Danes so že razmeroma preprosti digitalni fotoaparati, da ne rečemo celo mobiteli, sposobni zajemati šibko svetlobo zvezd in drugih nebesnih teles. Začetna astrofotografija še nikoli ni bila lažja. Boljši zrcalno-refleksni fotoaparati so enakovredni amaterskim astronomskim kameram, če odmislimo hlajenje svetlobnega senzorja, zato jih z enostavnimi obročki ljudje veselo privijajo na teleskope, z njimi pa se je tudi zelo razmahnila panoramska fotografija nočnega neba. Narediti lep posnetek Rimske ceste, ozvezdij, utrinkov, je postal cilj marsikaterega amaterskega astronoma in tudi profesionalnih fotografov.
Glavna ovira do dobre tovrstne fotografije niso več svetlobni detektorji, temveč omejitve, ki jih postavlja kakovost fotografskih objektivov. O tem bomo tudi razpravljali in na osnovi enostavnega »zvezdnega« testa poskušali zadevo pojasniti. Test je tako enostaven, da ga lahko izvede vsakdo in z njim ugotovi, če so njegovi objektivi uporabni za astrofotografijo. Morda se med starimi zaprašenimi objektivi skriva pravi biser, pa čeprav je star že čez 40 let.
Objektiv je sistem leč oziroma lečje, ki ustvari sliko na svetlobnem senzorju fotoaparata. Naloga objektiva je ustvariti čim boljšo oziroma čim bolj verno sliko objekta, a je vsaka leča ali lečje obremenjeno s tako imenovanimi optičnimi napakami, katerih posledica je neidealna slika. Optične napake leč pravzaprav niso napake v smislu, da je leča narobe zbrušena. Tudi idealno narejena leča daje »slabo« sliko, kar je posledica prehoda svetlobe skozi steklo.
Optične napake so pravzaprav lastnosti leč, zato jih po navadi imenujemo aberacije. Aberacije leč oziroma lečja pa lahko razumemo kot odstopanje slike od idealne preslikave predmeta na svetlobni senzor. To lahko primerjamo s fotokopirnim strojem. Original je predmet, kopija pa slika. Manj kot se slika razlikuje od originala, boljši je fotokopirc. Proizvajalci fotografskih objektivov se z optično konstrukcijo sistemov leč trudijo odpraviti aberacije optike do mere, ki je ekonomsko in tehnično sprejemljiva predvsem za »normalno« fotografijo, s katero se ukvarja 99 odstotkov uporabnikov. V astronomiji pa imamo posebne zahteve, na primer, da so zvezde na posnetku po vsem polju videti kot čim bolj drobcene pikice. Pokaže se, da marsikater fotografski objektiv, pa čeprav je zelo drag in med fotografi cenjen, tega ne zmore oziroma je »dober« za astrofotografijo le v omejenem obsegu, kar bomo pokazali v okviru testa. Ne bomo preveč komplicirali s šolskimi razlagami, saj lahko fizikalno in matematično ozadje optičnih napak, ki večine bralcev niti ne zanima, najdemo v učbenikih ali na spletu. Raje se posvetimo njihovemu prepoznavanju in načinu testiranja objektivov, kar bo nekomu, ki bi se rad ukvarjal z astrofotografijo s fotoaparatom, veliko bolj koristilo. Vsak objektiv je torej lečje, ki skupaj daje sliko s takšnimi in drugačnimi optičnimi napakami, vidnimi na fotografijah. Po navadi ne moremo veliko narediti, da bi kak objektiv izboljšali. Je tak, kakršen je prišel iz tovarne, nam pa ne preostane drugega, kot da ga preizkusimo, če je uporaben za astrofotografijo.
Glavne optične lastnosti objektivov
Za astronomsko fotografijo so najpomembnejše lastnosti fotografskih objektivov njihova goriščna razdalja, svetlobna jakost in ločljivost.
- Goriščna razdalja f je osnovna lastnost vsake leče. Objektivi so sestavljeni iz lečja, ki ima skupaj deklarirano goriščno razdaljo, na primer 50 milimetrov. Daljša kot je goriščna razdalja objektiva, ožje je njegovo zorno polje. To pomeni, da kratkogoriščni objektiv zajame širši del neba kot dolgogoriščni. V klasični fotografiji bi ju označili kot širokokotni objektiv in teleobjektiv.
- Svetlobna jakost je razmerje med goriščno razdaljo f in premerom vstopne zenice D objektiva. Lahko tudi obratno razmerje, ki mu rečemo relativna odprtina. Pri objektivih lahko svetlobno jakost spreminjamo z zaslonko, ker je to eden od načinov regulacije količine vstopne svetlobe v fotoaparat in nadzora nad globinsko ostrino. Navadno se f/D z zaslonko skokovito spreminja, na primer 1,4, 1,8, 2,8 3,2 … Vrednost f/2,8 pomeni, da je vstopna zenica objektiva 2,8-krat manjša od njegove goriščne razdalje. 50-milimetrski objektiv ima pri svetlobni jakosti 2,8 vstopno zenico premera približno 17,9 milimetra. Večja številka (večje razmerje f/D) pomeni bolj zaprto zaslonko. Seveda je svetlobna jakost objektiva največja, ko je zaslonka popolnoma odprta.
- Ločljivost. Podobno kot pri teleskopih tudi pri fotografskih objektivih definiramo ločljivost (kotno ločljivost) kot najmanjši kot, pod katerim še razločimo točkasti svetili po Rayleighovem kriteriju. Teoretično ločljivost omejuje uklon na vstopni zenici teleskopa oziroma v našem primeru objektiva in je neposredno povezan z D. Praktično pa je ločljivost povezana z aberacijami optike, ki točkasto svetilo (zvezdo) »napihnejo« nad velikost uklonske slike svetila. Pogosto se proizvajalci teleskopov pohvalijo, da je njihova optika korigirana pod mejo uklonske slike točkastega svetila, čemur v angleščini pravijo diffraction limited optics (samo z uklonom omejena optika oziroma ločljivost). Ločljivosti pri fotografiji pa ni povezana samo z optičnimi lastnostmi objektivov, temveč je omejena z velikostjo slikovnih elementov (pikslov) na senzorju fotoaparata. Poskusimo to razumeti.
Naredimo posnetek neba z izbranim objektivom. Bližnji zvezdi bomo razločili, seveda teoretično, če njuna svetloba ne bo padla na isti slikovni element, temveč na sosednja. Tudi v primeru, ko je ločljivost objektiva taka, da zvezdi razloči, a so slikovni elementi senzorja tako veliki, da njuna svetloba pade na isti piksel, zvezdi vidimo kot eno zvezdo, pa čeprav fotografijo na računalniškem zaslonu še tako povečujemo. Pri fotografiji je smiselno uvesti linearno ločljivost, ki pove, kolikšen je premer zvezde v gorišču objektiva na primer v mikrometrih. Pri testih fotografskih objektivov namesto z zvezdami linearno ločljivost podajajo v smislu razločljivih temnih in svetlih črt na milimeter (lpmm = lines per millimeter). Če je ločljivost objektiva 50 lpmm, pomeni, da je premer slike zvezde v njegovem gorišču 1/50 milimetra oziroma 20 mikrometrov. Predpostavimo, da so slikovni elementi senzorja kvadratki z dimenzijami 5×5 mikrometrov. Tako čez palec – slika zvezde v gorišču objektiva s tako linearno ločljivostjo bo padla na 16 pikslov. Presenetljivo je, da je teoretična linearna ločljivost objektivov, torej tista, ki je povezana samo z uklonom svetlobe, linearno odvisna od svetlobne jakosti objektiva f/D.
Aberacije
Posvetili se bomo pomembnejšim optičnim napakam (aberacije) objektivov, ki spreminjajo velikost oziroma obliko točkastega svetila, v našem primeru zvezd. Za lažje prepoznavanje optičnih napak objektivov jih bomo prikazali grafično. Večja težava je, da se navadno optične napake pojavljajo skupaj in jih je včasih težko ločiti, a za naš test to ni bistveno, saj nas bo zanimalo približevanje idealni sliki s čim manj izraženimi napakami vseh vrst
Barvna napaka
Nastane zaradi tega, ker je lomni količnik kateregakoli stekla odvisen od valovne dolžine (barve) svetlobe. Ker se različne barve pri vstopu v lečo in izstopu iz leče lomijo pod različnimi koti, ima leča zato za vsako barvo različno goriščno razdaljo. Poznamo prečno in vzdolžno barvno napako. Najpogosteje barvno napako opazimo kot mavrično obarvanost slike predmeta ob njegovih robovih – na eni strani je rob predmeta rdečkast, na drugi vijoličast.
Krogelna in krogelna barvna napaka
Za krogelno (sferično) brušene leče velja, da je goriščna razdalja odvisna od oddaljenosti žarkov od optične osi. Zaradi tega leča točke ne preslika v točko, temveč v krog (ploskvico). Pri astrofotografiji je zelo zoprna krogelna barvna napaka, ki je sicer posledica optičnih korekcij lečij za krogelno napako samo za določene barve, in se kaže kot obarvani kolobar okoli zvezd.
Astigmatizem
Nastane zaradi različne ukrivljenosti leče v različnih smereh. Opazimo jo kot razpotegnjenost zvezd (slika na prejšnji strani).
Koma
Svetloba, ki gre skozi lečo pod velikim kotom glede na njeno optično os, se ne zbere v enem gorišču. Opazimo jo kot pahljačasto razpotegnjenost zvezd (podobno repu kometa), ki je izrazitejša ob robu slike.
Uklon
Svetloba se obnaša kot valovanje, zato pride pri prehodu svetlobe skozi odprtino, v našem primeru skozi objektiv, do uklona. Objektiv zato točko preslika v manj- ši ali večji madež. Večja kot je vstopna zenica D, manjši je uklon. Tudi pri idealni optiki se temu ne moremo izogniti, zato premer slike zvezd ne more biti nikoli manjši od tistega, ki ga povzroča ta pojav. O drugih optičnih napakah in njihovem »odpravljanju« bomo razpravljali v enem od naslednjih testov.
Idealna slika
Zvezde optiki ne oproščajo, ker so točkasta svetila oziroma dober približek točkastega svetila in je z njimi mogoče zelo dobro testirati objektive ter prepoznavati njihove optične napake. Pri vsakdanji fotografiji je optične napake leč težko razpoznati. Navadno se le pritožujemo, kako fotografija nikakor ni ostra, ob robovih pa še manj kot v sredini … Nekateri fotografi optične napake objektivov izkoriščajo za umetniške učinke, v astronomiji pa si želimo, da bi bila slika čim bolj veren posnetek neba. Zvezda je na nebu točka in taka bi morala biti tudi na fotografiji, zaradi optičnih napak pa žal ni tako. Pri astrofotografiji imamo pomembno zahtevo, da v čim krajšem času spravimo čim več svetlobe na svetlobni senzor. Večja kot je največja mogoča svetlobna jakost objektiva, na primer f/1,4, več svetlobe pade v enakem času na svetlobni senzor, zato si za astronomsko fotografijo želimo, da so objektivi pri popolnoma odprti zaslonki zelo »svetli«, saj nam to skrajšuje čas osvetlitve za doseganje nekega mejnega sija na fotografiji. Velika svetlobna jakost je še posebej pomembna pri fotografiranju utrinkov, saj je bistvena za zaznavanje šibkejših meteorjev. Toda večina omenjenih optičnih napak nastane, ker prihaja svetloba v objektiv pod zelo velikimi koti glede na optično os objektiva. Tem bolj kot je odprta zaslonka, pod večjim kotom vstopajo žarki v objektiv, zato se z zapiranjem zaslonke navadno optične napake zmanjšujejo, žal pa se zmanjšuje tudi količina svetlobe, ki pride do senzorja. Če moramo nek objektiv »zapreti« iz začetnega f/1,4 na f/9, da postane slika zvezd kvalitetna, smo pri tem za 40-krat zmanjšali količino svetlobe, ki pride do senzorja in bomo s tako zaprtim objektivom z nekaj sekundno osvetlitvijo težko posneli kaj več kot le najsvetlejše zvezde.