الفلك

هل النقاط المضيئة في هذه الصورة منفردة نجوم؟

هل النقاط المضيئة في هذه الصورة منفردة نجوم؟

رأيت هذه الصورة لـ M51 (مجرة الدوامة) ولاحظت العديد والعديد من النقاط الساطعة حول المجرة وداخلها. لقد قمت بتحريك بعض الأمثلة يدويًا. هل هذه النجوم الفردية (ربما عمالقة عملاقة) في مجرة ​​الدوامة ، أم أنها مجموعات ، نجوم في مجرة ​​درب التبانة ، أو أي شيء آخر؟


المصدر: وكالة الفضاء الأوروبية / هابل


يجد استعلام لأرشيف Gaia في غضون 6 قوس دقيقة من اسم الهدف M51 20 مصدرًا باستخدام phot_g_mean_mag <= 17. يساعد Aladin Lite في تحديد موقعها بصريًا. خمسة محاطة بدائرة في النصف السفلي من الصورة المعنية:

Gaia source_idرا °ديسمبر °المنظر (ماس)ماجز
1551894661845524736202.403447.15228.854 ± 0.01714.3
1551988532650838016202.420547.17902.387 ± 0.04116.4
1551988670089792256202.423647.19790.632 ± 0.02515.1
1551988425277200640202.432347.15370.813 ± 0.02515.2
1551988567010595840202.441747.18001.536 ± 0.01213.3

تشير هذه الاختلافات إلى مسافات بين 113 و 1600 فرسخ فلكي ، داخل مجرة ​​درب التبانة.

من بين المصادر الثلاثة المحاطة بدائرة في النصف العلوي ، يبدو أن هناك اثنين مدرجين في Gaia EDR3 لكن لا توجد بهما اختلافات جيدة هناك. يعرض Aladin Lite مباريات SIMBAD بالقرب من الثلاثة في Hwang and Lee 2008 ، وهو كتالوج يضم 2200 مجموعة من النجوم في M51.

HL2008 معرفرا °ديسمبر °ماجالخامسGaia source_id
89770202.49447.21620.01551988944968489984
13162202.50547.15421.1--
28066202.53147.16719.81551987909882986368

يطلق علماء الفلك أكبر صورة على الإطلاق لسماء الليل

أصدر مسح سلون الرقمي للسماء (SDSS) اليوم أكبر صورة رقمية ملونة للسماء على الإطلاق.

حقوق الصورة: مسح سلون الرقمي للسماء

تم إنشاء الصورة الجديدة أعلاه من سبعة ملايين صورة لسماء الليل. يتكون من 1.2 تريليون بكسل. تغطي ثلث سماء الليل وتلتقط نصف مليار من النجوم والمجرات الفردية. كل نقطة صفراء في الصورة أعلاه هي مجرة. إذا كان بإمكانك تكبير هذه النقاط ، فستجد البنية التفصيلية للمجرة ومناطق تشكل النجوم الفردية.

مسوحات السماء مثل سلون هي جزء من تقليد مبجل في علم الفلك. عندما بدأت في علم الفلك قبل 35 عامًا ، كان من أول الأشياء التي عُرضت عليَّ ملفًا ضخمًا مليئًا بألواح زجاجية. على اللوحات كانت هناك صور لسماء الليل. كانوا جزءًا من National Geographic Palomar Survey ، التي استخدمت لوحات فوتوغرافية بحجم 14 بوصة مربعة ، تغطي حوالي 6 درجات من السماء لكل جانب (حوالي 36 درجة مربعة لكل لوحة).

تعد استطلاعات Sloan للكون اليوم أكثر طموحًا وثراءً من الناحية التكنولوجية ، لكن المبدأ لا يزال كما هو. منذ عام 1998 ، قام تلسكوب مخصص في نيو مكسيكو & # 8211 مع مرآة بطول 2.5 متر & # 8211 بالتقاط صور Sloan Sky Survey. ساعدت البيانات من هذه الصور في تحديد مئات الملايين من الأجسام الكونية. يتم استخدامها من قبل علماء الفلك المحترفين وفي مشاريع علوم المواطن مثل Galaxy Zoo و Google Sky و World Wide Telescope.

مايكل بلانتون هو عالم الفيزياء بجامعة نيويورك الذي قدم الصورة الجديدة & # 8211 أكبر صورة على الإطلاق لسماء الليل & # 8211 نيابة عن فريق سلون في وقت سابق اليوم إلى الاجتماع 217 للجمعية الفلكية الأمريكية. يعقد هذا الاجتماع السنوي الآن في سياتل ، واشنطن. ذكرت بي بي سي أن بلانتون أخبر المؤتمر أنه كان & # 8220 من الصعب المبالغة في اتساع & # 8221 البيانات التي يوفرها سلون. قال إن & # 8220 شيء مثل 3500 ورقة & # 8221 من قبل علماء الفلك المحترفين قد تمت كتابتها بناءً على البيانات الواردة في المسح.


حل لغز غموض منكب الجوزاء في السطوع

تُظهر هذه الصور ، التي تم التقاطها بأداة SPHERE على تلسكوب ESO الكبير جدًا ، سطح النجم العملاق الأحمر Betelgeuse خلال التعتيم غير المسبوق ، والذي حدث في أواخر عام 2019 وأوائل عام 2020. الصورة في أقصى اليسار ، التي التقطت في يناير 2019 ، تظهر النجم في سطوعه الطبيعي ، في حين أن الصور المتبقية ، من ديسمبر 2019 ويناير 2020 ومارس 2020 ، التقطت كلها عندما انخفض سطوع النجم بشكل ملحوظ ، خاصة في منطقته الجنوبية. عاد السطوع إلى طبيعته في أبريل 2020. Credit: ESO / M. Montargès et al.

عندما أصبح منكب الجوزاء ، وهو نجم برتقالي لامع في كوكبة أوريون ، أكثر قتامة بشكل واضح في أواخر عام 2019 وأوائل عام 2020 ، كان مجتمع علم الفلك في حيرة من أمره. نشر فريق من علماء الفلك الآن صورًا جديدة لسطح النجم ، تم التقاطها باستخدام التلسكوب الكبير جدًا التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي (ESO's VLT) ، والتي تُظهر بوضوح كيف تغير سطوعه. يكشف البحث الجديد أن النجم قد تم إخفاؤه جزئيًا بواسطة سحابة من الغبار ، وهو اكتشاف يحل لغز التعتيم العظيم لمنكب الجوزاء.

أدى تراجع سطوع منكب الجوزاء - وهو تغيير ملحوظ حتى بالعين المجردة - إلى قيام ميغيل مونتارجيس وفريقه بتوجيه VLT الخاص بـ ESO نحو النجم في أواخر عام 2019. صورة من ديسمبر 2019 ، عند مقارنتها بصورة سابقة تم التقاطها في يناير من نفس العام ، أن السطح النجمي كان أكثر قتامة بشكل ملحوظ ، خاصة في المنطقة الجنوبية. لكن علماء الفلك لم يكونوا متأكدين من السبب.

واصل الفريق مراقبة النجم خلال التعتيم العظيم ، والتقط صورتين أخريين لم يسبق لهما مثيل في يناير 2020 ومارس 2020. وبحلول أبريل 2020 ، عاد النجم إلى سطوعه الطبيعي.

يقول مونتارجيس ، من أوبزيرفاتوار دو باريس ، فرنسا ، و KU لوفين ، بلجيكا: "لمرة واحدة ، كنا نشهد ظهور نجم يتغير في الوقت الفعلي على مقياس من الأسابيع". الصور المنشورة الآن هي الصور الوحيدة التي لدينا والتي تُظهر أن سطح منكب الجوزاء يتغير في السطوع بمرور الوقت.

في دراستهم الجديدة ، التي نُشرت اليوم في طبيعة، كشف الفريق أن التعتيم الغامض نتج عن حجاب مغبر ظلل النجم ، والذي كان بدوره نتيجة لانخفاض درجة الحرارة على سطح منكب الجوزاء النجمي.

تجمع هذه الرسوم المتحركة بين أربع صور حقيقية للنجم العملاق الأحمر منكب الجوزاء ، التقطت الصورة الأولى في يناير 2019 وأخرى التقطت في ديسمبر 2019 ويناير 2020 ومارس 2020 أثناء تعتيم النجم غير المسبوق. تم التقاط جميع الصور ، التي تتيح لنا حل سطح النجم ، باستخدام أداة SPHERE على تلسكوب ESO الكبير جدًا. الائتمان: ESO / M. مونتارجيس وآخرون / ل. كالسادا

يتغير سطح منكب الجوزاء بانتظام حيث تتحرك فقاعات الغاز العملاقة وتتقلص وتنتفخ داخل النجم. استنتج الفريق أنه قبل فترة من التعتيم العظيم ، أطلق النجم فقاعة غاز كبيرة ابتعدت عنها. عندما بردت قطعة من السطح بعد فترة وجيزة ، كان انخفاض درجة الحرارة هذا كافياً لتكثف الغاز في الغبار الصلب.

"لقد شهدنا بشكل مباشر تكوين ما يسمى بغبار النجوم" ، كما يقول مونتارجيس ، التي توفر دراستها دليلًا على أن تشكل الغبار يمكن أن يحدث بسرعة كبيرة وعلى مقربة من سطح النجم. تضيف إميلي كانون ، من جامعة لوفين ، والتي شاركت أيضًا في الدراسة: "الغبار المنبعث من النجوم المتطورة الباردة ، مثل الطرد الذي شهدناه للتو ، يمكن أن يستمر ليصبح اللبنات الأساسية للكواكب الأرضية والحياة".

بدلاً من مجرد انفجار غبار ، كانت هناك بعض التكهنات على الإنترنت بأن انخفاض سطوع منكب الجوزاء يمكن أن يشير إلى موته الوشيك في انفجار مستعر أعظم مذهل. لم يُرصد سوبرنوفا في مجرتنا منذ القرن السابع عشر ، لذا فإن علماء الفلك الحاليين ليسوا متأكدين تمامًا مما يمكن توقعه من نجم في الفترة التي تسبق مثل هذا الحدث. ومع ذلك ، يؤكد هذا البحث الجديد أن التعتيم العظيم لـ Betelgeuse لم يكن علامة مبكرة على أن النجم كان يتجه نحو مصيره الدراماتيكي.

كانت مشاهدة تعتيم مثل هذا النجم المميز أمرًا مثيرًا لعلماء الفلك المحترفين والهواة على حدٍ سواء ، كما لخصه كانون: "بالنظر إلى النجوم في الليل ، تبدو هذه النقاط الصغيرة المتلألئة من الضوء دائمًا. إن تعتيم منكب الجوزاء يكسر هذا الوهم. "

استخدم الفريق أداة البحث عن الكواكب الخارجية عالية التباين (SPHERE) الطيفية (Spectro-Polarimetric) على VLT الخاص بـ ESO لتصوير سطح منكب الجوزاء مباشرةً ، إلى جانب البيانات من أداة GRAVITY على مقياس التداخل التلسكوب الكبير جدًا (VLTI) التابع لـ ESO ، لمراقبة النجم طوال فترة التعتيم . يقول كانون إن التلسكوبات ، الموجودة في مرصد بارانال التابع لـ ESO في صحراء أتاكاما في تشيلي ، كانت "أداة تشخيصية حيوية في الكشف عن سبب هذا التعتيم". ويضيف مونتارجيس: "لقد تمكنا من مراقبة النجم ليس فقط كنقطة ولكن تمكنا من تحديد تفاصيل سطحه ومراقبته طوال الحدث".

يتطلع مونتارجيس وكانون إلى مستقبل علم الفلك ، ولا سيما تلسكوب ESO الكبير للغاية (ELT) ، الذي سيحققه في دراستهم لـ Betelgeuse ، وهو نجم أحمر عملاق. يقول كانون: "مع القدرة على الوصول إلى دقة مكانية لا مثيل لها ، سيمكننا ELT من تصوير Betelgeuse بشكل مباشر بتفاصيل رائعة". "كما أنه سيوسع بشكل كبير عينة من العمالقة الحمراء العملاقة التي يمكننا من خلالها حل السطح من خلال التصوير المباشر ، مما يساعدنا بشكل أكبر على كشف الألغاز وراء رياح هذه النجوم الضخمة."

قدم هذا البحث في مقالة بعنوان "حجاب مغبر ، تظليل منكب الجوزاء خلال التعتيم العظيم" ليظهر في طبيعة.


يلتقط هابل النجوم المتناثرة والمجرات في توكانا

تُظهر صورة هابل هذه جزءًا صغيرًا من السماء الجنوبية في كوكبة توكانا. رصيد الصورة: NASA / ESA / Hubble.

بينما تحتوي هذه الصورة على مئات النجوم والمجرات البعيدة ، هناك شيء حيوي مفقود وهو # 8212 وهو الكائن الذي كان هابل يدرسه بالفعل في ذلك الوقت.

وهذا ليس بسبب اختفاء الهدف.

تستخدم كاميرا هابل المتقدمة للاستطلاعات (ACS) في الواقع كاشفين: الأول يلتقط الكائن قيد الدراسة & # 8212 في هذه الحالة مجموعة نجمية مفتوحة تُعرف باسم NGC 299 & # 8212 بينما يصور الكاشف الآخر رقعة الفضاء فقط "أسفل" هو - هي. هذا ما يمكن رؤيته هنا.

من الناحية الفنية ، هذه الصورة هي مجرد صورة جانبية للهدف الفعلي محل الاهتمام & # 8212 ولكن الفضاء مليء بالنشاط ، وهذا المجال من الأجرام السماوية اللامعة يوفر الكثير من الاهتمام بمفرده.

قد يبدو في البداية أنه يظهر نجومًا فقط ، لكن نظرة فاحصة تكشف أن العديد من هذه الأجسام الصغيرة هي مجرات.

المجرات الحلزونية لها أذرع منحنية من مركز لامع.

قد تكون المجرات الأكثر ضبابية والأقل وضوحًا هي المجرات الإهليلجية.

تحتوي بعض هذه المجرات على بلايين النجوم ، لكنها بعيدة جدًا لدرجة أن جميع سكانها المرصعين بالنجوم موجودون داخل وخز صغير من الضوء يبدو أنه بنفس حجم نجم واحد.

النقاط الزرقاء الساطعة هي نجوم شديدة الحرارة في مجرتنا درب التبانة ، يتم تشويهها أحيانًا إلى تقاطعات بواسطة الدعامات التي تدعم مرآة هابل الثانوية.

النقاط الأكثر احمرارًا هي نجوم أكثر برودة ، ربما في مرحلة العملاق الأحمر.

تتكون هذه الصورة من ملاحظات من أداة ACS في الأجزاء القريبة من الأشعة تحت الحمراء والبصرية من الطيف.

تم استخدام مرشحين & # 8212 المرشح الأخضر F555W ومرشح الأشعة تحت الحمراء القريبة F814W & # 8212 لأخذ عينات من الأطوال الموجية المختلفة.

ينتج اللون من تعيين درجات مختلفة لكل صورة أحادية اللون مرتبطة بمرشح فردي.


جني صفر

التقط تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا / وكالة الفضاء الأوروبية صورة جديدة مذهلة لسديم كوكبي يسمى سديم قلادة.

تُظهر صورة هابل قلادة السديم ، وهو سديم كوكبي يبعد حوالي 15000 سنة ضوئية في كوكبة ساجيتا. رصيد الصورة: NASA / ESA / Hubble / K. Noll.

يقع سديم القلادة على بعد حوالي 15000 سنة ضوئية في كوكبة القوس الشمالية.

يُعرف السديم باسم PN G054.2-03.4 و IRAS 19417 + 1701 ، وقد اكتشفه علماء الفلك في عام 2005 باستخدام تلسكوب إسحاق نيوتن في جزر الكناري بإسبانيا.

أوضح علماء الفلك في هابل أن "سديم القلادة تم إنتاجه بواسطة زوج من النجوم الشبيهة بالشمس تدوران بإحكام".

"منذ ما يقرب من 10000 عام ، توسع أحد النجوم المسنة وابتلع رفيقه الأصغر ، وخلق شيئًا نسميه" الغلاف المشترك "."

"استمر النجم الأصغر في الدوران داخل رفيقه الأكبر ، مما أدى إلى زيادة معدل دوران العملاق المتضخم حتى تدور أجزاء كبيرة منه نحو الخارج في الفضاء."

"حلقة الهروب من الحطام شكلت سديم القلادة ، مع تكتلات كثيفة من الغاز بشكل خاص تشكل" الماس "اللامع حول الحلقة."

وأضاف الباحثون: "يظل النجمان اللذان شكلا سديم القلادة قريبين جدًا من بعضهما البعض - يفصل بينهما بضعة ملايين كيلومترات فقط - بحيث يظهران كنقطة ساطعة واحدة في مركز صورة هابل الجديدة".

"على الرغم من التقارب القريب ، لا تزال النجوم تدور بجنون حول بعضها البعض ، وتكمل مدارها في ما يزيد قليلاً عن يوم واحد."

تم إنشاء الصورة الجديدة لسديم القلادة من تعريضات منفصلة تم التقاطها في المناطق المرئية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء من الطيف باستخدام أداة Hubble's Wide Field Camera 3 (WFC3).

تم استخدام ستة مرشحات لأخذ عينات من الأطوال الموجية المختلفة. ينتج اللون من تعيين درجات مختلفة لكل صورة أحادية اللون مرتبطة بمرشح فردي.


مجرة Whirpool (M51)

حقوق الصورة: NASA، Hubble Heritage Team، (STScI / AURA)، ESA، S. Beckwith (STScI). معالجة إضافية: روبرت جيندلر.
صور عالية الدقة: 1024 × 768 بكسل 124 كيلوبايت أكثر.

ال مجرة الدوامة (M51 أو NGC 5194) عبارة عن مجرة ​​حلزونية ذات تصميم كبير تقع على مسافة حوالي 31 مليون سنة ضوئية من الأرض ، في اتجاه كوكبة Canes Venatici (كلاب الصيد). إنه يوفر منظرًا وجهاً لوجه ، مع ذراعيه المتعرجين البارزين مما يمنحه مظهر دوامة دوامة. أذرعها الحلزونية عبارة عن ممرات طويلة من الغاز والغبار بين النجوم مرصعة بالنجوم ومناطق تشكل النجوم. تسمح هذه المجرة لعلماء الفلك بدراسة عمليات تشكل النجوم وهيكل المجرة الحلزونية الكلاسيكية.

التقطت الصورة أعلاه للمجرة بواسطة الكاميرا المتقدمة للمسوحات التابعة لتلسكوب هابل الفضائي. تُظهر المناطق الوردية المكونة للنجوم في أذرع المجرة. هذه الأذرع هي مصانع تشكل النجوم ، وهي موطن للنجوم الشابة وحديثي الولادة. يحتوي اللب المركزي المصفر على نجوم أقدم. الجسم الكروي المصفر على الجانب الأيمن من الصورة هو مجرة ​​مصاحبة متفاعلة تسمى NGC 5195. تخلق جاذبيتها موجات أو تموجات تضغط على الغبار والغازات في أذرع مجرة ​​الدوامة. يؤدي هذا الضغط إلى ولادة نجوم جديدة. تنفجر بعض أكبر النجوم على شكل مستعرات عظمى ساطعة ، بينما يظهر البعض الآخر على شكل عناقيد نجمية زرقاء لامعة من الفوضى ، بعد أن اجتاحت الرياح النجمية الشديدة الغبار المعتم.


5 S's للتصوير CCD

الإشارة

إن التصوير الفلكي الرائع هو كل شيء عن الإشارة ، وامتلاك الكثير منها. يتم إنتاج الصور الفلكية الجميلة اليوم عن طريق إجراء العديد من التعريضات الفردية القصيرة (المعروفة باسم الإطارات الفرعية) ودمجها في ملفات رئيسية. بهذه الطريقة ، تتراكم إشارة خافتة من هدف فلكي على CCD ، بينما يتم تقليل الضوضاء الإلكترونية العشوائية المرتبطة بالتعرض الرقمي.

إن الحصول على إشارة الجودة ليس بالأمر السهل ، ولكن بمجرد أن تتقن أسلوب التقاط صور شديدة التركيز بنجوم مستديرة جميلة ، فأنت على استعداد للمضي قدمًا في جمع إشارات جيدة. سواء أكنت تحصل على التعريضات باستخدام كاميرا CCD ملونة ذات لقطة واحدة (OSC) ، أو DSLR ، أو من خلال مرشحات ألوان منفصلة وكاميرا CCD أحادية اللون ، فأنت بحاجة إلى المعايرة ثم كومة معهم. التراص هو استعارة للجمع رقمياً بين التعريضات المتعددة.

هذه الصورة الملونة المبهرة لـ IC 434 في Orion هي مجرد مثال واحد لما هو ممكن مع الكاميرات الرقمية اليوم.
وارن كيلر

طرح او خصم

إلى جانب التعريضات الضوئية لهدفك ، تحتاج إلى تعريضات إضافية بحيث يمكنك معايرة إطارات الضوء بشكل صحيح قبل تكديسها. تتضمن هذه التعريضات إطارات داكنة ، وإطارات منحازة ، وصور ذات مجال مسطح. دعونا نلقي نظرة على ما تحققه كل من هذه اللقطات وكيف أنها تجعل نتائجك النهائية أفضل.

نظرًا لأن معظم الموضوعات الفلكية خارج نظامنا الشمسي باهتة للغاية ، فإن الأمر يستغرق عدة دقائق من التعرض لتجميع إشارة كافية لاكتشاف مناطقها الخافتة. أثناء هذه التعريضات الطويلة ، تولد الكاميرا الرقمية ضوضاء حرارية تظهر كنقاط ثلجية في جميع أنحاء صورتك. لحسن الحظ ، يمكن التنبؤ بهذه الضوضاء غير المرغوب فيها ويمكن تقليلها عن طريق طرح ما يعرف بـ a إطار مظلم.

الإطارات المظلمة عبارة عن تعريضات يتم إجراؤها مع تغطية هدف الكاميرا أو التلسكوب ، بحيث لا يصل الضوء إلى الكاشف ويتم تسجيل الإشارة الحرارية للكاميرا فقط. لكي تكون فعالة ، يجب التقاط الإطارات المظلمة بنفس الظروف - مدة التعرض ودرجة حرارة الكاشف ووضع تجميع وحدات البكسل - مثل إطارات الضوء التي من المفترض معايرتها. عندما يتم تسجيل العديد من الإطارات المظلمة ودمجها لإنشاء إطار مظلم رئيسي ، ويتم طرح هذا العنصر الرئيسي من كل تعرض ضوئي فردي ، فإنه يزيل غالبية النقاط الثلجية للإشارة الحرارية.

في حالة الرقائق منخفضة الضوضاء مثل أجهزة الكشف Super HAD CCD من سوني ، فقد ثبت أن الألوان الداكنة زائدة عن الحاجة وقد تساهم في الواقع في حدوث ضوضاء. بدلاً من استخدام إطارات داكنة للمعايرة ، يمكنك غالبًا معالجة صورة من هذه الكواشف باستخدام خريطة عيب في جهاز الاستشعار وحدات البكسل الساخنة. تظهر وحدات البكسل الساخنة على هيئة بقع ساطعة في الصورة. يحتوي كل جهاز استشعار عليها ، وتصبح مشكلة خاصة أثناء تكديس الصور. يمكن لبعض برامج معالجة الصور استخدام خريطة عيب المستشعر للتخلص من وحدات البكسل التالفة عن طريق ملئها بمتوسط ​​قيمة من وحدات البكسل المحيطة. في هذه الحالة ، تكون النتيجة أفضل من معايرة الإطار المظلم ، حيث إن الألوان الداكنة تقتصر على طرح وحدات البكسل الساخنة ، تاركة بكسلًا أسود.

على اليسار: من الضروري طرح الإطارات الداكنة من معظم صور CCD. تسجل الإطارات المظلمة الشحنة الحرارية التي تتراكم أثناء التعرض. يجب أن يتم تسجيلها بنفس درجة الحرارة والمدة مثل إطارات الضوء التي سيتم تطبيقها عليها. إلى اليمين: يجب أيضًا تطبيق صور المجال المسطح على ملفاتك الخام لإزالة ظلال الغبار والتظليل (إضاءة المجال غير المستوية). صور المجال المسطح هي صور لهدف فارغ مضاء بشكل متساوٍ.
وارن كيلر

نظرًا لأن إطارات المجال المسطح لمعايرة الصور يمكن أن تكون صعبة ، فإنها غالبًا ما تكون آخر الإطارات التي يتم غزوها بواسطة المصورين الجدد. كما أن الظلال والتحيُّزات هي صور للعيوب الموجودة في إلكترونيات الكاميرا ، فإن المسطحات هي صورة للأشكال الشاذة في النظام البصري. في بعض الحالات ، يمكنك الاستغناء عن المسطحات ، ولكن عندما تكون الإضاءة غير المتساوية وجزيئات الغبار مرئية في الصور الضوئية ، فإن أفضل طريقة لتصحيحها هي استخدام المسطحات.

إطارات المجال المسطح هي التعريضات التي تم إجراؤها باستخدام التلسكوب الخاص بك الموجه إلى هدف فارغ ومضاء بشكل متساوٍ. يجب أن يكون لها مدة تعريض تنتج وحدات بكسل بمتوسط ​​قيمة سطوع تتراوح من ثلث إلى نصف مستوى التشبع المحدد للكاميرا (يمكن قراءة هذه القيمة بسهولة بواسطة البرنامج). الصناديق الضوئية واللوحات الكهرومغناطيسية ذات إعدادات السطوع القابلة للتعديل هي أجهزة شائعة بشكل متزايد لإجراء تعريضات المجال المسطح ، كما أوضح بيتر كالاجيان في مقالته في عدد مارس 2011 ، الصفحة 72. تمامًا مثل حالات التعرض للضوء ، يجب عليك تسجيل ومعايرة مجالك المسطح صور ذات إطارات داكنة متعددة مسجلة بنفس درجة الحرارة والمدة.

التراص

يؤدي الجمع بين التعريضات المتعددة معًا إلى تقليل المظهر الحبيبي مع زيادة إشارة الأهداف الخافتة. توضح الأمثلة أعلاه نتيجة تعريض واحد (أعلى) مقارنة بمكدس من ثلاثة تعريضات فرعية (وسط) ، في حين أن نتيجة دمج تسع صور (أسفل) تكون أكثر سلاسة.
وارن كيلر

بمجرد الانتهاء من معايرة إطارات الإضاءة الخاصة بك ، يمكنك الانتقال إلى دمجها. إذا كنت تقوم بالتصوير باستخدام كاميرا OSC ، فيجب عليك إزالة (تحويل اللون) التعريضات الفرعية الفردية ، وتحويل الصور ذات التدرج الرمادي إلى صور ملونة ، قبل التكديس. يجب الآن محاذاة التعريضات الفرعية الفردية ، لأنه من الحتمي أن يحدث انحراف طفيف للصورة بين التعريضات الفرعية ، مما يجعل نفس الجزء من تفاصيل الصورة يقع على وحدات بكسل مختلفة في كل إطار. يتضمن الانجراف أحيانًا دورانًا ميدانيًا بالإضافة إلى ترجمة بسيطة. تتضمن معظم برامج معالجة الصور الفلكية بعض الطرق لمحاذاة الصور عن طريق مطابقة أنماط النجوم في كل صورة بدقة البكسل الفرعي. بمجرد محاذاة الصور ، تكون الملفات جاهزة للتكديس في ملف رئيسي.

يقدم البرنامج عادةً عدة طرق للجمع بين التعرضات الفرعية ، باستخدام المجموع ، المتوسط ​​، الوسيط، و رفض سيجما كونها الأكثر شيوعًا. نظرًا لوجود بعض الإشارات العشوائية التي لا مفر منها في العديد من الصور (مثل آثار الأشعة الكونية أو مسارات الأقمار الصناعية والطائرات) ، فإن طرق المجموع والمتوسط ​​ليست خياري الأول لأنها تتضمن هذه القطع الأثرية في النتيجة المكدسة ، على الرغم من أنها تنتج أعلى إشارة. للتعامل مع هذه الحالات الشاذة ، يجب عليك استخدام طريقة الرفض الإحصائي. يزيل دمج الوسيط العديد من هذه الصور ، لكنه ينتج عنه نتيجة محببة. يختار معظم المصورين طريقة تكديس رفض سيجما ، وهي في الأساس حل وسط ممتاز بين الدمج المتوسط ​​والمتوسط. يتحقق التكديس Sigma-رفض لمعرفة ما إذا كانت قيمة سطوع بكسل معين متشابهة نسبيًا في غالبية التعريضات الفرعية ، ويرفض أي قيمة بكسل تتجاوز الانحراف المعياري للأغلبية.

في حالة الكاميرات الملونة ذات اللقطة الواحدة ، تكون الصورة المكدسة جاهزة الآن للمعالجة اللاحقة. تتطلب الصور المسجلة من خلال مرشحات ألوان منفصلة بكاميرا أحادية اللون بضع خطوات أخرى. يجب محاذاة الملفات الرئيسية المنفصلة باللون الأحمر والأخضر والأزرق (وصور النصوع غير المفلترة) وتكديسها بشكل مستقل. يمكنك إنشاء صورة ملونة من خلال محاذاة ودمج هذه الحزم التي تمت تصفيتها بالألوان في صورة RGB رئيسية تسمى a التلوين. على الرغم من أن الصورة الملونة توفر اللون الجميل ، إلا أنها الانارة صورة (لقطة بدون مرشحات لونية) يمكنها المساهمة ببعض التفاصيل الأكثر حدة. يمكن أن يجمع برنامج معالجة الصور CCD الخاص بك بين النصوع والتلوين ، ولكن غالبًا ما يكون من الأفضل حجز هذه الخطوة لبرامج ما بعد المعالجة الأخرى مثل أدوبي فوتوشوب، مما يوفر تحكمًا أفضل في كلا المكونين.

تمتد

تنتج الإطارات الفرعية المكدسة صورة تحتاج إلى التمدد. على عكس صور النهار ، فإن الغالبية العظمى من الأجرام السماوية خافتة للغاية لدرجة أنه حتى مع ساعات من التعرض ، تظهر النتيجة المجمعة في الغالب سوداء مع وجود القليل من النجوم عبر الحقل. نحن بحاجة إلى تمتد الصورة لتكشف عن هدفنا.

إذن ما هو التمدد؟ لمعرفة ذلك ، نحتاج أولاً إلى فحص رسم بياني يسمى أ الرسم البياني. يعرض الرسم البياني نطاق مستويات الظلام والضوء في الصورة. يحتوي كل برنامج جيد لمعالجة الصور على شكل من أشكال عرض المدرج التكراري. إذا نظرنا إلى الرسم البياني لصورة نموذجية في ضوء النهار ، فإن نطاق الشدة ينتشر ، ويحتل غالبية الرسم البياني. ولكن عندما نفحص الرسم البياني لصورة نموذجية لسماء عميقة غير معالجة ، فإنه يتكون عمومًا من رسم بياني مسطح مع ارتفاع رفيع واحد. يحمل هذا الارتفاع الجزء الأكبر من المعلومات في بياناتنا الثمينة ، كل شيء على يمين هذا الارتفاع هو نجم. مهمتنا هي إعادة توزيع ، أو تمديد ، وحدات البكسل على الجزء الأكبر من الرسم البياني لتشبه بشكل أفضل النطاق الديناميكي للصور الأرضية. هذا هو المكان الذي يلعب فيه فن التصوير الفلكي.

باستخدام أدوات التمدد في برنامج معالجة الصور CCD الخاص بنا مثل Digital Development أو Curves ، يمكننا الحفاظ على خلفية السماء مظلمة والنجوم من أن تصبح ساطعة للغاية مع إعطاء دفعة كبيرة للنطاق المتوسط ​​الحرج حيث يختبئ موضوعاتنا بشكل عام. تُظهر الصورة في الصفحة 72 تطبيقًا نموذجيًا لأداة المنحنيات بتنسيق أدوبي فوتوشوب. يمثل الجانب الأيسر من الرسم البياني الظلال ، ويمثل الجانب الأيمن الإبرازات ، ويقع النطاق المتوسط ​​بينهما. تحافظ التطبيقات الحكيمة لـ Curves على كل التفاصيل والألوان التي التقطتها في الأصل. مع امتداد المدرج التكراري إلى مستوى سطوع مناسب ، يمكنك حينئذ زيادة حدة الصورة وتحسينها لزيادة التباين المحلي.

يكشف التمدد عادةً عن قطعة أثرية أخيرة يجب التعامل معها في الصور الفلكية: التدرجات. غالبًا ما تكون التدرجات نتيجة للتلوث الضوئي ، وتظهر كإضاءة خطية عبر الصورة. تتضمن معظم برامج معالجة الصور أدوات لتقليل التدرجات.

وارن كيلر NGC 4565
وارن كيلر

تشبع

أخيرًا ، اللون الغني هو الذي يجعل الدماغ البشري يفكر "واو!" في التصوير الفلكي ، يمكننا استخدام الترخيص الفني من خلال زيادة تشبع اللون إلى مستوى محفز جماليًا. للأسف ، الأمر ليس سهلاً مثل سحب شريط التمرير إلى "المزيد". تكرس أجهزة التصوير المتقدمة قدرًا كبيرًا من الوقت لتحقيق توازن ألوان جيد. عندما تقوم بتجميع صور حمراء وخضراء وزرقاء في صورة ملونة ، فاحرص على تمديدها بالتساوي ومراقبة الطريقة التي ترتبط بها هذه القنوات الثلاث ببعضها البعض. التعديلات الخطية مثل محل تصويرتعمل أدوات Levels و Color Balance بشكل جيد مع التعديلات الدقيقة والبرامج الخاصة بعلم الفلك مثل بيكس إنسايتأداة "معايرة الألوان" الخاصة بها ليست أقل من رائعة.

في الحقيقة ، لقد بدأنا فقط في تعلم أبجدياتنا. هناك الكثير لإنتاج صور مذهلة للسماء ، ولكن بدءًا من هذه الأحرف "S" الأساسية سيمنحك السبق في إتقان أبجدية CCD.

غادر: محل تصويرتتيح لك أداة Curves تعزيز النطاق المتوسط ​​في صورتك مع الحفاظ على الإبرازات (عادةً النجوم) من أن تصبح بقعًا بيضاء. إلى اليمين: عند تمديد صورة ملونة ، يجب عليك مراقبة الرسم البياني لقنوات الألوان الثلاثة للاحتفاظ بتوازن ألوان الصورة. من القواعد الجيدة تمديد الرسم البياني للقنوات الحمراء والخضراء والزرقاء بالمثل لتجنب إدخال تحيز لوني. ساعد المنحنى أعلاه في الكشف عن الأذرع الخارجية المزرقة في صورة حافة المجرة NGC 4565 في الأعلى.
وارن كيلر

هل تحلم بالبدء في التصوير الفلكي؟ تعلم من الخبراء في كتابنا الإلكتروني المجاني للتصوير الفلكي ، والذي يمنحك النصائح التي تحتاجها للتصوير الفلكي ، والكواكب ، والسماء العميقة.

وارين كيلر مؤلف سلسلة الفيديو التعليمية معالجة الصور للتصوير الفلكي ، المتاح على www.ip4ap.com.


NGC 7320 ، مجرة ​​قزمة في بيغاسوس

NGC 7320 (المعروفة أيضًا باسم PGC 69270) هي مجرة ​​قزمة حلزونية غير محصورة يبلغ عرضها حوالي 30 ألف سنة ضوئية ، وتقع على بعد حوالي 39 مليون سنة ضوئية من الأرض في كوكبة بيغاسوس الشمالية (الحصان المجنح). إنها تنحسر عنا بسرعة تقارب 786 كيلومترا في الساعة.

جنبًا إلى جنب مع المجرات NGC 7317 و NGC 7318A و NGC 7318B و NGC 7319 ، فإنها تشكل خماسي ستيفان (المعروف أيضًا باسم Hickson Compact Group 92 و Arp 319) ، على الرغم من أن NGC 7320 هي في الواقع مجرة ​​في المقدمة وليست عضوًا في المجرة المجموعة التي تقع على بعد حوالي 300 مليون سنة ضوئية.

يُظهر NGC 7320 مناطق تشكّل نجمي واسعة (H II) ، يمكن رؤيتها على شكل نقاط حمراء ، حيث يحدث تشكّل نجمي نشط. النقاط الزرقاء الساطعة عبارة عن مجموعات نجمية شابة. في هذه المجرة ، يمكن لتلسكوب هابل أيضًا تحليل النجوم الفردية ، وهو دليل على أن NGC 7320 أقرب إلى الأرض من الأعضاء الآخرين في Stephan’s Quintet.

تم التقاط الصورة المركبة في ضوء مرئي وقريب من الأشعة تحت الحمراء بواسطة كاميرا المجال الواسع 3 (WFC3) على متن تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا و # 8217s ، والذي لاحظ خماسي ستيفان في يوليو وأغسطس 2009. وقد تم صنعه باستخدام مرشحات تعزل الضوء من الأجزاء الزرقاء والخضراء والأشعة تحت الحمراء من الطيف ، وكذلك الانبعاث من الهيدروجين المتأين. تعد ملاحظات هابل هذه جزءًا من ملاحظات الإطلاق المبكر لمهمة خدمة هابل 4. قام رواد فضاء ناسا بتركيب كاميرا WFC3 خلال مهمة صيانة في مايو لتحديث وإصلاح تلسكوب هابل البالغ من العمر 19 عامًا.


Anne & # 8217s صورة اليوم: مجرة ​​قزم NGC 7320

NGC 7320 (المعروفة أيضًا باسم PGC 69270) هي مجرة ​​قزمة حلزونية غير محصورة يبلغ عرضها حوالي 30 ألف سنة ضوئية ، وتقع على بعد حوالي 39 مليون سنة ضوئية من الأرض في كوكبة بيغاسوس الشمالية (الحصان المجنح). إنها تنحسر عنا بسرعة تقارب 786 كيلومترا في الساعة.

جنبًا إلى جنب مع المجرات NGC 7317 و NGC 7318A و NGC 7318B و NGC 7319 ، فإنها تشكل خماسي ستيفان (المعروف أيضًا باسم Hickson Compact Group 92 و Arp 319) ، على الرغم من أن NGC 7320 هي في الواقع مجرة ​​في المقدمة وليست عضوًا في المجرة التي تقع على بعد حوالي 300 مليون سنة ضوئية.

يُظهر NGC 7320 مناطق تشكّل نجمي واسعة (H II) ، تظهر على شكل نقاط حمراء ، حيث يحدث تكوين نجم نشط. النقاط الزرقاء الساطعة عبارة عن مجموعات نجمية شابة. في هذه المجرة ، يمكن لتلسكوب هابل أيضًا تحليل النجوم الفردية ، وهو دليل على أن NGC 7320 أقرب إلى الأرض من الأعضاء الآخرين في Stephan’s Quintet.

تم التقاط الصورة المركبة في ضوء مرئي وقريب من الأشعة تحت الحمراء بواسطة كاميرا المجال العريض 3 (WFC3) على متن تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا و # 8217s ، والذي لاحظ خماسي ستيفان في يوليو وأغسطس 2009. وقد تم صنعه باستخدام مرشحات تعزل الضوء من الأجزاء الزرقاء والخضراء والأشعة تحت الحمراء من الطيف ، وكذلك الانبعاث من الهيدروجين المتأين. تعد ملاحظات هابل هذه جزءًا من ملاحظات الإطلاق المبكر لمهمة خدمة هابل 4. قام رواد فضاء ناسا بتركيب كاميرا WFC3 خلال مهمة صيانة في مايو لتحديث وإصلاح تلسكوب هابل البالغ من العمر 19 عامًا.