Introduzione alla fotografia astronomica con una reflex digitale (DSLR)

Basi della astrofotografia digitale

La DSLR (digital single lens reflex), o reflex digitale, può essere usata con successo anche per la fotografia astronomica: questo testo vuole essere una semplice introduzione a questo tipo di utilizzo, le basi della fotografia astronomica con DSLR e comunque della fotografia astronomica digitale in generale.
Come primo punto c'è da sottolineare che esistono sensori espressamente concepiti per fotografia astronomica, i CCD per uso astronomico, che offrono prestazioni nettamente superiori, ma prezzi molto più elevati. Tra le varie marche di reflex digitali, la Canon è sicuramente la marca più utilizzata, di cui si possono trovare accessori specifici, inoltre la Canon è l'unica marca ad aver prodotto un modello per uso astronomico, la Canon 20Da.

Inseguimento.

Se mettiamo la macchina fotografica su un treppiede, puntiamo a nord e scattiamo una foto con un tempo di esposizione elevato otteniamo un risultato simile a questo:

Ciò è dovuto alla rotazione terrestre: le stelle descriveranno apparentemente dei cerchi concentrici di diametro tanto maggiore quanto maggiore sarà la distanza dal polo nord. Per compensare questo movimento è necessario un moto orario, cioè un accessorio che si muove alla stessa velocità del moto apparente delle stelle, ma in direzione opposta, in modo da compensare questo movimento e far risultare le stelle ferme anche con il passare dei minuti. Con il solo moto orario è possibile eseguire le prime prove a corta focale, poichè con focali maggiori o tempi molto elevati è necessario utilizzare anche una autoguida.

Stazionamento polare

Per poter funzionare correttamente, un moto orario o una montatura equatoriale, devono essere ben stazionati verso il polo nord. Per semplificare ciò alcune montature hanno un CANNOCCHIALE POLARE, che consente di utilizzare la Stella Polare come riferimento per allineare la montatura al polo.
Un cattivo stazionamento può portare ad avere una rotazione di campo, cioè un accenno di rotazione polare solitamente accentuata ai bordi dell'immagine.

Autoguida

Qualsiasi meccanica produce degli errori (dovuti alla tolleranza dei componenti, agli accoppiamenti) che sommati ad uno stazionamento della montatura, il quale difficilmente risulterà perfetto, porterà a degli errori nell'inseguimento del moto apparente delle stelle. Ovviamente maggiore sarà la focale di ripresa e maggiore sarà l'incidenza di questi errori e viceversa maggiore sarà la qualità della meccanica e minore saranno gli errori prodotti.
Per risolvere tutti questi problemi si utilizza un'autoguida. Si tratta di un metodo che utilizza una stella come riferimento per le correzioni da apportare all'inseguimento, cioè una stella fa da retroazione al sistema. In pratica mentre si riprende, un secondo sensore (l'autoguida appunto) riprende una stella nella stessa zona in cui stiamo effettuando la ripresa. Un software "salva" la posizione della stella, cioè i pixel occupati dalla stella, e riprende in continuo immagini di questa, correggendo continuamente l'inseguimento al fine di tenere la stella nella posizione iniziale.
Esistono fondamentalmente tre modi di utilizzare l'autoguida:

• Utilizzo di un secondo telescopio in parallelo al principale (di guida appunto) su cui collegare l'autoguida;
• Utilizzo di una guida fuori asse, cioè un accessorio che con un piccolo specchio preleva una porzione di immagine dal telescopio di ripresa e la devia verso l'autoguida (che deve essere comunque esterna);
• Utilizzo di camere CCD con doppio sensore (brevetto Sbig) che contengono al proprio interno una piccola guida fuori asse ed un secondo sensore di autoguida e che quindi riprendono e guidano.

Messa a fuoco.

Una cosa banale per le riprese diurne, è invece una operazione delicata e fondamentale nelle immagini astronomiche: non può essere valutata dal mirino e tantomeno dall'lcd della macchina fotografica; è necessario collegare il pc e controllare al monitor la reale messa a fuoco. Inoltre deve essere tenuta sotto controllo durante la sessione perchè viene influenzata dalle variazioni di temperatura e le relative dilatazioni termiche del telescopio.

Tempo di "integrazione":

rappresenta il tempo di esposizione che, come è facile intuire, dovrà essere elevato per poter riprendere oggetti del profondo cielo molto deboli, come nebulose e galassie (la Luna ed i pianeti non rientrano in questo caso). L'avvento dell'era digitale ha permesso l'utilizzo di nuove tecniche di ripresa, che consistono nel sommare più pose di una certa durata, al fine di ottenere, attraverso una somma delle stesse, un risultato analogo ad una foto con un tempo di esposizione pari alla somma dei tempi dei singoli scatti (ovviamente la cosa non è così lineare nella pratica). In linea di massima si imposta una sensibilità elevata (solitamente 800 ISO per non avere troppo rumore) e si eseguono pose multiple di alcuni minuti: il tempo esatto deve essere determinato in base alla luminosità dell'obiettivo di ripresa (rapporto focale) e dal cielo a disposizione (l'inquinamento luminoso rappresenta un grosso limite). Inoltre per ottenere il massimo dalla DSLR si dovrà impostare il formato delle immagini in RAW, un'immagine che offre la piena risoluzione del sensore (solitamente un'immagine a 48 bit, 12 bit per colore e senza alcuna procedura automatica da parte del software Canon).

Una volta raccolte le immagini è possibile ottimizzarle prima di effettuare la somma delle stesse effettuando la così detta calibrazione, un metodo per ottenere il massimo dalle riprese digitali e per "ripulirle" da imperfezioni causate dal sensore e da artefatti causati dall'obiettivo di ripresa e da eventuale sporcizia depositata lungo tutto il percorso ottico.

DARK FRAME - ELIMINARE IL RUMORE TERMICO DEL SENSORE

Il Dark Frame (immagine di buio) rappresenta il rumore che il sensore produce anche in assenza di luce: ogni sensore produce un certo rumore di fondo (rumore termico) che è proporzionale (entro certi limiti) alla temperatura di esercizio ed al tempo di esposizione. Questo è un grosso limite per la DSLR, perchè non è previsto un sistema di raffreddamento come nei CCD ed in estate la temperatura del sensore risulta elevata (temperatura ambiente).
Questo rumore si va a sovrapporre alla nostra immagine e può essere considerato costante a temperatura costante, quindi può essere sottratto e rimosso dalle singole immagini. Riprendere un Dark Frame è molto semplice: basta tappare l'obiettivo di ripresa e scattare, alla stessa temperatura, stessa sensibilita e stesso tempo di posa, una immagine. In realtà si cerca di riprendere un numero superiore di immagini (personalmente almeno 3) per poi mediarle (o fare la mediana) ed ottenere un Master Dark. Ecco un esempio di Dark Frame, ripreso in estate, 10 minuti 800 ISO a 19°C di temperatura ambiente:

Di seguito una porzione a pixel reali dell'immagine sopra riportata:

BIAS o OFFSET

Il BIAS o OFFSET, pur essendo molto meno importante del DARK FRAME, rappresenta un'altra caratteristica del sensore di ripresa: rappresenta infatti l'immagine ottenuta con un tempo di esposizione pari a zero. In pratica se riprendiamo un'immagine con tempo di esposizione nullo, l'immagine risultante non sarà completamente nera, ma avrà un valore che sarà tipico del sensore (da qui il nome offset). Questo valore rappresenta il minimo valore rilevabile dal sensore e dato che risulta pressochè costante con l'incremento del tempo di esposizione, risulta possibile sottrarlo dal Dark Frame, ottenendo solo il rumore termico del sensore, che risulta lineare e permette di ottenere, in linea teorica, dei dark di quasiasi durata con uno di partenza di durata nota.
Ai fini pratici, se il Dark è di giornata, l'utilizzo dei bias in fase di calibrazione non è molto diffuso, anche se io lo utilizzo vista la semplicità con cui si può ottenere.

Riprendere il Bias è molto semplice, basta impostare il tempo di esposizione minimo sulla DSLR (ad esempio 1/4000s), tappare l'obiettivo del telescopio e scattare una serie di immagini al fine di ottenere una media (o mediana): il master BIAS.

L'immagine sopra è una porzione a pixel reali di una immagine di Bias. Controllando il valore dei singoli pixel si può notare che quasi nessun pixel vale zero, ma valori comunque molto bassi (solo alcune unità), quindi un errore minimo se relazionato alla dinamica della macchina fotografica.

FLAT FIELD FRAME - ELIMINARE VIGNETTATURA E MACCHIE

L'immagine di Flat Field o semplicemente di Flat, serve a "spianare" l'immagine dalla vignettatura dell'obiettivo e a correggere tutti gli artefatti prodotti da eventuale sporcizia presente sull'ottica di ripresa.
La vignettatura è quella variazione di luminosità dell'immagine, con parti più scure vicino ai bordi e più chiare verso il centro. Essa può essere causata dalle caratteristiche dell'obiettivo o da qualche componente, come un raccordo o un filtro, di diametro non opportuno e che non permette il corretto passaggio di luce.
E'inoltre possibile rimuovere eventuali macchie causate da polvere o macchie presenti sull'obiettivo o su qualsiasi compenente che costituisce il treno ottico di ripresa.

Di seguito un esempio di flat filed frame, con vignettatura molto accentuata e presenza di macchie e polvere lungo il percorso ottico dell'obiettivo:

L'immagine di Flat è la più difficoltosa da riprendere: si effettua illuminando l'obiettivo con luce uniforme e nelle stesse condizioni in cui è stata eseguita la ripresa (stessa posizione della macchina, stessa messa a fuoco). Per ottenere una luce uniforme si possono eseguire degli scatti al cielo, vicino allo zenith, dopo il tramonto o prima dell'alba, oppure utilizzare una fonte artificiale come la luce riflessa su un muro o su uno schermo, oppure costruendosi una Flat Box, una scatola illuminata da led che fornisce, attraverso dei diffusori, una luce uniforme su una superficie prossima a quella dell'obiettivo. Il tempo di esposizione del Flat deve essere calcolato in base alla fonte di illuminazione e all'ottica di ripresa, al fine di ottenere un'immagine con un valore medio pari a circa 1/3 - 2/3 della dinamica del sensore, senza comunque arrivare alla saturazione (se la nostra DSLR ha una dinamica a 12 bit, ha 4096 livelli possibili, quindi per ottenere un buon flat sarà necessario rimanere intorno a metà di questo valore).
Per fare questo, a livello pratico, esistono software che permettono un'analisi "numerica" dell'immagine: ad esempio il software gratuito IRIS permette, attraverso il comando "stat" di ottenere informazioni sull'immagine.

Ecco un esempio del comando "stat" di Iris su di una normale immagine della DSLR (ripresa in formato RAW), con zone molto luminose: si può leggere il valore medio e massimo per ogni canale:

Con questo metodo è possibile variare i tempi di scatto fino ad ottenere il giusto valore di esposizione.
Se la fonte di illuminazione è artificiale (es. flat box) è possibile che la media dei 3 canali abbia delle sensibili variazioni e quindi differenze (comunque accettabili) tra i canali Red, Green e Blue.
Ottenuto un buon flat, deve essere applicato all'immagine.

ALTRE IMMAGINI DI CALIBRAZIONE

Le immagini di calibrazione sopra riportate sono le principali. In realtà per riprendere un ottimo Flat Field Frame è necessario riprendere anche un Dark Flat Frame, cioè un Dark Frame della stessa durata del Flat, per poterlo sottrarre appunto dal Flat Fiel Frame: infatti durante il tempo di esposizione del flat si sovrappone il rumore termico del Dark.
Inoltre alcuni pixel del sensore risultano "anomali" e si portano a livelli di saturazione anche con pose relativamente brevi: gli HOT PIXEL o pixel caldi. Appositi software permettono la rimozione anche di questo disturbo.

APPLICAZIONE DELLE IMMAGINI DI CALIBRAZIONE

L'applicazione delle immagini di calibrazione deve essere effettuata su ogni immagine acquisita e deve essere affidata a software specifici, motli dei quali sono gratuiti ed eseguono automaticamente tutta la procdura.
In linea di massima questa è la procedura da seguire:

Preparazione Master Frame

1. Creazione del Master Dark Frame: media o mediana dei singoli Dark Frame;
2. Creazione del Master Bias Frame: media o mediana dei singoli Bias Frame;
3. Eventualmente Creazione del Master Dark Flat Frame: media o mediana dei singoli Dark Flat Frame;
4. Creazione del Master Flat Field Frame: media o mediana dei singoli Flat Field Frame ed eventualmente sottrazione del Master Dark Flat Frame;

1. Sottrazione del Master Bias
2. Sottrazione del Master Dark
3. Eventuale rimozione degli Hot Pixel
4. Applicazione del Master Flat

Anche le procedure descritte di seguito vengono effettuate in automatico da softwares dedicati.
Una volta calibrate le immagini, prima di procedere con la somma delle stesse è necessario metterle a registro, cioè allinearle. Per la procedura di allineamento, i vari softwares utilizzano come riferimento alcune stelle presenti nell'immagine, al fine di traslare e ruotare le varie immagini e farle combaciare perfettamente.
Dopo averle allineate si deve eseguire una "somma" (dopo aver eventualmente scartato le immagini che risultano mosse o di qualità inferiore alle altre): tale somma può essere una vera e propria somma aritmetica delle immagini, una media, oppure un'altra procedura che utilizza caratteristiche dell'una e dell'altra.

Una volta ottenuta la somma delle varie immagini si passa alla fase di elaborazione, una fase molto importante e delicata che permette di estrarre e trattare al meglio il debole segnale presente nelle immagini astronomiche.
Tale procedimento è lungo e complesso e non viene riportato in questa che è una guida per muovere i primi passi nel mondo dell'astrofotografia.

Come detto all'inizio di questa breve guida, la DSLR ha molto punti deboli in questo campo, non essendo nata esplicitamente per questo scopo.
Per prima cosa l'assenza di raffreddamento e quindi una presenza importante di rumore di fondo, molto più marcata in estate quando le temperature risultano molto più elevate.
Un'altro grande limite, però risolvibile, è la presenza di un filtro, detto IRCUT, posto di serie dalla casa madre davanti al sensore della macchina fotografica. Tale filtro taglia l'infrarosso ed è utile nelle foto diurne, ma taglia anche buona parte delle emissioni H-alfa delle nebulose ad emissione. Pertanto senza la rimozione di questo filtro (o la sostituzione con un altro appositamente studiato dalla baader) risultano ancora più difficili le riprese su molti soggetti e comunque i risultati non potranno essere di alto livello. Io ho personalmente sostituito il filtro sulla mia Canon 1000D, qui è possibile vedere tutta la procedura.