Attualmente la fotografia di oggetti astronomici, con ccd o reflex digitali, comporta il riprendere un diverso numero di riprese che, processate insieme, forniranno dopo una serie di passaggi un'unica immagine finale. Un ottimo risultato si può ottenere solo collezionando una ottima serie di riprese, da originali di bassa qualità si ottengono scarsi risultati. L'elaborazione delle immagini rappresenta, quindi, una fase successiva a quella della ripresa ed ha sicuramente la sua rilevanza, ma se non si ha una buona base su cui lavorare non si potranno raggiungere buoni risultati.

Per ottenere ottimi originali dobbiamo regolare al meglio la nostra strumentazione curando tutti i particolari. Per fare questo, la nostra strumentazione deve avere determinate caratteristiche meccaniche che ci permettano di intervenire, ma in ogni caso bisogna conoscere quali sono i problemi da affrontare e superare. Nello specifico non parleremo delle operazioni di stazionamento dello strumento intese come messa in polare della montatura o della collimazione che sono specifici di per ogni tipo strumento, ma valuteremo l'importanza che questi aspetti hanno sulle riprese, mostrando le caratteristiche che il nostro telescopio deve avere per fronteggiare alcune problematiche relative alle riprese a lunga focale tramite ccd.

I vantaggi di un ottica luminosa sono principalmente due:

Ci permette di effettuare esposizioni più brevi e

Facilita la guida con chip interno o con guida fuori asse

Esposizioni più brevi

In generale un ottica luminosa ci permette di accorciare i tempi ripresa, infatti possiamo stimare che, a parità di diametro, un telescopio con rapporto focale f/8 rispetto ad un f/10 è 1,5 volte circa più luminoso, per cui (utilizzando la stessa ccd) se con l'f/10 si raggiunge un certo risultato con 30 minuti, lo stesso risultato lo si può ottenere con una posa di 20 minuti utilizzando il telescopio ad f/8.

Ridurre le esposizioni utilizzando una lunga focale è molto vantaggioso perché è in queste condizioni che si hanno i maggiori problemi; tutti i minimi difetti di guida, vibrazioni etc. vengono amplificati e più si effettuano lunghe esposizioni più ci si espone alla possibilità di registrare errori di guida con la conseguenza di avere riprese meno puntiformi con meno dettagli. Questi errori possono essere causati da:

• agenti esterni vento, vibrazioni,
• fattori dovuti alla strumentazione non perfetto stazionamento
• raggi cosmici che piombano sul chip di guida ingannando il sistema di guida.

Facilita la guida con chip interno o con guida fuori asse

Problemi minori di inseguimento: la possibilità di avere più luce ci permette di avere meno difficoltà nella scelta della stella di guida e di avere tempi di esposizione più veloci.

Eseguendo riprese a lunga focale la scelta di un oggetto da riprendere spesso è dettata dalla presenza nel campo del ccd di guida di una stella idonea per la guida. La stella di guida deve essere scelta anche in base al tipo di filtri che si intende utilizzare, ad esempio se si effettuano riprese con filtri a banda stretta la nostra stella deve essere abbastanza luminosa per poter essere visibile attraverso tutti i filtri. Avendo a disposizione un ottica luminosa siamo in grado di scegliere stelle anche di qualche magnitudine più bassa avendo a disposizione una scelta più ampia. Questo può darci anche la possibilità di posizionare al meglio l'oggetto sul campo di ripresa.

Possiamo individuare nella configurazione Ritchey Chretien l'ottica ottimale per riprese a lunga focale. Si tratta di un ottica costituita da due specchi iperbolici che sono in grado di fornire 1 o 2 stop di luminosità in più rispetto alle altre configurazioni.

Per qualità del campo inquadrato intendiamo principalmente due fattori che se vogliamo sono tra di loro connessi e cioè:

l'ottica deve fornire un campo di piena luce adeguato al ccd utilizzato e

un campo spianato almeno per l'ampiezza dello stesso ccd.

Campo di piena luce adeguato

Il campo di piena luce è la zona in cui il telescopio fornisce la massima luminosità

E' importante conoscere le dimensioni del campo inquadrato del proprio telescopio perché in base a questo dato si può stabilire la dimensione utile del ccd da utilizzare, generalmente nella progettazione di un ottica si stabilisce a priori il campo di piena luce. Perché in base ad esso va dimensionato lo specchio secondario ed i paraluce del telescopio. ma è altrettanto importante che il campo piano arrivi a coprire anche il chip di guida interno o il chip applicato alla guida fuori asse, per garantirsi una guida efficace.

L'ampiezza del campo di piena luce è determinata dall'ampiezza dello specchio secondario. Generalmente è preferibile che questo specchio sia il più piccolo possibile per ridurre l'ostruzione del primario, ma uno specchio troppo piccolo fa sì che il campo di piena luce del telescopio si riduca in maniera drastica. E se il ccd in uso è di dimensioni generose si rischia di osservare sull'immagine finale una vignettatura marcata. D'altronde se si eccede nelle dimensioni si rischia di ostruire troppo il primario limitando le prestazioni.
Occorre in sostanza che l'immagine creata dal telescopio abbia la massima luminosità in tutto il campo utilizzato dalla ccd. Se si utilizzano ccd con guida interna o una guida fuori asse bisogna assicurarsi che la copertura del campo inglobi anche il ccd di guida pena la sua possibilità di utilizzo.

Campo spianato

Avere un campo di piena luce in grado di coprire la superficie del ccd ci permette di avere anche un campo relativamente piano più esteso. Cosa significa?.

Analizziamo questa è immagine (ngc891), è una singola posa di 30 minuti calibrata di dark flat e bias realizzata con uno schmidt cassegrain da 12” ed una sbig stl11k. Sotto abbiamo la stessa immagine renderizzata con ccd inspector visionata in 3d. I dati ci indicano che la curvatura del campo è superiore al 55%. Pur avendo raggiunto un'ottima risoluzione FWHM 1,55 arco secondi si vede che l'immagine degrada verso il bordo fino ad un FWHM di 6. Questo significa che le stelle al bordo dell'immagine sono letteralmente sfocate ed inutilizzabili sia per l'astrofotografia che per qualsiasi scopo scientifico.

Questo degrado ci fa notare anche che al bordo le stelle più piccole spariscono come in un effetto flou.

Ciò che se ne deduce è che il campo utile di ripresa in questo caso è limitato alla parte centrale e che buona parte dell'immagine non può essere utilizzata.

Il fatto di avere un campo non spianato ci porta ad avere anche problemi sulla guida, è importante che il campo sia piano fino a coprire il ccd di guida perché altrimenti avremo una condizione critica sulla stella di guida. La condizione mostrata con la stella che appare chiaramente degradata dal coma è una condizione limite. In queste condizioni, qualora la stella non sia abbastanza luminosa (questa è una ripresa di 0,1 sec su di una stella di sesta mag. Inseguimento con Ottica adattiva), il software avrà difficoltà a stabilire il centroide della stella rilevando talvolta una posizione non precisa. Questo determina una correzione non necessaria con conseguente aumento degli errori di guida.

La struttura del telescopio deve essere il più possibile rigida garantendo la tenuta alle flessioni, ma allo stesso tempo deve essere il più possibile leggera affinchè la stessa struttura non fletta sotto il suo stesso peso e possa essere sostenuta dalla montatura. Queste flessioni causano una serie di problematiche soprattutto causate dalla perdita dell'allineamento delle ottiche con conseguente perdita di collimazione, i risultati si notano nella presenza di aberrazioni sull'immagine finale soprattutto coma ed astigmatismo. Le flessioni riguardano tre parti del telescopio:

Ottiche

Struttura e

Trenoi di imaging

Flessioni delle ottiche

Le flessioni delle ottiche possono verificarsi a causa della scarsa qualità degli alloggiamenti, cioè quando non sono fermate bene o sono troppo serrate.

Flessioni della struttura

Flessioni del treno di imaging

Uno dei problemi più comuni che un telescopio amatoriale può presentare è rappresentato dalle flessioni che si generano nel treno di imaging, cioè l'insieme della ccd, ruota portafiltri eventuale ottica adattiva o guida fuori asse, fuocheggiatore. Molto spesso si sottovaluta questa parte della strumentazione dando per scontato che essa sia stabile e rigida. In realtà bisogna considerare che il treno di imaging è l'anello debole del sistema perché non è un monoblocco. L'alto numero dei raccordi il loro piccolo diametro e il peso rilevante da sostenere fa sì che si vengano a creare flessioni indesiderate che generano aberrazioni anche vistose. Esistono varie soluzioni a questa problematica ad esempio si può aumentare il diametro dei raccordi ed utilizzare filettature invece delle classiche tre viti di serraggio.

Un telescopio deve avere la caratteristica di acclimatarsi il più velocemente possibile, questo perché una stabilizzazione termica con l'ambiente circostante permette di controllare meglio la messa a fuoco e di ridurre le turbolenze interne del tubo ottico che creano una effetto di microseeing locale con effetti talvolta importanti. Sappiamo che la zona di fuoco critica inteso come “profondità di fuoco” è uno spazio calcolabile ed è inversamente propozionale al rapporto focale del telescopio, questo valore in genere è molto piccolo per esempio per un telescopio con f/8 l'ampiezza del fuoco è intorno ai 140 micron, considerando che l'alluminio varia di 24 micron ad ogni grado Centigrado, con 4 gradi di variazione del tubo la posizione del fuoco si è spostata già ben oltre il limite di tolleranza. Durante le notti estive si arriva ad una escursione termica molto marcata e considerando che non sempre la posizione del fuoco raggiunta è esattamente nel mezzo della tolleranza esiste una buona possibilità che con qualche grado di variazione l'immagine può sfocarsi.

Per ovviare a questi problemi si deve considerare seriamente la possibilità di utilizzare materiali come il carbonio e l'acciaio che presentano coefficienti di dilatazione minori rispetto all'alluminio.

Carbonio - coeff. Dil. 9 micron °C

Acciaio - coeff. Dil 12micron °C

Alluminio solo per la cella , raccordi ed anello per secondario

Questo tipo di turbolenze può essere diminuito lasciando il telescopio all'esterno il più possibile prima del suo uso( chiaramente non al sole).

Generalmente nei tubi chiusi l'aria è più stabile ma con questo tipo di telescopio è molto più difficile raggiungere l'equilibrio termico, proprio perchè c'è un limitato flusso di aria con l'esterno. Cattivi equilibri termici possono portare anche a distorsioni degli specchi. Infatti La faccia superiore dello specchio si raffredda più velocemente del retro e questo può creare cambiamenti di forma e aberrazioni sferiche.