Так как ваша задача – не просто обнаружить объект, но и получить его точные небесные координаты – астрометрические, или позиционные, измерения, это налагает определенные ограничения на выбор оборудования. Все дело в масштабе получаемого изображения, то есть значения углового расстояния проекции небесной сферы, помещающегося в один пиксель изображения. Логично предположить, что чем меньше масштаб изображения, тем более точные измерения мы сможем получить. Конечно, общая точность наших астрометрических измерений зависит не только от этого параметра, но все же является одним из основных факторов. Центр малых планет рекомендует работать со снимками, масштаб изображения которых не превышает 2˝/пиксель (двух угловых секунд на пиксель). Это оптимальное значение. Возможна работа с масштабом изображения до 3˝/пиксель. Использовать бо`льший масштаб изображения крайне не рекомендуется. Рассчитать этот параметр для своего телескопа и цифрового фотоприемного устройства (фотоаппарата или астрономической камеры) несложно. Для этого нужно выполнить несколько вычислений.
Для начала определим, сколько угловых секунд помещается в миллиметре вашего изображения. Из геометрии мы знаем, что одна угловая секунда – это угловой размер объекта на расстоянии, равном 206265 его линейных размеров. Тогда масштаб будет равен этой величине, разделенной на фокусное расстояние (в миллиметрах) вашего телескопа или объектива. Для того чтобы пересчитать миллиметры в пиксели, нам нужно знать физический размер одного пиксель-сенсора: обычно он указывается в микрометрах, то есть тысячных долях миллиметра. Разделим размер пикселя в микрометрах на тысячу, после чего узнаем сколько таких пикселей умещается в одном миллиметре, то есть поделим единицу на полученную нами величину. Последним действием выполним деление масштаба, выраженного в угловых секундах на миллиметр, который мы получили в первом вычислении, на значение из последнего вычисления. На самом деле все не так сложно, как может показаться на первый взгляд. Для того, чтобы вы точно разобрались, я приведу реальный пример.
Я работаю на телескопе с фокусным расстоянием 960 мм. Тогда масштаб в угловых секундах на миллиметр будет равен 206265 / 960 ≈ 215˝/мм. На телескопе установлена ПЗС-камера, имеющая размер пикселя 12 мкм или 12 / 1000 = 0,012 мм. Тогда в 1 мм у нас помещается 1 / 0,012 ≈ 83 пикселя. Значит, искомый масштаб изображения в угловых секундах на пиксель будет равен 215 / 83 = 2,59˝/пиксель. Как видите, это значение выше рекомендованного Центром малых планет, но все еще находится в пределах 3˝/пиксель.
Если вы используете длиннофокусный телескоп или камеру с небольшим линейным размером пиксель-сенсора, то можете получить малый масштаб изображения, который будет ограничен параметром стабильности атмосферы в том месте, где вы проводите наблюдения – астрономической видимостью, или сиингом (от англ.
Данный процесс объединения смежных пикселей в один настраивается в программном обеспечении, с помощью которого вы получаете снимки. К примеру, при двухкратном биннинге (2 Ч 2) четыре соседних пикселя объединяются в один, принимающий среднее значение их яркости. Тем самым в четыре раза уменьшается разрешение получаемых снимков и их размер, что бывает очень удобно в удаленной работе при необходимости передавать получаемые данные через сеть. Хочу отметить, что при двухкратной пиксельной бинаризации масштаб изображения увеличивается в два раза. К примеру, если ваш поисковый инструмент обладает масштабом изображения 1˝/пиксель, то при двухкратном биннировании вы получите масштаб в 2˝/пиксель, в четыре раза уменьшенное по размеру изображение, меньшее количество шумов и, как правило, немного бо`льшую проницающую способность.
Для поисковых задач следует отказаться от каких-либо фильтров: фотометрических, узкополосных и цветных, – то есть наблюдать в интегральном свете, ведь одна из наших главных целей – добиться максимально возможной проницающей способности. Требования к опорно-поворотному устройству, или монтировке, достаточно просты: она должна быть моторизирована и как минимум обеспечивать хорошее часовое ведение телескопа, а для более эффективной работы – управляться с компьютера. В этом случае вы сможете планировать и проводить наблюдения по автоматизированным наблюдательным планам (поисковым мозаикам). О том, как их рационально составлять, мы еще обязательно поговорим.
