CCD pozorování chromosféry na Hvězdárně Valašské Meziříčí

Úvod

S rozvojem moderních technologií se v průběhu devadesátých let 20. století staly široce dostupné elektronické fotografické systémy založené na technologii CCD (Charge Coupled Devices, nábojově vázané prvky). Tato zařízení umožňují záznam obrazu prostřednictvím čipu, který provádí konverzi dopadajícího světla na elektrický náboj. Náboj je akumulován v mikroskopických buňkách - pixelech, ze kterých je následně hodnota náboje elektronicky vyčtena a pomocí převodníku převedena na číselnou informaci o intenzitě světla.

CCD technika a Slunce

První experimenty s pozorováním Slunce pomocí CCD techniky se na Hvězdárně Valašské Meziříčí uskutečnily v roce 1997 a od roku 1999 byla pravidelně prováděna pozorování protuberancí a později (od roku 2001) chromosféry pomocí CCD videokamery OSCAR. Tato kamera sice obraz snímá digitálně, ale jejím výstupem je sekvence snímků v podobě analogového videosignálu.

V roce 2008 jsme ve snaze o zvýšení kvality našich pozorování chromosféry (v souvislosti s cíli záměru pozorování) zmodernizovali naše elektronické vybavení a zakoupili novou CCD kameru G1-2000 od firmy Moravské přístroje a. s., jejíž výstup je plně digitální. Nejedná se navíc o videokameru, ale o kameru poskytující jednotlivé snímky. Kamera je osazena čipem SONY ICX274AL o rozměrech 7,2 x 5,4 mm. Čip poskytuje hloubku obrazu 14 bitů a digitální převodník kamery pracuje s 16 bity, tedy 65 538 úrovněmi šedé. Ve spojení s metodikou zpracování pomocí software SIMS je k dispozici až 32 bitů (při softwarovém sčítání – binningu jednotlivých pixelů). Kamera poskytuje snímky s maximálním rozlišením 1628 × 1236 pixelů při velikosti obrazového bodu 4,4 µm. Křivka spektrální citlivosti čipu má maximum na vlnové délce 500 nm, v oblasti H-alfa se citlivost pohybuje kolem 60 % oproti maximu. Kamera není chlazená (pouze větraná), což vede k relativně velkému tepelnému šumu, který však při pozorování Slunce není ve většině případů kritickým faktorem. K počítači je kamera připojena pomocí rozhraní USB, ze kterého je napájena a zároveň přes něj probíhá přenos dat (snímků) z kamery do počítače. Elektronická závěrka umožňuje pořizování snímků s nejkratšími expozičními časy v řádu 0,001 s a elektronika dokáže vyčíst až 2 snímky za sekundu v plném rozlišení.

Kameru používáme ve spojení s chromosférickým dalekohledem o průměru objektivu 135 mm a ohniskové vzdálenosti 2 350 mm, efektivní ohnisko celého přístroje je 5 170 mm. Dalekohled je vybaven H-alfa filtrem DayStar s pološířkou čáry 0,7 Ä. Ve spojení s tímto dalekohledem poskytuje kamera zorné pole 4,7' na delší stranu čipu a celý systém má teoretické rozlišení asi 0,8“.
 
Po dvou letech experimentování a prvních ostrých pokusech s pozorováním (především o letních prázdninách 2010, kdy byla prováděna souvislá pozorování chromosféry) jsme nasbírali řadu zkušeností, které jsme shrnuli v tomto článku.

Výstup z kamery

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

Jednotlivý snímek z CCD kamery nepředstavuje hotová data. Výstup z kamery je zatížen řadou artefaktů daných konstrukcí přístrojů, se kterými se musíme vyrovnat. Na straně kamery je to tepelný a vyčítací 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. Dále je to také vyčítací šum - signál, který se ke každému snímku přidá v průběhu procesu vyčítání. Oba druhy šumu lze dobře eliminovat pomocí temného snímku (dark frame, krátce dark), který reprezentuje právě pouze tento signál. Např. pořídíme snímek objektu s expozičním časem 30 s a následně za stejných podmínek snímek se zakrytým dalekohledem. Po vzájemném odečtení snímků dostaneme záběr bez tepelného a vyčítacího šumu.

Při průchodu světla použitým dalekohledem dochází v důsledku daných optických vlastností přístroje k nerovnoměrnému osvětlení čipu v ohniskové rovině. Podobný efekt mohou způsobit jemné prachové částice na některých optických členech 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.

Jak pozorujeme u nás

Pro upevnění kamery na náš chromosférický dalekohled můžeme použít stejné uchycení jako u dříve používané kamery Oscar, protože nová kamera má stejný závit (typu CS). Dále je třeba zapojit kameru k počítači pomocí USB kabelu. Pak už lze kameru ovládat počítačem pomocí programu SIMS. Před zahájením samotného pozorování je nutné kameru překrýt, jelikož do ní vniká parazitní světlo.

Pořizování snímků

Ještě před začátkem snímání vybrané aktivní oblasti musíme upravit nastavení filtru (pokud možno co nejpřesněji nastavit čáru H-alfa) a kontrolovat toto nastavení velmi často během pozorování. Filtr je laditelný náklonem, takže prakticky provádíme změnu úhlu náklonu filtru vůči optické ose systému. V obraze se ladění naštěstí docela dobře rozpozná změnou parametrů jasu a kontrastu. Správná funkce filtru je výrazně teplotně závislá a se zvyšující teplotou se velmi rychle dostáváme mimo H-alfa čáru.
 
Při samotném snímání v prostředí programu SIMS nastavíme počet snímků v jedné sérii (obvykle 20 – 30 snímků) a délku expozice (používáme 0,003 s – při kratších expozicích není snímek dostatečně proexponován, při delších se začíná projevovat seeing a objevují se saturovaná místa). Pak co nejdříve pořídíme sérii flatfieldů, aniž bychom měnili postavení dalekohledu. Protože flatfield vyjadřuje odezvu celé snímací soustavy na rovnoměrné osvětlení, pořizujeme tyto snímky přes matnici umístěnou před objektivem dalekohledu, který je stále namířen na stejné místo Slunce, jako při pořizování konkrétních snímků aktivních oblastí či jiných zajímavých struktur. Těchto snímků můžeme nafotit méně, stačí 5 až 10. Kamera není chlazená, tudíž se nemůže vyhnout velkému tepelnému šumu, a proto také pořizujeme darkframe, a to jak pro surový snímek, tak pro flatfield. Opět stačí 5-10 snímků s odpovídajícími časy. Dalekohled je při pořizování darkframe namířen na stěnu kopule.

Úprava snímků

Abychom snímek mohli opravit (kalibrovat), potřebujeme série tří různých snímků, které si časově odpovídají. Raw (syrový) snímek, flatfield (plochý snímek) a darkframe (temný snímek) pro surový snímek a pro flatfield. Snímky načteme do programu SIMS a ze série darkframe vytvoříme masterdark (pro snímky chromosféry i pro flat). Aplikací darku na flatsnímky a následným zprůměrováním vytvoříme masterflat. Masterdark a masterflat pak aplikujeme na předem vybrané, nejkvalitnější surové snímky, které zkalibrujeme. Po úpravě dostáváme snímek ve formátu FITS. Takto upravené snímky jsou archivovány, aby mohly být později použity k další práci.

Ukázkový darkframe pro expozici o délce 0,003 s (darkframe).	Ukázkový flatfield pořízený expozičním časem 0,3 s (flatfield).	Ukázkový surový snímek pořízený expozičním časem 0,003 s (raw). Pro zájemce ke stažení i jako (fits). Prohlédnout lze například v programu SIPS.	Upravený snímek 0,003 s (raw), Pro zájemce ke stažení i jako (fits). Prohlédnout lze například v programu SIPS.

Některé problémy

Pozorování Slunce je poměrně specifickou astrofotografickou disciplínou. Snímáme totiž prakticky rovnoměrně osvětlené pole (obvykle s malými rozdíly jasu), což sebou přináší řadu nečekaných problémů. Výkon našeho systému je v současnosti limitován několika faktory, které jsou víceméně dány vlastnostmi teleskopu.

1. Nevíme přesně, kde je ohnisková rovina – fotografování slunečního disku s sebou přináší mnohonásobně větší turbulence vzduchu v denních hodinách, než je tomu v noci. Při efektivní ohniskové vzdálenosti přes 5 m a světelnosti systému cca 1:40 (s obrovskou hloubkou ostrosti) je problematické na rovnoměrně osvětlené ploše dobře zaostřit. To je proveditelné jen v případě extrémně kvalitních podmínek v atmosféře a v době, kdy můžeme na Slunci pozorovat nějaký útvar s ostrou strukturou, který je svým jasem ostře oddělen od zbytku chromosféry.
2. V optickém systému dalekohledu dochází k odleskům, jejichž vliv lze částečně eliminovat, ale znamená to pořizovat flatfield ihned po nasnímání série snímků. Jakákoliv změna pozice dalekohledu vede k jinému tvaru odlesků a jejich neodstranitelnosti. Navíc tuto metodu lze jen obtížně aplikovat v okamžiku, kdy je v zorném poli okraj Slunce, což znesnadňuje záznam protuberancí.
3. Používaný H-alfa filtr je vybaven termostatem a měl by být udržován na přesné pracovní teplotě. V praxi však dochází při pozorování k neustálým teplotním změnám, které prakticky znemožňují udržení nastavení filtru, a tedy opakovatelnost pozorování v daném místě čáry H-alfa.
4. V systému dochází ke vzniku interferenčních obrazců a s velkou pravděpodobností se jedná o problém vznikající na filtrech.
5. Celý systém je nedostatečně odolný proti vnikání prachu, což při pozorování vede k jeho usazování na krycím skle či samotném čipu kamery, kterou je pak třeba velmi často čistit.
6. Tvorba flatfieldu je klíčovým parametrem při pozorování s naším systémem, jelikož lze jeho správnou konstrukcí a aplikací částečně eliminovat problémy v bodech 2, 4 i 5. Vzhledem k vlastnostem chromosférického dalekohledu se však ukazuje, že je nemožné efektivně vytvořit flatfield jinak, než snímáním samotného slunečního disku. To vyžaduje umístění rozptylného zařízení těsně před dalekohledem (daleko mimo ohniskovou rovinu i poloměr křivosti objektivu), což vede ke zrovnoměrnění osvětlení plochy snímané čipem kamery). Použití fotografické matnice se ukázalo být neefektivní vzhledem k vysoké absorpci v čáře H-alfa a následnému nedostatku signálu (zvláště v létě byl při použitých expozicích dominantním signálem tepelný šum). Proto jsme po experimentech s různými druhy fólií nakonec použili matnici z eurofolie, která funguje spolehlivě.

 
Ukázky pozorování

Pro lepší představu uvádíme několik vybraných snímků z posledního intenzivního testování systému v létě 2010. Snímky jednak demonstrují problémy systému, ale zároveň naznačují jeho možnosti pro praktickou a systematickou činnost.

Kromě pozorování chromosféry jsme schopni přejet dalekohledem na okraj a sledovat protuberance, ale kvalita těchto pozorování je výrazně nižší než v případě použití klasického koronografu.

Opravený snímek aktivní oblasti NOAA1093 pořízený 10. srpna 2010 v 7:03 UT. (zvětšit) Centrální sluneční skvrna s dvojitou umbrou je obklopena útvarem známým jako 'moat'.	Opravený snímek aktivní oblasti NOAA1089 pořízený 22. července 2010 v 7:32 UT (zvětšit). Aktivní oblast s řadou skvrn různých morfologických typů, světlejši body jsou pravděpodobně subflares.	Opravený snímek aktivní oblasti NOAA1087 pořízený 16. července 2010 v 10:46 UT (zvětšit). Aktivní oblast s centrální skvrnou a řadou dlouhých filamentů.
Dvojice snímků aktivní oblasti NOAA1087 pořizených 13. července 2010 v 6:33 a 7:33 UT. Zdokumentován je vývoj filamentu (6:33).	Dvojice snímků aktivní oblasti NOAA1087 pořizených 13. července 2010 v 6:33 a 7:33 UT. Zdokumentován je vývoj filamentu (7:33).	Výtrysk v chromosféře na slunečním okraji snímaný pomocí chromosférického dalekohledu 21. července 2010 v 7:40 UT. (zvětšit, animace).
Snímek protuberance na slunečním okraji pořízený chromosférickým dalekohledem 10. srpna 2010 v 8:27 UT (zvětšit).	Slabá erupce zaznamenaná 13. července 2010 v oblasti NOAA 1087. (zvětšit, animace).	Oblast 11087 na snímku družice SOHO v kombinaci se snímkem H-alfa z Valašského Meziříčí. (výřez)

Účel pozorování a cíle pozorovacích kampaní

Pozorování Slunce má nejen význam pro sledování projevů sluneční činnosti, jejich vzájemných vazeb a zákonitostí, ale v nemalé míře i význam edukační a motivační. V rámci zájmové činnosti dětí a mládeže je pozorování Slunce s následným zpracováním vhodným nástrojem a formou pro motivaci a seznámení se základními technikami snímání a zpracování digitálního obrazu i obecně vědecké či odborné práce.

Naše hvězdárna se pozorování sluneční aktivity věnuje už mnoho desítek let a i s nástupem velmi výkonných družic a sond určených k pozorování naší nejbližší hvězdy v pozorovací řadě pokračujeme. Odborný pozorovatelský program je zaměřen na vývoj systému, který by umožňoval s dostatečným rozlišením sledovat aktivní procesy v chromosféře, jejich vliv na fotosféru a protuberance v nízké koróně.

Dostatečným rozlišením míníme celkem tři hlediska:

• Dostatečné časové rozlišení – schopnost snímání kvalitních snímků nejméně 1krát za minutu.
• Dostatečné prostorové rozlišení na povrchu Slunce (v korespondenci na velikost pixelů a rozlišení dalekohledu).
• Bitová hloubka – s ohledem na povahu snímků je nutné mít rozlišení nejméně 12, lépe 14 bitů.

Stávající systém prakticky všechny podmínky splňuje, ovšem s omezeními, která jsme uváděli výše. Proto jej chceme dále zlepšovat a vyvíjet.

Nemalým problémem, kterého jsme si vědomi a v praxi se ukázal jako opravdu závažný, je problém efektivního zpracování napozorovaných dat (v podobě snímků), jejich archivace a následná práce s daty. Samostatnou kapitolou je problém jejich zpřístupnění na internetu či jinou formou. V současné době již pracujeme na efektivním řešení, které je ale podmíněno realizací velkého IT projektu našeho zřizovatele. Máme však připraveno i alternativní řešení.

Cílem první fáze programu je v současnosti získat opticko-elektronický systém pro dlouhodobé systematické pozorování fotosféry, chromosféry a protuberancí digitální technikou.

V rámci odborného pozorovatelského programu chceme sledovat a studovat především následující jevy:

• časový a prostorový vývoj erupcí v chromosféře a jejich vliv na konfiguraci filamentů (protuberancí) v aktivní oblasti a jejím okolí
• projevy změn morfologie aktivních oblastí ve fotosféře a chromosféře v závislosti na intenzitě a časovém průběhu erupční aktivity oblasti
• časový a prostorový výskyt protuberancí typu výtrysk (surge) v aktivních oblastech (Kde jsou tyto jevy ukotveny v chromosféře? Jsou rekurentní? Odhad celkové energie v rámci času.)
• morfologie a dynamika aktivních protuberancí (zejména eruptivních)

Již v současné době některé věci studujeme na bázi fotografických záznamů a stávajícího pozorovacího systému. Navíc už máme zajištěny prostředky (finanční i materiální) pro další rozvoj tohoto programu jak v rámci odborně-pozorovatelských aktivit, tak především v oblasti vzdělávací.

 

Možnosti a potenciál spolupráce, šance pro studenty

Vyvíjený pozorovací systém a uvedený záměr pozorovatelského programu dává značný prostor mladým lidem, studentům, a otevírá cestu k velmi úzké spolupráci. V zásadě je možný dvojí druh spolupráce: samotné pozorování a jejich zpracování. V praxi je to obvykle kombinace obojího.

Dále se otevírají značné možnosti a perspektivy spolupráce s řadou vzdělávacích i odborných institucí.

Při práci s naším vybavením si mohou zájemci o astronomii a pozorování Slunce vyzkoušet fotografování Slunce, pořizování dat a jejich další zpracování včetně společné publikace výsledků s pracovníky hvězdárny a dalších spolupracujících institucí.

Pokud by vás spolupráce na tomto programu zajímala, obraťte se nejlépe e-mailem na pracovníky hvězdárny.