Většina amatérských astronomů se v určité fázi své činnosti dostane do období, kdy se snaží své vizuální pozorování doplnit i fotografováním různých vesmírných objektů. Z celé rozsáhlé problematiky astronomické fotografie bychom se v tomto díle chtěli dotknout především možností, které poskytují amatérský astronomický dalekohled vybavený běžným fotoaparátem.
Zajímavých a někdy i cenných výsledků lze získat i s dalekohledem, který má objektiv, jehož parametry nedosahují nárokům kladených na fotografické dalekohledy. Astronomové přelo 19. a 20. století měli pro fotografické práce k dispozici podobnou optiku a přeci s těmito přístroji získali mnoho důležitých poznatků. Jejich zařízení však byly umístěny na velkých montážích s přesným pohybovým mechanismem. Takové vybavení umožňovalo při dlouhých expozicích sledovat i ty objekty, jejichž jasnost je velmi nízká. My však předpokládáme, že amatérský dalekohled dokonalou paralaktickou montáží vybavený není. S takovýmto zařízením potom můžeme fotografovat jen ty objekty, jejichž jasnost je dostatečně vysoká, takže pro jejich zachycení na citlivé fotografické vrstvě stačí krátká doba osvitu, přibližně do jedné sekundy. Pohyb fotografovaného tělesa (způsobený zdánlivou rotací oblohy) není za tak krátkou dobu příliš zřetelný, takže obraz zůstává dostatečně ostrý.
Z výše uvedených skutečností vyplývá, že pro takovýto fotopřístroj budou vhodné jen ty objekty, které patří k nejjasnějším na obloze, tedy Slunce, Měsíc a některé planety. I když jsou možnosti takového zařízení omezené, poskytuje pro amatéry mnoho příležitostí trvale zachytit jevy, které se odehrávají v průběhu několika okamžiků (např. zatmění Slunce a Měsíce). Mimo toho je možné získat snímky, které sice nemají odborného využití, ale přinášejí určité zadostiučinění snaživému amatérovi, když zjistí, že jeho astrograf na filmu opravdu zachytil obraz měsíčních moří, nebo některých kráterů.
1. charakteristika objektivu
Budeme uvažovat o dvou hlavních typech amatérských dalekohledů, totiž o refraktorech a reflektorech. Jak již víme, jejich názvy jsou dovozeny od toho, jak probíhají světelné paprsky jejich objektivy, kterým je v případě refraktoru čočka a v případě reflektoru zrcadlo. Některé vlastnosti mají oba dva typy objektivu společné, některými vlastnostmi se však odlišují a proto poskytují i fotografické snímky rozdílných kvalit.
Ohnisková vzdálenost čočkového objektivu refraktoru je vzdálenost mezi střední rovinou čočky objektivu a ohniskovou rovinou. S dostatečnou přesností ji zjistíme tak, že promítneme obraz Slunce přes objektiv na kus kartónu. Promítnutý obraz Slunce se přitom snažíme zaostřit posouváním čočky k a od kartónu. V okamžiku, kdy bude promítnutý obraz Slunce ostrý, změříme vzdálenost promítací plochy od středové roviny mezi přední a zadní plochou objektivu. U zrcadlových objektivů vložíme promítací plochu mezi Slunce a zrcadlo a postupným přibližováním a oddalováním zaostříme obraz. Ohniskovou vzdálenost potom měříme od bodu na povrchu ve středu zrcadla k promítací ploše. (pzn. red.: metody zjišťování ohniskové vzdálenosti objektivu jsou detailně popsány v některých minulých dílech seriálu)
Čím bude větší obraz tělesa, který se vytvoří v ohniskové rovině, tím víc podrobností na něm rozpoznáme. Velikost obrazu (Vmm) v milimetrech lze vypočítat podle vzorce
Vmm = (d / 57°2958) . fmm
přičemž (d) je úhlový rozměr objektu na obloze v obloukových stupních a (fmm) je ohnisková vzdálenost objektivu v milimetrech.
Průměr objektivu je při fotografování dalším důležitým faktorem. Čím je objektiv větší, tím více světla do fotografického systému vstupuje. Objektiv s ohniskovou vzdáleností 1000mm využije získané světlo na vytvoření obrazu 2krát většího, než objektiv s ohniskovou vzdáleností 500mm. Pokud je průměr obou objektivů stejný, osvětlení obrazů budou v poměru 4:1. Nakolik musíme obraz objektu se slabší intenzitou oproti jasnějšímu déle exponovat (osvítit), závisí na průměru objektivu (D) a na jeho ohniskové vzdálenosti (f). Tyto dvě hodnoty ve vzájemném poměru udávají tzv. světelnost objektivu F:
F = f / D
Čím je toto číslo menší, tím kratší expozici můžeme použít pro získání stejného účinku na fotografickém materiále. Jde o závislost, kterou dobře známe z běžné fotografické praxe, Světelnost amatérských astronomických refraktorů se pohybuje většinou mezi F = 10 až F = 17, reflektory pak mají většinou světelnost vyšší F = 5 a F = 10.
Nízká světelnost, především u refraktorů, se zdá být nevýhodná. Světelnější objektivy čočkového dalekohledu stejné ohniskové vzdálenosti by měl výraznější optické vady a zcela jistě by byl dražší. Nízká světelnost je proto přijatelným řešením. Jiná situace je u reflektorů, především s parabolickým zrcadlem, kde je možné jednou dokonalou optickou plochou dosáhnout dobré kresby v okolí optické osy objektivu i při vyšší světelnosti. Zrcadla většího průměru jsou přitom s čočkovými objektivy neporovnatelné svou výrazně nižší cenou.
Z optických vad čočkových objektivů se při jejich využití na fotografické účely nejvíce projevuje barevná chyba. Je způsobena tím, že pro záření (světlo) o různých vlnových délkách (tedy různé bary světla) má objektiv jiné ohniskové vzdálenosti. Jednoduchá spojná čočka má tuto chybu velmi výraznou. Pokud ji použijeme jako objektiv, získáme nejasný obraz, který bude na okraji lemovaný duhovými barvami. Dvojčlenné achromatické objektivy malých refraktorů mají tuto vadu potlačenou (především s ohledem na žlutou a červenou barvu, na které je oko nejcitlivější). Dost zřetelná však tato chyba zůstává v oblasti modré a fialové barvy (tedy barev, které oko vnímá nejméně). Naopak běžný fotografický materiál je právě na takovéto záření (modrá a fialová barva) velmi citlivý. Fotografické objektivy jsou konstruované s ohledem na tyto vlastnosti a mají korekci barevné vady zaměřenou právě na potlačení v modré oblasti spektra. I to je důvod, proč fotoobjektivy nejsou příliš vhodné pro vizuální pozorování. Nedostatky barevné korekce vizuálního objektivu však máme možnost dodatečně snížit při fotografování tím, že před objektiv (nebo před citlivou vrstvu) umístíme žlutý filtr, který eliminuje nevhodné modré paprsky. Zrcadlové objektivy tyto vady nemají, světlo se v nich jen odráží od povrchu zrcadla, neprochází tedy žádným sklem a proto nenastává ani jeho lom a rozklad na jednotlivé barevné složky.
Různé typy čočkových objektivů jsou různě zatížené barevnou chybou. Tato chyba se nejvíce samozřejmě projevuje u jednoduché spojné čočky. Avšak ani takový objektiv není pro fotografické účely zcela bezcenný. Už třeba i brýlová skla (o síle +1 nebo +0,5 dioptrie s ohniskovou vzdáleností 1000mm nebo 2000mm a průměrem 34 až 40mm) kombinovaná se žlutým (nebo červeným) filtrem mohou posloužit jako objektivy použitelné při fotografování slunečního zatmění. Pro fotografování jiných těles však takové čočky vhodné nejsou, jejich světelnost je totiž příliš nízká a zobrazovací možnosti jsou velmi malé.
V amatérských refraktorech se nejčastěji používají dvojčlenné achromatické objektivy. Velmi přitom záleží na druhu použitého skla a jeho zpracování, dále i na tom, jaká bude bude kvalita objektivu z hlediska barevné korekce. Zbytek chromatické vady způsobuje, že asi 5% přijatého světla se podílí na vytvoření tzv. sekundárního spektra, které se projevuje známým barevným okrajem pozorovaných předmětů a při fotografickém použití. V takovém případě jsou obrysy pozorovaného objektu neostré. Pro achromáty platí, že sekundární spektrum bude v dostatečné míře potlačené, pokud se bude ohnisková vzdálenost objektivu rovnat dvojnásobku druhé mocniny průměru objektivu:
f = 2D2
Při fotografickém použití achromátů se doporučuje zlepšit jejich výkon žlutým filtrem. Velmi dobrý obraz poskytují na fotografický materiál objektivy typu poloachromátů podle Snnenfelda, které jsou součástí i některých straších a menších dalekohledů (typ objektivu AS nebo A). Z objektivů používaných ve vizuálních přístrojích jsou pro fotografii vůbec nejvhodnější trojčlenné apochromáty podle Taylora a Koniga (Zeiss typ B).
2. fotografie v ohnisku objektivu
Nejjednodušším příkladem využití objektivu dalekohledu pro fotografické účely je tzv. fotografie v ohnisku.
Z celého dalekohledu v tomto případě využijeme jen objektiv s tubsem a okulárovým výtahem. Pokud je to možné, odstraníme zúžený konec pouzdra (určeného pro vkládání okulárů). Namísto této části na dalekohled upevníme fotoaparát bez objektivu, případně fotokomoru vlastní výroby. Jen tak je možné fotografický aparát připevnit do takové polohy, aby rovina fotopřístroje splynula s ohniskovou rovinou dalekohledu. Jen tedy totiž bude fotografovaný obraz dostatečně ostrý. Tato soustava nám vlastně představuje fotoaparát s objektivem, který se vyznačuje velkou ohniskovou vzdáleností a nízkou světelností.
Pokud má zařízení dobře fungovat, musíme zabezpečit, aby rovina objektivu i rovina filmu v aparátu byly naprosto totožné. Důležité je i zajistit, aby těžký fotoaparát nehýbal s okulárovým výtahem dalekohledu Důležitá je i zajištění možnosti jemného posunu fotoaparátu proti objektivu, jde o zaostřování při kterém musíme právě tu polohu, kdy je obraz v rovině filmu naprosto ostrý. Proto bychom též měli mít možnost kontrolovat ostrost obrazu. Tento problém nejsnadněji vyřešíme, pokud k dalekohledu připojíme jednu zrcadlovou komoru (např. Exa, Praktica, apod.), která nám dává možnost kontroly zaostření obrazu až do chvíle vlastní expozice.
V případě, že použijeme jiný fotoaparát (resp. fotoaparát, který nemá žádný zrcadlový systém), musíme si najít polohu, při které je obraz zaostřený jiným způsobem. Odklopíme zadní stranu prázdného fotopřístroje a do roviny, kde bývá napnutý film, vložíme matné sklo a na jeho plochu si zaostříme obraz. Okulárový výtah potom upevníme v této poloze, nebo si správnou vzdálenost označíme. Potom vložíme do aparátu film a snímky exponujeme tzv. na slepo. Zda je objekt v zorném poli fotografického systému kontrolujeme jen podle hledáčku. Hranolový nebo zrcadlový dělič světla (umístěný mezi uzávěrkou fotopřístroje a objektivem) nám umožňuje stálou kontrolu zaostření a umístění objektu v zorném poli.
Musíme však zajistit i to, aby obraz byl ostrý v rovině filmu i v zorném poli okuláru. Postupujeme přitom tak, že výše uvedenou metodou nejprve zaostříme obraz v rovině filmu a potom posunem okuláru v jeho pouzdře zaostříme i obraz v kontrolním zorném poli.
Rozměry fotografovaného objektu budou v tomto uspořádání celého systému úměrné ohniskové vzdálenosti objektivu.
Takové využití objektivu na fotografování je nejjednodušší, je i nejméně ovlivněné nedostatky v mechanické části přístroje. S přihlédnutím k poměrně krátkým expozičním časům dává i nejostřejší snímky.
3. použití kompletní optiky dalekohledu i fotoaparátu
V případě, že nemáme možnost demontovat okulár dalekohledu, můžeme použít kompletní přístroj a k němu připojit fotoaparát s objektivem tak, aby jeho přední čočka byla pokud možno těsně za oční čočkou okuláru, viz obr. 2. Dalekohled i fotoaparát v takovém případě zaostříme na nekonečno. Doostření obrazu zajistíme okulárovým posunem dalekohledu (pokud máme možnost vznikající obraz kontrolovat). Z okuláru vystupuje svazek paralelních světelných paprsků, který vstupuje do objektivu fotoaparátu.
Výsledný obraz je oproti ohniskovému obrazu 2 až 3krát zvětšený. Systém vyžaduje přesné souosé a dostatečně pevné spojení bou dvou součástí. Vzhledem k větším rozměrům obrazu se expozice prodlužuje. Nevýhodou je velmi velká ztráta světla na optických plochách, kterých je v tomto případě velký počet.
4. projekce obrazu za okulár
Když vysuneme okulár několik milimetrů za plochu, ve které je dalekohled zaostřený na nekonečno, můžeme v určité vzdálenosti za okulárem na projekční ploše pozorovat zvětšený obraz objektu v zorném poli dalekohledu. Tento jev pro nás není nový, zmiňovali jsme se o něm již v kapitole o pozorování Slunce projekční metodou (Teleskopie XII). Pokud do vzdálenosti projekční plochy vložíme fotoaparát bez objektivu, který pevně a světlotěsně spojíme s dalekohledem, můžeme fotograficky zachytit promítaný a zvětšený obraz (viz obr. 15.2).
Z tabulky č. 1 jsme si vypočítali, jaký rozměr bude mít obraz fotografovaného objektu v ohnisku našeho dalekohledu. Pokud si chceme obraz pozorovaného objektu ještě zvětšit, jeho rozměr (S) potom vypočítáme z ohniskové vzdálenosti okuláru (fo), z rozměru objektu v ohnisku (d) a z vzdálenosti (x), o kterou je okulár vysunutý za polohu při zaostření na nekonečno:
S = (fo . d) / x
V jaké vzdálenosti od okuláru se potom bude při tomto zvětšení nacházet rovina filmu (a tedy i obrazová rovina systému) si vypočítáme podle vzorce:
a = [fo . (fo + x)] / x
Pro projekční účely použijeme co nejkvalitnější okulár, například ortoskopicklý, dobré služby vykoná i krátkoohniskový fotoobjektiv nebo objektiv ze zvětšovacího přístroje. Vhodné jsou i projekční okuláry, které se používají při fotografování přes mikroskop.
S přihlédnutím ke slabé světelné intenzitě zvětšeného obrazu se bude u většiny objektivů potřebná delší expoziční doba, zařízení si tedy bude vyžadovat pointaci, tedy pohyb dalekohledu za objektem. To nám může zajistit paralaktická montáž s pohonem. Výjimkou jsou snímky Slunce, kde nám silný zdroj světla dovoluje i za těchto podmínek krátké expozice. Při snímání Slunce je však potřeba dbát na bezpečnost a na nebezpečí přehřátí optiky a okuláru. Z bezpečnostních důvodů důrazně doporučujeme seznámit se s bezpečnostními pravidly při projekci Slunce, viz Teleskopie XII. Tato soustava je při expozici velmi citlivá na otřesy, nepřesnosti zaostření a nedostatky v souososti systému. Vyžaduje si pevné spojení dalekohledu s fotografickým zařízením a stabilní montáž.
Pokud není ohnisková vzdálenost okuláru (fo) známa, je možné si ji vypočítat ze zvětšení dalekohledu a z ohniskové vzdálenosti jeho objektivu (fob):
fo = fob / Z
5. použití Barlowovy čočky
Menšího (2 až 3násobného) zvětšení obrazu můžeme dosáhnout i tím, že do cesty světelným paprskům vycházejícím z objektivu zařadíme před ohniskovou rovinu rozptylný systém, viz obr. 15.2. Mělo by jít o malou rozptylnou achromatickou soustavu, která je složena ze dvou stmelených čoček. Pokud požadujeme jen malé zvětšení obrazu, vystačíme i s jednoduchou čočkou, kterou obrátíme rovnou plochou k objektivu,zatímco dutá plocha bude mířit k fotografickému zařízení. Takto vlastně sestavíme pravý teleobjektiv, který je známý z běžné fotografické techniky.
Pro výpočet potřebných údajů v tomto sytému použijeme následující vzorec, ve kterém ohniskovou objektivu vzdálenost označujeme jako (fob), honiskovou vzdálenost Barlowovy čočky (fbw), výslednou ohniskovou vzdálenost celého systému (f), vzdálenost mezi objektivem a Barlowovou čočkou (A), vzdálenost mezi Barlowovou čočkou a ohniskovou rovinou (B), vzdálenost mezi Barlowovou čočkou a polohou výsledné ohniskové roviny (c) a zvětšení obraz (z):
Z = f / fob = C / B
f = (fob . fbw) / fbw – B)
B = [fbw . (Z – 1)] / Z
C = fbw . (Z – 1)
Pravděpodobně bude užitečné ještě vysvětlit, jak si zjistíme ohniskovou vzdálenost rozptylné čočky. Světlo Slunce necháme dopadat přes čočku na promítanou plochu. Pomalu ji vzdalujeme od projekční plochy a v okamžiku, kdy průměr světlého kruhu vytvořeného čočkou získá průměr rovný dvojnásobku průměru čočky. V tuto chvíli změříme vzdálenost čočky od projekční plochy. Tato vzdálenost představuje ohniskovou vzdálenost měřené rozptylné čočky.
Nároky optického systému využívajícího Barlowovu čočku jsou podobné, jako tomu bylo v předešlých dvou systémech. Výhodou je kratší délka zařízení a menší počet reflexních ploch, takže světelné ztráty jsou jen nepatrné.
6. řešení mechanických částí
Při fotografování dlouhoohniskovým objektivem je kvalita snímku ve velké míře ovlivněna přesností souososti systému, odolností proti chvění a možnostmi přesného zaostření. Z tohoto důvodu bude úspěch našeho počínání velmi závislý na kvalitním a přesném mechanickém provedení systému.
Okulárový výtah dalekohledu spojíme s fotoaparátem vhodným spojovacím mezikroužkem (ze závitem), nebo se snadno odstranitelnou kuželovitou spojkou
.Pokud je hmotnost fotopřístroje v porovnání s ostatními částmi dalekohledu malá, je toto řešení vyhovující. Pokud by při takovémto připojení fotoaparátu hrozila deformace okulárového výtahu a tím i porušení identity os fotopřístroje a dalekohleůdu, upevníme fotoaparát na podpěru z oceli nebo lehkého kovu a tuto podpěru poté zachytíme na tubus dalekohledu.
Pokud pracujeme s projekcí za okulárem, je vhodné vhodné spojit fotopřístroj s okulárovým výtahem měchovým zařízením s volitelnou délkou (podobné zařízení se používá např. i u starších jednookých zrcadlových kamer). V takovém případě mám možnost měnit vzdálenost mezi okulárem a filmem, čímž měníme i zvětšení objektu při projekci. Takové přídavné zařízení je však výrazně těžší a vyžaduje lepší upevnění a kompenzaci jeho hmotnosti protizávažím na tubuse dalekohledu (oba konce tubusu musejí být v rovnováze).
Nezapomínejme, že odraz světla vznikajícího na vnitřních stranách přídavného zařízení velmi zhoršuje kvalitu snímků. Je proto vhodné veškeré vnitřní části zabarvit černou mastnou barvou.
Otřesy též značně fotografování znehodnocují, projevují se především na neostrosti snímku. Snažíme se proto odstranit i to sebemenší chvění (např. cvaknutí závěrky fotoaparátu). Zásadně proto používáme pouze drátěnou spoušť, případně spouštíme expozici pomocí zařízení, které nevyžaduje přímý kontakt ruky s fotoaparátem. Můžeme si pomoci i tím, že před objektivem podržíme kus kartónu, otevřeme závěrku, po ustálení přístroje karton odkloníme na dobu expozice. Při ukončení expozice karton opět přiložíme na objektiv (čímž expozici ukončíme) a zavřeme závěrku. Odolnost proti otřesům zlepší i zvýšení hmotnosti celého zařízení, např. připojením ocelového profilu k tubusu po celé jeho délce. Mnohým amatérům se osvědčila i podpěra, která je umístěná pod fotopřístrojem, zatímco její druhý konec je upevněný ke stojanu montáže.
7. expoziční doba
Při fotografování vesmírných objektů musíme zohlednit jejich zdánlivý pohyb (způsobený rotací Země), který představuje 0,004° za sekundu.1° se při ohniskové vzdálenosti objektivu 1000mm zobrazí v délce
1° . 1000 / 57°2958 = 17,4mm, potom v oblasti nebeského rovníku se těleso na obloze pohne v ohnisku naší soustavy o 0,004 x 17,4, tj. O 0,07mm za sekundu. Pokud má mít obraz na naší fotografii dobrou kvalitu, měla by být neostrost negativu menší než 0,02 až 0,05mm. Z této skutečnosti poté vyplývá, že pro jednotlivé ohniskové vzdálenosti bychom mohli při nepohyblivém dalekohledu jako nejdelší expozice, které jsou uvedené v následující tabulce.
Pokud používáme dodatečné zvětšení obrazu projekcí za okulárem nebo jinou metodu, přípustnou expoziční dobu si zjistíme podle adekvátní ohniskové vzdálenosti celého systému. Pokud je v přístroji s ohniskovou vzdáleností 1000mm obraz 2krát zvětšený, je výsledná adekvátní ohnisková vzdálenost 2000mm. Adekvátní ohniskovou vzdálenost můžeme snadno zjistit porovnáním obrazu Slunce v primárním ohnisku objektivu a po projekci. Ve stejném poměru jako je velikost (průměr) obrazu v ohnisku primárním a výsledném (např. 1:3). V tomto případě je primární a výsledná ohnisková vzdálenost systému (např. při fob = 1500mm to bude 1:3 = 1500 : F, tedy f = 1500 x 3 = 4500m).Z tabulky č. 2 vyplývá, že přípustné expoziční doby jsou poměrně krátké. Tato skutečnost se uplatňuje jako významný omezující činitel při volbě objektivů i při výběru fotografického materiálu.
8. fotografování Slunce, Měsíce a planet
Slunce nám dává z hlediska potřeb fotografického zobrazení nadbytek světla, takže zde problém s příliš dlouhými expozicemi nemáme. Naopak, musíme řešit problém, jak se s tímto faktem vyrovnat. U objektivů větších rozměrů (nad průměr 80mm) použijeme clonku s kruhovým otvorem uprostřed, kterou umístíme před objektiv. Tím se zmenší průměr optiky, sníží se její světelnost, sníží se množství světla (a tím i množství tepla) vstupujícího do dalekohledu. Ostrost kresby se naopak zvýší. Pro ztlumení slunečního světla používáme barevné (červené, žluté) i neutrální filtry (2 až 4 za sebou). Velmi dobré zkušenosti jsou i s filtrem, který vzniká nanesením tenké vrstvy chromu na planparalelní sklo dostatečného průměru. Filtry se vždy vkládají před objektiv!
Při snímcích v ohnisku používáme krátké expozice 1/500 až 1/1000 sekundy, při projekci za okulárem 1/100 sekundy.
Přesnou expozicí však můžeme pro každý konkrétní systém stanovit jedině zkušebními snímky. Velké rozdíly vyplývají i z výšky Slunce nad obzorem.
Objektivem s ohniskovou vzdáleností 1000mm získáme obrázek Slunce o průměru 9mm. Vzhledem k dostatku světla můžeme použít i méně citlivé filmy. Jejich výhodou je velmi jemné zrno, které dovoluje velké dodatečné zpracovávání negativu- Při vyvolávání použijeme vývojku, která vyrovnává kontrasty negativu. V jiném případě se jen těžko daří zvládnout při kopírování velký kontrast mezi slunečními skvrnami, oblastmi fakulových polí a ostatní fotosférou. Pozor! Obraz Slunce je při zaostřování ve fotopřístroji velmi jasný, chráníme si proto oko vložením dostatečně hustého filtru mezi oko a obraz na matnici fotoaparátu.
Při fotografování Slunce se závěrka fotopřístroje silně zahřívá. Pokud je z plátna, může dojít k jejímu poškození. Doporučuje se proto zařadit do systému vlastní závěrku z tenkého pružného ocelového plechu s úzkou štěrbinou, která je poháněna pružinou, příp. gumovým vláknem, viz obr. 15.8.
Uvedené zásady platí i při fotografování částečného zatmění Slunce. Při úplném zatmění pro zachycení korony potřebujeme podstatně delší expozici, neboť její světelná intenzita je poměrně nízká.
Při fotografování Slunce je nutné dbát zvýšené opatrnosti. Při nesprávné manipulaci může dojít k poškození zdraví a majetku. Chcete-li se fotografování slunce zabývat, zcela jistě si přečtěte obecně platné zásady pro pozorování Slunce, viz Teleskopie XII.
Měsíc představuje slabší zdroj světla a proto při našich úvahách musíme vycházet z tohoto faktu. Průměr jeho disku v ohnisku 1000mm objektivu je jako v případě Slunce přibližně 9mm. Vzhledem k nedostatku světla není vhodné používat větší než 2 až 3násobné zvětšení. Stanovení správné expozice v tomto případě není jednoduché, a to ani v případě, kdy vycházíme z konkrétní fáze Měsíce, charakteristiky přístroje a citlivosti filmu. Ze zkušenosti lze říct, že snímky úplňku v ohnisku objektivu F=15 na film citlivosti 17 DIN je potřebné exponovat 1/50 až 1/10 sekundy. Při projekci roste expozice na 1/2 až 3 sekundy. Při poslední (nebo první) čtvrti je nutné expozici přibližně 4krát prodloužit, při fázích úzkého srpku je nutné až 12ti násobné prodloužení. Mezi osvětlením oblasti okolo hranice stínu (terminátoru) a osvětlenou plochou je velký rozdíl; pokud oblast terminátoru exponujeme správně, ostatní části disku jsou přeexponované. Po vyrovnání expozic byla navrhnuta uzávěrka s logaritmicky formovanou štěrbinou, která umožňuje odlišnou expozici jednotlivých částí disku Měsíce.
Částečně můžeme tyto rozdíly vyrovnat při zvětšování negativu tím, že oblast terminátoru při expozici pozitivu zakryjeme na určitý čas a tak zabráníme jeho přeexponování. Ostatní části disku budou při tom správně osvětlené.
V této oblasti astrografie mají značnou výhodu kvalitní reflektory, které mají i při velkých ohniskových vzdálenostech malou světelnost, což umožňuje zkracovat expoziční doby. Podobně jako při zatměních Slunce, tak i při úplném zatmění Měsíce, musíme při fotografování počítat s podstatně delšími expozicemi, než při zobrazování měsíčních fází.
Pokud jde o doporučení typu fotomateriálu, je mnohdy velmi těžké rozhodnout, který materiál zvolit. Charakter objektu si žádá takový materiál, který dovoluje co nejkratší expozici při slabším osvětlení. Protože dostáváme obraz vcelku malých rozměrů, materiál by měl být s jemným zrnem, který umožňuje velké dodatečné zvětšení. Poslední podmínce však citlivé materiály dostatečně vyhovují. Musíme si uvědomit, že je výhodnější získat ostrý obraz při kratší expozici na citlivější film, než roztřesený obraz na méně citlivém filmu.
Problémy s citlivostí fotomateriálů pomáhají řešit nové fotocitlivé vrstvy současných filmů. Nové technologie však vesměs využívají astronomických CCD kamer a digitálních technologií.
Fotografování planet nepohyblivou dlouhofokální komorou je nejtěžším oříškem této problematiky. Vyplývá to především z nepatrných rozměrů kotoučků planet v ohnisku objektivu. Venuše, Jupiter i Saturn (s prstencem) mohou dosáhnout nanejvýš 50“, což představuje kotouček s průměrem přibližně 0,5mm v přístroji s ohniskovou vzdáleností 2000mm. Proto je nutné použít dodatečného zvětšení obrazu projekcí. Pokud však použijeme 4násobného zvětšení projekcí za okulár, potřebná expozice o délce 1 sekunda zůstává pouze v případě Venuše. U Jupiteru a Saturnu je expozice 5 až 60 sekund. Pro expozice Jupiteru a Saturnu se tedy již bez paralaktické montáže s pohonem neobejdeme. Údaje o expozici vycházejí z citlivosti filmu 15 DIN, vždy je však nutné pořídit několik zkušebních snímků.
Na závěr již jen poznámka ke zpracování negativu. Při vyvolávání filmů s citlivostí 6 až 8 DIN se snímky Slunce vyvoláváme raději déle zředěnou vývojko, aby nebyl negativ příliš hustý.
Lepších výsledků však přirozeně dosáhneme v případě, že použijeme současné kvalitnější filmové materiály, případně digitální aparáty v kombinaci se spolehlivou komerční laboratoří, případně počítačovým zpracováním obrazu.
původní článek byl publikován v Astronomické ročenke (SK) v roce 1990
úprava textu: Miloš Podařil, Jihlavská astronomická společnost
—
Články ze seriálu TELESKOPIE byly v minulých letech postupně uveřejňovány v Astronomické ročenke vydávané Slovenskou ústrednou hvezdárňou v Hurbanove (www.suh.sk). Děkujeme vedení tohoto ústavu za souhlas se zveřejněním těchto aktualizovaných příspěvků na webu Jihlavské astronomické společnosti (www.jiast.cz) a České astronomickéTakové využití objektivu na fotografování je nejjednodušší, je i nejméně ovlivněné nedostatky v mechanické části přístroje. S přihlédnutím k poměrně krátkým expozičním časům dává i nejostřejší snímky. společnosti (www.astro.cz).
