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Che cosa è l’alta risoluzione?

Libera traduzione di Massimo Boetto autorizzata da Thierry Legault, dal suo testo “Qu’est-ce que la haute resolution?” L’originale è visibile in www.astrophoto.fr
L’imaging ad alta risoluzione è la tecnica che consiste nell’ottenere delle immagini planetarie, lunari o solari  fini e dettagliate il più possibile.
Sebbene numerose immagini planetarie e lunari sono qualificate immagini ad alta risoluzione, poche lo sono realmente. Solo le immagini in cui la risoluzione non è troppo lontana dalle capacità teoriche dello strumento con la quale sono state riprese meritano questo appellativo.
Sfortunatamente, non è sufficiente installare una camera CCD su non importa quale strumento (anche se di grande diametro) e non importa in quali condizioni per ottenere automaticamente delle immagini ad alta risoluzione!
La dimensione dei più piccoli dettagli planetari che può ritrasmettere un certo strumento non deve essere confusa con il suo potere separatore visuale  dato dalla formula (empirica e approssimativa):

R = 120/D (R in secondi d’arco, D in millimetri)

Questo valore si applica unicamente alle stelle doppie, egli indica la separazione minima approssimativa che deve presentare una coppia di stelle della stessa magnitudine per poter essere visualmente separata.  Il fatto che un dettaglio planetario sia o non risolto dipende da numerosi fattori quali la sua forma e il suo contrasto. Nelle condizioni favorevoli, dei dettagli di una dimensione inferiore al potere separatore stellare dello strumento possono esserci. L’immagine di Saturno della home page [del sito dell’autore www.astrophoto.fr]  è un esempio: la divisione di Cassini misura 0,7″ alle estremità dell’anello, ma solamente 0,3″ quando l’anello sfiora il bordo del pianeta.  Tuttavia è ancora nettamente visibile in questa situazione, considerando che il potere di risoluzione stellare teorico dello strumento è 0,55″.
La figura che segue presenta le curve MTF relative  allo stesso strumento, comparate su degli oggetti a debole contrasto (superfice planetaria) e di forte contrasto (Luna, stelle doppie, divisione di Cassini, ombre dell’anello o di satelliti, bordo  di un pianeta). Per essere rilevato, un dettaglio deve presentare un contrasto sufficiente. La soglia di contrasto è qui fissata arbitrariamente al 5% ma il suo valore reale dipende in pratica da fattori quali la luminosità dell’oggetto e la tecnica impiegata (visuale, fotografica o CCD).  Si constata che il limite della risoluzione di un oggetto di forte contrasto (intersezione delle curve rossa e verde) è più elevato che il limite su di un oggetto debole (intersezione delle curve blu e verde).

 

 

Nella pratica, tutti i problemi che affliggono lo strumento e  il suo ambiente contribuiscono a diminuire il contrasto, e per conseguenza ad appiattire la curva di MTF: ostruzione, aberrazioni ottiche (cromatismo, sferica, astigmatismo, errori zonali, rugosità, ecc.), riflessi, turbolenza atmosferica, difetti di equilibrio termico, scollimazione, messa a punto difettosa, ingrandimento inadatto, vibrazioni, ecc.. Le degradazioni si accumulano le une sulle altre e, la maggior parte del tempo, la curva reale dello strumento non ha sfortunatamente che un lontano rapporto con la curva teorica presentata qui sopra. Tutte le difficoltà dell’imaging in alta risoluzione (e in modo generale l’utilizzo efficace di uno strumento) consistono nel minimizzare questi diversi problemi alfine di ottenere una curva reale non troppo diversa dalla curva ideale.

Qual’è l’apporto dei CCD in alta risoluzione?

La tecnica del CCD presenta due vantaggi cruciali in rapporto alla fotografia su pellicola:

  1. la sua sensibilità, che permette dei tempi di posa molto corti (meno di 1/10 di secondo sulla Luna) permette di attenuare considerevolmente gli effetti dell’agitazione delle immagini dovuta alla turbolenza atmosferica.
  2. il trattamento dell’immagine in cui la potenza di calcolo permette di ricavare il massimo da delle immagini brutte.

Grazie a questi vantaggi, in circostanze identiche il CCD ottiene oggi del risultati molto migliori in alta risoluzione che non la fotografia su pellicola. Il CCD permette di esplorare il pieno potenziale dello strumento, il livello dei dettagli ottenibili può essere molto vicino a quelli che l’occhio distingue  all’oculare (tuttavia, non ho mai provato che il CCD sia capace di registrare molte più informazini che l’occhio non possa vedere su di un pianeta o sulla Luna).
E’ necessario essere coscienti che il CCD è un eccellente rivelatore della qualità dell’immagine restituita dallo strumento, esso è ugualmente un formidabile rivelatore di …… assenza di qualità.  Se l’immagine è scadente all’oculare, le immagini CCD saranno tutte di conseguenza. Contrariamente a una idea molto diffusa ma falsa, ne la camera ne il trattamento dell’immagine sono capaci di compensare i danni causati da uno strumento difettoso o mal utilizzato. In più,  se il trattamento dell’immagine comporta un certo comfort innegabile e permette d’affrancarsi dalla tappa penosa del laboratorio, la messa in opera della camera al momento della ripresa è più delicata che una fotografia su pellicola, specialmente a causa dei problemi di centraggio e di messa a fuoco. CCD non è un sinonimo di risultato garantito. Tutte le qualità richieste in alta risoluzione fotografica sono ancora indispensabili con il CCD: perseveranza, rigore, desiderio di progredire e rimettere in discussione permanentemente delle acquisizioni e delle certezze. Al contrario, alcune competenze particolari in elettronica o in informatica non sono realmente necessarie.

 

Thierry Legault ©

Qual’è il miglior strumento per l’alta risoluzione?

(Testo liberamente tradotto da Massimo Boetto su autorizzazione di Thierry Legault, il medesimo testo è disponibile in francese e inglese al sito dell’Autore: www.astrophoto.fr)

Un celebre astronomo ha dichiarato “la peggior parte dello strumento è l’atmosfera”. Questo era certamente vero per gli strumenti che utilizzava, ma in realtà la maggior parte delle immagini lunari e planetarie amatoriali sono più limitate dallo strumento che dall’atmosfera. Lo strumento è l’elemento più importante, e occorre prestargli una grande attenzione.

Il tipo di strumento.

Ugualmente se delle leggere differenze possono apparire tra i vari telescopi, tutti i tipi di strumento sono capaci di dare dei buoni risultati in alta risoluzione: rifrattori, Newton, Cassegrain, Schmidt-Cassegrain, ecc. La qualità ottica e meccanica del telescopio è più importante che il suo schema ottico.

La qualità ottica e meccanica.

Tenendo conto delle piccole dimensioni dei sensori CCD e delle lunghe focali utilizzate in alta risoluzione i campi sono molto ridotti. Di conseguenza non abbiamo bisogno di avere uno strumento capace di dare una immagine puntiforme su di un campo piano molto grande. La sola cosa veramente importante è la qualità dell’immagine che deve essere perfetta.
La qualità dell’immagine data da un telescopio dipende egualmente dalla sua qualità meccanica, specialmente dai suoi sistemi di vincolo delle parti ottiche e dal sistema di messa a fuoco. Se lo strumento è difficile da collimare, se le sue ottiche sono mal posizionate o ancora se il suo sistema di messa a punto manca di precisione, uno strumento così, anche se munito di una eccellente ottica non produrrà mai buoni risultati.
Per saperne di più sulla valutazione di uno strumento, vedere Star Testing Astronomical Telescope.

Il diametro dello strumento.

Le leggi sulla diffrazione della luce ci confermano che la dimensione dei dettagli piu’ fini che possiamo rilevare in un telescopio è inversamente proporzionale al suo diametro. A pari qualità uno strumento grande mostra teoricamente più dettagli di uno piccolo.
Ma il grande strumento è più affetto dalla turbolenza atmosferica, e per conseguenza la sua efficacia è ridotta in modo importante. Inoltre, l’immagine osservata in un grande telescopio appare meno stabile, questo vuol giustamente dire che il rendimento relativo del telescopio di grande diametro è meno elevato. E egualmente la sua superiorità è minima nelle medesime condizioni, a meno di concentrare più luce, da cui tempi di posa più corti (un vantaggio molto importante nella lotta contro la turbolenza!). La sua superiorità diventa evidente nei momenti in cui la turbolenza si calma. Questa è la ragione per cui diaframmare uno strumento non migliora il suo potere risolutivo, salvo si tratti di un’ottica di cattiva qualità.
Il problema è che è molto difficile produrre una buona ottica, e soprattutto, tenendo conto dei problemi di affidabilità meccanica, equilibrio termico e di regolazione, è ugualmente molto difficile padroneggiare uno strumento di grande diametro. In fin dei conti va meglio un ottimo piccolo strumento ben padroneggiato che un mastodonte mal utilizzato! La corsa al diametro ha i suoi limiti….

Rifrattori o riflettori?

Una discussione senza fine! Bene se si incontrano degli ayatollah dei rifrattori vi giureranno che in tutte le circostanze un rifrattore dà migliori risultati, non è ragionevole essere così categorici. Ogni tipo di strumento ha i suoi vantaggi e i suoi inconvenienti, ed è più o meno adattato all’uso per il quale è destinato.
Per l’alta risoluzione, il rifrattore presenta i seguenti vantaggi:

  1. un rifrattore di lunga focale dona una immagine più stabile, meno sensibile alla turbolenza atmosferica.
  2. Il tubo di un rifrattore è chiuso, il vento non vi entra e l’aria contenuta all’interno è più stabile (tuttavia, certi riflettori come gli Schmidt-Cassegrain condividono questo vantaggio).
  3. Il fascio luminoso attraversa una sola volta il tubo del rifrattore, contro le due volte di un Newton o tre volte di un Cassegrain o Schmidt-Cassegrain. I movimenti d’aria nel tubo, dovuti a una messa in temperatura imperfetta, hanno meno influenza sulla qualità delle immagini.
  4. Una deformazione (termica e meccanica) di una superfice ottica si traduce in una deviazione del fascio luminoso quattro volte inferiore in una lente rispetto a uno specchio.
  5. Un rifrattore non possiede l’ostruzione centrale dovuta allo specchio secondario.
  6. La tolleranza per la messa a punto è più ampia su di un rifrattore che su di uno specchio primario molto aperto come quello di uno Schmidt-Cassegrain.

L’assenza della collimazione in un rifrattore di piccolo diametro è un elemento di comodità, non un vantaggio tecnico.
Senza dubbio, un rifrattore sarà di impiego più facile e fornirà in alta risoluzione dei risultati un po’ migliori che un riflettore della medesima apertura, soprattutto sui pianeti. Ma comparare un rifrattore e un rifrattore di diametro uguale non è interessante che per un ottico, non per l’amatore il cui scopo è di ottenere le migliori performances possibili con un budget limitato. Ad un prezzo uguale, i vantaggi di un riflettore, in cui il diametro è nettamente più importante (da due a tre volte), sono i seguenti:

  1. Il supplemento di diametro compensa ampliamente gli effetti dell’ostruzione e permette di ottenere una migliore risoluzione e un miglior contrasto. Un rifrattore, per quanto perfetto sia, non può superare le leggi della diffrazione, le sue performances sono limitate dalla sua apertura.
  2. Il supplemento di diametro permette di raccogliere più luce, e questo è un vantaggio importante in fotografia e in riprese CCD (la diminuzione dei tempi di posa permette di lottare meglio contro la turbolenza) cosi’ anche nell’osservazione visuale (l’occhio ha bisogno di luce per distinguere bene i contrasti deboli).

A prezzo uguale, un buon telescopio, benché più esigente (collimazione accurata, messa in temperatura più vincolante), permetterà di ottenere migliori risultati in alta risoluzione se ci si prenderà la pena di padroneggiarlo. Il rapporto risoluzione/prezzo è più favorevole al riflettore. Jean Dragesco ha mostrato, in High Resolution Astrophotography, che le migliori immagini ad alta risoluzione realizzate negli anni passati da amatori (G. Thérin, D. Parker, I. Miyazaki, C. Arsidi) sono state tutte prese con dei telescopi da 200 mm. a 400 mm. anche ostruiti a più del 30%.
La massima attenzione deve essere posta alla correzione cromatica di un rifrattore, soprattutto se si tratta di un acromatico semplice, in quanto i sensori CCD correnti sono essenzialmente sensibili nel rosso e nell’infrarosso prossimo. Dei test devono essere effettuati ed un filtro freddo (KG3) deve eventualmente essere installato davanti alla camera, l’inconveniente di un tale filtro è che diminuisce la sensibilità effettiva del sistema di un fattore 2 circa.

 Thierry Legault ®

www.astrophoto.fr