עיבוד קליברציה תמונות אסטרונומיות - פוטומטריה מבוא

הדפסה דוא

1 מצלמת CCD ( 1 מצלמה דיגיטאלית) היא לא אחר מאשר גלאי חלקיקים עצמאי, בעל אלקטרוניקה, מגברים וכיו"ב.
כאשר אתה מצלם תמונה של עצם אסטרונומי, אתה בעצם מבצע ניסוי פיסיקלי, דהינו אתה מודד את שטף האור המגיע מן האובייקט. אך מערכת הגלאים , וגם הטלסקופ, טובים ככל שיהיו - לא עובדים בצורה מושלמת.

 


- מומלץ : פוטומטריה וטלסקופים - מערך שיעור

לשבב ה-CCD יש רגישות משתנה בין פיקסל לפיקסל, הטלסקופ לא מאיר את ה-CCD בצורה הומוגנית , באלקטרוניקה יכולים לקרות דברים מוזרים, ועוד דברים רבים. האפקטים הללו מהווים את 'חתימת מכשירים' , אותה יש להסיר בכדי לקבל תוצאות עקביות ותמונה "נקייה".
לכן התמונות הגולמיות היוצאות ממערכת טלסקופ האינטרנט (תמונה מטה) - צריכות לעבור קליברציה / 'נרמול'.
כל התמונות השייכות לספריית ה- CCD המקוונת של מצפה הכוכבים ברקת הן תמונות RAW, אשר עברו כיול בכדי שיוצגו בצורה מיטבית.

(כאשר הינך מוריד מהספרייה תמונה שאינה מכוילת - ניתן להיכנס לתיקיית  CALLIBRATION על מנת לכייל התמונות, הסבר בהמשך המאמר)
Bareket_C14s


הרחבה :
- מערך שיעור בנושא מדידות פוטומטריות של כוכבים

- פוטומטריה ומדידת המרחק לצביר הכוכבים כימה (פליאדות) M45
- קרניים קוסמיות / קרינה קוסמית ותמונות CCD (המופיעות כדרך קבע בתמונות הקליברציה)


BIAS

חשיפת BIAS היא תמונה הנלקחת עם צמצם סגור וזמן חשיפה הקצר ביותר האפשרי.
ה- BIAS מראה את הרעש האלקטרוני של המצלמה וסיסטמטיקה אפשרית.
biasתמונה :  Master BIAS, המורכבת מ- 10 תמונות נפרדות.


DARK

מצלמת ה-CCD הינה בעלת טמפרטורה השונה מ-0 מעלות, שהינו מדד למידת האנרגיה הקינטית של מספר רב של חלקיקים.
ישנם אלקטרונים שהם בעלי אנרגיה מספיק גבוהה כדי להגיע לפיקסל מסויים , בלי צורך בפוטון 'מפעיל'. דבר זה נקרא "Dark current" (יכונה במאמר זה גם בשם 'זרם חשוך'), שהוא שונה מפיקסל לפיקסל, וכמו כן גורם לרעש בתמונה. ה-Dark current בשבב CCD הינו בדרך כלל מאד יציב וניתן להסירו מהמדידה ע"י סדרה של חשיפות חשוכות (DARK), שישולבו ליצירת Master DARK.
על כן אתה מסיר את ה-Dark current הצפוי מן הפיקסלים. מה שלא ניתן להסיר זה את ה-Dark current שכבר נמצא בתמונה שלך.  להיפך, ע"י הפחתת ה- master dark אתה תוסיף עוד רעש.
ככל שתשלב יותר חשיפות DARK עבור ה- master DARK, קליברצית הרעש תפחת.

 

dark_master_frame
תמונה: Master Dark

ניתן להפחית את מידת ה- DARK current והרעש שלו ע"י הנמכת ערך הטמפרטורה של השבב. ירידה של 6 מעלות צלסיוס מקטינה פי 2 את ערך ה- DARK current, ומפחיתה את הרעש בפקטור של שורש 2. מצלמות CCD מקצועיות מקוררות בעזרת חנקן נוזלי והן כמעט נטולות כל DARK current
Master DARKS - יכולים לשמש כ'מסכות פיקסלים' לקליברציה באופן טוב למדי, גם עבור מכשירים מקצועיים.

אין צורך להפחית את ה-BIAS וה-DARK מתמונה כזו, מאחר וה-BIAS כבר מוכל ב-DARK.

 

 

תמונת שיטוח שדה - Flat fielding

טלסקופים בד"כ לא מאירים על הגלאי בצורה הומוגנית.
אבק על משטחים אופטיים מובילים להצללה נוספת על איזורי הגלאי. כמו-כן היעילות הקוואנטית של ה-CCD עצמו אינה זהה בהכרח עבור כל הפיקסלים. כל האפקטים האלו מתוקנים על ידי חלוקה של ה-FLAT, שהיא חשיפה של איזור מואר הומוגנית.
זו יכול להיות קופסה שטוחה או מסך מואר בצורה שווה על הקיר (domeflats), או פשוט צילום השמיים 1 בזניט מספר דקות לאחר השקיעה (sky flat או twilight flat). אם אתם משתמשים ב- skyflat, בחרו איזור נטול גרדיינטים. 
צילום FLAT שמייםהינו קל מכיוון שאתה יכולים לראות איזור ענק של השמיים בבת אחת, בעוד שזה הרבה יותר קשה לשפוט האם קופסה שטוחה (flat box) היא ברמת "שטוחה", מכיוון שגודלה קטן מאד. Skyflats משמרים את הנתיב הטבעי של האור, ולכן לא מושפעים בקלות מאפקטים סיסטמטיים כגון domeflats.

flat_frameתמונה : תמונת הקליברציה של FLAT שדה שטוח



כדי להשיג 1 יחס אות לרעש ( יחס בין אות לרעש - S/N ) גבוה, יש לחשוף זמן רב את הגלאי למקור, עד שמגיעים ל- 50% רווייה של ה-CCD, תלוי בשבב בו משתמשים. כאשר מצלמים skyflats, על זמן החשיפה להיות מותאם בצורה כזו שה S/N יהיה גבוה דיו, ובאותו הזמן לא להגיע לרוויה של הפיקסלים. על מנוע הטלסקופ להיות כבוי, כדי שאור כוכבים רחוקים לא יכנס אל תוך הגלאי.


מספר קווים מנחים לצילום ועיבוד של flats:

  • אין להשתמש בזמן החשיפה הקצר ביותר האפשרי על מנת להימנע מהשפעות הצמצם.
  • השתמש בתמונות flats רבות וערום אותן אחת על גבי השנייה (Stacking), על מנת לשמור על רעש כיול נמוך.
  • לפני שניתן יהיה לשלב skyflats, חייבים לנרמל אותם, כך שימתחו על פני כל טווח ההיסטוגרם.

Flats בד"כ עובדים כראוי, אך הם עדיין אינם מושלמים.
שמי הלילה אינם בהירים בצורה אחידה, אפילו לא באיזור החשוך ביותר. זאת יכול להוביל לגרדינטים משמעותיים בתמונה, בייחוד עבור שדות ראייה רחבים או מטרות הרחוקות מהזניט.
1 זיהום אור הופך נושא זה למורכב אף יותר.
ניתן לתקן את האפקטים האלו על ידי ה- "sky background modeling".

 



כיול –
  Dark ו Flats

כעת, כשיש בידכם כונן מלא בתמונות גולמיות לאחר ליל צילום מוצלח, זהו הזמן להתחיל להרכיב את התמונה הסופית. 
סעיף הזה מכסה את הצעדים הראשונים של עיבוד התמונה: הכיול כולל שימוש ב-dark frames ו/או flat field frames לשם הכנת התמונות לעיבוד נוסף.
הוספה וערימתן של תמונות רבות אחת על גבי השנייה, מאפשר לכם לצרף את החשיפות הקצרות שצילמתם כדי להפיק את התמונה ה"סופית" לקליברציה, בין אם זה עבור ערוץ ה LUM (צילום ללא פילטר) או אחד מערוצי הצבע.

 

אין לשנות את ההסיטוגרמה של התמונה הגלמית ע"י מתיחה (של ההיסטוגרם), התאמת הבהירות או הניגוד, או כל פעולה אחרת עד לאחר הכיול ו/או הערימה. כל שינוי בנתוני התמונה שתעשה לפני הפעולות הבסיסיות , ישפיע על התוצאות (כמעט תמיד בצורה שלילית) מפעולות הכיול והערימה.
כמובן שזה בסדר לעשות מה שנקרא בתוכנת מסויימות "Screen Strech" "מתיחת מסך" (כלומר, זה משפיע על הדרך בה התמונה הגלמית מוצגת על מסך המחשב, אך לא משנה את הנתונים עצמם בקובץ השמור) בכדי לראות האם צלמת טוב את האובייקט, או האם ערימת התמונות שלך מתקדמת באופן טוב, אך אל תעשה כל פעולה המשנה את הנתונים הגלמיים בקובץ השמור עד לאחר שהכיול וערימת התמונות הסתיימו.

 MaximDI לדוגמא, הינה תוכנה לעיבוד 1 תמונות אסטרונומיות, המאפשרת לך לעשות שינויים על היסטוגרמת "Screen Strech" בזמן הצגת התמונה, כך שאתה יכול לשחק עם טווחי הבהירות ולראות מהו המידע שבתמונה הגלמית שלך. שינוי הפרמטרים של מתיחת המסך לא משפיע על המידע שבתמונה בכל צורה שהיא, אלא רק על האופן שבו היא מוצגת. תכנות אחרות לעיבוד תמונה למעשה ימתחו את התמונה אוטומטית כדי להציג אותה, אך הן עושות זאת על ידי שינוי ערכי הפיקסלים בתמונה עצמה. אם תבצע אז שינויים בתמונה, תוצאותיך לא יהיה טובות כמו שיכלו להיות אם היית משתמש בנתונים לא-מתוחים.

 

קבצים ותמונות מהטלסקופ לדוגמא (ראה ספריית  CCD באתר מצפה הכוכבים ברקת)
מנקודה זו ועד לסוף המדריך, אתה יכול לעקוב אחר הדוגמאות הניתנות על ידי הורדה של מספר קבצים גולמיים מכאן. על מנת להשתמש בקבצים, המוכלים בקבצים מסוג ZIP, עשה להם un-zip אל תוך תקייה תקייה ספיציפית שיצרת במחשבך לשמירת קבצי הדוגמא (לדוגמא, צור תקייה ועשה UNZIP לכל הקבצים אל תוך תקייה זו). בארכיון נמצאים כל הקבצים שנעשה בהם שימוש בדוגמאות, והם אותם קבצים ששימשו ליצירת התמונות שתראה במהלך ההדרכה.
הם כוללים luminance frames, Red, Green, and Blue filtered color frames, dark frames, and flat-field frames.. כל הקבצים הם בפורמט FITS ו- FIT סטנדרטי, והינם ניתנים לפתיחה על ידי כל אחת מתוכנות עיבוד התמונה האסטרונומיות, כולל MaximDL/CCD, AstroArt, IRIS, AIP4WIN, וכו'.



כיול / קליברציה - Dark frames 

כיול משמעו הסרת תוצאות לוואי מתמונה גלמית, הנמצאים שם בצורה מלאכותית, ועשויים להשפיע על הנתונים הסופיים.
הראשון מבין תוצאות הלוואי האלו שיש לטפל בו הוא ה- dark current.
מצלמת ה- CCD שלנו עושה עבודה טובה באגירת פוטונים מהשמיים לתוך כל אחד מבארות הפיקסלים על השבב, והמרת פגיעות הפוטונים האלו לזרמי חשמל ולאחר מכן למספרים - מייצגת את 1 בהירות האובייקט בפיקסל הספיציפי.
אך זה לא נעשה בצורה מושלמת, והאלקטרוניקה המוסתרת במצלמה עלולה להוסיף כמה אלקטרונים לחלק מהפיקסלים , והמצלמה, בהיותה לא יותר מכלי לאגירת פוטונים, לא יודעת אם מטען זה הגיע מפוטונים שעברו דרך הטלסקופ, או מאלקטרונים שחמקו דרך מצע השבב. המטען העודף בא לידי ביטוי בנקודות בהירות על פני התמונה, מכיוון שהפיקסל סופר את הפוטונים שפגעו בו, כמו גם את אלקטרוני ה- dark current, מה שהופך את הפיקסלים האלו לבהירים יותר מהסובבים אותם. למזלינו, עבור כל זמן וטמפרטורת חשיפה, המצלמה תמיד תפיק את אותו מספר אלקטרוני dark current בכל פיקסל, כך שניתן יהיה להסיר את האפקט מהתמונה על ידי הפחתה של dark frame. Dark frame הינה חשיפה שאורכה זהה לזו של התמונה האמיתית, אך בלי אפשרות לאור לפגוע בגלאי ה-CCD.
מאחר ושום אור לא מגיע מבחוץ, ה- dark frame מתעד רק את ה- dark current הנוצר על ידי המצלמה/שבב, והפחתת ה- dark frame מהחשיפה הרגילה מסיר את ה-dark current מהתמונה.

רעש ה- dark currnet יופיע בתמונותיך, אלא אם כן תעשה הסרה ל- dark frame.

הסרת dark frames מתמונותיך כרוך ב-3 צעדים בסיסיים:

--צלם סדרה של תמונות dark frame (לפחות 5, רצוי 10 או יותר) בעלות אותו זמן חשיפה של התמונות הרגילות שלך.

-- עשה שילוב (כגון עריכת ממוצע) של תמונות ה- dark frames האינדיבידואליות ליצירת master dark frame.

--הפחת את ה- master dark frame מכל תמונת אור (רגילה) אינדיבידואלית גלמית.

 

שים לב שאינך יכול לסכום (לצרף) את ה-dark frames האינדיבידואלים שלך. אם היו לך 10 dark frames אינדיבידואלים, ואתה מצרף אותם יחד, יהיה לך master dark frame עם dark current גדול פי 10 מזו של תמונה יחידה...

ברגע שיש בידך master dark frame מוכנן, שמור אותה על דיסק.
וודא כי אינך משנה את הנתונים ב- master dark frame בכל צורה שהיא, אחרי שיצרת את ה- master file הממוצע – ללא מתיחת היסטוגרמה, ללא מתיחה אוטומטית, ללא טשטוש, וכו'.
על מנת שה-dark frame יעבוד כראוי, עליו להיות גולמי לחלוטין – פשוט הממוצע של שילוב כל ה- dark frames האינדיבידואלים.


תהליך הסרת ה-dark frames עצמו משתנה בהתאם לתכנה שבה אתם משתמשים לעיבוד תמונותיכם. ב- Maxim DL" לדוגמא, יש לבחור ב-"בחר כיול" (Set Calibration) מתפריט ה-"Process", ולבחור את ה- master dark frame שיצרת כ-dark frame שיוסר מן התמונות. אז יש או להעלות את כל התמונות אל Maxim, לבחור “Callibrate all” מתפריט ה- “Process” , וה- dark frame יופחת מכל התמונות האור (הרגילות) שלך .
ישנן דרכים פשוטות יותר, כולל שימוש ב-script פשוט יותר לשם עיבוד קבוצתי של כל קבציך, 1 טלסקופ האינטרנט לדוגמא מעבד את כל התמונות באופן אוטומאטי, מיד לאחר הצילום.

ברגע שעשית הסרה של ה-master dark frame מכל תמונות האור שלך, עליך לשמור אותם חזרה בדיסק הקשיח, אך בשם שונה מזה שהיה להם , או בתקייה אחרת.
זהו למעשה טיפ מפתח שכדאי לזכור: בכל פעם שפותחים קובץ ומבצעים עליו פעולה כלשהי, יש לשמור את התוצאה של הפעולה החדשה כקובץ חדש. לא רק שזה שומר על הגרסה שהייתה לך לפני ביצוע פעולת השינוי, אלא נשמרת לך האפשרות לאחר מכן לחזור אחורה לכל צעד בתהליך לנסות גישה קצת שונה.




כיול – Flat Fielding

כיול כולל גם כאמור תמונות Flat-field. מהי תמונת flat-field ?
באופן מופשט - זוהי למעשה תמונה של האופן בו המערכת האופטית ושבב המצלמה שלך נראים בהיעדר כל גרמי שמיים.
זהו דבר חשוב מכיוון שכמעט לכל מערכת אופטית ישנם "פגמים" היכולים להופיע בתמונות שלכם. הפגמים האלו כוללים גרגירי אבק על המשטחים האופטיים, הבאים לידי ביטוי בתמונות שמיים בכתמים עגולים או 'סופגניות', כמוצג בתמונה מטה.

"סופגניות אבק" בתמונת שמיים גלמית:

מערכות אופטיות רבות גם לא מאירות בשלמות את כל השבב של מצלמת ה-CCD—בעקבות עיצוב המערכת, או השימוש במקטיני אורך מוקד (focal reducers), התמונה בהירה יותר לקראת מרכזה עם ירידה כלפי האיזורים החיצוניים של התמונה. תופעה זו ידועה בתור " vignetting", ומייצרת תמונה כמו זו שלהלן:

 

אם אתה משתמש ב- one shot color camera – אתה צריך ליצור flats ו—darks עבור סט אחד של תמונות גלמיות, במקום אחד עבור כל אחד מפילטרי ה- L,R,G,B.

Dark substruction ו-flat fielding חייבים להיעשות לפני המרת הצבע של הקבצים הגלמיים או של ה- flats וה-darks. בשלב זה התייחס לקבצים הגלמיים של ה- one-shot-color כאילו היו קבצי 1 הארה מונוכרומטיים. שמור את התמונות הגלמיות, צור את ה- darks ובצע עליהם שילוב חציוני, צור את ה- flats ואת הסרת ה- dark, ובצע עליהם שילוב חציוני. לאחר מכן כייל את קבצי ה- one-shot הגלמיים שלך, ושמור אותם מחדש. רק אז תוכל להמיר את צבעם ולהתחיל בעיבוד הסופי. דבר שני, בין אם אתה משתמש במצלמה מונוכרומטית או במצלמת one-shot, ברגע שכיילת את כל קבציך הגלמיים ואתה מוכן לשמור את הקבצים המכויילים חזרה אל תוך הדיסק הקשיח.

בטל כל פונקציות מתיחה-אוטומטית בתכנתך לפני הכיול, ושמור את הקבצים הגלמיים כפי שהם לאחר הכיול. זהו אינו הזמן למתוח את התמונות כדי שייראו יותר טוב ותוכל לראות בהן יותר פרטים, פשוט הנח להיסטוגרמה. בנקודה זו, צריך להיות ברשותך סט של תמונות (גלמיות לחלוטין, או מכויילות כהלכה) שבהן תשתמש לבניית התמונה הסופית.

 flat_frame

תמונה : השחרת השדה Vignetting

שים לב כיצד הרקע הינו יותר כהה כלפי הקצוות החיצוניים של התמונה...

 m27_raw

בתמונה – השחרת השדה, בערפילית המשקולת M27. התמונה הובהרה (נמתחה) מאוד, בכדי להדגיש את אי השוויון הקיים בהארת השדה המצולם.



בנוסף לנ"ל, למרבית שבבי ה-CCD עצמם ישנה תגובה בלתי אחידה לאור, לאורך פני השטח של השבב. דבר זה יכול להיגרם עקב פגמים קטנים בייצור, זמן חשיפה מעט ארוך יותר באיזורים שונים של השבב בזמן שהתמונה נקראת, וכו'. תגובת שבב בלתי אחידה זו תופיע לרוב כהדרגתיות מבהיר לכהה לאורך התמונה.

כיול של flat field יכול באורח פלא להסיר את כל תוצאות הלוואי מהתמונות הגולמיות. 
בכדי להסיר את ההשפעות האלו, הצופה זקוק לתמונה של המערכת האופטית. תמונת FLAT נלקחת על ידי כיוון הטלסקופ לעבר איזור שווה בבהירותו, כאשר הפוקוסר באותו מצב בו הוא נמצא בזמן צילום תמונות השמיים שלכם, ועם כל אותם פילטרים וכו', במקומם, וצילם תמונה. 

להלן מספר צעדים אשר מבטיחים צילום תמונות flat-field טובות:

  1. ה"בהירות" של תמונות ה-flat field היא חשובה ביותר. רצוי שערכי הפיקסלים הממוצעים בתמונת flat-field יהיו בסביבות חצי מערך הבהירות המקסימלי שמצלמתך יכולה ליצור. במקרה הנפוץ ביותר של מצלמות 16-ביט, זה אומר ערך ממוצע של 32,500. ניתן לעלות או לרדת מעט מערך זה, לכן הטווח שאליו יש לכוון עם מצלמת 16-ביט הוא בין 20,000 ל- 35,000.
  2. עליך לקחת לפחות 10 תמונות flat field אינדיבידואליות , ולבצע עליהן שילוב חציוני ליצירת תמונת "master flat". שילוב חציוני של מספר רב של תמונות יפחית את הרעש ב- master flat, יסיר כל סטיות חד פעמיות מהתמונה כגון פגיעת קרניים קוסמיות, וייצור master flat חלקה יותר שתעבוד טוב יותר. יש לשלב לפחות מ-10 תמונות.
  3. מאד חשוב לצלם את ה-flats עם אותה מערכת אופטית בדיוק כפי שצולמו תמונות השמיים. לכן אם אתה מבצע צילום LRGB של תמונות צבע, זה אומר שתצטרך master flats נפרדות שתואמות את מערך הצילום עבור כל תמונת L,R,G,B – עם הפילטר המתאים (או בלעדיו) במקום, אותה נקודת פוקוס, וכו'. משמע – הרבה תמונות לכייל!

כיול מדוייק דורש עבודה מרובה...
עליך להשתמש בכל ה- dark frames, flat field frames, flat dark frames וכו', עבור L,R,G,B,Ha וכו', לאחר מכן לעבד את כל הקבצים, ואז לכייל את כל התמונות.
האם באמת שווה להשקיע מאמץ כה רב ? ובכן באם מדובר ב"תמונות יפות" אז תלוי ברמות הדיוק אליהן מעוניין להגיע הצופה, אבל למטרות של חקר מדעי הרי זה הכרח ! 

 

ngc2371_unprocessed
תמונה של 1 ערפילית
NGC2371 לא מעובדת, צולמה בליל ירח מלא – ישנם פיקסלים חמים (לבנים) מהיעדר dark frames, סופגניות אבק כהות, ו-vignetting בתמונה. האם כיול משתלם? במקרה הזה כן!

 

במקרים אחרים, יכול להיות שלא משתלם להשקיע את כל הזמן והמאמץ, אם ביצוע הכיול גורם רק לשינוי קטן בתמונה הסופית. לדוגמא:

תמונה של איזור ערפילית ראש הסוס שצולם דרך 1 שובר אור CELESTRON C4. התמונה הראשונה הינה צילום גלמי בודד, התמונה השנייה היא שילוב ( (Sigma Sum של 11 צילומים גלמיים, ותמונת הצבע הסופית היא האחרונה. במקרה זה,, אין כל סופגניות אבק או כתמים על התמונות הגלמיות, הטלסקופ doesn’t vignette, וישנם רק כמה פיקסים חמים בודדים בתמונה הגלמית שיש לטפל בהם. התמונה שבמרכז היא סכומם של צילומים לא מכויילים, ונראית מצויין ללא כיול. תמונת הצבע הסופית הוכנה מכל צילומי ה- LRGB הלא מכויילים. במקרה זה, לא משתלם לכייל!

 

b33_unprocessed
תמונה 1, לא מעובדת (חדי העין יבחינו בקרניים קוסמיות מעל אפו של הסוס)

 

 b33_10stacked

שילוב של 11 תמונות, לא מעובדות

 
b33_rgb_color

שילוב התמונות לתמונת צבע (ראה מאמר וסרט בנושא שילוב תמונות CCD RGB לצבע)

אם אין כל vignetting או סופגניות אבק בתמונה הגלמית, וברשותך מצלמה המייצרת dark noise מועט במיוחד, כך שכל מה שאתה באמת צריך לטפל בו בתמונות הגלמיות היא כמות מעטה של פיקסלים חמים, אתה יכול לדלג על שלבי הכיול המלאים ועדיין לקבל תמונה נאה במיוחד. במקרה הנ"ל, על מנת לטפל בפיקסלים חמים, התמונות הגולמיות חוברו אחת לשנייה על ידי שימוש בשיטת ה- “Sigma Sum” , שמסירה ביעילות את תוצרי הלוואי בתמונה. קל לקבל תוצאות בלתי מכויילות כאלו עם non-vignetting optical systems, כגון שוברי אור (רפרקטורים) קטנים ונקיים, מצלמות CCD יקרות ושמיים כהים.



* התמונות במאמר זה צולמו על ידי סטודנטים מרחוק, באמצעות שליטה על טלסקופ האינטרנט הישראלי במצפה הכוכבים ברקת 



להרחבה :

- אסטרואיד קרוב ארץ עבר בסמוך לכדור הארץ
- צולם שביט 'אוכל' כוכב
- מדידות פוטומטריות Photometry
- קרניים קוסמיות / קרינה קוסמית ותמונות CCD (המופיעות כדרך קבע בתמונות הקליברציה)
- רשימת מטרות אסטרונומיות לצילום עם הטלסקופ
- רזולוציית הצילום של טלסקופ ומצלמת CCD דיגיטלית

- פוטומטריה של כוכב לכת הנמצא מחוץ למערכת השמש
- נרות סטנדרטיים, נרות תקניים
- מדידת המרחק לכוכבים
- המסע בחלל, גדלים ומרחקים ביקום 
- מהי שנת אור?
- עקומות אור של כוכבים
- כוכבים פועמים ומשתנים

 

מאמרים נוספים

תגובות 

 
#1 אנונימי 2014-01-28 21:36
:-)
ממש מעניין!
מדהים שהטלסקופ עושה את כל זה לבד...
צטט
 

הוספת תגובה


קוד אבטחה
רענון הקוד

כיצד ניתן למצוא את...

הגלקסיה הבהירה נראית בשמיים (גודל זוויתי) גדולה כמעט פי 6 מהירח m31_core צפייה מהנה !מידע נוסף על טלסקופים ודרכי צפייה בכוכביםחנות הטלסקופים והציוד האסטרונומי  של מצפה הכוכבים ברקת, מכבים. קרא עוד...
 

הידעת ?

כוכב הלכת אורנוס

כוכב הלכת אורנוס מיוחד ביחס לשאר הפלנטות בכך שהוא "נטוי על צידו".

ציר הסיבוב שלו סביב עצמו כמעט תמיד רדיאלי לשמש, 1 בניגוד למסלולי ההקפה של שאר כוכבי הלכת.

קרא עוד...