Zaćmienie w obiektywie

Rys.1
Rys.1 Wielkość obrazu zaćmionego Słońca na kliszy w zależności od ogniskowej obiektywu.

Z pewnością większość osób wybierających się w sierpniu w pas całkowitego zaćmienia Słońca zechce utrwalić to rzadkie zjawisko na kliszy. Dysponując nawet prostym sprzętem fotograficznym, można uzyskać interesujące rezultaty pod warunkiem, że zdajemy sobie sprawę z jego ograniczeń i potrafimy właściwie wykorzystać jego atuty. Wprawdzie w niniejszej notatce ograniczymy się do porad związanych z fotografowaniem całkowitego zaćmienia (tzn. nie będziemy się na razie zajmować przesłonami i filtrami, które są konieczne do osłabienia blasku Słońca nawet wtedy, gdy widoczny jest już tylko wąski sierp jego tarczy), większość uwag ma charakter bardziej uniwersalny — dotyczyć może chociażby zasad fotografowania Księżyca.1)

Podstawową sprawą jest uświadomienie sobie, jak mały obraz zaćmionego Słońca uzyskamy, używając standardowego obiektywu (o ogniskowej 50 czy 58 mm). Pomysł sfotografowania monety, np. 1 zł, z odległości 2.5 m, większość uzna za absurdalny — a takie są mniej więcej rozmiary kątowe tarczy Słońca czy Księżyca na niebie. Duże pole widzenia może być jednak zaletą, gdy chodzi nam o sfotografowanie zbliżającego się cienia, efektów zorzy towarzyszącej zaćmieniu czy też utrwalenie sekwencji przebiegu całego zjawiska zaćmienia częściowego i całkowitego — na jednej klatce filmu.

Używając zwykłego filmu o szerokości 35 mm (rozmiary klatki to 24×36 mm) oraz obiektywu o ogniskowej f [mm], uzyskamy na kliszy obraz zaćmionej tarczy Słońca o średnicy d [mm] = f/109. Np. dla f = 58 mm będzie to d = 0.5 mm, a dla f = 200 mm uzyskamy d = 1.8 mm itd. (patrz rys. 1). Ogniskowa 300 mm to w zasadzie minimum, o które powinni zadbać ci, którzy chcą mieć na zdjęciu coś więcej niż tylko tajemniczą rozmazaną plamkę.

Najprostszym wyjściem jest zaopatrzenie aparatu fotograficznego w teleobiektyw. Na naszym rynku dostępne są obiektywy o ogniskowej sięgającej 1000 mm (por. np. "Urania - PA" 2/99). Stosując soczewkę Barlowa (popularnie określaną w fotografii jako telekonwerter), można jeszcze bardziej wydłużyć ogniskową; kluczowym problemem staje się wówczas uzyskanie ostrego obrazu (pisaliśmy o tym w "Urania - PA" 1/99).

Inną metodą jest zastosowanie teleskopu bądź w układzie pozaogniskowym, bądź też do projekcji okularowej (rys. 2). Zanim podamy recepty na sukces w fotografowaniu zaćmienia, parę niezbędnych słów na temat każdej z konfiguracji teleskop — aparat. Wypada w tym miejscu podkreślić, iż w przypadku fotografowania zaćmienia Słońca nie stosuje się na ogół ogniskowych dłuższych niż 2500 mm. Generalnie stosuje się ogniskowe z zakresu 1500–2500 mm, gdyż dają one duże rozmiary tarczy Słońca na negatywie (i w efekcie na odbitce), a zarazem tarcza słoneczna w całości mieści się na klatce negatywu. Tylko jeśli chcemy fotografować protuberancje, powinniśmy użyć ogniskowej co najmniej 4000 mm.

Układ pozaogniskowy pozwala wykorzystać w zasadzie dowolny aparat (w szczególności taki, który nie ma możliwości wykręcenia obiektywu). Światłosiłę A takiego układu określamy według wzoru:

A = D / (f′ × p)

gdzie f' — ogniskowa obiektywu aparatu, p — powiększenie teleskopu; p = F/F' gdzie F — ogniskowa teleskopu, F' — okularu; D — średnica obiektywu teleskopu.

Natomiast efektywną ogniskową naszego układu (f) wyznaczymy na podstawie poniższego wzoru:

f = (F · f') / F'

Stosując np. teleskop o średnicy 10 cm i ogniskowej 1 m, wyposażony w okular o ogniskowej F' = 25 mm oraz aparat z obiektywem o ogniskowej f' = 50 mm będziemy mieli: p = 1000/25 = 40, A = 100/(50×40) = 1/20 (co zapisujemy często jako f/20) oraz f = (1000×50)/25 = 2000 mm.

Rys.2
Rys.2 Różne rodzaje połączeń aparatu z teleskopem: a) pozaogniskowe; b) w ognisku głównym; c) projekcja okularowa; d) obiektyw z telekonwerterem.

Przeszkodą przy fotografowaniu w układzie pozaogniskowym jest światło docierające do aparatu spoza teleskopu, dlatego należy w jakiś sposób osłonić obiektyw przed niepożądanym światłem rozproszonym. Najprościej można to wykonać, nakręcając na obiektyw osłonę przeciwsłoneczną i ustawić aparat tak, aby okular lunety znalazł się w osłonie przeciwsłonecznej obiektywu aparatu fotograficznego. Należy podkreślić fakt, iż w tej konfiguracji obiektyw aparatu powinien znaleźć się jak najbliżej okularu lunety (w celu uniknięcia winietowania), a odległość na obiektywie powinna być ustawiona na . Pytanie, które nasuwa się w przypadku tej metody, brzmi: jak zamocować aparat fotograficzny wraz z obiektywem, aby osie optyczne naszej lunety i aparatu się pokrywały? Istnieją dwa rozwiązania. Pierwsze polega na połączeniu obiektywu aparatu fot. z wyciągiem okularowym za pomocą tzw. przejściówki, którą możemy wykonać na bazie pierścieni pośrednich oraz pierścieni nakręcanych na obiektyw (otrzymamy je, usuwając z filtrów fotograficznych szkło). Konkretne rozwiązanie zależy od posiadanego sprzętu. Rozwiązanie drugie polega na umieszczeniu aparatu fotograficznego na statywie fotograficznym w taki sposób, aby obiektyw aparatu znalazł się przy okularze teleskopu. Metoda ta jest bardzo uciążliwa, gdyż na bieżąco trzeba odpowiednio ustawiać statyw z aparatem, ponieważ położenie teleskopu się zmienia wraz z wędrówką Słońca po nieboskłonie. Należy jednak podkreślić zaletę tego rozwiązania, a mianowicie drgania występujące w aparacie podczas wyzwolenia migawki nie przenoszą się na lunetę, co poprawia ostrość obrazów.

Podsumowując opis tej metody, należy podkreślić, iż stosowana jest głównie przez posiadaczy bardzo niewielkich lunet o średnicy 60—80 mm, a zważywszy na trudności techniczne, można polecić ją bardziej zaawansowanym miłośnikom astronomii.

Fotografowanie w ognisku głównym to najczęściej praktykowana metoda uzyskiwania obrazu tarczy Słońca czy Księżyca; w metodzie tej teleskop używany jest po prostu jako obiektyw aparatu. Przy określaniu ekspozycji światłosiła teleskopu (A = D/F) spełnia rolę liczby przesłony obiektywu, a ogniskowa układu jest równa ogniskowej zwierciadła teleskopu. Aparat fotograficzny mocujemy w wyciągu okularowym w taki sposób, aby ognisko główne przypadało w płaszczyźnie kliszy. Sposób zamocowania należy dostosować do własnych potrzeb, warto jednak pokusić się o wykonanie specjalnej „redukcji”, która zapewni nam sztywne połączenie aparatu fotograficznego z teleskopem. Metody tej nie zastosujemy w przypadku każdego teleskopu. Na przykład ognisko teleskopów Tał 1 (Tał 1M) wypada wewnątrz wyciągu okularowego, co uniemożliwia nam fotografowanie w ognisku głównym.

Projekcja okularowa jest zalecana przy fotografowaniu detali w obrazie zaćmionego Słońca, np. protuberancji. Tu również, chcąc poprawnie określić czas naświetlania, powinniśmy obliczyć efektywną światłosiłę układu:

Aukł = A × F' / (l – F')

gdzie

  • A — światłosiła teleskopu (A = D / F)
  • D — średnica teleskopu
  • F — ogniskowa teleskopu
  • F' — ogniskowa okularu
  • l — odległość kliszy od okularu.

Natomiast efektywna ogniskowa (f) układu wynosi:

f = F·(l – F') / F'

Załóżmy, że posiadamy obiektyw MTO 1000 (ogniskowa 1000 mm; średnica 100 mm, zatem A = 1/10) współpracujący z okularem o ogniskowej 10 mm, a klisza znajduje się w odległości 50 mm. Światłosiła takiego układu wynosi 1/40, a efektywna ogniskowa 4000 mm. Metoda ta daje bardzo dobre rezultaty, zwłaszcza jeśli użyjemy dobrych okularów. Poprzez zmianę odległości pomiędzy okularem a filmem możemy w łatwy sposób (np. poprzez zamocowanie pomiędzy okularem a aparatem mieszka fotograficznego) zmieniać skalę odwzorowania (ogniskową). W przypadku używania tej metody ważne jest odpowiednie, tzn. sztywne połączenie korpusu aparatu fotograficznego z wyciągiem okularowym teleskopu.

Soczewka Barlowa (telekonwerter) pozwala wydłużyć ogniskową obiektywu — krotność wydłużenia podana jest na obudowie soczewki (np. , ). Wzrost ogniskowej pociąga za sobą zmniejszenie światłosiły, np. teleskop o ogniskowej F = 1000 mm i światłosile A = f/10 wyposażony w telekonwerter będzie miał ogniskową F1 = 2000 mm i światłosiłę A1 = f/20. Zaletą tej metody jest łatwość zastosowania oraz stosunkowo dobre rezultaty, zważywszy na niewielki spadek kontrastu obrazu wynikający z użycia soczewki rozpraszającej (soczewka Barlowa). Możemy wydłużyć jeszcze bardziej ogniskową, zwiększając odległość pomiędzy telekonwerterem a aparatem fot., np. poprzez wkręcenie fotograficznego pierścienia pośredniego. Jednak zbyt duże zwiększanie w ten sposób ogniskowej prowadzi do znacznego osłabienia kontrastu obrazu, co znacznie obniża „czytelność” zdjęcia.

Skoro już wiemy, jakie układy optyczne możemy zastosować w fotografowaniu zaćmienia Słońca oraz jakie dadzą one efektywne ogniskowe i światłosiły, powinniśmy umieć dobrać odpowiedni czas ekspozycji. Czas ten zależy od tego, co konkretnie fotografujemy, czułości filmu, a także światłosiły A używanego przez nas układu bądź też po prostu liczby przesłony obiektywu c (te dwie wielkości łączy prosta zależność: c = 1/A). Zależność czasu ekspozycji t od wymienionych wyżej czynników przedstawia poniższy wzór:

t[s] = c2 / (I × 2Q)

gdzie I — czułość filmu (ASA), Q — tzw. wykładnik jasności, zależny od motywu zdjęcia (patrz tabelka).

Aby ułatwić Państwu zadanie, przedstawiamy poniżej tabelę naświetlań, z której można odczytać czas ekspozycji (w sekundach) odpowiadający filmowi o danej czułości (100, 200 lub 400 ASA) i układowi o danej światłosile (od f/2.8 do f/64) lub stosowanej przesłonie obiektywu.

Czułość filmu Liczba przesłony — odwrotność światłosiły
100
2.8 4 5.6 8 11 16 22 32
200
4 5.6 8 11 16 22 32 44
400
5.6 8 11 16 22 32 44 64
Motyw zdjęcia      Q      Czas ekspozycji
Perły Baily'ego 11 1/4000 1/2000 1/1000 1/500 1/250
Chromosfera 10 1/4000 1/2000 1/1000 1/500 1/250 1/125
Protuberancje 9 1/4000 1/2000 1/1000 1/500 1/250 1/125 1/60
Korona — 0.1 RS 7 1/2000 1/1000 1/500 1/250 1/125 1/60 1/30 1/15
Korona — 0.2 RS 5 1/500 1/250 1/125 1/60 1/30 1/15 1/8 1/4
Korona — 0.5 RS 3 1/125 1/60 1/30 1/15 1/8 1/4 1/2 1
Korona — 1.0 RS 1 1/30 1/15 1/8 1/4 1/2 1 2 4
Korona — 2.0 RS 0 1/15 1/8 1/4 1/2 1 2 4 8
Korona — 4.0 RS -1 1/8 1/4 1/2 1 2 4 8 15

Ponieważ jasność korony maleje stopniowo w miarę oddalania się od tarczy Słońca (RS oznacza tu promień tarczy Słońca), chcąc wyeksponować jej obszary zewnętrzne, musimy nieco „prześwietlić” obszary wewnętrzne, stosując dłuższe czasy otwarcia migawki. Z drugiej strony, stosując krótkie czasy, wyeksponujemy najjaśniejsze warstwy atmosfery Słońca. Dlatego też dla każdego filmu i aparatu istnieje dość szeroki zakres możliwych do użycia czasów ekspozycji, odpowiednich do ukazania różnych szczegółów w obrazie zaćmionego Słońca. Właściwe naświetlenie nabiera szczególnego znaczenia dopiero wówczas, gdy zależy nam na uchwyceniu zjawisk rozgrywających się w pobliżu kontaktów, w szczególności pierścienia z diamentem. Są to najdramatyczniej przebiegające fazy zaćmienia, ponadto należy wówczas zachować daleko idącą ostrożność przy spoglądaniu na Słońce oraz w odpowiednim momencie zdjąć, a przy końcu fazy całkowitej założyć odpowiednie osłony i filtry.

Na zakończenie należy dodać, iż do fotografowania zaćmienia Słońca (zresztą nie tylko) najlepiej jest użyć lustrzanki małoobrazkowej (np. Zenit, Praktica), gdyż w takim aparacie możemy łatwo określić ostrość obrazu tworzonego przez układ optyczny na kliszy. Poza tym aparaty tego typu oferują nam możliwość wykręcenia obiektywu, a także ręczne ustawianie czasów ekspozycji, co jest bardzo istotne, gdyż nie istnieje program do fotografowania zaćmień Słońca! Tzw. kompakty nie nadają się w ogóle do fotografowania zaćmienia Słońca lub do fotografowania innych obiektów astronomicznych.

Może dla wielu osób pierwsze zdjęcia astronomiczne wykonane podczas tegorocznego zaćmienia będą początkiem nowej pasji — astrofotografii, czego autorzy tego artykułu serdecznie Państwu życzą.

Krzysztof Rochowicz, Wiesław Skórzyński