الفلك

لماذا نستخدم المرشحات في التلسكوبات للتصوير الفلكي؟

لماذا نستخدم المرشحات في التلسكوبات للتصوير الفلكي؟

لقد قرأت أنه إذا صورنا بدون مرشح ، فلن نحصل على معلومات حول لون أو SED للكائنات. هل يمكن لأي شخص توضيح أسباب استخدام المرشحات للتصوير / القياس الضوئي؟ ماذا يحدث إذا صورنا بدون مرشح؟


بشكل عام ، لا تسجل أجهزة CCD المستخدمة لالتقاط الصور الطاقة (وبالتالي اللون) للفوتونات الساقطة عليها - فهي تحسب فقط عدد الفوتونات التي تمت ملاحظتها بواسطة كل بكسل (أو قيمة تتناسب مع عدد الفوتونات ، مثل ليست فعالة بنسبة 100٪). لذلك ، فهي تُظهر بشكل أساسي اختلافات السطوع الإجمالية عبر الصورة.

إذا كنت ترغب في التقاط معلومات اللون ، فعليك استخدام المرشحات. على سبيل المثال ، إذا كنت ترغب في الحصول على معلومات حول عدد الفوتونات الحمراء (على سبيل المثال ، شدة الضوء الأحمر الساقط على كل بكسل من صورتك) ، فأنت تستخدم مرشحًا لحجب كل الضوء الآخر. يمكنك القيام بذلك باستخدام عدة مرشحات مختلفة لإنشاء صورة ملونة كاملة.

في معظم الكاميرات الرقمية الملونة التجارية ، تحتوي أجهزة CCD على قناع مرشح يزيد عن أربعة بقع بكسل: ترشيحان للضوء الأخضر ، وواحد للضوء الأزرق ، وواحد للضوء الأحمر. تُستخدم مخرجات وحدات البكسل هذه لإنشاء صورة ملونة كاملة.


كما أشار WDC في تعليقه ، بدون مرشحات ، يمكنك ببساطة الحصول على تسجيل للإشعاع المستلم كدالة لوظيفة الاستجابة الطيفية للمستشعر. بعبارة أخرى ، جهاز CCD العادي الذي يكتشف الضوء في الكاميرا غير قادر على التقاط كل طول موجي للضوء بشكل مثالي ، وتخبرك وظيفة الاستجابة بمدى جودة CCD في التقاط كل طول موجي للضوء.

رغم ذلك ، في بعض الأحيان ، لا ترغب في التقاط صورة وتسجيل كل فوتون ممكن تستطيع CCD تسجيله. في بعض الأحيان تريد تسجيل أطوال موجية محددة. يمكنك القيام بذلك عن طريق تطبيق مرشح ، قبل CCD ، والذي يسمح فقط بأطوال موجية محددة.

هذا له كل أنواع الاستخدامات. من الأمثلة البسيطة على ذلك التقاط ثلاث صور ، واحدة مع مرشح أحمر للسماح بدخول الضوء الأحمر بشكل أساسي ، والأخرى بمرشح أخضر للسماح بدخول الضوء الأخضر بشكل أساسي ، والثالثة بمرشح أزرق للسماح بدخول الضوء الأزرق بشكل أساسي. عندما تنظر إلى الصور الفردية على شاشتك ، لا يعرف الكمبيوتر الألوان (أي الأطوال الموجية) للضوء الذي شاهده CCD ، فهو يعرف فقط عدد الفوتونات التي تمت ملاحظتها حتى يتمكن فقط من إظهار التدرج الرمادي. ومع ذلك ، يمكنك بعد ذلك ، في مرحلة ما بعد المعالجة ، تلوين صورتك باستخدام المرشح الأحمر باللون الأحمر ، وصبغ صورتك الخضراء باللون الأخضر ، وما إلى ذلك ، ثم دمج صورك باللون الأحمر والأخضر والأزرق في صورة واحدة ملونة للحصول على مقربة- إلى الحقيقة ، صورة ملونة للكائن الخاص بك. في الواقع ، هذه هي الطريقة التي تعمل بها الكاميرات الرقمية لالتقاط صور ملونة!

إلى جانب استخدام المرشحات للحصول على صور ملونة ، يستخدم علماء الفلك مرشحات لمجموعة متنوعة من الأهداف العلمية. من الممكن جدًا إنشاء مرشح خاص يسمح فقط بطول موجي واحد (أو أقرب لطول موجي واحد كما يمكن للمرء الحصول عليه). غالبًا ما ترتبط الأطوال الموجية المفردة للضوء بعمليات فيزيائية محددة. أعني بذلك ، يمكن فقط لعمليات فيزيائية محددة أن تخلق هذا الطول الموجي الدقيق. لذا من خلال النظر إلى شيء ما باستخدام مرشح لطول موجي محدد ، فأنت تنظر إلى مكونات ذلك الكائن الذي أنشأ هذا الطول الموجي للضوء.

مرشح الطول الموجي الأحادي الشائع الذي يحب الناس استخدامه هو مرشح H-alpha والهدف الشائع للمراقبة هو الشمس. تظهر أدناه ، مأخوذة من APOD ، صورة للشمس باستخدام مرشح H-alpha.

أو بشكل مماثل ، فإن مركبة الفضاء الخاصة بمرصد ديناميكا الشمس (SDO) تراقب الشمس باستمرار في جميع أنواع المرشحات. لاحظ كيف تبدو الشمس مختلفة في الأطوال الموجية المختلفة!

ملاحظة: هذه صور ملونة خاطئة للتأثير!


مجموعة من الطلاب يتصفحون الإنترنت قبل الفصل.

يسأل أحد الطلاب ، & ldquo هل سبق أن أطلعت يا رفاق على موقع ويب Astronomy Picture of the Day؟ & rdquo

  • كايل: & ldquo بالطبع. أنا أحب APoD ، وخاصة تلك السدم الملونة وبقايا المستعرات الأعظمية. إنه & rsquos سيء للغاية هناك & rsquot أي من أولئك القريبين الذين يمكنك رؤيتهم فقط بأعينك. & rdquo
  • دونا: & ldquoThos aren & rsquot الألوان الحقيقية. عليهم أن يفعلوا أشياء لتلك الصور ، مثل اللون في السحب والغازات. & rdquo
  • إريك: & ldquo اعتقدت أنه يتعين عليهم التقاط صور مختلفة لنفس الكائن ودمجها معًا. & rdquo
  • فيونا: & ldquo ثم كيف يعرفون ما هي ألوان الأشعة السينية؟ & rdquo

يعد التقاط صور ملونة باستخدام التلسكوبات البصرية مثل Hubble أو أي تلسكوب أرضي مزود بكواشف CCD مختلفًا جدًا وأكثر تعقيدًا من استخدام فيلم في الكاميرا التقليدية. الكاشفات الإلكترونية لا تقرأ المعلومات في اللون و [مدشراذر] ، يجب تخصيص ألوان لطاقات الفوتونات في عملية حاسوبية تعرف بمعالجة الصور. بالنسبة إلى صور الضوء المرئي ، يتم أحيانًا تعيين خيارات الألوان لمحاولة إعادة إنتاج ما يمكن أن تراه أعيننا بأمانة (إذا كان بإمكانهم التحديق في الكائن لفترة طويلة دون وميض أو التقاط & ldquosnapshots & rdquo). العديد من الصور ذات الألوان الكاملة عبارة عن مجموعات من البيانات المأخوذة في تعريضات منفصلة للضوء المرئي الأحمر والأخضر والأزرق. عند مزجها معًا ، يمكن لهذه الألوان الثلاثة للضوء محاكاة أي لون تقريبًا من الضوء المرئي للعين البشرية. هذه هي الطريقة التي تعيد بها أجهزة التلفزيون وشاشات الكمبيوتر وكاميرات الفيديو إنشاء الألوان.

تسمى الألوان القياسية التي يتم مزجها معًا على شاشة التلفزيون R و G و B للأحمر والأخضر والأزرق. يتم ذلك باستخدام مجموعة من المرشحات التي تمرر ضوءًا بأطوال موجية متمركزة حول 650 و 520 و 450 نانومتر ، على التوالي. يحجبون كل الألوان الأخرى. يبلغ عرض كل مرشح حوالي 100 نانومتر. في حين أن مرشحات RGB مناسبة لإنشاء صور ملونة على الشاشة ، فهذه ليست المرشحات التي يستخدمها علماء الفلك عادةً.

لم يتم تطوير المرشحات الفلكية لإنشاء صور ملونة ، على الرغم من إمكانية استخدامها لهذا الغرض. بدلاً من ذلك ، تم تصميمها لدراسة فيزياء النجوم والأجسام الفيزيائية الفلكية الأخرى. على سبيل المثال ، من خلال مقارنة سطوع نجم في مرشحين ، يمكن تحديد درجة حرارته. وذلك لأن المرشحات المنفصلة تأخذ عينات من نقاط مختلفة على طيف النجم و rsquos Planck. نظرًا لأن منحنيات بلانك ذات درجات الحرارة المختلفة فريدة من نوعها ، فإن هاتين النقطتين كافيتان لتحديد شكل المنحنى بشكل فريد ، وبالتالي درجة حرارته. لكن النجوم ليست ببعثات بلانك المثالية. لديهم خطوط امتصاص. (في بعض الأحيان ، يكون لديهم حتى خطوط انبعاث.) يمكن تصميم المرشحات لتكون حساسة بشكل خاص لخطوط الامتصاص هذه ، وبالتالي ، توفر القدرة على تمييز نوع نجم عن آخر عن طريق ميزات الامتصاص. تسمح المرشحات بإجراء هذا التحديد من خلال تقنيات تصوير بسيطة بدلاً من تقنيات طيفية أكثر تعقيدًا ، وعادةً ما توفر الكثير من الوقت في التلسكوب.

تم تطوير مجموعات المرشحات الضوئية القياسية على مدار الخمسين عامًا الماضية. المجموعة الأكثر شيوعًا تسمى نظام Johnson / Cousin. تم تطويره في الستينيات ويستخدم مرشحات U و B و V و R و I للأشعة فوق البنفسجية والأزرق والمرئي والأحمر والأشعة تحت الحمراء. عادةً ما يكون عرض هذه المرشحات حوالي 100 نانومتر ، عطاء أو أخذ ، وتتركز عند 365 و 445 و 551 و 658 و 806 نانومتر ، على التوالي. تم تطوير مرشحات إضافية تدفع إلى أبعد من الأشعة تحت الحمراء القريبة والمتوسطة ، وتخرج إلى المنطقة بين 1000 و 5000 نانومتر (1 و 5 ميكرون). تم تطوير مجموعات المرشحات الأخرى أيضًا ، عادةً مع بعض الاستخدامات المحددة في الاعتبار. على سبيل المثال ، قام كل من Hubble و Sloan Digital Sky Survey بتطوير مجموعات مرشحات خاصة بناءً على أجهزتهم وأهدافهم العلمية.

بالإضافة إلى مرشحات النطاق العريض هذه ، هناك مرشحات ضيقة النطاق تمرر الضوء فقط بالقرب من طول موجي معين. عادةً ما يكون عرض هذه المرشحات ضيقة النطاق أقل من 10 نانومتر وتتركز على خط انبعاث من الهيدروجين والأكسجين والكبريت وما إلى ذلك. يتم التقاط العديد من الصور الجميلة التي نراها للسدم (سحب الغاز) باستخدام العديد من هذه المرشحات ضيقة النطاق لتسليط الضوء على الانبعاثات. من أنواع ذرية مختلفة.

تتم جميع الملاحظات الفلكية باستخدام مجموعات المرشحات القياسية هذه (أو غيرها). يسمح هذا التوحيد القياسي بمقارنة مجموعة واحدة من الملاحظات بسهولة بمجموعة أخرى ، وهي قدرة مهمة جدًا يجب امتلاكها عند ممارسة العلم. عندما يتم إنشاء معيار مرشح جديد ، يتم بذل الكثير من الجهد في فهم كيفية ارتباطه بالآخرين بحيث يمكن مقارنة الملاحظات الجديدة بالأقدم. بالطبع ، سيكون من الأسهل كثيرًا دائمًا استخدام نفس مجموعات المرشحات لجميع الملاحظات ، ولكن في بعض الأحيان ، تجعل الأهداف العلمية ذلك غير عملي أو مستحيلًا.


شحن مجاني للطلبات التي تزيد عن 75 دولارًا وفواتير التقسيط على الطلبات التي تزيد عن 350 دولارًا (تُطبق الاستثناءات)

<"closeOnBackgroundClick":true,"bindings":<"bind0":<"fn":"function()<$.fnProxy(arguments,'#headerOverlay',OverlayWidget.show,'OverlayWidget.show')>","type":"quicklookselected","element":".ql-thumbnail .Quicklook .trigger">>,"effectOnShowSpeed":"1200","dragByBody":false,"dragByHandle":true,"effectOnHide":"fade","effectOnShow":"fade","cssSelector":"ql-thumbnail","effectOnHideSpeed":"1200","allowOffScreenOverlay":false,"effectOnShowOptions":"<>","effectOnHideOptions":"<>","widgetClass":"OverlayWidget","captureClicks":true,"onScreenPadding":10>

استخدام مرشحات الألوان

تكشف رؤية الكواكب في ضوء مختلف عن مزيد من التفاصيل

الغلاف الجوي للأرض في حالة تذبذب مستمر ، والتيارات الهوائية المضطربة تطمس تفاصيل السطح الدقيقة لأجسام النظام الشمسي التي يتم عرضها من خلال التلسكوب. تمتزج المناطق المتناقضة الخافتة معًا بسبب "التشعيع" و [مدش] تشوه الحدود بين الأسطح الفاتحة والداكنة.

عندما تستخدم مرشح لون لصفر في منطقة ضيقة من الطيف ، فإن تشتت أطوال الموجات المتداخلة يقل بشكل كبير. فجأة ، تتحلل عصابات المشتري الشاحبة الملطخة إلى حلقات وأكليل. تظهر علامات حساسة على الكرة الأرضية زحل ، ويظلم قسم كاسيني الدائري ويتجمد. تبرز القبعات القطبية للمريخ مثل اللآلئ الصغيرة ، وتكتسب الجداول القمرية الغامضة عمقًا وتباينًا أكبر. تصبح "الرؤية" السيئة مقبولة الرؤية الجيدة تصبح رائعة!

نظرًا لأن العديد من الكواكب لها لون مميز (على سبيل المثال ، المريخ ضارب إلى الحمرة) ، ستزيد التفاصيل بشكل كبير عن طريق تقليل الأشكال السائدة ، وكشف التباين المخفي وعلامات السطح. لهذا السبب تم تحسين "الكوكب الأحمر" بشكل أكثر فاعلية بفلتر أخضر.

يوجد أدناه دليل لاستخدام مرشحات الألوان لعرض أفضل للكواكب في نظامنا الشمسي.

الزئبق
# 25 سيجعل اللون الأحمر قرص الكوكب بارزًا في مواجهة السماء الزرقاء ، مما يسمح بمشاهدة النهار أو الشفق. من الأفضل عادة ملاحظة عطارد بعد غروب الشمس مباشرة ، عندما تكون السماء مغمورة بالضوء البرتقالي ، لذا استخدم اللون البرتقالي # 21 بتكبير عالي لرؤية مراحل الكوكب.

كوكب الزهرة
بغض النظر عن فتحة التلسكوب التي تستخدمها ، عادةً ما يتسبب السطوع المفرط لكوكب الزهرة في صورة متعرجة "شديدة التعريض". باستخدام الفلتر البنفسجي # 47 ، أو الفلتر المكدس # 58 أخضر و # 80A أزرق متوسط ​​، ستقلل من الوميض الشديد للحصول على رؤية أفضل لمراحل التغيير الرائعة.

المريخ
# 25 الأحمر يمر بالانعكاسات السائدة للسهول السطحية و maria ، و # 21 البرتقالي جيد لتقليل الوهج الشديد لتعزيز التفاصيل و التبقع. تبرز القبعات القطبية مع # 15 Deep Yellow و # 80A Medium Blue لفحص خطوط الذوبان باللون الأخضر # 58.

كوكب المشتري
يكشف هذا الكوكب العظيم عن نطاقاته السحابية ، والحلقات ، والأزهار ، والأشكال البيضاوية ، والبقعة الحمراء مع # 11 أصفر-أخضر ، # 80A ، # 58 ، و # 21. انتقل من رؤية مجموعتين فقط بدون مرشح إلى سبعة أو أكثر باستخدام مرشح! حاول تكديس المرشحات لتقليل الوهج الشديد.

زحل
تم تحسين العديد من التفاصيل الكروية الدقيقة بواسطة # 15 Deep Yellow. شاهد الفرق في سطوع طرفي الحلقات بالرقم 25 أو 11 أو 58 أو # 80A. # 15 يساعد على زيادة حدة صورة زحل في الصور ، وتحسين دقة تقسيم كاسيني.

القمر
قلل من وهج القمر باستخدام اللون الأزرق المتوسط ​​# 80A ، وحسِّن التباين بين جداول وطبقات القمر مع # 15 Deep Yellow.

استخدامات اخرى
ستعمل على تحسين الصور الفوتوغرافية بالأبيض والأسود عن طريق حجب ضوء الأشعة فوق البنفسجية بـ # 15 Deep Yellow. يتم أيضًا تقليل التشوه اللوني المنكسر بمقدار # 15 و # 80A. يعد اللون الأزرق الباهت # 82A رائعًا للتكديس مع الألوان الأخرى ، ويمكنه ضبط توازن لون الفيلم عن طريق امتصاص اللونين الأصفر والأحمر الزائدين. # 58 الأخضر سوف يحجب ضوء الشارع أثناء مرور الكثير من الطول الموجي للأكسجين المتأين المضاعف في السدم الانبعاثية. جرب # 25 الأحمر للتعرض الطويل بالأبيض والأسود لأوميغا أو سديم روزيت.


جمعية مقاطعة ليك الفلكية

سرعان ما يتعلم المبتدئون في علم الفلك الرصدي أن البدر هو خصم مخيف يزيل التباين والتفاصيل في الأجسام الغامضة الباهتة التي نلاحقها. إذا كنت تبتل قدميك في التصوير الفلكي ، فمن المحتمل أنك لاحظت أن القمر الساطع يقوم بعمل أكثر سوءًا في صورك. يتم تضخيم التلوث الضوئي في السماء من خلال حساسية الكاميرا. تعكس الرطوبة في الهواء ضوء القمر وتعطي مظهرًا دخانيًا للسماء من خلال الكاميرا. وتبدأ التدرجات اللونية السيئة في أحد طرفي صورتك وتزداد حتى تشوش تفاصيل صورتك.

الكل في الكل ، القمر هو عدو أكبر بكثير للمصور من الراصد. ولكن ماذا لو كانت هناك طريقة لتحييد القمر وحتى تحييد التلوث الضوئي المحلي الذي نتحسر عليه باستمرار؟ ألا ترغب في أن تكون قادرًا على التصوير حتى خلال الأيام الثلاثة عشر الأكثر سطوعًا في الشهر القمري من القمر البالغ من العمر 9 أيام إلى القمر البالغ من العمر 22 يومًا؟ حسنًا ، بالطبع هناك شيء يمكنك القيام به ويتضمن القيام بشيء مخالف تمامًا لما نفعله عادةً في علم الفلك: تريد التخلص من الضوء. هاه؟ نعم ، تخلص من الضوء. ماذا؟ نعم ، تخلص من الكثير من الضوء. دعني أشرح.

يدور التقدم التقليدي في علم الفلك حول جمع الكثير من الضوء: نحصل على عدسات ومرايا كبيرة - المزيد من مساحة السطح تعني جمع المزيد من الضوء. في التصوير الفوتوغرافي ، نستخدم تلك الأسطح البصرية الكبيرة مع الكاميرات التي يمكنها التحديق في السماء لفترة طويلة لتجميع الضوء الوارد. عندما نجمع الضوء من السديم أو النجوم أو الغبار ، فإن الهدف من الحصول على صور أفضل هو استخدام بصريات أكبر وكاميرات أكثر حساسية وتعريضات أطول. هذه هي فلسفة المناطق الخالية من التلوث الضوئي والليالي الخالية من القمر (نسبيًا).

عندما يكون هناك تلوث ضوئي و / أو قمر مشرق ، تتغير القواعد. تعمل الأنظمة الضوئية الأكبر على تضخيم التلوث الضوئي - من صنع الإنسان والقمر. التعريضات الطويلة في الكاميرات الحساسة تفعل الشيء نفسه. والأسوأ من ذلك أن فوضى السماء ليست موحدة. تكون منطقة السماء الأقرب إلى مصدر الضوء الأرضي أو القمر أكثر إشراقًا من المناطق البعيدة. يمكن للكاميرا التقاط هذا السطوع والتعتيم التدريجي - "التدرج" - أفضل بكثير مما يمكن أن تكتشفه عينك. لذا فإن جمع مجموعة كبيرة من الضوء "السيئ" يجعل صورك أكثر فقرًا بدلاً من ثراءها.

الحل الذي يستخدمه العديد من مصوري النجوم هو أن يكونوا انتقائيين - انتقائيين للغاية - في ضوء "التسوق". تجاهل كل الضوء السيئ ، واحتفظ بالإضاءة الجيدة جدًا فقط. سنتخطى درس الفيزياء ، لكن الأضواء الأكثر شيوعًا التي نجمعها هي الكبريت الثاني (SII) ، والأكسجين الثالث (OIII) ، وبيتا الهيدروجين (Hbeta) والأكثر شيوعًا على الإطلاق ، الهيدروجين ألفا (H-alpha). تتوافق هذه الأطوال الموجية المحددة للضوء مع حالات ذرية مختلفة لعناصر مختلفة. يتطلب جمع ضوء محدد فقط مرشحًا ومسارًا صغيرًا لشرح المصطلحات.

تسمح المرشحات الفلكية العادية 1 ، مثل مانع الأشعة تحت الحمراء أو مرشحات الألوان الأولية ، بجزء كبير نسبيًا من الطيف الضوئي بالمرور عبر الفلتر. جزء (أو "النطاق") من الطيف واسع ، لذلك تسمى هذه "مرشحات النطاق العريض". من ناحية أخرى ، عندما نريد أن نكون مغرمين بشأن الضوء الذي نريد جمعه ، نختار مرشحًا يسمح فقط بجزء رفيع من الطيف على الكاميرا. لذلك تسمى هذه المرشحات المتخصصة "المرشحات ضيقة النطاق". يحظى التصوير ضيق النطاق بشعبية كبيرة هذه الأيام لأنه يسمح لمصوري النجوم بالتقاط الصور بغض النظر عن مرحلة القمر ويمكنه بشكل كبير القضاء على تأثيرات التلوث الضوئي المحلي. لا مزيد من الاختباء خلال المراحل الساطعة للقمر ولا داعي للقلق من التلوث الضوئي المحلي.

في هذه المقالة ، أريد التركيز على تصوير ألفا H ، أولاً لأنها تحظى بشعبية كبيرة (في الكون وبين المصورين الفلكيين) وثانيًا لأنه من المهم فهم حدود تصوير ألفا H قبل أن تشعر بالحماس الشديد حيال ذلك.

اختيار أهدافك: إذن ما هي الكائنات التي تستفيد من تصفية H-alpha؟ يأتي ضوء H-alpha من الهيدروجين المثير. من المؤكد أن النجوم لديها الكثير من ذلك ، لذا تظهر النجوم جيدًا من خلال مرشح H-alpha. ويمكن أن تثير أنواع أخرى من الطاقة سحبًا من غاز الهيدروجين ، لذا فإن الغيوم المحيطة بتكوين النجوم ونشاط تدمير النجوم هي أيضًا مرشحة. إن ما نراه في كائنات مثل سديم النسر وسديم الجبار وسديم البحيرة عبارة عن سحب من الغازات المحيطة بالمواقع التي تمثل النجوم المتكونة. تثير طاقة هذه النجوم الغاز الذي ينبعث منه الضوء بعد ذلك. لذلك تسمى هذه السدم "السدم الانبعاثية". السدم الانبعاثية هي مرشحة جيدة جدًا لتصفية H-alpha. يتم بث الضوء الذي يرسلونه في جزء واحد أو بضعة أجزاء ضيقة جدًا من الطيف.

من ناحية أخرى ، عادةً ما يكون للأجسام التي تعكس الضوء مجرد ضوء يتم بثه على طول أجزاء أكبر بكثير من الطيف. السدم العاكسة هي مرشح ضعيف للتصوير ألفا H. سديم الرجل الراكض (NGC1977) والثريا (M45) من السدم الانعكاسية الشهيرة.

هناك كائنات مركبة مثل أجزاء سديم الحجاب (بما في ذلك NGC6992 و NGC6940) والسديم ثلاثي الأبعاد (M20) التي لها سديم انبعاث يضيء سديم انعكاس. يمكنك استخدام ترشيح H-alpha لالتقاط جزء من الكائن ، لكن جزء الانعكاس من السديم سيحتاج إلى تقنيات أخرى ليتم التقاطها.

تحتوي بعض المجرات على مناطق قوية من انبعاثات H-alpha (مثل M82 و M33) ، لكن بشكل عام ، لا تستفيد صور المجرات من تصوير H-alpha. مثل المجرات ، هناك بعض السدم الكوكبية مع أجزاء من ضوء ألفا H ، ولكن مرة أخرى ، لن يُرى الجزء الانعكاسي من السديم من خلال الفلتر.

لا يستفيد القمر وكائنات النظام الشمسي الأخرى من تصوير ألفا H. يعتبر ضوء H-alpha مهمًا في التصوير الفوتوغرافي للطاقة الشمسية ، ولكن يجب عليك استخدام مرشحات شمسية متخصصة أو يمكنك إتلاف معداتك أو التسبب في إصابة شخصية خطيرة. في هذه المقالة نناقش صور H-alpha الليلية (وإلا فإن مرحلة القمر لن تكون مهمة!).

لذلك ، فإن الأهداف الأساسية لتصوير ألفا H هي السدم الانبعاثية والعناقيد المفتوحة التي تتضمن سحابة غاز ألفا H (على سبيل المثال ، M16 - سديم النسر).

الكاميرا مهمة. ليست كل الكاميرات جيدة في جمع ضوء H-alpha. العديد من الكاميرات المخصصة للتصوير الفلكي لديها حساسية جيدة أو ممتازة لطول موجة ألفا H (6463 أنجستروم). تحتوي الكاميرات الرقمية الاستهلاكية أحيانًا على شريحة حساسة لضوء H-alpha (بالإضافة إلى الأشعة تحت الحمراء) ، لكن الشركات المصنعة تقوم بتركيب مرشح مانع للمساعدة في الحصول على توازن ألوان جيد للصور اليومية. لذا فإن كاميرا الجيب الرقمية العادية لن تقوم بهذه المهمة في H-alpha.

تواجه كاميرات DSLR الشهيرة (على سبيل المثال ، Canon 350XT و Nikon D-70) نفس المشكلة ، ولكن هناك تعديلات منزلية يمكن إجراؤها على الكاميرا لإزالة مرشح الشركة المصنعة والسماح بضوء H-alpha على الشريحة. في بعض الأحيان ، يجعل هذا الكاميرا غير قابلة للاستخدام للتصوير الفوتوغرافي الروتيني وأحيانًا يمكنك تصحيح الألوان باستخدام مرشحات خارجية أو إعدادات ومعالجة خاصة. تبيع إحدى الشركات ، Hutech Astronomical Products ، كاميرات Canon و Fuji المعدلة بالكامل للسماح بالتصوير الفوتوغرافي لـ H-alpha.

إلى حد بعيد ، فإن أفضل مرشح للتصوير الفوتوغرافي H-alpha هو الكاميرا الفلكية المخصصة. ستتمتع الكاميرات من SBIG و Starlight Xpress و FLI و Meade و Orion دائمًا بحساسية H-alpha جيدة. أسهل طريقة لمعرفة ما إذا كانت الكاميرا لديها حساسية جيدة لـ H-alpha هي العثور على مواصفات الاستجابة الطيفية أو مجرد استخدام Google للبحث عن أمثلة للتصوير في H-alpha. تختلف الحساسية الدقيقة باختلاف طُرز الكاميرا. على سبيل المثال ، يتمتع جهاز SX MX716 بحساسية H-alpha كبيرة بينما لدى ابن عمه MX916 حساسية ضعيفة إلى حد ما.

متطلبات التحميل. لذلك قررت أن الكاميرا الخاصة بك ستقبل بكل سرور ضوء H-alpha ، فأنت تحب اختيار كائنات التصوير وتعتقد أنك جاهز للانطلاق. لكن انتظر - يحتاج الحامل الذي ستستخدمه إلى القيام بعمل أكثر قليلاً مما اعتدت عليه. وإليك السبب: في التصوير الضوئي العادي متعدد الألوان (على سبيل المثال باستخدام كاميرا DSLR) ، تقوم بجمع الضوء من نطاق طيفي عريض - بعرض حوالي 400 نانومتر. تأتي مرشحات H-alpha بعرض نطاق يتراوح من 3 نانومتر إلى 13 نانومتر. لذا فأنت تجمع فقط 1/30 إلى 1/130 من كمية الضوء. هذا يعني أنك بحاجة إلى أن تأخذ تعريضات أطول (أو العديد من التعريضات القصيرة) للتعويض. ستحتاج تلك الصورة التي التقطتها مع 10 تعريضات لمدة 30 ثانية (إجمالي 5 دقائق من التعرض) إلى 30 إلى 130 TIMES تعريض إضافي - من 150 دقيقة إلى 11 ساعة تقريبًا من التعرض. هناك تقنيات معالجة بحيث لا يتحمل مصورو النطاق الضيق بالضرورة التعرضات الطويلة هذه ، ولكن يتم تحضير المحصلة النهائية للعديد من التعريضات الطويلة.

يضع هذا المطلب ضغطًا كبيرًا على حاملك. الحصول على تتبع سلس في تعريض قصير أمر سهل (إلى حد ما). ولكن في تعريض لمدة 4 ، 5 ، 8 ، 10 دقائق؟ يمكن لأفضل الحوامل فقط عمل صور غير موجهة لفترة طويلة. إذا كان لديك إعداد autoguider ، فستستفيد منه كثيرًا أثناء تصوير H-alpha وغيره من الصور ضيقة النطاق. 2

جانب آخر متعلق بالحمل هو جودة المحاذاة الخاصة بك. بالنسبة لتسلسل التعريضات القصيرة ، لن تتسبب أي أخطاء في المحاذاة في الكثير من التدوير الميداني. ومع ذلك ، عندما يصبح طول التعريض الضوئي أطول - من 4 إلى 10 دقائق - فقد تلاحظ أن النجوم الموجودة على حافة الصورة تبدو مستطيلة أكثر مقارنة بالنجوم المستديرة في المركز. هذا هو تأثير دوران المجال. المحاذاة القطبية الضعيفة (أو محاذاة السمت / الارتفاع الجيد) ستظهر أقواسًا من النجوم - أقواسًا صغيرة في الأقواس الوسطى وأكبر كلما ابتعدت عن المركز.) إذا كانت المحاذاة القطبية جيدة (ولكنها ليست مثالية) ، فأنت لا تفعل ذلك. نرى التأثير كثيرًا في منتصف الصورة ، ولكن بالقرب من الحافة ، تجعل الأقواس القصيرة النجوم قرفصاء قليلاً. الحل؟؟ بذل المزيد من الجهد لتحسين المحاذاة القطبية إذا كنت تريد التعريضات الطويلة اللازمة لصور ألفا H (وغيرها من الصور ضيقة النطاق).

المرشحات. تشبه المرشحات ضيقة النطاق ، بما في ذلك H-alpha ، المرشحات الملونة النموذجية. تأتي بحجم 1.25 "و 2" (يتم تسعيرها وفقًا لذلك). تحتوي المرشحات على خيوط قياسية لتوصيلها بمعظم الكاميرات. مثل المرشحات العادية ، يمكن استخدام المرشحات ضيقة النطاق في عجلات وشرائط مرشح الألوان.

كل مرشح له نطاق ترددي محدد ومركز ممر النطاق. تتمركز مرشحات H-alpha على 6563 3 أنجستروم أو 656.3 نانومتر. يتراوح عرض النطاق الترددي للفلاتر من 3 نانومتر إلى 13 نانومتر. تتمتع المرشحات 3nm بعرض نطاق ضيق للغاية ولا تحصل إلا على أنقى طول موجي H-alpha وعادة ما يكون لها سعر أعلى. ينتج عن هذا النطاق الترددي نجوم حادة وصغيرة جدًا. من ناحية أخرى ، يحتوي مرشح 13 نانومتر على نطاق ترددي أكثر "انفتاحًا" ويعطي نجومًا أكبر قليلاً (لكنها لا تزال صغيرة!) وتباينًا أقل مقارنةً بالفلاتر الأضيق.

يفضل أساتذة التصوير ضيق النطاق أضيق أشكال النطاق الترددي. إنهم يشعرون أن الاستبعاد الدقيق لكل أنواع الإضاءة الأخرى يؤدي إلى الحصول على صور أفضل. بالطبع ، تستغرق صورهم حوالي 4 أضعاف ما تستغرقه الصور ذات الفلتر الأوسع لأنهم بحاجة إلى تعويض الشريحة الأضيق من الطيف. يمتلك معظم هؤلاء الخبراء حوامل ممتازة ووحدات تحكم آلية ، لذا فإن بعض الساعات الإضافية من التعرض ليست عبئًا عليهم.

أحد الاعتبارات الأخرى عند اختيار النطاق الترددي هو "الانجراف". تفترض الطلاءات المستخدمة للتصوير ضيق النطاق أن نظامك البصري يعمل ضمن نطاق معين من قيم f / -ratios. غالبًا ما تكون منطقة الراحة حوالي f / 4 إلى f / 11. عندما تذهب خارج هذا النطاق ، سيتحول "مركز" المرشح إلى اللون الأحمر أو الجناح الأزرق. إذا كان المرشح الخاص بك يحتوي على نطاق ترددي ضيق وكنت تستخدم بصريات خارج منطقة الراحة ، فقد يفقد المرشح الضوء المستهدف تمامًا. تتمتع مرشحات النطاق الترددي الأوسع بنفس التحول ، لكن كونها أوسع لن تفوت ضوء الهدف.

لذلك إذا كنت تخطط لاستخدام البصريات خارج منطقة الراحة (على سبيل المثال ، تلسكوبات طويلة جدًا أو عدسات كاميرا سريعة جدًا) ، فيجب عليك الالتزام بمرشحات النطاق الترددي الأوسع.

المرشحات الأخرى ، والتطبيقات الأخرى - لقد تطرقنا فقط إلى الأنواع الأخرى من المرشحات للتصوير ضيق النطاق. لكل منها استخدام لنوع معين من الضوء يتوافق مع بيئات وأحداث فلكية محددة مثل تكوين النجوم وتدمير النجوم وما إلى ذلك. فنحن نرحب بك لاستكشاف استخدام المرشحات الأخرى عبر الموارد عبر الإنترنت ، ولكني أوصي ببدء التصوير باستخدام H-alpha للحصول على أفضل اختيار للأهداف وسهولة التصوير.

الخلاصة والموارد: إذن ، هل تريد الخروج والتقاط الصور بغض النظر عن مرحلة القمر أو حتى إذا لم تكن السماء مظلمة تمامًا؟ هل يمكنك تحميل التعامل مع التعريضات الأطول؟ هل يمكن للكاميرا الخاصة بك تسجيل الأجزاء الممتعة من الطيف ، مثل H-alpha؟

إذا كان الأمر كذلك ، فقم بشراء مرشح H-alpha لطيفًا وجرب التصوير ضيق النطاق.

يمكنك العثور على أمثلة رائعة للتصوير ضيق النطاق على موقع الويب الخاص بـ Richard Crisp -
http://www.rdcrisp.darkhorizons.org/
يحتوي موقع Starizona على الويب على مناقشة جيدة للتصوير ضيق النطاق الموجود في -
http://www.starizona.com/ccd/advimnarrow.htm
يوجد موقع Yahoo! مجموعة مخصصة لتصوير النطاق الضيق الموجودة في -
http://groups.yahoo.com/group/narrowbandimaging/

يجب عليك أيضًا التحقق من مجموعات التصوير الفلكي للكاميرا الخاصة بك لمعرفة النصائح الخاصة بالتصوير ضيق النطاق التي تنطبق على أجهزتك.

1 تأتي الفلاتر في شكلين: "تمرير" و "كتلة". يسمح مرشح التمرير بمرور ضوء معين. لذا فإن المرشح الأحمر يسمح بمرور الضوء الأحمر (وليس غيره). يسمح مرشح الكتلة بمرور كل الضوء باستثناء ضوء معين عبر الفلتر. يحجب "IRB" ضوء الأشعة تحت الحمراء ، ولكنه يسمح لجميع الأطوال الموجية الأخرى. لسوء الحظ ، فإن المصطلحات الشائعة للمرشحات ليست محددة ، لذا فإن الإشارة إلى "مرشح الأشعة تحت الحمراء" يمكن أن تعني مرشحًا يحجب ضوء الأشعة تحت الحمراء أو مرشحًا يمر فقط بالأشعة تحت الحمراء. بالنسبة لهذه المقالة ، فإن المصطلح "H-alpha filter" يعني مرشح تمرير يسمح فقط للضوء بالقرب من الطول الموجي ألفا H.

2 هناك جانب إيجابي لمتطلبات التعرض الطويل المضحك لتصوير ألفا H. عندما تبدأ بتسلسل صور مدته 90 دقيقة (تحت تحكم الكمبيوتر) ، يمكنك استخدام هذا الوقت بشكل فعال لمهام أخرى. يقوم بعض الأشخاص بالمراقبة باستخدام مجموعة منفصلة من البصريات. أنا؟ آخذ قيلولة قصيرة لطيفة للغاية!

3 في نيو مكسيكو ، تحتوي معظم الطرق السريعة على تعيين مكون من 3 أرقام ، ولكن يوجد طريق سريع مكون من 4 أرقام: 6563 يُعرف أيضًا باسم "طريق Sunspot السريع". يؤدي إلى المرصد الوطني للطاقة الشمسية في ساكرامنتو بيك.


دليل شراء مرشحات التلسكوب

لقد كنت تدرس مخططات النجوم لأسابيع. لقد قرأت "نصائح لشراء تلسكوب" ، وانتقيت واشتريت أول تلسكوب لك. لا يمكنك احتواء حماسك أثناء إعداد نطاقك الجديد. أخيرًا ، تأتي اللحظة - تلقي نظرة مكبرة على سماء الليل ، على استعداد لتنفجر من هذا العالم. إنه مشهد جميل. ومع ذلك ، بعد أن يتلاشى الشعور بالرهبة الأولية ، لا يمكنك المساعدة في الشعور بالإحباط قليلاً. السماء ضبابية ، والقمر أبيض ساطع ، والسدم التي كنت تحلم بها طوال الأسبوع لا يمكن رؤيتها في أي مكان. تشعر بالخداع من جميع الصور الجميلة المكدسة في كتب ومجلات علم الفلك ، فأنت تفكر في ترك مشترياتك الجديدة مع بقية المواد القابلة لإعادة التدوير واختيار هواية أكثر موثوقية. قبل أن تستبدل التلسكوب الخاص بك بمجموعة من سكاكين نحت الخشب ، اقرأ هذا المقال.

تتمثل إحدى أبسط الطرق لتعزيز جودة العروض التي يوفرها التلسكوب الخاص بك في إضافة المرشحات إلى الإعداد الخاص بك. سواء تم فحص القمم الجليدية للمريخ أو تصفح غيوم السدم البعيدة ، فإن النظر من خلال التلسكوب المرشح لهدفه يمكن أن يحسن تجربة المشاهدة بشكل جذري. ومع ذلك ، فإن اختيار المرشح المناسب للوظيفة يمكن أن يكون مهمة شاقة. لا تخف ابدا! بعد قراءة هذا المقال ، ستكون مستعدًا لتجهيز معداتك بغض النظر عن هدفك السماوي المفضل.

سماء الليل وعيوننا

تعتمد جودة العروض التي يوفرها التلسكوب الخاص بك بشكل أساسي على ثلاثة عوامل: حل القوة والتباين والحدة. بينما يعتمد حل القدرة إلى حد كبير على فتحة نطاقك ، يمكن تعزيز الحدة والتباين من خلال تطبيق المرشحات. تتأثر كلتا السمتين بعيوب الرؤية البشرية وما يسميه الفلكي رؤية، آثار تشتت الضوء في الغلاف الجوي. يمكن أن يحدث الترشيح الصحيح المعجزات لكلا المسألتين.

إذا كنت قد نسيت يومًا نظارتك الشمسية في رحلة إلى الشاطئ ، فأنت تعلم فوائد ترشيح الضوء قبل أن يصل إلى عينيك. تكون شبكية العين محملة بخلايا حساسة للضوء وعندما تتعرض لكميات كبيرة من الضوء ، قد يكون من الصعب ، إن لم يكن مؤلمًا ، رؤيتها. تطرح رؤية السماء في الليل مشكلة معاكسة - أعيننا غير متحمسة بسبب الضوء في محيطها. قد يبدو من غير المنطقي في البداية أن حل هذه المشكلة يتضمن استخدام المرشحات التي تقلل ، بطبيعتها ، كمية الضوء التي تصل إلى عينيك. دون الضياع في تعقيدات الرؤية البشرية ، يجدر بنا معرفة القليل عن كيفية عمل أعيننا لفهم سبب كون المرشحات أفضل صديق لعلماء الفلك.

قد تتذكر من فصل علم الأحياء أن عينيك تحتويان على نوعين من المستقبلات الضوئية: العصي والمخاريط. ثلاثة أنواع من الخلايا المخروطية ، يستجيب كل منها لطول موجي مختلف للضوء (أحمر ، وأخضر ، وأزرق) مسؤولة عن إدراكنا للون. هم أقل عددًا ويتطلبون ظروفًا أكثر إشراقًا من قضباننا لنقل المعلومات الحسية إلى أدمغتنا. تأخذ الأقماع الخاصة بنا زمام الأمور أثناء ظروف التصوير (وضح النهار). تعتمد الرؤية الاسكتلندية (الليلية) كليًا على قضباننا. على الرغم من أن عدد القضبان يبلغ عشرين ضعف عدد المخاريط ، إلا أنه لا يوجد سوى نوع واحد من المستقبلات في العمل ، ويستجيب بشكل مثالي لطول موجي للضوء يقع بين الأطياف الزرقاء والخضراء. إذا كنت قد تساءلت يومًا عن سبب ظهور العالم أكثر زرقة في الليل ، فذلك لأن قضبانك تعمل منفردة. يسمي العلماء هذا بتأثير بركنجي ، الذي سمي على اسم عالم الأعصاب التشيكي ، يان إيفانجليستا بوركينجي. إذن ، ماذا يعني كل هذا لعلماء الفلك؟ نظرًا لأن الرؤية الإسكتلندية أحادية اللون ، فإن العامل المحدد للإدراك في الظلام هو التباين. هذا هو المكان الذي تلعب فيه المرشحات.

منحنيات الاستجابة القصوى للقضبان والمخاريط

يقوم التلسكوب بتصفية البرغي في ماسورة العدسة ويتم قياسها وفقًا لذلك. تعمل جميع المرشحات بعكس بعض الضوء ونقل الباقي. تكمن قيمتها لعلماء الفلك في قدرتهم على السماح لك باختيار واختيار أطوال موجات الضوء التي تصل إلى عينك. من خلال التحكم في نوع وكمية الضوء الذي تستقبله عيناك ، ستكون قادرًا بشكل أفضل على تمييز الاختلافات في ظروف الإضاءة المنخفضة. من خلال عكس أطوال موجية معينة ، يبدو الضوء المرسل أكثر سطوعًا ، مما يزيد من التباين ويحسن الرؤية. نظرًا لأن الأجرام السماوية المختلفة تعكس أو تنبعث أطوال موجية مختلفة من الضوء ، تسمح لك المرشحات بضبط أدواتك ، اعتمادًا على المكان الذي تنظر إليه في السماء.

قم بإيقاف تشغيل الأضواء الساطعة

ما لم تكن تخطط لاستخدام التلسكوب الخاص بك على بعد آلاف الأميال من الحضارة ، فسيتم تحسين تجربة المشاهدة الإجمالية الخاصة بك عن طريق تطبيق مرشح تقليل التلوث الضوئي (LPR). إذا كنت تبحث عن مرشح واحد لتحسين وجهات نظرك في جميع المجالات ، أضف واحدًا من هؤلاء إلى حقيبتك. تعكس مرشحات LPR الأطوال الموجية للضوء المرتبطة بمصابيح بخار الصوديوم وبخار الزئبق ، وهي أكثر الأنواع شيوعًا المستخدمة لإضاءة الشوارع. If you live near or in a city, an LPR is as necessary as a tripod. While the elimination of all artificial light is impossible, LPRs will give you a noticeably darker sky to work with.

While most of this article is aimed at providing solutions for boosting our perception of light associated with distant subjects, one beloved night-time target is so bright that it requires dimming: the moon. The best options for teasing detail out of the moon are the use of polarizing and/or neutral density filters. If you have ever experimented with filters on your camera, you are probably familiar with these two photography staples. Neutral density filters (often marketed as “moon filters” for the astronomy crowd) reduce glare while leaving the colors transmitted to your eyes unaltered. Because neutral density filters uniformly reduce light across the spectrum, they will not increase contrast, but they will cut back the intensity of light reaching your eyes, allowing you to see otherwise invisible details. Polarizing filters cut back on reflection and have the added benefit of allowing you to manually adjust the filter strength. With the turn of a thumbscrew, you can choose the precise amount of filtration for optimal viewing.

Neighborhood Watch

As we move further away from Earth, the variables that affect our view of the sky begin piling up. The atmospheric conditions and physical composition of each planet present unique challenges, depending upon where you are looking and what you are looking for. Consequently, there are countless ways to enhance your views for each planet. This is where color telescope filters come in handy. Several manufacturers offer “planetary sets” that consist of varying grades of red, yellow, and blue filters. As a bonus, most sets include a neutral density filter in their lineup. Color telescope filters are described using Wratten numbers, the same industry standard used to categorize camera lens filters. A comprehensive list of filter-planet combinations would triple the length of this article. However, a few general tips should get you started. Red filters help with daytime viewing of Mercury and Venus. Yellow filters boost contrast in Neptune and Uranus while teasing out detail in the belts of Jupiter and the surface of Mars. Blue filters are the most versatile of the group, revealing dust storms on Mars, the belts of Jupiter, and the rings of Saturn. Finally, if you are interested in the stormy skies of Venus, try a violet filter. It is never a bad idea to try a couple of different filters for each subject—you may be surprised by what you see!

In a Galaxy Far, Far Away

It comes as no surprise that the most difficult (and often beautiful) celestial phenomena to observe are the ones furthest away. Narrowband and line filters add clarity to this otherwise cloudy subject. Narrowband filters block out all light except for small ranges of wavelengths associated with specific phenomena. Line filters are even more precise, blocking out all but one or two wavelengths of light. The most popular of these groups is the Oxygen III (OIII) filters, which reflect all but 496 and 501nm lines, associated with planetary and emission nebulae. Such extreme filtration provides a clean, black background for observation.

No matter what your favorite celestial subject may be, there is a filter out there that will help you get to know it better. Experimenting with the many available options is the best way to determine what works best for you. So, grab some filters and have a look!

*Note: The photographs in this article serve as simulations. Cameras register greater detail and more colors than the human eye is capable of perceiving when looking through a telescope.


Moon filter

A neutral, grey or moon filter is used to lessen the intensity of bright moonlight and to slightly increase contrast. Anyone who has ever been to an observatory and looked at the Moon through a large telescope without a filter will vividly remember the experience and know why this filter is so important. Observing the moon without a filter will not cause any damage, but it is so bright that it really dazzles you. If you then turn away from the telescope and look into the darkness you will often still have a ghostly afterimage of the moon in the eye you observed with. Although this afterimage will gradually fade, it is still very irritating.
Of course these filters are available in different light reduction levels. They range from a light transmittance of about 8% up to 50%. The filters with a high transmittance are suitable for the smaller telescopes and those with a low transmittance are suitable for larger telescopes.

Adjustable polarizing filters are the luxury version of Moon filters. This is not just one, but two filter elements, which are connected to each other. Rotating one filter element relative to the other continuously adjusts the amount of darkening. Most polarizing filters allow light transmission levels from 1% to 40%. They can be used to set the optimal balance between light level and contrast for the size of telescope you are using.


PLEASE PURCHASE DIRECTLY FROM THE MANUFACTURER AT THE NEW FARPOINTASTRO.COM STORE.

Astrodon is known for designing the best performing, most durable, premium filters for astronomical imaging and research.

For astrophotography, Astrodon LRGB filters simplify imaging by allowing you to take one exposure time for each color, only one corresponding dark exposure time and nearly equal color combine weights in post-processing. The resulting color balance is superb, which is why so many of the top imagers now use Astrodon LRGB filters. These designs eliminate halos around bright stars that detract from the beauty of the galaxy or nebula.

Astrodon NARROWBAND filters set the highest, consistent performance level, and are spectrally narrower than most other filters, leading to the best contrast and faintest structures in your nebula. Astrodon has a performance guarantee of >90%T at the emission line on every box.

UVBRI و Sloan PHOTOMETRIC filters are 100%-coated using no colored glass for long-term durability that is so critical for consistent, long-term research. They have the highest throughputs available for better signals and fainter objects and are becoming widely accepted in professional observatories in sizes up to 150mm. Some of these larger filters are used on the famous Palomar 200″ telescope, at the MacDonald Observatory, Las Cumbres Observatory of Global Telescopes, AAVSO and universities and research organizations worldwide.

All Astrodon astrophotography filters are manufactured in the U.S. with superb quality control using 100% hard-oxide sputtered coatings. Astrodon filters cost a little more because of the benefits that their high performance and great durability provides. Filters are a critical part of telescope systems. They are the “spark plugs” that make the “engine” go. Step up to Astrodons and see the difference.

Please explore our product pages to learn more about how Astrodon’s products can help you.

This website is no longer taking orders. Astrodon sells directly from OSI’s Farpoint web store and through qualified distributors worldwide. See our Dealers page for a distributor near you.


Final Words

All in all, telescope filters are a must-have accessory for all telescope users. It is obvious that without a filter, the universe viewing experience is incomplete. You can begin by getting a moon filter because it is the most basic one. Every astronomer imagines what it must be like to go to the moon and look at the craters by yourself. That is a little impossible but you can get a taste of that experience by viewing the moon through a good telescope filter.

If you are more inclined towards viewing the planets, get the colored filter that works best to enhance the details of your favorite planet and get lost in the beauty of it. Or if there's a solar eclipse coming up, it is absolutely necessary and important to get a solar filter to be able to observe different phases of the eclipse. In other words, get filters for your telescope and look at the universe with a new perspective.

You can choose anyone from the above list according to your requirements and you will not be disappointed surely.


Why do we use filters in telescopes for astronomical imaging? - الفلك

The single biggest problem facing any observer wishing to undertake a programme of high resolution photography is the atmosphere. When a good quality, well collimated telescope is used the atmosphere is responsible for nearly all deterioration of the image quality delivered at focus. Astronomical seeing is a very well-documented phenomenon, but with the increasing number of observers employing large aperture telescopes for high resolution imaging, another not so well-known process can affect image quality far more than observers realise. Indeed until recently I had rather underestimated the effect of this phenomenon. This effect is atmospheric dispersion.

Atmospheric dispersion and its effects

The atmosphere imparts many deleterious effects on the light that passes through it. Astronomical seeing (the mixing of air of different temperatures) is undoubtedly the most destructive property when it comes to obtaining high resolution images, however atmospheric dispersion also imparts serious effects, especially when employing large aperture telescopes with the object of interest located well away from the zenith.

Dispersion is the ‘smearing out’ of light of different colours due to differential refraction as it passes through our atmosphere. The level of dispersion present is related to the wavelength of light and the filter passband. Shorter wavelengths / wider filters are more seriously affected than longer wavelengths / narrower filters. Effectively our atmosphere behaves as a prism, splitting white light into its spectrum of colours. Dispersion is worse the lower in the sky you observe, as the light is passing through more air. For example when observing an object at about 30° altitude you are looking through around twice as much air as you would be at the zenith – a considerable difference.

Pressure, temperature and humidity all affect the amount of dispersion that will occur for a given altitude but, for the typical amateur observer, these secondary effects are very small. The main culprit is the altitude of the object above the horizon, as shown in Figure 1.

Larger aperture telescopes are affected more than smaller ones because of their better resolving power, so the effect of dispersion becomes significant at a higher object altitude. For example, as a 16" (40cm) aperture delivers four times better theoretical resolution than a 4" (10cm) aperture it becomes clear that for this larger telescope to deliver performance to its maximum resolving potential, the object must be located very high above the horizon. Even at an altitude of 60°, around 0.7 arcseconds of dispersion is present from 400-650nm. Since many observers live at latitudes where the planets do not pass close to the zenith it soon becomes apparent that we are often imaging objects well away from the zenith where dispersion has serious potential to degrade image quality.

A typical 6" (15cm) telescope should achieve a performance not hindered by dispersion down to an altitude of around 40° in white light, although when we consider the wide spectral response of CCDs and the resolution possible under excellent seeing it becomes clear we should look at ways to try and overcome dispersion in order to maximise the potential of our telescopes.

Overcoming dispersion

There are ways in which we can overcome the effects of dispersion. The general consensus among observers is that the use of filters eliminates these effects, meaning typical RGB colour imaging ‘bypasses’ the effect as the filters are passing only a narrow band of wavelengths. However, in reality this is not the case.

As discussed above the amount of dispersion is dependent on the bandwidth used. Typical RGB filters cover around 100-150nm in bandwidth and a red filter of 100nm bandwidth will be less affected by dispersion than a blue filter of the same bandwidth. Dispersion does have less effect for filtered light compared to unfiltered light as shown in Figure 1. This figure also shows that white light is quite seriously affected by dispersion. For example, if we say the typical highest resolution attained on a planetary target by a 36cm telescope is around 0.25 arcseconds (which in practice is about right from my own imagery), then we can conclude that for a 36cm aperture, to maintain 0.25" resolution unaffected by dispersion, with different filters the altitude of the object above the horizon must be greater than the following:

UV/IR blocked white light: 77°
Astronomik blue filter: 72°
Astronomik green filter: 52°
Astronomik red filter: 42°

It is therefore apparent that dispersion can play a major role in the attempt to obtain high resolution imagery of the planets even when using filters. From typical northern European latitudes the planets only rarely attain an altitude of 60° and, for much of the time, we must work at altitudes much lower than this. Therefore while filters can provide some relief from the effects of dispersion they certainly do not cure the problem. We must turn to another device for this purpose.

Dispersion correctors

Basic correctors that reduce the smearing effects of dispersion have been employed by visual planetary observers for many years. 2 The 19th century astronomer George Airy employed a set of wedge prisms to correct for the effects of dispersion during his observations. In use a prism was orientated so that its dispersion was opposite to that produced by Earth’s atmosphere.

Depending upon the altitude of the object more than one prism would be required to exactly nullify dispersion, but it is possible to use two wedge prisms that rotate with respect to one other to provide an adjustable corrector for almost any altitude. This is known as a Risley prism. This type of system is ideal for the observer as it offers an easily adjustable system without the need for multiple single prisms.

Single wedge prism correctors are typically specified as 2° or 4° prisms which will nullify dispersion in unfiltered light for a given altitude. For example a 2° prism will nullify dispersion across the visible spectrum at 65° altitude, while a 4° prism will work at 35° altitude. Adirondack Astronomy in the USA manufactured a set of such prisms which they marketed as Prismatic Atmospheric Dispersion Correctors 4 (PADCs) which could either be used alone or as a pair for adjustable correction. Sadly these have since been discontinued.

Fortunately, fully adjustable dispersion correctors are now available with a prism pair incorporated into a single convenient unit. Astro Systems Holland (ASH) manufactures such a device which is available to amateurs. 3 This unit is ideally suited to the task of high resolution imaging as it offers easily adjustable correction via a pair of prisms with levers extending out of the device barrel for quick and easy adjustment.

Typical prices for such correctors are not especially cheap coming in at around the £250 mark for the adjustable ASH corrector. Single prism correctors are less expensive, however I know of no current source for them.

Dispersion correctors in practice – are they worth it?

In theory a corrector sounds as if it should be an essential piece of equipment for the serious planetary observer, but what about in practice under the night sky? My own experience so far is an extremely positive one – so much so it has prompted me to compile this article. I began with an Adirondack 2° single prism which I still have. During the 2011 apparition of Saturn this device enabled me to obtain a notably higher level of image quality despite the mediocre altitude of the planet at just 37° at maximum. It enabled me to use unfiltered light to obtain sharp images, something which would have been impossible without the corrector in place at such an altitude. Even red light images showed a notable increase in sharpness. These positive results prompted me to obtain a fully adjustable dispersion corrector identical to the one detailed earlier.

One tricky problem faced by users of such a device is keeping the corrector aligned properly rotationally with regard to the direction of the dispersion. For example a planet’s position angle relative to the local horizon changes as it rises, culminates and sets. This means we must slowly adjust the corrector over time to keep it correctly aligned to counteract the direction of dispersion. This sounds complex but in practice is easily achieved if we know an object’s position angle relative to the horizon in our field of view. In practice the corrector needs to be adjusted every 30-60 minutes to keep the orientation of the device optimal for dispersion correction.

In truth there is no simple answer to the question ‘Are dispersion correctors worth acquiring?’ It depends upon a number of factors. Those using smaller telescopes would not really see much benefit apart from times when the planets are very low in the sky. For those using large apertures a dispersion corrector would appear to be essential equipment when seeking to obtain the best possible image quality.

For those fortunate enough to be located within the tropics it is likely that only a small benefit would be realised since for most of the time the planets are high enough in the sky to be well away from the worst effects of dispersion.

Many observers employ colour cameras for a single shot colour image. These are especially vulnerable to the effects of dispersion, and the figures quoted for white light apply for the amount of dispersion for a given altitude. I would consider a corrector essential for anyone using a colour camera for planetary imaging purposes. Simply re-aligning the colour channels back into line to remove colour fringing does not remove all of the dispersion affecting the image.

For those located in the northern hemisphere the years ahead, while very favourable for Jupiter, are not so good for Mars and Saturn, both of which are sinking lower in our skies. Obtaining good quality images of these planets will become increasingly difficult. A dispersion corrector such as those discussed in this article would help greatly to improve both image quality for CCD users and the view in the eyepiece for those observing visually.

For the casual observer the expense of a dispersion corrector may seem rather steep, however for more serious observers it is a very worthwhile investment, especially those employing large aperture telescopes for high resolution imaging or using colour CCD cameras.

Dispersion has been a largely forgotten issue from an amateur standpoint in recent years, however the use of dispersion correctors is on the increase, and in the age of very high resolution imaging many now consider these devices an essential piece of equipment to help coax the best out of their telescopes.

Address: c/o British Astronomical Association, Burlington House, Piccadilly, London W1J 0DU.

  1. Prost J. P., ‘Atmospheric dispersion’, http://www.astrosurf.com/prostjp/Dispersion_en.html
  2. Dall H. E., ‘Atmospheric dispersion’, J. Brit. أسترون. Assoc.,71, 75-78 (1960 April)
  3. Van Kranenburg A., ‘The atmospheric dispersion corrector’, http://www.astrosystems.nl/
  4. Dobbins T. A., ‘AVA’s Dispersion Corrector’, Sky&Tel, 2005 June, 88-91

Article originally published in the JBAA 122, 4, 2012

[To search for planetary observations uploaded by BAA members, following this link to search the BAA Member Pages]


XRISM telescope filter wheel, calibration system sent to Japan for assembly

SRON engineers wrap up the filter wheel for transport to the Japanese space agency JAXA. Credit: SRON

On June 9, SRON Netherlands Institute for Space Research sends its contributions to the XRISM X-ray telescope to Japan, where space agency JAXA will mount it on the satellite. SRON has been working on a filter wheel plus calibration system for the past few years. In 2023, XRISM will be launched into space, where it will observe phenomena such as black holes and supernovae.

The Earth's atmosphere blocks X-rays from space, much to the relief of people and animals, because it can be harmful to every living species. But because of this protective layer, astronomers miss out on a lot of information about, for example, black holes, the thin matter between clusters of galaxies, supernovae and cosmic particles. Space telescopes offer a solution. In 2023, the Japanese space agency will launch the X-ray satellite XRISM into orbit. Together with the University of Geneva, SRON contributes to XRISM with a filter wheel and the accessory calibration system.

On June 9, SRON sends the filter wheel plus a backup copy to Japan, where all XRISM components will be assembled. In September, an SRON team will fly over to carry out a number of tests on the filter wheel, which will be mounted in the telescope next year. "Everything has been delayed for a year and a half because of corona," says engineer Martin Grim, a member of the team that is traveling to Japan. "We actually wanted to carry out the instrument tests in Japan in May 2020 and XRISM was initially scheduled for launch in 2022."

The filter wheel puts several filters in front of XRISM's X-ray camera, allowing astronomers to filter out the brightness and wavelength of the cosmic rays as desired. For example, they will use the molybdenum neutral-density filter if a star or black hole emits too much X-ray radiation and they will select the beryllium or polyimide aluminum filter to block certain wavelengths. A low-radioactive iron-55 filter is part of the filter wheel to calibrate the camera. Iron-55 continuously emits a known X-ray spectrum serving as a reference point. The calibration system also includes Modulated X-ray Source (MXS) that provide a reference spectrum. The Dutch company Photonis has supplied these MXS units to SRON.


شاهد الفيديو: طريقة تصوير المجرة بإستخدام الهاتف والحصول على صور رائعة بدون تعديل (شهر اكتوبر 2021).