Pozorování CCD

V tomto krátkém článku se zaměříme na pozorování projevů sluneční aktivity pomocí moderních elektronických detektorů (CCD kamer) na naší observatoři.

CCD technika a Slunce

Systém práce s CCD kamerou je výrazně odlišný od klasické fotografie. CCD kameru ovládáme prostřednictvím počítače a výstupní data získáváme v digitálním formátu (fits), který zpracováváme pomocí vhodného softwaru a dále archivujeme.

Jednotlivý "syrový" snímek z CCD kamery nepředstavuje hotová data. Výstup z kamery je zatížen řadou artefaktů daných fyzikálními vlastnostmi a konstrukcí přístrojů, se kterými se musíme vyrovnat. Na straně kamery je to tepelný šum (i když vstupní signál do systému bude nulový – do dalekohledu nevstupuje světlo – na snímku z kamery nalezneme zaznamenaný takzvaný tepelný šum, jehož intenzita je úměrná teplotě snímače) a vyčítací šum (signál, který se ke každému snímku přidá v průběhu procesu vyčítání – stahování z čipu). Oba druhy šumu lze dobře eliminovat pomocí temného snímku (dark frame, dark), který reprezentuje právě pouze tyto signály - šumy. (Např. pořídíme-li snímek objektu s expozičním časem 0,01 s a následně za stejných podmínek snímek s expozicí opět 0,01 se zakrytým dalekohledem. Po vzájemném odečtení snímků dostaneme záběr bez tepelného a vyčítacího šumu.)

Při průchodu světla použitým dalekohledem dochází v důsledku optických vlastností přístroje k nerovnoměrnému osvětlení čipu v ohniskové rovině. Podobný efekt mohou způsobit jemné prachové částice na některých optických členech přístroje či samotném čipu. Snímek bez těchto vad získáme tak, že pořídíme takzvaný flatfield neboli flat (záběr rovnoměrně osvětlené plochy, který reprezentuje nerovnoměrnosti při průchodu světla optickým systémem). Na flat je potřeba pohlížet jako na samostatný snímek se signálem, a proto jej také musíme opravit o samostatný dark.

Ze statistických důvodů pořizujeme vždy několik temných snímků i flatů a pro redukci snímku připravujeme takzvaný masterdark a masterflat.

Úprava snímků

Abychom snímek mohli opravit (kalibrovat), potřebujeme série tří různých snímků, které si časově odpovídají – syrový snímek Slunce (raw), masterflat a masterdark. Ze série darkframe snímků vytvoříme jejich medián, který označujeme jako masterdark (dva různé snímky typu masterdark pro snímky chromosféry a pro flat).

Aplikací darku na flatsnímky a následným zprůměrováním vytvoříme masterflat. Masterdark a masterflat pak aplikujeme na surové snímky. Po úpravě dostáváme snímek ve formátu FITS. Z takto upravených snímků jsou vybrány ty nejostřejší a archivovány.

I když je metoda použití CCD techniky v porovnání s klasickou fotografickou technikou řádově levnější a mnohem operativnější, přesto vyžaduje nemálo času nejen při vlastním pozorování, při výše uvedeném zpracování a kalibraci snímků, ale  v neposlední řadě i při výběru těch nejkvalitnějších záběrů. Proto hledáme způsob a metody, jak tuto práci zkvalitnit a zrychlit.

Darkframe.	Flatfield.	Surový snímek.	Upravený snímek.  Pro zájemce i jako (fits), který lze prohlédnout například v programu SIMS.

Máte-li zájem si udělat detailnější představu, jakým způsobem probíhá zpracování materiálu, který napozorujeme na Hvězdárně Valašské Meziříčí, můžete s i prohlédnout tento manuál, jehož autorkou je naše spolupracovnice Bára Gregorová.