sta dva. Še preden začnemo opazovati, je na pikslih neki signal, povezan z elektroniko (tega pred analizo odštejemo, o čemer več malo kasneje). Obstaja tudi šum. Z detektorjem CCD sta neposredno povezana dva prispevka šuma: termični šum kot posledica temnega toka (glej spodaj) in šum, ki ga ustvarja ojačevalnik na čipu pri pretvorbi fotoelektronov v spremembo napetosti. Slednjega bomo imenovali kar bralni šum.

Preostali signal s piksla je premo sorazmeren številu fotoelektronov. Vsak foton, ki pade na piksel, ne vzbudi fotoelektrona. Učinkovitost vzbujanja fotoelektrona je odvisna od energije oziroma valovne dolžine fotona in materiala, iz katerega je sestavljen detektor.

Signal na digitalni sliki je enak številu fotoelektronov na posameznem pikslu, deljenem z vrednostjo ojačitve (gain); ojačitev je povezana z nastavitvami kamere, vrednost tega parametra je praviloma zapisana v glavi slike.

Bralni šum. Bralni šum oziroma šum, ki ga ustvarja ojačevalnik na čipu, je ekvivalenten natančnosti nekaj fotoelektronov. To ni edini vir šuma pri podatkih, a je pri zelo kratki osvetlitvi prevladujoč.

Nasičenje. Recimo, da opazujemo svetlo zvezdo. Fotoni z zvezde na pikslu vzbujajo fotoelektrone enega za drugim. Na neki točki piksel ne more več zbirati fotoelektronov — pravimo, da je nasičen. Tak piksel je neuporaben za analizo, saj ne vemo, koliko fotonov je zares padlo nanj. Še več, fotoelektroni z nasičenega piksla “preskočijo” na sosednje piksle in tudi tam pokvarijo prave vrednosti. Opazovanje je zato treba načrtovati tako, da signal v posameznem pikslu ne doseže nasičenja (običajno to dosežemo z ustreznim skrajšanjem časa osvetlitve).

Če merimo navidezni sij, torej ne želimo, da bi bil signal nasičen, in niti, da bi bil pri posameznem pikslu previsok. Če je namreč na nekem pikslu že veliko število fotoelektronov in piksle še naprej osvetljujemo, potem število novovzbujenih fotoelektronov ne bo več premo sorazmerno številu vpadlih fotonov.

Na naslednji interaktivni sliki si poglejte radialne profile signala različnih zvezd. Signal najsvetlejši zvezd je očitno nasičen.

Predalčkanje (binning). Pri branju CCD-ja načeloma preberemo signal z vsakega piksla posebej. Včasih pa je koristno, da signal z več pikslov pri branju združimo. Temu pravimo predalčkanje ali binning. Na primer, pri binning = 2 bomo naenkrat prebrali 2 x 2 piksla. Tako na digitalni sliki na račun manjše kotne ločljivosti povečamo razmerje med signalom opazovanega telesa in šumom, povečamo hitrost branja slike in dobimo sliko manjše velikosti na disku.

Temperatura. Prosti elektroni lahko v pikslih detektorja CCD nastanejo ali se vanje ujamejo ne le zaradi vpadle svetlobe, ampak tudi zaradi tresenja polprevodniške (silicijeve) kristalne mreže senzorja. Ti elektroni se imenujejo termični elektroni in predstavljajo šum v našem signalu. Višja ko je temperatura CCD-ja, večji je temni tok. Detektorje CCD moramo zato pred uporabo ohladiti.

Priprava slik

Po končani osvetlitvi računalnik prebere sliko s CCD-ja in jo shrani kot datoteko s podatki o signalu na mreži pikslov. Ta slika še ni primerna za analizo, temveč jo moramo še nekoliko izboljšati z uporabo pripravljalnih slik. Običajno uporabljamo tri vrste pripravljalnih slik.

Bias ali ničelni posnetek

Svetlobe ne sevajo samo zvezde, temveč tudi ozračje, zato imamo na sliki nekolikšen signal tudi tam, kjer ni zvezd ali drugih svetlih teles. A signala ozračja je ob temnih nočeh zelo malo. Ob kratki osvetlitvi le za kakšen fotoelektron.

Vsaka slika pa ima še bralni šum, ki ustreza nekaj fotoelektronom. Od piksla do piksla se šum sicer nekoliko spreminja; včasih je velik en fotoelektron, včasih 5, največkrat nekje vmes. Kako šum vpliva na končni signal? Zaradi šuma je signal nekoliko večji ali manjši. Na pikslih z zelo malo fotoelektroni imamo torej težavo. Če je na pikslu en fotoelektron, šum pa je velik 3 fotoelektrone, bi bil lahko signal na tem pikslu 4 ali 2 fotoelektrona. A negativne vrednosti signala ne obstajajo. Če jih bomo zgolj odrezali (npr. na vrednost nič), bomo pridelali sistematično napako. Iz zagate se rešimo tako, da pred opazovanjem vsakemu pikslu dodamo neko konstantno neničelno napetost, ki se prevede v neki neničeln signal na koncu, ko CCD odčitavamo (kot da bi že od začetka na pikslu imeli, na primer, 100 fotoelektronov). Temu dodanemu signalu pravimo bias.

Preden analiziramo podatke, moramo bias odšteti od vseh slik. Pred opazovanjem ali po njem posnamemo serijo posnetkov tipa bias, to je posnetkov z zaprto zaslonko (CCD ne doseže nič svetlobe) in izredno kratkim osvetlitvenim časom (0 s). Zakaj serijo? Ker pri branju podatkov s kamere nastane šum, ki se naključno spreminja. Zato se bo biasni signal z istega piksla ob različnih posnetkih nekoliko spreminjal. Prav zato posnamemo več biasnih posnetkov, jih spovprečimo (ali še bolje, izračunamo mediano) in dobimo tako imenovani masterbias. To je ničelni posnetek oziroma mreža vrednosti na pikslih, ki jo bomo odšteli pri vseh drugih posnetkih.

Dark ali posnetek temnega toka

Prosti elektroni lahko v pikslih nastajajo ne le zaradi fotoefekta (energije, ki jo prinese vpadla svetloba), ampak tudi zaradi vibracij kristalne mreže snovi, ki naraščajo s temperaturo. Višja ko je temperatura polprevodnika, hitreje nastajajo tako vzbujeni elektroni. Nastajanje prostih elektronov zaradi termičnega vzbujanja imenujemo temni tok. Ob daljši osvetlitvi temni tok predstavlja nezanemarljiv del celotnega signala in je treba njegovo vrednost pred analizo odšteti.

Pred opazovanjem ali po njem naredimo serijo pripravljalnih “temnih posnetkov”. Signal zbiramo z zaprto zaslonko in časom osvetlitve, ki je večji od nič (več o tem spodaj). Na nastalih slikah bomo imeli samo prispevek ničelnega toka in temnega toka. Na posnetkih odštejemo prispevek ničelnega toka tako, da odštejemo posnetek masterbias oziroma ničelni posnetek, spovprečimo posnetke in dobimo masterdark oziroma posnetek temnega toka, ki ga bomo odšteli od opazovalnih slik (slik nebesnih teles).

Najbolje je, če je trajanje osvetlitve posnetka dark enako času osvetlitve posnetka opazovalne slike. Če načrtujemo opazovanje s časom osvetlitve 30 in 60 s, naredimo dve seriji posnetkov dark pri obojem času osvetlitve. Če opazovalni posnetek in posnetek temnega toka dark nimata enakega časa osvetlitve, signale (vrednosti s posameznih pikslov) ustrezno skaliramo (privzamemo, da temni tok enakomerno narašča s časom).

Flat ali posnetek ravnega polja

Če s teleskopom in kamero CCD opazujemo enakomerno osvetljeno območje, ne dobimo enakomerno osvetljene slike. Tudi če upoštevamo šum in temni tok, ugotovimo, da je signal na posameznih delih slike znantno drugačen kot na drugih: v središču slike je višji, na robovih nižji — temu pravimo tudi vinjeta (slika 7.3).

Neenakomernost signala ima več vzrokov:

• Sekundarno zrcalo v gorišče teleskopa odbije vso svetlobo, ki v teleskop vstopi v smeri optične osi. Svetloba, ki pride v teleskop iz drugih smeri, se ne odbije vsa v gorišče in je izgubljena. Zato je slika v središču svetlejša in na robovih temnejša.
• Vsi piksli nimajo enake velikosti. Nekoliko večji piksli zberejo več svetlobe kot manjši in so zato na sliki videti svetlejši. Možno je tudi, da se kateri od pikslov pokvari; taki nedelujoči piksli so temni. Celotna slika je videti sestavljena iz bolj ali manj svetlih kvadratkov.
• Zrnca prahu na filtrih ali CCD-ju blokirajo svetlobo. Na sliki se pokažejo kot temni obroči. Velikost obroča je odvisna od tega, kako daleč je zrno od goriščne ravnine.

Posledice neenakomerne osvetljenosti, različne velikosti pikslov in zrnc prahu popravimo s pripravljalnim posnetkom ravnega polja oziroma posnetkom flat. Tega lahko dobimo na več načinov. Lahko s teleskopom slikamo enakomerno osvetljen zaslon v kupoli observatorija. Manjši teleskop lahko zastremo s pokrovom in ga od znotraj osvetlimo z lučko ter slikamo pokrov. Tretja možnost je, da slikamo nebo ob zori ali mraku, ko so deli neba enakomerno osvetljeni. Prednost načina s slikanjem zaslona je, da posnetke lahko naredimo kadarkoli, medtem ko je slikanje zore in mraka časovno omejeno. Neenakomerna osvetljenost je odvisna od filtra, s katerim opazujemo, zato moramo posnetke ravnega polja narediti za vsak filter posebej.

Naredimo več posnetkov ravnega polja, čas osvetlitve je kratek, saj snemamo svetel zaslon oziroma del neba. Posnetkom ravnega polja najprej odštejemo masterbias in masterdark (slednji niti ni potreben, če je bila osvetlitev posnetkov ravnega polja zelo kratka). Na vsakem posnetku ravnega polja izračunamo povprečni signal (upoštevaje vse piksle) in nato vse piksle na sliki delimo s to povprečno vrednostjo. Dobimo normalizirano sliko ravnega polja (vrednosti signala s pikslov se bodo gibale okoli vrednosti 1). Nato naredimo povprečje normaliziranih slik, da dobimo povprečen posnetek ravnega polja (masterflat). Vse slike nebesnih teles delimo s tem posnetkom. To je, vrednost signala na pikslu na sliki nebesnega telesa delimo z vrednostjo signala na pikslu na povprečnem posnetku ravnega polja. Dobimo sliko, pripravljeno za nadaljnjo analizo.

Na naslednji interaktivni sliki si poglejte, kakšen je posnetek zvezdnega polja pred in po pripravi slik.

Format digitalnega zapisa

Vrednosti signala s pikslov kamere CCD zapišemo v digitalni obliki, torej v bitih (b), ki imajo vrednosti 0 ali 1. Digitalno število je podano kot kombinacija bitov v binarnem (dvojiškem) številskem sistemu.

Standardni format slike v profesionalni astronomiji je FITS (tudi FIT). Takšne slike znajo odpreti vsi programi (vključno s programi za astrofotografijo). Če namesto namenske kamere v gorišče teleskopa montiramo kar fotoaparat (v katerem je kamera CMOS), lahko slike shranjujemo v različnih formatih. Če nas ne skrbi izguba podatkov, jih shranimo kot format JPG, drugače pa kot RAW.

Datoteka FITS je zgrajena iz najmanj dveh plasti. Prva plast je glava (header). V njej so zapisani podatki o teleskopu, koordinatah opazovanega dela neba, času in razmerah opazovanja, instrumentih in filtrih, s katerimi smo opazovali, in drugih tehničnih podrobnostih.

Vsaka vrstica glave vsebuje tri komponente: geslo (keyword; na zgornji sliki v modri barvi), vrednost polja (tekst ali številka) ter komentar. Če nas na primer zanima čas osvetlitve, potem poiščemo geslo EXPTIME in preberemo, da je bil čas osvetlitve za to sliko 30 sekund. Glavo lahko odpremo v vseh specializiranih astronomskih programih.

V drugi plasti najdemo dejansko sliko, to je 2D tabelo z vrednostmi signala na posameznem pikslu. Dokument FITS lahko vsebuje več kot eno sliko, odvisno od teleskopa ali instrumenta, obdelane slike pa še več plasti. Na primer, ena plast je lahko slika s podatki o vrednosti šuma pri posameznem pikslu.

Zaradi praktičnosti astronomi včasih format FITS uporabljajo tudi za shranjevanje drugih podatkov, na primer tabel.

CMOS

Fotoaparati in kamere za astrofotografijo že dalj časa ne uporabljajo senzorjev CCD, ampak senzorje CMOS (ang. Complementary Metal Oxide Semiconductor). Osnovna razlika med tema dvema tipoma kamer je način pretvarjanja podatkov s pikslov v digitalno obliko: branje je veliko hitrejše pri senzorjih CMOS. V zadnjih letih se je kakovost senzorjev CMOS tako izboljšala, da jih bo nedvomno začelo uporabljati tudi vse več profesionalnih observatorijev. Pozitivna lastnost senzorjev CMOS je tudi njihova nizka cena v primerjavi s senzorji CCD. Sicer pa za senzor CMOS velja vse, kar smo v tem poglavju zapisali za senzorje CCD.