Tarkennus
< Valmistautuminen | Kuvausopas | Kalibrointikuvat >
Alennusvaihde helpottaa käsin tarkennusta
Tarkennus on tähtikuvan otossa se yksittäinen vaihe, jossa lopputulokseen vaikutetaan eniten. Hyvin tarkennettu kuva tähtitaivaasta on terävä, siinä näkyy enemmän yksityiskohtia ja sen kontrasti on parempi. Huonoon tarkennukseen ei voi mitenkään vaikuttaa jälkikäsittelyssä, joten siihen kannattaa kuvatessa panostaa kunnolla. Huolellinen käsin tarkentaminen voi hyvinkin viedä aikaa kymmeniä minuutteja. On kuitenkin muistettava, että lopputuloksen terävyys riippuu loppupelissä myös seurannan ja käytetyn optiikan laadusta. Mutta ilman terävää fokusta, tarkasta seurannasta ei saada kaikkea hyötyä irti. Jos tarkennettaessa esimerkiksi kapeakaistasuotimen kanssa joutuu käyttämään pitkää valotusaikaa, seurannan virheet voivat vaikuttaa tarkennuksen onnistumiseen. Tästä syystä on tärkeää, että automaattinen seurannanohjaus on käytössä tarkennettaessa. Seuraavassa tarkastellaan joitain tarkennukseen liittyviä käsitteitä ja niihin vaikuttavia tekijöitä.
Kriittisen fokuksen alue (CFZ)
| Aukkosuhde | CFZ |
| f/10 | 220 µm |
| f/6,3 | 87 µm |
| f/5 | 55 µm |
| f/3,75 | 31 µm |
| f/2,8 | 17 µm |
CFZ = 2.2µm * f2
missä CFZ on kriittisen fokuksen alue mikroneissa ja f käytetyn objektiivin aukkosuhde.
Taulukosta nähdään, että nopeilla kaukoputkilla tarkennus on todella haastavaa. Etäisyydet ovat niin pieniä, että lämpötilakin alkaa vaikuttamaan yön viilentäessä kaukoputkea. Hyvä ääriesimerkki tähän on Ursan tähtikallion 91 cm f/3,75 taitettu Newton. Sensorin olisi pysyttävä 31 µm sisällä kun objektiivin ja polttotason välissä on 3,4 m pitkä rautarakenne. Tämä tarkoittaa käytännössä sitä, että kun putken rakenteiden lämpötila laskee yhden asteen, se lyhenee 40µm! (raudan lämpölaajenemiskerroin 12 µ/°C) Tästä syystä Astrofoxissa on kuvauskäyttöä varten lämpötilakompensoitu tarkennuslaite tasopeilin kannattimessa.
Kriittiseen fokukseen pääseminen edellyttää siis putken mekaaniselta rakenteelta varsin paljon. Hyvä Craydford -tyyppinen fokusointilaite ja mielellään alennusvaihde ovat peruslähtökohdat. Fokusointia voi helpotta myös käyttämällä moottoroitua fokuseria. Tällaisen moottoroidun fokusointilaitteen etu on myös se, että lähes poikkeuksetta ne on liitettävissä tietokoneeseen.
Tietokoneliitäntä mahdollistaa vaivattoman ja hyvin tarkan fokusoinnin käyttämällä ohjelmistoa, joka osaa fokusoida kaukoputken. Tällainen automaattinen fokusointi on erityisen kätevä silloin, kun käytetään nopeaa isoa putkea, joka on altis aiemmin mainituille lämpötilan aiheuttamille muutoksille. Automaattinen tarkennus voidaan ohjelmoida toimimaan myös säännöllisin väliajoin, esim 30min välein ja näin kompensoida lämpötilan aiheuttamaa muutosta.
Full Width at Half Maximum (FWHM)
Yleinen tähtiin soveltuva tarkennuksen metriikka on FWHM. Arvo kuvastaa tähden kuvan leikkauksen intensiteetin jakauman leveyttä sillä kohtaa, jossa intensiteetti on puolet huippuarvostaan. Mittaamalla FWHM-arvon kahta toisiaan vastaan olevaa akselia pitkin, voidaan arvioida tähden epäsymmetrisyyttä.
Half Flux Diameter (HFD)
HFD on hieman kehittyneempi versio tähden kuvan tarkkuuden arvioimisessa. HFD kuvastaa sen ympyrän halkaisijaa, joka rajaa puolet tähden valosta sisälleen ja puolet sen ulkopuolelle. HFD soveltuu paremmin automaattisen tarkennuksen käyttöön kuin FWHM, koska se antaa luotettavamman tuloksen silloin kun kuva on pahasti pois fokuksesta. Erityisesti HFD toimii paremmin silloin, kun tähden kuva muistuttaa donitsia, jolla ei ole selvää huippuarvoa. Tätä samaa metriikkaa tavataan myös nimellä HFR (Half Flux Radius), joka kuvastaa samalla mekanismilla saadun ympyrän sädettä. Tällainen HFR arvo löytyy mm. Nebulosityn tarkennusrutiinista.