Filtreler: LRGB, Dar Bant ve Paletler
Gökyüzünün tayfından başlayarak LRGB setlerinin kesim noktalarını, dar bandın karekök kuralını, hızlı optikte kayan geçiş bandını, haloları ve palet aritmetiğini sırayla ele alıyoruz; üreticinin yayımladığı rakamlarla doğrulanmış üç interaktif araç eşliğinde.
Künye
- Kategori
- Seviye
- Okuma
- 22 dk okuma
- Yazar
- Astrohub
- Yayın
- 20 Ağustos 2026
Filtre almak, astrofotoğrafın en kafa karıştırıcı alışverişidir. Aynı emisyon çizgisi için 12 nm'lik bir filtre 150 dolara satılırken 3 nm'lik bir filtre 450 dolar ister, üstelik pahalı olanı bazı teleskoplarda daha kötü çalışır. Ürün sayfalarında "ön kaydırmalı", "f/2 serisi" ve "OD5 bloklamalı" gibi ifadeler sıralanır, ancak hiçbiri ne anlama geldiğini açıklamaz.
Bu yazı o karmaşayı sırayla çözüyor. Önce neyi filtrelediğimize bakacağız, sonra dar bandın neden çalıştığını tek satırlık bir kurala indirgeyeceğiz, ardından o kuralın nerede kırıldığını göreceğiz ve en sonunda renklerin kanallara nasıl atandığını ele alacağız.
Kısa Özet
- Dar bant filtre hedefi parlatmaz, hedefi de söndürür; ancak gök arkaplan gürültüsü çok daha fazla söndürdüğü için kazanç doğar. Kuralın tamamı şudur:
SNR kazancı = √(geniş ÷ dar). - En dar ticari filtre bile emisyon çizgisinden onlarca kat geniştir, bu yüzden "çok dar olursa sinyali keser" endişesi fiziksel olarak yersizdir.
- Dar bandın gerçek riski hızlı optikte ortaya çıkar: f/2'de ön kaydırmasız bir 3 nm filtre tepe geçirgenliğinin dörtte birine düşer.
- Halonun boyutu yalnızca cam kalınlığına ve odak oranına bağlıdır, görünürlüğü ise bant dışı bloklamaya bağlıdır; OD4'ün üstünde halo pratikte kaybolur.
- LRGB setlerinin kesim noktaları rastgele seçilmez: yeşil ile kırmızı arasındaki 15 nm'lik boşluk sokak lambalarını atlamak için bırakılmıştır.
- Paletler bir ölçüm değil, bir atama tercihidir ve hiçbiri diğerinden daha "doğru" sayılmaz.
Gökyüzünün Tayfı: Neyi Filtreliyoruz?
Filtrelerden söz edebilmek için önce neyi filtrelediğimizi bilmek gerekir. Gece gökyüzünden gelen ışık temelde iki farklı türe ayrılır ve bütün filtre stratejisi bu ayrımın üzerine kurulur.
Sürekli tayf. Bir yıldız kara cisim gibi ışır, yani her dalga boyunda bir miktar enerji yayar. Galaksiler milyarlarca yıldızın toplamı olduğu için onların tayfı da süreklidir. Yansıma bulutsuları yakınlarındaki yıldızın ışığını saçar ve aynı sürekli tayfı taşır. Sürekli tayflı bir hedefte dar bir filtre kullanmak, toplanan ışığın büyük kısmını çöpe atmak demektir.
Çizgi tayfı. İyonize gaz bulutları bu şekilde ışımaz. Yakındaki sıcak yıldızların morötesi ışığı gazı iyonize eder ve elektronlar geri yakalandığında yalnızca belirli dalga boylarında foton salınır. Bu çizgilerin arasında kalan dalga boylarında neredeyse hiçbir enerji bulunmaz.
| Çizgi | Dalga boyu | Kaynak | Nerede görülür |
|---|---|---|---|
| H-alfa | 656,28 nm | İyonize hidrojen | Neredeyse tüm emisyon bulutsularında bulunur ve genelde en güçlü çizgidir |
| H-beta | 486,13 nm | İyonize hidrojen | Şiddeti H-alfa'nın yaklaşık üçte biri kadardır |
| OIII | 500,7 / 495,9 nm | İki kez iyonize oksijen | Gezegenimsi bulutsularda ve süpernova kalıntılarında öne çıkar |
| SII | 671,6 / 673,1 nm | Tek iyonize kükürt | Şok bölgelerinde ve bulutsu kenarlarında görülür, genelde zayıf kalır |
| NII | 654,8 / 658,3 nm | Tek iyonize azot | H-alfa'nın hemen yanındadır ve geniş filtrelerde ondan ayrılamaz |
Gökyüzü Arkaplan Gürültüsü: Bizim Yaptığımız Kirlilik ve Doğal Işıma
Gece gökyüzü siyah değildir. Gökyüzü arka plan gürültüsüne üç ayrı kaynak katkı verir: eski sokak lambalarının dar çizgileri (cıva 435,8 / 546,1 / 577-578 nm, sodyum 589,0 / 589,6 nm), beyaz LED'in sürekli ve geniş tayfı ve hiçbir filtreyle kaçamayacağınız doğal gökışıması. Bu sonuncusunun en bilinen örneği olan 557,7 nm'deki OI çizgisi, Bortle 1 gökyüzünde bile görülür.
Klasik ışık kirliliği filtreleri etkisini bu yüzden yitirdi. Eski lambalar dar çizgilerde ışıdığı için o çizgileri bloklamak kolaydı. Beyaz LED ise mavi bir çipe fosfor sürülerek üretilir ve geniş, sürekli bir tayf yayar; ortada bloklanacak bir çizgi kalmaz. Işık kirliliği filtrelerinin bugün ne yaptığı ayrı bir yazının konusudur.
Emisyon Çizgileri Ne Kadar Dar?
Bu başlık, "filtre çok dar olursa sinyali keser mi?" endişesinin cevabını taşır. Bir emisyon çizgisi sonsuz keskin değildir, çünkü gaz atomları termal olarak hareket eder ve Doppler etkisiyle çizgi bir miktar genişler.
| Çizgi | Termal genişlik | 3 nm filtre kaç kat geniş? |
|---|---|---|
| H-alfa 656,28 nm | 0,0468 nm | 64× |
| H-beta 486,13 nm | 0,0347 nm | 86× |
| OIII 500,7 nm | 0,0090 nm | 335× |
| SII 671,6 nm | 0,0085 nm | 353× |
Rahat olun. Piyasadaki en dar filtre bile emisyon çizgisinden onlarca kat geniştir. Bir süpernova kalıntısında saniyede 100 km hızla genişleyen kabuk bile H-alfa çizgisini yalnızca 0,22 nm kaydırır. Bu yüzden "2,5 nm çok dar, sinyalin bir kısmını kaçırır" endişesi fiziksel olarak yersizdir. Dar filtrenin gerçek riskleri başka yerdedir ve hepsini bu yazının ilerleyen bölümlerinde tek tek ele alacağız.
LRGB Seti: Kesim Noktaları Neden Orada?
Dar bantla uğraşırken gözden kaçan bir ayrıntı vardır: hobinin en çok kullanılan filtresi UV/IR kesme filtresidir ve çoğu kişi onu filtre olarak bile saymaz.
Silikon sensörler yaklaşık 300-1100 nm arasını görür, gözümüz ise kabaca 400-700 nm aralığını algılar. Sensörünüz bu yüzden teleskobunuzun optik olarak düzeltmediği bir bölgeyi de kaydeder. Mercekli teleskoplar renk düzeltmesini görünür bant için yapar ve bu düzeltme morötesi ile yakın kızılötesi bölgede geçerliliğini yitirir. Ortaya çıkan sonuç, parlak yıldızların çevresindeki mor hale ve görüntünün genelindeki yumuşamadır.
Luminans filtresi = UV/IR kesme filtresi. Mono setlerdeki "L" filtresi ile ayrı satılan UV/IR kesme filtresi çoğu üreticide aynı üründür ve Baader ikisini tek isimle satar. Mono kamerada luminans çekmek bu yüzden pratikte "hiç renk filtresi kullanmamak" anlamına gelir; yaptığınız tek şey sensörün düzeltilmemiş bölgesini kesmektir.
Buradaki en ilginç ayrıntı, yeşilin bittiği 580 nm ile kırmızının başladığı 595 nm arasında bırakılan 15 nanometrelik boşluktur. Bu boşluk bir tasarım hatası değil, kasıtlı bir tercihtir: yüksek basınçlı sodyum (589,0 / 589,6 nm) ve cıva (577-578 nm) çizgileri tam oraya düşer. Filtre seti sokak lambalarını tayfsal olarak atlar.
Neden Bazı Setler "1:1:1" Diyor?
Modern CMOS sensörler kırmızıya daha duyarlıdır. R, G ve B filtreleri eşit genişlikte olsaydı kırmızı kanal her zaman öne çıkar ve renk dengesi için kanal başına farklı pozlama süreleri gerekirdi. Üreticiler bu eğilimi filtre tasarımıyla telafi eder ve kırmızı filtreyi kasten dar tutar. Astrodon'un E-serisinde kırmızı filtrenin genişliği yaklaşık 60 nm'dir; amaç, kırmızıya duyarlı sensörlerde G2V beyaz noktası için yaklaşık 1:1:1 ağırlık elde etmektir.
Sloan / fotometrik setler neden bu kadar farklı?
Bilimsel fotometri için tasarlanan Sloan setleri LRGB'den temelde farklıdır. Gen2 seti altı bant içerir: u′ 320-385, g′ 401-550, r′ 562-695, i′ 695-844, zs 826-920, Y 950-1058 nm.
Aradaki farklar anlamlıdır. Sloan bantları LRGB'ye göre çok daha az üst üste biner ve yalnızca i′ ile zs arasında 18 nm'lik bir örtüşme bulunur. Bu set 320 nm'den silikonun sınırına yakın 1058 nm'ye kadar kesintisiz bir aralığı kapsar; kırmızı ucu sensör değil, filtre tanımlar. LRGB setleri bunun tersini yapar ve bant kenarlarını sensörün kendi tepkisine bırakır.
Zarif bir ayrıntı daha vardır. Gen2 Sloan setinde g′ ile r′ arasındaki boşluk kasten genişletilmiş, boşluğun kenarı 550 nm'den 562 nm'ye çekilmiştir; çünkü tam ortasında doğal gökışımasının 557,7 nm'lik OI çizgisi bulunur. LRGB setleri sokak lambasından kaçınırken fotometrik setler atmosferden kaçınır.
Dar Bant Neden Çalışır
Sık rastlanan bir yanlış anlama, dar bant filtrenin hedefi parlattığı sanısıdır. Oysa bunun tersi doğrudur: dar bant filtre hedefi de söndürür, yalnızca gökfonu çok daha fazla söndürür ve bütün kazanç bu farktan doğar.
Gökyüzünün baskın olduğu bir rejimde sinyal-gürültü oranı şu ifadeye yaklaşır:
Şimdi bir emisyon çizgisini düşünün. Filtrenin bandını yarıya indirdiğinizde şunlar olur:
- Hedefin sinyali değişmez, çünkü çizgi filtrenin ortasında durur ve bandın kendisinden çok daha dardır.
- Gökfon yarıya iner, çünkü gökfon sürekli tayflıdır ve geçen miktar bant genişliğiyle orantılıdır.
- Gürültü √2 kat azaldığı için sinyal-gürültü oranı √2 kat artar.
Ay ışığı da aynı kurala tabidir. Ay ışığı güneş ışığının yansımasıdır ve sürekli tayflı olduğu için gökfon gibi davranır. Dolunayda 3 nm'lik bir H-alfa filtresi, luminans filtresine göre gökfonu yaklaşık yüz kat azaltır. Gözlemcilerin bildirdiği sıralama da bunu doğrular: H-alfa dolunayda bile çekilebilir, SII bir miktar kontrast kaybıyla çalışır, OIII ise Ay varken denemeye değmez. Bunun sebebi dalga boylarında saklıdır: 500,7 nm, Ay ışığının atmosferde saçılan mavi bileşeninin hâlâ güçlü olduğu bölgeye düşer, H-alfa ise 656 nm'de, Rayleigh saçılmasının çok daha zayıf kaldığı yerde durur.
Ne Kadar Dar? Daralmanın Dört Bedeli
Karekök kuralı dar olanın daha iyi olduğunu söyler, ama piyasada herkes doğrudan 2,5 nm'ye yönelmez. Bunun sebebi, karekök kuralının hikâyenin tamamını anlatmamasıdır; daralmanın dört ayrı bedeli vardır.
| Bedel | Ne oluyor |
|---|---|
| 1 · Azalan verim | 12 nm'den 7 nm'ye inmek sinyal-gürültü oranına %31 katar, 3 nm'den 2,5 nm'ye inmek ise yalnızca %10 katar. Aynı parayı entegrasyon süresine yatırsanız daha fazlasını kazanırdınız. |
| 2 · Hızlı optikte bant kayar | En ciddi teknik kısıt budur ve bir sonraki bölümün tamamı bu konuya ayrılmıştır. 3 nm'lik bir filtre f/4'ün altında hızla işe yaramaz hale gelirken 12 nm'lik bir filtre f/2'de bile ayakta kalır. |
| 3 · Üretim toleransı | 3 nm'lik bir bandı 656,3 nm'ye ±0,3 nm doğrulukla oturtmak zordur. Ucuz filtrelerde bandın merkezi kayık çıkabilir ve bunu ürünü satın alana kadar öğrenemezsiniz. |
| 4 · Fiyat | Bant daraldıkça katman sayısı ve tolerans sıkılığı arttığı için fiyat da katlanır. |
| Durumunuz | Öneri | Gerekçe |
|---|---|---|
| f/2 ile f/3 arası (RASA, Epsilon, hızlı Newton) | 6-12 nm | Dar filtre bu hızda bandı ıskalar ve kazanç yerine kayıp getirir |
| f/3,5 ile f/5 arası, banliyö gökyüzü | 5-7 nm | Fiyat ile performans dengesinin en iyi oturduğu aralıktır |
| f/5 ve daha yavaş, şehir gökyüzü | 3 nm | Gökfon baskın olduğunda dar bandın kazancı en yüksek burada olur |
| f/7+, yoğun yıldız alanı | 3 veya 2,5 nm | Sürekli tayflı yıldızları bastırıp bulutsuyu öne çıkarır |
| Karanlık gökyüzü, kısa projeler | 7-12 nm | Gökfon zaten düşükken daralmanın getirisi azdır |
Üreticilerin yayımlamadığı sayılar da bir bilgidir. Chroma, Baader ve Astronomik tepe geçirgenlik ve bloklama derinliğini yayımlamıyor. Hobide dolaşan "Chroma OD5, %95 geçirgen" gibi rakamlar üreticiden gelmez, bayilerin ve forumların birbirinden kopyaladığı ifadelere dayanır. Antlia ve Astrodon ise her iki sayıyı da açıkça yazar. Bloklama derinliği halolar açısından kritik olduğundan bu şeffaflık farkını satın alma kararınızda ciddiye alın.
Hızlı Optikte Bant Kayması
Dar bant filtre bir boya değil, bir girişim filtresidir: camın üzerine, her biri dalga boyunun çeyreği kalınlığında onlarca ince katman kaplanmıştır. Bu katmanlardan yansıyan dalgalar birbirini yalnızca belirli bir dalga boyunda güçlendirir, diğer dalga boylarında ise söndürür. Filtrenin geçirgen olduğu bant, bu güçlenmenin yaşandığı aralıktır.
Kritik nokta şudur: katman kalınlığı, ışığın kat ettiği yol uzunluğuyla ölçülür. Işık filtreye dik geldiğinde bu yol katman kalınlığına eşittir. Işık eğik geldiğinde ise yol uzar, girişim koşulu başka bir dalga boyunda sağlanır ve geçiş bandı daha kısa dalga boylarına kayar.
Bu geometrinin teleskopla ilgisi doğrudandır. Filtre, odaklayıcının içinde yakınsayan ışın konisinin ortasında durur. Eksendeki ışın filtreye dik gelirken koninin kenarındaki ışınlar eğik gelir ve bu açıyı doğrudan odak oranınız belirler.
Forumlarda dolaşan bir hesap 3,5 kat abartıyor. Çok alıntılanan bir hesaplamaya göre f/2'de H-alfa çizgisi 19,7 nm kayar ve bu yüzden f/2'de 40 nm genişliğinde bir filtre gerekir. Bu hesap formüldeki neff terimini tamamen atlar, yani filtre kaplamasını hava kabul eder. neff = 1 alındığında sonuç 19,6 nm çıkar, doğru değerle ise 5,66 nm bulunur. Baader'in sahada uyguladığı ön kaydırma miktarının 1-2,5 nm olması da bunu doğrular: 20 nm'lik bir kayma söz konusu olsaydı hiçbir ön kaydırma yetmezdi.
Ölçülmüş Bir Saha Testi
Teorinin yanında ölçüm de var. Samyang 135 mm objektif ve Astrodon Gen2 filtrelerle f/2 ile f/8 arasında kademeli bir saha testi yapılmış ve sonuçlar iki maddede toplanıyor.
- 5 nm H-alfa: f/2'de belirgin bir kayıp görülüyor, ancak f/2,8'de sinyal f/4'ün 2,01 katı çıkıyor. İdeal geometrik oran 2,0 olduğuna göre f/2,8'de pratikte kayıp yok.
- 3 nm OIII: f/4'e kadar sorun çıkmıyor. f/2,8'de sinyal f/4'ün 1,55 katına iniyor ve ideal 2,0 değerine göre bu yaklaşık %22 kayıp anlamına geliyor.
Bu ölçüm, "f/4'ün altında 3 nm asla kullanma" şeklindeki katı tavsiyeyi yumuşatır ve Antlia'nın f/3, Astrodon'un f/3,5 derecelendirmeleriyle forum hesaplarından çok daha uyumlu görünür.
Halolar: Parlak Yıldızların Etrafındaki Hayalet Halkalar
Dar bant çekimlerinde parlak bir yıldızın etrafında beliren o büyük ve yumuşak halka, hobinin en can sıkıcı kusurlarından biridir. Bu kusurun sebebi artık iyi anlaşılıyor ve yaygın inanışın bir kısmı yanlış çıkmış durumda.
Kırk beş farklı filtrenin sistematik olarak test edildiği bir çalışma (Jim Thompson, Understanding Filter Induced Star Halos) net bir sonuca varıyor: halonun asıl kaynağı filtrenin kendi içindeki yansımalardır. Sorumlu olan, optik trendeki başka yüzeyler değil, filtre camının iki yüzü arasında hapsolan ışıktır.
| f/ | 1 mm cam | 2 mm cam | 3 mm cam |
|---|---|---|---|
| f/2 | 0,65 mm (172 px) | 1,29 mm (344 px) | 1,94 mm (516 px) |
| f/3 | 0,44 mm (116 px) | 0,87 mm (231 px) | 1,31 mm (347 px) |
| f/4 | 0,33 mm (87 px) | 0,66 mm (174 px) | 0,98 mm (261 px) |
| f/5 | 0,26 mm (70 px) | 0,53 mm (140 px) | 0,79 mm (209 px) |
| f/10 | 0,13 mm (35 px) | 0,26 mm (70 px) | 0,39 mm (105 px) |
Tablo iki şeyi net biçimde gösteriyor. Halolar hızlı optikte çarpıcı biçimde büyür, çünkü f/10'dan f/2'ye inerken çap beş katına çıkar. İkinci sonuç ise kalın camın durumu kötüleştirmesidir. 3 mm'lik Chroma filtreleri ile 1,85 mm'lik Optolong filtreleri arasında bu açıdan somut bir fark bulunur.
Asıl belirleyici, bant dışı bloklama derinliğidir. Bloklaması OD4'ün üstünde olan filtrelerde halo ya hiç görünmez ya da fark edilemeyecek kadar zayıf kalır. OD kısaltması "optical density" yani bloklamanın logaritması anlamına gelir: OD3 binde bir sızıntı, OD4 on binde bir, OD5 ise yüz binde bir demektir. Satın alırken bakmanız gereken sayı budur. Bu ölçüt piyasadaki gözlemleri de düzgün biçimde açıklar: Antlia (OD4,5 ile 5 arası), Astrodon (OD5), Svbony SV220 (OD5) ve Askar Super D1 (OD5) için halo şikâyeti neredeyse hiç yok, buna karşılık ZWO (OD3) ve Optolong L-Quad Enhance (OD2 ile OD4 arası) klasik halo şüphelileri arasında sayılıyor.
"Filtreyi sensörden uzaklaştırırsanız halo değişir" doğru mu?
Thompson bunu doğrudan test etmiş: halo yaptığı bilinen bir filtreyi sensöre farklı uzaklıklarda yerleştirip görüntüleri karşılaştırmış ve boyutta anlamlı bir fark bulamamış. Halonun açısal boyutu yalnızca filtre camının kalınlığına ve teleskobun odak oranına bağlı çıkıyor.
Bu sonuç ilk bakışta şaşırtıcı gelse de geometriden doğrudan çıkar. Çift yansımalı ışın, filtreden çıkarken orijinal ışına paralel ilerler ve yalnızca yanlamasına kaymış olur. Paralel iki ışın arasındaki mesafe ise ne kadar yol alırlarsa alsınlar değişmez.
Yine de "mesafe hiçbir şeyi değiştirmez" demek doğru olmaz. Thompson ikinci bir mekanizmayı da tarif ediyor: filtrenin sensöre bakan yüzünden yansıyan ışık, odak oranına ve filtrenin sensöre yakınlığına bağlı olarak ayrı hayaletler üretebiliyor. Doğru ifade şudur: filtre içi çift yansımadan doğan halonun boyutu bu mesafeden bağımsızdır, buna karşılık filtre ile sensör camı arasındaki boşluktan doğan hayaletler ayrı bir olaydır.
Halolar rastgele yıldızlarda ortaya çıkmaz. En parlak haloları çok sıcak (>10.000 K, mavi-beyaz) ve çok soğuk (<5.000 K, kırmızı) yıldızlar üretir. Sebebi basittir: bu yıldızların enerjisinin büyük kısmı filtrenin reddetmeye çalıştığı bölgede toplanır. Halo testlerinin klasik kurbanı olan Alnitak'ın (ζ Orionis) yüzey sıcaklığı 29.000 K'dir.
Halolar kalibrasyonla temizlenmez. Flat kareler bu kusuru düzeltemez, çünkü halo konuma bağlı bir hayalettir. Halo bir kez oluştuktan sonra işleme aşamasında yıldızları ayırıp halo bölgesini onarmak dışında bir çare kalmaz. Satın alırken OD değerini sormak, sonradan bu işle uğraşmaktan çok daha ucuza gelir.
Dual-bant: Renkli Kameranın Dar Bant Yolu
Renkli kamerada tek bir dar bant filtre kullanmanın anlamı yoktur. 3 nm'lik bir H-alfa filtresi taktığınızda yeşil ve mavi piksellere hiçbir ışık ulaşmaz ve sensörünüzün dörtte üçü boşa çalışır.
Bunun çözümü zekicedir ve iki pencereli bir filtre üretmekten geçer. Pencerelerden biri kırmızı piksellerin göreceği H-alfa çizgisine, diğeri yeşil ve mavi piksellerin göreceği OIII çizgisine oturtulur. Böylece tek karede iki emisyon çizgisini birden toplarsınız ve hiçbir piksel boşta kalmaz.
| Filtre | Geçen çizgiler | FWHM | Bloklama |
|---|---|---|---|
| Optolong L-eNhance | Ha · Hβ+OIII | 10 / 24 nm | yayımlanmıyor |
| Optolong L-eXtreme | Ha · OIII | 7 / 7 nm | yayımlanmıyor |
| Optolong L-Ultimate | Ha · OIII | 3 / 3 nm | >OD4 |
| Optolong L-Quad Enhance | Hβ · OIII · Ha · SII | yayımlanmıyor | OD2-OD4 |
| Askar C1 + C2 | Ha/OIII + SII/OIII | 6 nm | OD5 |
Dual-bant filtreyle SHO yapılamaz. SHO paleti üç ayrı çizgi ister: SII, H-alfa ve OIII. Oysa SII 671,6 nm'de, H-alfa ise 656,3 nm'de yer alır; aralarında yalnızca 15,3 nm bulunur ve her ikisi de kırmızı boyanın ortasına düşer. Renkli sensör bu iki çizgiyi ayırt edemez, çünkü ikisi de aynı piksellere düşer ve orada toplanır.
Bu durumda iki çıkış yolu kalır. (a) SII'yi uydurmak: işleme sırasında H-alfa ve OIII kanallarından sentetik bir SII kanalı türetirsiniz. Renkler "SHO gibi" görünür, ancak görüntünün içinde kükürt verisi bulunmaz; bu dürüst bir çözüm değildir, o yüzden paylaşırken hiç değilse belirtin. (b) İki filtre, iki seans: bir gece Ha/OIII, başka bir gece SII/OIII çekersiniz. Askar C1+C2 çifti bunun için üretilmiştir ve renkli kamerayla gerçek SHO yapmanın tek dürüst yolu budur.
Renkli kamera ile mono kamera arasındaki dar bant karşılaştırmasının ayrıntılı aritmetiğini Renkli kamera mı, mono kamera mı? yazısında bulabilirsiniz. Oradaki ikinci araç aynı geceyi iki farklı şekilde harcayıp kanal başına ne kaldığını hesaplıyor.
Paletler: SHO, HOO ve Dinamik Karışımlar
Dar bant verisi doğası gereği "yanlış renklidir". H-alfa da SII de NII de kırmızı bölgede yer alır ve üçünü birden kırmızı kanala koyarsanız birbirinden ayırt edemezsiniz. Bu yüzden çizgileri keyfî ama tutarlı biçimde renk kanallarına dağıtırız.
Yalnızca H-alfatek kanal, renk yok ama yapı var
HOOHa → R · OIII → G, B
SHO, Hubble paletiSII → R · Ha → G · OIII → B
| Palet | R | G | B | Karakteri |
|---|---|---|---|---|
| SHO (Hubble) | SII | Ha | OIII | Altın ve turkuaz tonlar; en tanınan palettir. |
| HOO | Ha | OIII | OIII | Kırmızı ve turkuaz tonlar; doğala en yakın iki kanallı seçenektir. |
| HSO | Ha | SII | OIII | Sıcak ve turuncu ağırlıklı bir görünüm verir. |
| OHS | OIII | Ha | SII | Soğuk, mavi ve yeşil ağırlıklı bir görünüm verir. |
| CFHT / HOS | Ha | OIII | SII | Kanada-Fransa-Hawaii teleskobu geleneğinden gelir. |
Dinamik paletin PixelMath ifadesi
Sabit atamalar bir sorunu çözemez: aynı görüntüde OIII'ün güçlü olduğu bölgelerle H-alfa'nın güçlü olduğu bölgeler farklı renk muamelesini hak eder. Dinamik paletler bu yüzden karışım katsayılarını pikselin kendi değerlerine göre hesaplar.
G = ((O·Ha)^(~(O·Ha)))·Ha + ~((O·Ha)^(~(O·Ha)))·O
B = O PixelMath gösterimi: ~x = 1 − x, x^(y) = üs alma. Tüm kanallar 0-1 aralığında normalize edilmiş olmalıdır.
Buradaki fikir şudur: OIII'ün zayıf olduğu yerlerde kırmızı kanal H-alfa'ya, güçlü olduğu yerlerde SII'ye kayar. Böylece sabit paletlerin veremediği yumuşak geçişler elde edilir.
Ne Almalı?
| Durumunuz | Filtre planı | Gerekçe |
|---|---|---|
| Mono, şehir gökyüzü, f/5+ | 3 nm SHO + LRGB | Gökfon baskınken dar bandın kazancı en yüksek bu koşulda olur |
| Mono, karanlık gök, f/5+ | 5-7 nm SHO + LRGB | Daralmanın getirisi düşük kalır, kısa poz esnekliği daha değerlidir |
| Mono, f/2 ile f/3 arası | 6-12 nm veya ön kaydırmalı seri | Dar filtre bu hızda bandı ıskalar |
| Renkli, herhangi bir gökyüzü | Tek dual-band (3-7 nm) | Ha ve OIII çizgilerini eşzamanlı toplar, maliyet ve fayda dengesi en iyi burada kurulur |
| Renkli, gerçek SHO isteyen | Ha/OIII + SII/OIII çifti | Tek filtreyle SII ayrılamaz, bu yüzden iki seans gerekir |
| Yalnızca geniş bant (galaksi) | UV/IR kesme + RGB | Sürekli tayflı hedefte dar bant, toplanan ışığı çöpe atar |
Satın alma kontrol listesi: (1) Üretici OD bloklama derinliğini yayımlıyor mu? (2) Cam kalınlığı kaç milimetre ve setteki bütün filtreler aynı kalınlıkta mı? (3) Filtrenin derecelendirildiği f-oranı aralığı sizin odak oranınızı kapsıyor mu? (4) Ön kaydırma uygulanmış mı, uygulanmışsa kaç nanometre ve bu değer sizin kurulumunuza uyuyor mu? Bu dört sorunun cevabını veremeyen bir ürün sayfası, ürünün kendisi hakkında da bir fikir verir.
Kaynaklar
- Jim Thompson, Understanding Filter Induced Star Halos (45 filtrelik sistematik test; halo bölümünün kaynağı)
- Alluxa, Andover ve Semrock teknik notları (açıya bağlı bant kayması formülü ve koni ortalaması kuralı)
- Baader, hızlı teleskoplar için ön kaydırmalı filtreler
- Baader CMOS LRGB serisi kesim noktaları · Astrodon Gen2 Tru-Balance
- Astronomik MaxFR · Antlia ALP-T ve 3 nm Pro serileri
- Optolong L-eNhance / L-eXtreme / L-Ultimate
- Light Vortex Astronomy, Hubble paleti işleme rehberi
- Telescope Live, SHO görüntülerde magenta yıldızlar