Sterrekunde

Waarom gebruik ons ​​filters in teleskope vir astronomiese beelding?

Waarom gebruik ons ​​filters in teleskope vir astronomiese beelding?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Ek het gelees dat as ons 'n foto sonder 'n filter maak, ons geen inligting oor die kleur of SED van voorwerpe kry nie. Kan iemand die redes vir die gebruik van filters vir beeldvorming / fotometrie uiteensit? Wat gebeur as ons sonder 'n filter beeld?


In die algemeen registreer die CCD's wat gebruik word om beelde op te neem nie die energie (dus die kleur) van die invallende fotone daarop nie; hulle tel slegs die aantal fotone wat deur elke pixel waargeneem word (of 'n waarde wat eweredig is aan die aantal fotone, as die is nie 100% doeltreffend nie). Dus, hulle toon in wese net algehele variasies in die helderheid van die beeld.

As u kleurinligting wil opneem, moet u filters gebruik. D.w.s. as u inligting wil kry oor die aantal rooi fotone (bv. Die intensiteit van die rooi lig wat op elke pixel van u beeld val), gebruik u 'n filter om alle ander lig te blokkeer. U kan dit met verskillende filters doen om 'n volkleurprent op te bou.

In die meeste kommersiële digitale kleurkameras het die CCD's 'n filtermasker van meer as vier pixel-kolle: twee filter vir groen lig, een vir blou lig en een vir rooi lig. Die uitsette van hierdie pixel word gebruik om die volkleurbeeld te bou.


Soos WDC in sy opmerking opgemerk het, sonder filters, kry u bloot 'n opname van die ontvangde bestraling as 'n funksie van die sensor se spektrale responsfunksie. Met ander woorde, 'n normale CCD wat die lig in 'n kamera opspoor, is nie in staat om elke golflengte van die lig perfek op te neem nie, en die responsfunksie vertel u hoe goed die CCD is om elke golflengte van die lig op te tel.

Soms wil u egter nie 'n foto neem en elke moontlike foton opneem wat die CCD kan opneem nie. Soms wil u spesifieke golflengtes opneem. U doen dit deur 'n filter voor die CCD toe te pas wat slegs spesifieke golflengtes inlaat.

Dit het allerhande gebruike. 'N Eenvoudige voorbeeld is om drie foto's te neem, een met 'n rooi filter om hoofsaaklik rooi lig in te laat, 'n ander met 'n groen filter om hoofsaaklik groen lig in te laat, en 'n derde met 'n blou filter om hoofsaaklik blou lig in te laat. As u na die individuele beelde op u skerm kyk, weet die rekenaar nie watter kleure (dws golflengtes) die lig die CCD gesien het nie, hy weet net hoeveel fotone waargeneem is, sodat dit slegs 'n grysskaal kan toon. U kan egter, na die verwerking, u prentjie met die rooi filter rooi kleur, die groen prentjie groen, ens. Kleur, en dan u rooi, groen en blou beelde in 'n enkele gekleurde prentjie kombineer om 'n nabye prentjie te kry. ware kleurbeeld van u voorwerp. In werklikheid is dit eintlik hoe digitale kameras werk om gekleurde foto's te neem!

Behalwe dat filters gebruik word om gekleurde prente te kry, gebruik sterrekundiges ook filters vir 'n wye verskeidenheid wetenskaplike doelstellings. Dit is baie moontlik om 'n spesiale filter te skep wat slegs 'n enkele golflengte toelaat (of so naby aan 'n enkele golflengte as wat u kan kry). Enkele golflengtes van lig word dikwels aan spesifieke fisiese prosesse gekoppel. Daarmee bedoel ek, slegs spesifieke fisiese prosesse kan die presiese golflengte skep. As u dus na iets kyk met 'n filter vir 'n spesifieke golflengte, kyk u na die komponente van die voorwerp wat daardie golflengte van lig geskep het.

'N Algemene enkelgolflengtefilter wat mense graag gebruik, is die H-alfa-filter en 'n algemene teiken vir die waarneming is die son. Hieronder getoon en geneem van APOD, is 'n foto van die son met die H-alfa-filter.

Of net: die Solar Dynamics Observatory (SDO) ruimtetuig hou die son voortdurend in allerlei filters waar. Let op hoe anders die son na die verskillende golflengtes lyk!

Let wel: dit is vals kleurbeelde vir effek!


'N Groep studente blaai vóór die klas op die internet.

Een van die studente vra: & ldquoKyk julle ooit na die Astronomy Picture of the Day-webwerf? & Rdquo

  • Cyle: & ldquo Natuurlik. Ek hou van APoD, veral daardie kleurvolle newels en supernova-oorblyfsels. Dit is jammer dat daar nie een van die nabye mense is wat jy net met jou oë kan sien nie. & Rdquo
  • Donna: & ldquoDie is nie die regte kleure nie. Hulle moet dinge aan die beelde doen, soos kleur in die wolke en gasse. & Rdquo
  • Eric: & ldquo Ek het gedink dat hulle verskillende beelde van dieselfde voorwerp moes neem en dit saam moes smelt. & rdquo
  • Fiona: & ldquo Hoe weet hulle dan watter kleure x-strale is? & rdquo

Om kleurfoto's te neem met optiese teleskope soos Hubble, of enige grondteleskoop met CCD-detektors, is baie anders en baie ingewikkelder as om film in 'n tradisionele kamera te gebruik. Elektroniese detektors lees nie inligting in kleur en mdashrather uit nie, die energieë van die fotone moet kleure toeken in 'n rekenaarproses wat bekend staan ​​as beeldverwerking. Vir beelde van sigbare lig word die kleurkeuses soms toegeken om getrou te probeer weergee wat ons oë kon sien (as hulle lank na die voorwerp kon staar sonder om te knip of andersins & ldquosnapshots & rdquo te neem). Baie volkleurbeelde is kombinasies van data wat in afsonderlike blootstelling aan rooi, groen en blou sigbare lig geneem word. As dit saamgevoeg word, kan hierdie drie kleure lig byna enige ligkleur simuleer wat sigbaar is vir menslike oë. Dit is hoe televisies, rekenaarmonitors en videokameras kleure herskep.

Die standaardkleure wat op 'n televisieskerm saamgevoeg word, word R, G en B genoem vir rooi, groen en blou. Dit word gedoen met 'n stel filters wat lig van golflengtes laat beweeg wat onderskeidelik rondom 650, 520 en 450 nm gesentreer is. Hulle blokkeer alle ander kleure. Elke filter is gewoonlik ongeveer 100 nm breed. Alhoewel RGB-filters voldoende is om kleurprente op 'n skerm te skep, is dit nie die filters wat sterrekundiges gewoonlik gebruik nie.

Astronomiese filters is nie ontwikkel om kleurbeelde te skep nie, alhoewel dit wel vir die doel gebruik kan word. Hulle is eerder ontwerp om die fisika van sterre en ander astrofisiese voorwerpe te bestudeer. Deur byvoorbeeld die helderheid van 'n ster in twee filters te vergelyk, is dit moontlik om die temperatuur daarvan te bepaal. Dit is omdat die afsonderlike filters verskillende punte in die ster & rsquos Planck spektrum toon. Omdat Planck-kromme met verskillende temperature uniek is, is hierdie twee punte voldoende om die vorm van die kurwe en dus die temperatuur daarvan uniek te bepaal. Maar sterre is nie perfekte Planck-emittente nie. Hulle het absorberingslyne. (Soms het hulle selfs emissielyne.) Filters kan ontwerp word om veral sensitief te wees vir hierdie absorberingslyne, en bied dus die vermoë om een ​​soort ster van 'n ander te onderskei deur middel van die absorpsie-eienskappe. Filters laat hierdie bepaling toe deur eenvoudige beeldtegnieke eerder as ingewikkelder spektrumtegnieke, wat gewoonlik baie tyd bespaar by die teleskoop.

Standaard fotometriese filterstelle is die afgelope 50 jaar ontwikkel. Die mees algemene stel word die Johnson / Cousin-stelsel genoem. Dit is in die 1960's ontwikkel en gebruik U-, B-, V-, R- en I-filters vir ultraviolet, blou, sigbare, rooi en infrarooi. Hierdie filters het gewoonlik breedtes van ongeveer 100 nm, gee of neem, en hulle is sentreer op onderskeidelik 365, 445, 551, 658 en 806 nm. Daar is addisionele filters ontwikkel wat verder in die nabye en middel-infrarooi druk, wat tussen 1 000 en 5 000 nm (1 en 5 mikron) uitstrek. Ander filterstelle is ook ontwikkel, gewoonlik met spesifieke gebruik in gedagte. Hubble en die Sloan Digital Sky Survey het byvoorbeeld spesiale filterstelle ontwikkel op grond van hul instrumentasie en wetenskaplike doelwitte.

Benewens hierdie breëbandfilters, is daar noubandbande wat net lig naby 'n bepaalde golflengte deurlaat. Hierdie smalbandfilters het gewoonlik 'n breedte van minder as 10 nanometer en is gesentreer op 'n uitstootlyn van waterstof, suurstof, swael, ens. Baie van die pragtige foto's wat ons sien van newels (gaswolke) is geneem met behulp van verskeie van hierdie smalbandfilters om die emissie uit te lig. van verskillende atoomsoorte.

Alle sterrekundige waarnemings word met behulp van hierdie (of ander) standaard filterstelle gedoen. Met hierdie standaardisering kan een stel waarnemings maklik met 'n ander vergelyk word, wat 'n baie belangrike vermoë is om wetenskap te doen. Telkens wanneer 'n nuwe filterstandaard geskep word, word daar baie moeite gedoen om te verstaan ​​hoe dit met ander verband hou, sodat die nuwe waarnemings met die ouer vergelyk kan word. Natuurlik sou dit baie makliker wees om altyd dieselfde filters vir alle waarnemings te gebruik, maar soms maak die wetenskapsdoelstellings dit onprakties of onmoontlik.


Gratis aflewering van bestellings van meer as $ 75 en afbetaling van bestellings van meer as $ 350 (uitsluitings geld)

<"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>

Gebruik kleurfilters

Die sien van planete in 'n ander lig openbaar meer besonderhede

Die atmosfeer van die aarde is in konstante skommelinge. Onstuimige lugstrome vervaag fyn oppervlakdetail op voorwerpe van die sonnestelsel wat deur 'n teleskoop gesien word. Dowwe kontrasterende gebiede meng saam as gevolg van 'bestraling' en 'n vervorming van die grense tussen lig en donker oppervlaktes.

As u 'n kleurfilter op 'n smal gebied van die spektrum op nul instel, word die verspreiding van interfererende golflengte enorm verminder. Skielik verdwyn die besmeerde, bleek bande van Jupiter in lusse en feestye. Fyn merke op Saturnus se aardbol en die Cassini-ring verduister en stol. Mars se poolkappies staan ​​uit soos pêreltjies, en vae maanrousse kry groter diepte en kontras. Slegte "sien" word aanvaarbaar goeie sien raak wonderlik!

Aangesien baie planete 'n kenmerkende kleur het (bv. Mars is rooierig), sal u die besonderhede dramaties verhoog deur die oorheersende kleure te verminder, om verborge kontras en oppervlakmerke te ontbloot. Daarom word 'die Rooi Planeet' effektief verbeter met 'n groen filter.

Hieronder is 'n gids vir die gebruik van kleurfilters om die planete in ons sonnestelsel die beste te sien.

Mercurius
# 25 Rooi laat die skyf van die planeet uitstaan ​​teen 'n blou lug en dit kan dag en skemer besigtig word. Kwik word gewoonlik die beste waargeneem net na sonsondergang, wanneer die lug in oranje lig oorstroom, dus gebruik # 21 Oranje met groot vergrotings om die fases van die planeet te sien.

Venus
Dit maak nie saak watter teleskoopopening u gebruik nie, Venus se oormatige helderheid veroorsaak gewoonlik 'n baie "oorbelichte", roerende beeld. Met 'n # 47 Violet filter, of gestapelde # 58 Green en # 80A Medium Blue filters, verminder u die ernstige fonkeling vir 'n beter beeld van die fassinerende veranderende fases.

Mars
# 25 Rooi passeer die oorwegende weerkaatsings van oppervlaktes en maria, en # 21 Oranje is goed om die intense glans te verminder om detail en vlekke te verbeter. Die poolkappe val op met # 15 Diepgeel en # 80A Mediumblou ondersoek die smeltlyne met # 58 Groen.

Jupiter
Hierdie wonderlike planeet onthul sy wolkbande, lusse, feestye, ovale en Rooi vlek met # 11 Geel-Groen, # 80A, # 58 en # 21. Gaan van slegs twee bande sonder 'n filter na sewe of meer met 'n filter! Probeer filters stapel om swaar glans te verminder.

Saturnus
Baie subtiele bolvormige besonderhede word verbeter met # 15 Deep Yellow. Kyk na die helderheidsverskil van die uiterstes van die ringe met # 25, # 11, # 58 of # 80A. # 15 help om die beeld van Saturn op foto's te verskerp, wat die resolusies van Cassini se verdeling verbeter.

Maan
Verminder die glans van die maan met # 80A Medium Blue, en versterk die kontras van maanrousse en -lae met # 15 Deep Yellow.

Ander gebruike
U sal swart-en-wit foto's verbeter deur UV-lig te blokkeer met # 15 Deep Yellow. Refractor chromatiese vervorming word ook verminder met # 15, en met # 80A. Die # 82A Pale Blue is ideaal om met ander kleure te stapel, en kan die kleurkleurbalans aanpas deur oortollige geel en rooi op te neem. # 58 Groen sal straatlig blokkeer terwyl dit 'n groot deel van die golflengte van dubbel geïoniseerde suurstof in emissie-newels deurlaat. Probeer # 25 Red vir lang swart-en-wit blootstelling aan die Omega- of Rosette-newels.


Die Astronomiese Vereniging van Lake County

Beginners in die waarnemingsterrekunde leer vinnig dat die volmaan 'n skrikwekkende teëstander is wat kontras en detail uitwis in die flou, vae voorwerpe wat ons nastreef. As u voete nat word in astrofotografie, het u waarskynlik opgemerk dat die helder maan 'n nog vieser werk op u foto's doen. Die ligbesoedeling in u lug word versterk deur die sensitiwiteit van die kamera. Vog in die lug weerkaats die maanlig en gee 'n rokerige blik op die lug deur die kamera. En nare hellings begin skadeloos aan die een kant van u beeld en vermeerder totdat dit die besonderhede van u beeld mis.

Al met al is die maan 'n veel groter vyand vir die beeldhouer as die waarnemer. Maar sê nou daar was 'n manier om die maan te neutraliseer en selfs die plaaslike ligbesoedeling wat ons voortdurend betreur, te neutraliseer? Wil u nie selfs gedurende die 13 helderste dae van die maanmaand kan beeld van die 9-dae oue maan tot die 22-dae oue maan nie? Natuurlik is daar iets wat u kan doen en behels dat u iets doen wat heeltemal die teenoorgestelde is van wat ons gewoonlik in sterrekunde doen: u wil lig weggooi. Huh? Ja, gooi lig weg. Whah? Jip, raak BAIE lig ontslae. Laat ek verduidelik.

Konvensionele vooruitgang in die sterrekunde gaan oor die versameling van baie lig: ons kry groot lense en spieëls - meer oppervlakte beteken dat meer lig versamel word. In fotografie gebruik ons ​​die groot optiese oppervlaktes met kameras wat lank na die lug kan staar om die inkomende lig op te hoop. As ons lig uit 'n newel of sterre of stof versamel, is die doel om beter foto's te gebruik om groter optika, sensitiewer kameras en langer blootstelling te gebruik. Dit is die filosofie van ligbesoedelingsvrye gebiede en (relatief) maanlose nagte.

As daar ligbesoedeling en / of 'n helder maan is, verander die reëls. Groter optiese stelsels versterk ligbesoedeling - deur die mens en deur die maan gemaak. Lang blootstelling aan sensitiewe kameras doen dieselfde. En wat erger is, is dat die lugmors nie eenvormig is nie. Die gebied van die lug wat die naaste aan die aard- of maanligbron is, is helderder as die gebiede wat verder weg is. Die kamera kan hierdie geleidelike verheldering en verduistering - 'n "gradiënt" - baie beter vang as wat u oog kan opspoor. As u dus 'n groot klomp "slegte" lig versamel, word u foto's baie armer in plaas van ryker.

Die oplossing wat baie astrofotografe gebruik, is om selektief te wees - BAIE selektief - in ons ligte "inkopies". Gooi al die slegte lig weg, en hou net die baie goeie lig. Ons gaan die fisika-les oorslaan, maar die gewildste ligte om te versamel is Sulphur II (SII), Oxygen III (OIII), Waterstof beta (Hbeta) en die gewildste van almal, Waterstof alfa (H-alfa). Hierdie spesifieke golflengtes van lig stem ooreen met verskillende atoomtoestande van verskillende elemente. Om slegs spesifieke lig in te samel, is 'n filter en 'n klein ompad nodig om die terminologie te verduidelik.

Normale astronomiese filters 1, soos 'n infrarooi blokker of primêre kleurfilters, laat 'n redelike groot deel van die optiese spektrum deur die filter gaan. Die deel (of 'band') van die spektrum is wyd, dus word dit breëbandfilters genoem. Aan die ander kant, as ons snobisties wil wees oor die lig wat ons wil versamel, kies ons 'n filter wat slegs 'n dun deel van die spektrum op die kamera toelaat. Hierdie gespesialiseerde filters word dus 'smalbandfilters' genoem. Smalbandbeelding is deesdae nogal gewild omdat astrofotografe dit in staat stel om foto's te neem, ongeag die fase van die maan, en dit kan die gevolge van u plaaslike ligbesoedeling aansienlik uitskakel. U hoef nie meer weg te kruip tydens helder fases van die maan nie en ook nie meer kommerwekkend wees oor u plaaslike ligbesoedeling nie.

In hierdie artikel wil ek my toespits op H-alfa-beelding, eerstens omdat dit so gewild is (in die heelal en onder astrofotografe) en tweedens omdat dit belangrik is om die grense van H-alfa-beelding te verstaan ​​voordat u te opgewonde raak daaroor.

Kies u teikens: Watter voorwerpe trek dus voordeel uit H-alfa-filtering? Die H-alfa-lig kom van opgewekte waterstof. Sterre het beslis baie daarvan, sodat sterre goed vertoon deur middel van 'n H-alfa-filter. En ander soorte energie kan waterstofgaswolke opwek, en dus is wolke rondom die skepping van sterre en die vernietiging van sterre ook kandidate. Wat ons in voorwerpe soos die Arendnevel, die Orionnevel en die Lagoonnevel sien, is gaswolke rondom plekke wat sterre vorm. Die energie van hierdie sterre maak die gas opgewonde wat dan lig uitstraal. Hierdie newels word dus 'emissie-newels' genoem. Emissie-newels is BAIE GOEIE kandidate vir H-alfa-filtering. Die lig wat hulle uitstuur, word in een of enkele baie smal dele van die spektrum uitgesaai.

Aan die ander kant het voorwerpe wat bloot lig weerkaats gewoonlik lig wat oor baie groter dele van die spektrum uitgesaai word. Reflekterende newels is swak kandidate vir H-alfa-beelding. The Running Man Nebula (NGC1977) en The Pleiades (M45) is beroemde weerkaatsingsnewel.

Daar is saamgestelde voorwerpe soos die dele van die Sluiernevel (insluitend NGC6992 en NGC6940), en die Trifidnevel (M20) met 'n emissie-nevel wat 'n weerkaatsingsnevel verlig. U kan H-alfa-filter gebruik om 'n gedeelte van die voorwerp vas te vang, maar die weerkaatsingsgedeelte van die newel benodig ander tegnieke om vasgelê te word.

Sommige sterrestelsels het sterk gebiede met H-alfa-uitstoot (soos M82 en M33), maar oor die algemeen trek sterrestelselbeelde nie voordeel uit H-alfa-fotografie nie. Soos sterrestelsels, is daar enkele planetêre newels met gedeeltes van H-alfa-lig, maar weereens sal die weerkaatsingsgedeelte van die newel nie deur die filter gesien word nie.

Die maan en ander voorwerpe van die sonnestelsel trek nie voordeel uit H-alfa-beelding nie. H-alfa-lig is belangrik in sonfotografie, maar U MOET GESPESIALISEERDE SOLFILTERS GEBRUIK OF U KAN U UITRUSTING BESKADIG OF ERNSTIGE PERSOONLIKE BESERING VEROORSAAK. In hierdie artikel bespreek ons ​​nag-H-alfa-beelde (anders maak die fase van die maan nie saak nie!).

Die primêre teikens vir H-alfa-beelding is dus die emissie-newels en die oop trosse wat 'n H-alfa-gaswolk insluit (byvoorbeeld M16 - die Eagle Nebula).

Kamera maak saak. Nie alle kameras is goed in die versameling van H-alfa-lig nie. Baie toegewyde astrofotografie-kameras het 'n goeie of uitstekende sensitiwiteit vir die H-alfa-golflengte (6463 angstrome). Verbruikers digitale kameras bevat soms 'n skyfie wat sensitief is vir H-alfa (sowel as infrarooi) lig, maar die vervaardigers monteer 'n blokkeerfilter om 'n goeie kleurbalans te kry vir alledaagse foto's. Die normale digitale kamera sal dus nie die werk in H-alpha doen nie.

Die gewilde DSLR's (bv. Canon 350XT en Nikon D-70) het dieselfde probleem, maar daar is tuisaanpassings wat aan die kamera aangebring kan word om die vervaardiger se filter te verwyder en die H-alpha-lig op die chip toe te laat. Soms word die kamera onbruikbaar vir roetine-fotografie, en soms kan u die kleure regstel met behulp van eksterne filters of spesiale instellings en verwerking. Een maatskappy, Hutech Astronomical Products, verkoop selfs volledig aangepaste Canon- en Fuji-kameras om H-alfa-fotografie toe te laat.

Verreweg die beste kandidaat vir H-alfa-fotografie is 'n toegewyde astronomiese kamera. Kameras van SBIG, Starlight Xpress, FLI, Meade, Orion het byna altyd ordentlike H-alfa-sensitiwiteit. Die maklikste manier om uit te vind of u kamera 'n H-alfa-sensitiwiteit het, is om die spesifikasies van die spektrale reaksie te vind of net Google te gebruik om voorbeelde van beeldvorming in H-alfa te soek. Die presiese sensitiwiteit wissel met die kameramodelle. My SX MX716 het byvoorbeeld 'n groot H-alfa-sensitiwiteit, terwyl sy neef die MX916 redelik swak sensitiwiteit het.

Monteer vereistes. U het dus besluit dat u kamera H-alpha-lig graag sal aanvaar, u hou van die keuse van beeldvoorwerpe en u dink dat u gereed is om te gaan. Maar hou vas - die houer wat u gaan gebruik, moet 'n bietjie meer werk doen as waaraan u gewoond is. Dit is die rede waarom: in normale, veelkleurige ligbeeldvorming (byvoorbeeld met 'n DSLR), versamel jy lig uit 'n wye spektraalband - ongeveer 400 nm breed. H-alfa-filters het bandbreedte van 3 nm tot 13 nm. U versamel dus net 1 / 30ste tot 1 / 130ste hoeveelheid lig. Dit beteken dat u langer blootstelling (of baie, baie kort blootstelling) moet neem om te vergoed. Die beeld wat u met 10 blootstellings van 30 sekondes (5 minute totale blootstelling) geneem het, benodig 30 tot 130 keer meer blootstelling - 150 minute tot byna 11 uur blootstelling. Daar is verwerkingstegnieke sodat smalband-beelders nie noodwendig hierdie marathonblootstelling kan verduur nie, maar die kern van die saak is voorbereid op baie en lang blootstelling.

Hierdie vereiste plaas baie druk op u berg. Dit is (ietwat) maklik om glad op te spoor in 'n kort blootstelling. Maar in 'n blootstelling van 4, 5, 8, 10 minute? Slegs die beste monteerders kan so lank onbegeleide beelde maak. As u 'n outoguider-opstelling het, sal u dit baie gebruik tydens H-alpha en ander smalband-beelding. 2

'N Ander aspek wat verband hou met die berg, is die kwaliteit van u belyning. Vir rye van kort blootstelling sal foute in u belyning nie te veel veldrotasie veroorsaak nie. As u blootstellingslengte langer word - 4 tot 10 minute - kan u opmerk dat die sterre aan die rand van die beeld langer lyk as die ronde sterre in die middel. Dit is die effek van veldrotasie. 'N Swak poolbelyning (of 'n goeie alt / azimuth-belyning) sal boë van sterre toon - klein boë in die middel en groter boë as u verder van die middelpunt af kom.) As die poolbelyning goed is (maar nie perfek nie), hoef u nie' t sien die effek baie in die middel van die beeld, maar nader aan die rand maak die kort boë die sterre 'n bietjie hurk. Die oplossing?? Doen meer moeite om u polêre belyning te verfyn as u die lang blootstelling benodig vir goeie H-alfa (en ander smalband) beelde.

Filters. Smalbandfilters, insluitend H-alfa, is soos tipiese gekleurde filters. Hulle het 1,25 "en 2" groottes (dienooreenkomstig geprys). Die filters het standaarddrade om aan die meeste kameras te heg. Soos normale filters, kan smalbandfilters ook in kleurfilterwiele en -stroke gebruik word.

Elke filter het 'n spesifieke bandwydte- en banddeursentrum. Die H-alfa-filters is gesentreer op die 6563 3 angstrome of 656,3 nm. Die bandwydte van die filters wissel van 3 nm tot 13 nm. Die 3nm filters het 'n baie, baie smal bandwydte en kry slegs die suiwerste H-alfa golflengte en het gewoonlik 'n hoër prys. Hierdie bandwydte het baie klein, skerp sterre tot gevolg. Aan die ander kant het die 13nm-filter 'n meer 'oop' bandwydte en gee dit effens groter (maar steeds klein!) Sterre en breek minder kontras in vergelyking met die smaller filters.

Die meesters van smalband-beeldvorming verkies die smalste bandwydte-vorms. Hulle voel dat die presiese uitsluiting van alle ander lig beter foto's lewer. Natuurlik duur hulle beelde ongeveer 4 keer so lank as die foto's met die breër filter, want dit moet vergoed word vir die nouer deel van die spektrum. Die meeste van hierdie kundiges het uitstekende monteerders en outomatiese beheerders, dus ekstra blootstellingsure is nie vir hulle 'n las nie.

'N Ander oorweging as u 'n bandwydte kies, is "dryf". Die bedekkings wat gebruik word vir smalband-beeldvorming veronderstel dat u optiese stelsel binne 'n spesifieke reeks f / -grense werk. Die gemaksone is dikwels ongeveer f / 4 tot f / 11. As u buite die reeks gaan, skuif die filter se "middel" rooi of blou. As u filter 'n smal bandwydte het en u optika buite die gemaksone gebruik, kan die filter die geteikende lig heeltemal mis. Die wyer bandwydte-filters het dieselfde skuif, maar omdat dit wyer is, sal dit nie die doellig mis nie.

As u dus van plan is om optika buite die gemaksone te gebruik (byvoorbeeld teleskope met baie lang brandpuntlengte of baie vinnige kameralense), moet u by die wyer bandbreedte-filters hou.

Ander filters, ander toepassings - Ons het slegs die ander soorte filters vir smalbandbeelding aangeraak. Elkeen gebruik 'n spesifieke soort lig wat ooreenstem met spesifieke astronomiese omgewings en gebeure soos stervorming, stervernietiging, ens. U is welkom om die gebruik van ander filters deur middel van aanlynbronne te ondersoek, maar ek beveel aan dat u die beeldvorming begin. met H-alpha om die beste keuse van teikens en gemaklike beelding te kry.

Gevolgtrekking en hulpbronne: Wil u uitklim en foto's neem ongeag die fase van die maan of selfs as u lug nie heeltemal donker is nie? Kan u langer blootstelling hanteer? Kan u kamera die prettige dele van die spektrum opneem, soos H-alpha?

As dit so is, koop 'n mooi H-alfa-filter en probeer die smalband-beelding.

U kan goeie voorbeelde van smalbandbeelding vind op Richard Crisp se webwerf -
http://www.rdcrisp.darkhorizons.org/
Die Starizona-webwerf bevat 'n goeie bespreking van smalband-beeldvorming op -
http://www.starizona.com/ccd/advimnarrow.htm
Daar is 'n Yahoo! groep toegewy aan smalbandbeelding geleë op -
http://groups.yahoo.com/group/narrowbandimaging/

U moet ook kyk na astrofotografiegroepe vir u spesifieke kamera om te sien watter wenke vir smalbandbeelding op u toerusting van toepassing is.

1 Filters kom in twee vorme voor: "slaag" en "blokkeer". 'N Slaagfilter laat spesifieke lig deur. 'N Rooi filter laat dus rooi (maar geen ander) lig toe nie. Met 'n blokfilter kan alle lig behalwe 'n spesifieke lig deur die filter gaan. 'N "IRB" blokkeer die infrarooi lig, maar laat alle ander golflengtes toe. Ongelukkig is die algemene terminologie vir filters nie spesifiek nie, dus kan 'n verwysing na 'n "infrarooi filter" 'n filter beteken wat infrarooi lig blokkeer of 'n filter wat slegs infrarooi lig deurlaat. Vir hierdie artikel beteken die term "H-alfa-filter" 'n slaagfilter wat slegs lig naby die H-alfa-golflengte toelaat.

2 Die belaglike lang blootstellingsvereistes vir H-alfa-beelding is 'n nadeel. As u 'n reeks beelde van 90 minute begin (onder rekenaarbeheer), kan u daardie tyd effektief gebruik vir ander take. Sommige mense neem waar met 'n aparte stel optika. Ek? Ek neem 'n baie lekker, kort middagslapie!

3 In New Mexico het die meeste snelweë 'n drie-syfer-benaming, maar daar is een 4-syfer-snelweg: 6563 ook bekend as die "Sunspot Highway". Dit lei na die National Solar Observatory by Sacramento Peak.


Teleskoopfilters koopgids

U studeer al weke lank sterrekaarte. U het "Wenke vir die koop van 'n teleskoop" gelees, u eerste teleskoop gekies en gekoop. U kan amper nie u entoesiasme beteuel terwyl u u nuwe omvang opstel nie. Uiteindelik het die oomblik aangebreek - u kyk eers na die lug in die nag, bereid om uit hierdie wêreld geblaas te word. Dit is 'n pragtige gesig. Maar nadat die aanvanklike ontsag verswak het, kan u nie help om 'n bietjie oorweldig te voel nie. Die lug is wazig, die maan is wit, en die newels waaroor u die hele week gedroom het, is nêrens te sien nie. Voel u mislei deur al die pragtige foto's wat in astronomieboeke en -tydskrifte verpak is, en oorweeg dit om u nuwe aankoop by die res van die herwinbare produkte uit te laat en 'n meer betroubare stokperdjie te kies. Lees hierdie artikel voordat u u teleskoop vir 'n stel houtsnymesse verruil.

Een van die eenvoudigste maniere om die kwaliteit van die aansigte wat u teleskoop bied, te verhoog, is die toevoeging van filters aan u opstelling. Of u nou die yskappe van Mars ondersoek of deur die wolke van die newels kyk, deur 'n teleskoop wat na sy teiken gefiltreer is, kan die kykervaring radikaal verbeter. Die keuse van die regte filter vir die taak kan egter 'n ontstellende taak wees. Moet nooit vrees nie! Nadat u hierdie artikel gelees het, is u bereid om u toerusting aan te trek, ongeag wat u gunsteling hemelse teiken is.

Naghemel en ons oë

Die kwaliteit van die uitsig wat u teleskoop bied, hang hoofsaaklik af van drie faktore: die oplossing van krag, kontras en skerpte. Terwyl die oplossing van krag grootliks afhang van die opening van u omvang, kan skerpte en kontras verhoog word deur die toepassing van filters. Albei eienskappe word beïnvloed deur die onvolmaakthede van die menslike visie en wat die sterrekundige noem sien, die effekte van ligverspreiding in die atmosfeer. Behoorlike filtrasie kan wonders vir albei probleme doen.

As u ooit u sonbril vergeet het tydens 'n reis na die strand, weet u die voordele van ligfiltrering voordat dit u oë bereik. U retinas is gelaai met liggevoelige selle en wanneer dit blootgestel word aan groot hoeveelhede lig, kan dit moeilik wees om, indien nie pynlik nie, te sien. Om snags na die lug te kyk, hou die teenoorgestelde probleem in - ons oë word ondergestimuleer deur die lig in hul omgewing. Dit lyk aanvanklik teenintuïtief dat die oplossing van hierdie probleem die gebruik van filters insluit wat van nature die hoeveelheid lig wat u oë bereik, verminder. Sonder om verdwaal te raak in die kompleksiteit van menslike visie, is dit die moeite werd om 'n bietjie te weet hoe ons oë werk om te verstaan ​​waarom filters 'n sterrekundige se beste vriend is.

U kan uit die biologieklas onthou dat u oë twee soorte fotoreseptore bevat: stokke en keëls. Drie soorte keëlselle wat reageer op 'n ander golflengte van die lig (rooi, groen en blou) is verantwoordelik vir ons persepsie van kleur. Hulle het minder en benodig baie helderder toestande as ons stokke om sensoriese inligting aan ons brein oor te dra. Ons keëls neem die leisels tydens fotopiese (daglig) toestande. Scotopic (nag) visie berus geheel en al op ons stokke. Alhoewel u ongeveer twintig keer soveel stawe as kegels het, is daar net een tipe reseptor aan die werk en reageer dit ideaal op 'n golflengte van die lig tussen die blou en groen spektra. As u al ooit gewonder het waarom die wêreld snags 'n bietjie blouer lyk, is dit omdat u stokke solo werk. Wetenskaplikes noem dit die Purkinje-effek, vernoem na die Tsjeggiese neurowetenskaplike, Jan Evangelista Purkinje. Wat beteken dit alles vir sterrekundiges? Omdat skotopiese visie monochromaties is, is kontras die bepalende faktor vir persepsie in die donker. Dit is waar filters ter sprake kom.

Piekresponsiekurwes vir stokke en keëls

Teleskoopfilters skroef in die lens van u okular en word daarvolgens aangepas. Alle filters werk deur lig te weerkaats en die res deur te stuur. Hul waarde vir sterrekundiges lê in hul vermoë om u te laat kies en kies watter golflengtes u oog bereik. Deur die tipe en hoeveelheid lig wat u oë waarneem, te beheer, sal u beter in staat wees om verskille in toestande met swak lig te onderskei. Deur sekere golflengtes te weerkaats, lyk die uitgestuurde lig baie helderder, wat die kontras verhoog en u siening verbeter. Aangesien verskillende hemelliggame verskillende golflengtes van die lig weerkaats of uitstraal, laat filters u toe om u instrumente te verfyn, afhangende van waar u in die lug kyk.

Skakel die Bright Lights af

Tensy u van plan is om u teleskoop duisende kilometers van die beskawing af te gebruik, sal u algehele kykervaring verbeter word deur die toepassing van 'n LPR-filter. As u op soek is na een filter om u uitsig oor die hele plan te verbeter, voeg een daarvan in u tas. LPR-filters weerspieël die golflengtes van lig wat verband hou met natriumdamp- en kwikdamplampe, die mees algemene tipes wat gebruik word vir straatverligting. 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 en 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? - Sterrekunde

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. Astron. 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.