Почему на космических фотографиях не видно звёзд? / Хабр

Один из вопросов, постоянно появляющихся в теме реддита «Космос», это: «Почему на фото не видно звёзд?» Обычно это бывают фотографии с высадок на Луну миссий «Аполло» или со спутников Земли, но иногда это фотки Юпитера или Луны. В последнее время тут проскакивало много фотографий Falcon Heavy Starman.

Я всё говорил себе, что надо бы написать объяснение для непрофессионалов, но у меня вечно не хватало времени. И вот, наконец, меня довели – один комментарий с вопросом, заданным в миллионный раз, наконец, убедил меня сделать это. И теперь, когда кто-то спрашивает об этом, я могу просто дать ему ссылку сюда.

Итак, вот оно. Объяснение того, почему на многих космических фотографиях не видно звёзд — с точки зрения фотографа.

Основы: камеры и экспозиционные числа

В фотокамере свет проходит через линзы и попадает на датчик, или, в стародавние времена – на плёнку. На сенсоре расположены миллионы маленьких фотоэлементов, собирающих частицы света, фотоны. Если всё немного упростить, то каждый из фотоэлементов соответствует пикселю на конечном изображении, а яркость этого пикселя определяется количеством собранных фотонов. На итоговой фотке тёмные области соответствуют тем местам, в которых с сенсором столкнулось меньше фотонов, а светлые – тем, где фотонов было больше. Вы можете представлять себе их, как кучку вёдер, собирающих фотоны – ведро, собравшее больше фотонов, будет иметь более светлый оттенок на итоговом изображении.

Количество света, попадающего на сенсор, измеряется в экспозиционных числах, каждое последующее из которых удваивает или уполовинивает количество света. Интуитивно это можно представить себе в виде выдержки. Оставляя затвор открытым на период вдвое больший, вы соберёте вдвое больше света в каждое ведёрко. На следующем изображении видно, что это означает. Каждый шаг примерно равен одному дополнительному экспозиционному числу. Выдержка указана внизу.

Удваивание времени открытия затвора меняет его с 1/500 до 1/250 секунды. Ещё одно удваивание даёт 1/125 секунды. Это экспонента в квадрате. Экспозиция в 1/125 находится в двух шагах от 1/500, но собирает в четыре раза больше света. Ещё одно удвоение, до экспозиции в 1/60 (это приближённые цифры) означает три шага, но в восемь раз больше света. Получается, что на изображении слева направо выполняется увеличение попадание света, равное четырём экспозиционным ступеням – то есть, правая фотография получила в 2⁴, то есть, в 16 раз больше света, чем левая.

Кроме выдержки, в камере есть ещё два способа изменить количество света, попадающего на фотоматрицу – изменить апертуру линз или ISO. Апертура – размер отверстия, через которое проходит свет.

На числа не обращайте внимания, просто учтите, что чем больше апертура, тем больше через неё проходит света. ISO измеряет чувствительность камеру к свету, и действует примерно так же, как экспозиционные числа – ISO 200 в два раза чувствительнее, чем ISO 100, а ISO 400 в два раза чувствительнее ISO 200.

Динамический диапазон

На изображении, демонстрирующем разные выдержки, на самой правой фотографии видно, что на ярких участках – небе и облаках – почти невозможно различить детали, они выглядят просто, как белое пятно. Количество яркости, которое способны воспринять сенсоры камеры, ограничено, и самая большая яркость на фото выглядит, как белый цвет. Как только фотоэлемент достигает этого уровня экспозиции, увеличение количества приходящих в него фотонов не даст увеличения яркости. Если представлять себе фотоэлементы в виде ведёрок, то когда ведёрко наполнится, попытка добавить в него дополнительных фотонов не сделает его более полным. Когда яркость сцены выводит фотоэлементы за этот предел, в результате получаются большие белые засветы без всяких деталей – именно это и показано на фото выше.

На этой фотографии работающих на МКС космонавтов можно увидеть засветы. На скафандре и ящике с инструментами у астронавта, повёрнутого к камере спиной, есть большие участки чисто белого цвета, а ещё их можно заметить на самых ярких частях МКС вверху фотографии.

С другой стороны, у фотоэлементов есть и нижний предел распознавания света. Фотоэлементы, не уловившие достаточного количества фотонов, будут представлены на фото чёрными пикселями. Уменьшение количества света до значений ниже этого предела не сделает пиксель темнее, он и так уже максимально тёмный. Нельзя получить более пустое ведро, чем абсолютно пустое.

Участки изображения, оказавшиеся темнее этого предела, будут выглядеть как чёрные пятна без деталей.

На этой фотографии третьей ступени и лунного модуля «Сатурн-5» можно увидеть много теневых участков.

Яркостное расстояние между самым тёмным чёрным и самыми яркими белым называется динамическим диапазоном. Он обозначает диапазон яркости, в котором камера сможет запечатлеть детали изображения. Всё, что ниже этого диапазона, будет на фото чёрным, а всё, что выше – белым.

У современных цифровых камер динамический диапазон измеряется 10-15 экспозиционными ступенями. Можете ознакомиться со списком динамических диапазонов самых качественных цифровых камер. Экспозиционные ступени обозначены в списке, как Evs [exposure value]. У плёнки примерно такой же динамический диапазон.

Поскольку динамический диапазон меняется как степень двойки, разница в интенсивности света между чёрными и белыми пикселями камеры с 15 экспозиционными ступенями будет равна 2¹⁵, или 32 768. Ещё один способ обозначить этот динамический диапазон – это 32 768:1, что означает, что верхний предел запечатления деталей до засветки в 32 768 раз больше нижнего предела, на котором фотоэлемент не срабатывает.

Фото в дневном свете

Одна важная вещь, которую нужно понять про фотографии луны и планет, включая Землю, состоит в том, что они освещаются дневным светом и демонстрируют дневную сторону объекта. Иначе говоря, объект освещается солнечными лучами.

На этой фотографии Земли показана дневная сторона Земли, повёрнутая к солнцу.

Это фото с места посадки «Аполло-15» – дневное фото. Вы могли решить, что это ночное фото, поскольку небо тёмное, и это Луна, которую видно ночью – но фото сделано на стороне Луны, обращённой к солнцу, и яркость там такая же, как на Земле днём.

Это дневная фотография Юпитера. Она не ночная. Небо тёмное, и Юпитер можно увидеть в ночном небе, но это фото демонстрирует дневную сторону планеты, повёрнутую к Солнцу. То же самое верно для недавнего запуска SpaceX Tesla – автомобиль был освещён солнцем.

Сравнение дневных фотографий и фотографий звёздного света

Теперь, когда у нас есть все нужные знания, начнём разбираться в том, как сравнивать фотки Земли и Луны в дневном свете с фотками звёзд ночью. Сначала посмотрим, какие настройки были использованы во время миссий «Аполло» и других фотографий астрономических объектов при дневном свете и наземных фотографий. Затем мы посмотрим на настройки, использованные при съёмке звёзд. Наконец, мы введём различные настройки в калькулятор, и увидим, сколько экспозиционных ступеней находится между фотографиями звёзд с правильной экспозицией и фотографиями с «Аполло» и другими дневными фотографиями астрономических объектов.

Если мы обнаружим, что разница в экспозиционных ступенях превышает 15, это будет означать, что камеры, снимающей такие вещи в космосе, как дневная сторона луны, Земля или другие планеты, или такие объекты в дневном свете, как Tesla, не смогут сделать изображения звёзд.

Также вспомним, что 15 – максимальная разница между самыми яркими и самыми тёмными оттенками в камере, поэтому функциональное количество экспозиционных ступеней между объектом и самыми тёмными частями будет меньше, поскольку обычно для объекта съёмки выбирается экспозиция со средней яркостью, а не с максимальной. На фото Земли выше планета находится не на верхнем конце шкалы яркости, поэтому расстояние между яркостью Земли и нижним краем динамического диапазона будет равняться не 15 ступеням, а чему-то вроде 7, поскольку Земля находится где-то посередине динамического диапазона фотографии.

Но чтобы упросить расчёты, мы просто будем использовать 15 ступеней в качестве опорной цифры – если правильно выбранная экспозиция для звёзд будет отстоять более, чем на 15 ступеней от правильно выбранной экспозиции для Земли в дневном свете, или Луны, или любой другой планеты, тогда мы сможем быть уверены, что никакие звёзды на этих дневных снимках не появятся.

Ищем реальные настройки экспозиции – звёздный свет

В качестве примеров снимков звёзд я выбрал три изображения из нашего сабреддита. Для каждого из них фотограф указал настройки экспозиции.

Биолюминесценция в Малибу и Млечный путь; выдержка: 13 секунд, апертура: f/1.8, ISO: 4000

Млечный путь перед рассветом над Атлантикой; выдержка: 25 секунд, апертура: f/3.5, ISO: 2500

Млечный путь над яхтой; выдержка: 13 секунд, апертура: f/4.0, ISO: 6400

Ищем реальные настройки экспозиции – дневной свет

В фотографии есть такое практическое правило под названием «Солнечно 16» (правило F/16), утверждающее, что для выбора правильной экспозиции для фотографии в солнечном свете нужно выставить апертуру на f/16, а выдержку на величину, обратную ISO; фотография, сделанная с ISO 100 должна использовать выдержку в 1/100 секунды. Мы возьмём это правило в качестве первого опорного пункта по подходящим настройкам дневных фотографий: ISO 100, f/16 и выдержка 1/100.

Вторым опорным пунктом станут лунные снимки «Аполло». На снимке какого-то фотографического оборудования показаны реальные настройки, использованные для фотографий, сделанных на поверхности луны. Взгляните на катушку плёнки слева. ASA – это плёночный эквивалент ISO, поэтому мы имеем ISO 160. Выдержка выставлена в 1/250 с. Инструкция предписывает снимать с апертурой от f/5.6 до f/11. Поскольку средним значением будет f/8, его мы и используем в качестве эталона. Разница между f/5.6 и f/11 составляет всего две ступени, поэтому это не так уж и важно.

Итоговым эталоном станет этот снимок луны, сделанный астронавтом Паоло Несполи. Настройки камеры перечислены на странице оригинала: ISO 400, f/6.3 и 1/500.

Фото	Выдержка	Апертура	ISO
Солнечно 16	1/100	f/16	100
«Аполло»	1/250	f/8	160
Паоло Несполи	1/500	f/6.3	400

Сводим всё вместе

Так сколько же ступеней между дневными снимками и фотографиями звёзд? Есть несколько онлайн-калькуляторов, считающих экспозицию, но я использовал вот этот. Чтобы провести расчёты, мы вводим настройки двух фотографий, и он выдаёт разницу в экспозиции в ступенях. Вот таблица разницы между дневными и звёздными фотографиями. Помните: волшебный номер – 15. Всё, что больше 15, однозначно говорит о слишком большом динамическом диапазоне, и любая попытка получить изображение обоих объектов приведёт либо к засветке, либо к затенению.

Разница между снимками в ступенях	Солнечно 16	Аполло	Паоло Несполи
Млечный путь и Малибу	22	20,67	19,67
Млечный Путь над Атлантикой	20,33	19	18
Звёзды над яхтой	20,33	19	18

Вот вам и ответ: разница в яркости между фотографиями дневных объектов, например, поверхности Луны, вида на Землю и другие планеты, и фотографиями звёзд слишком велика, чтобы их можно было запечатлеть на одном изображении. Динамический диапазон в 20 экспозиционных ступеней находится за пределами возможностей наших камер, поэтому на фотографиях освещённых дневным светом объектов в космосе звёзд не видно. Существуют фотографии, где видно тусклые звёзды и объекты, освещённые дневным светом, такие, как Земля или дневная сторона луны. Результат получился очень тёмным. Вот несколько примеров:

Космос: Наука и техника: Lenta.ru

В ходе компьютерного моделирования Вселенной физики Массачусетского технологического института в США выявили гигантские квантовые эффекты, видимые в структуре формирующихся галактик. Причиной феномена является особый тип темной материи, называемой «нечеткой» (англ. fuzzy). Кратко об исследовании рассказывается в пресс-релизе, опубликованном на сайте MIT.

Ученые создали компьютерную симуляцию ранней Вселенной, которая представляла собой кубическое пространство с гранью размером в три миллиона световых лет. Предполагаемое распределение темной материи было выведено из результатов измерения космического микроволнового фона. Оказалось, что, если темная материя является холодной, то галактики в ранней Вселенной формировались бы внутри сферических гало. В иных случаях галактики появились бы внутри хвостоподобных нитей, при этом «нечеткая» темная материя сделала бы эти нити полосатыми подобно струнам арфы.

Материалы по теме

00:01 — 2 ноября 2018

Модель с нечеткой темной материей предполагает решение двух дополнительных взаимосвязанных уравнений — Шредингера (описывает волновое поведение частиц темной материи) и уравнение Пуассона. Последнее описывает распределение темной материи, которое влияет на силу гравитации и то, как она стягивает в гало материю, формируя галактики. При этом на хвостоподобные нити влияют квантовые эффекты, создавая подобие интерференционной картины (чередование темных и светлых полос при наложении волн света друг на друга).

Хотя темная материя еще не обнаружена, гипотеза, которая ее описывает как холодную, подходит для описания крупномасштабной структуры наблюдаемой Вселенной. Таким образом, модели образования галактик разрабатываются на основе именно этой гипотезы. Однако существует расхождения между теоретическими предсказаниями и наблюдениями за очень маленькими галактиками, что намекает на иную природу темной материи. Использование мощных телескопов в будущем позволит выяснить, как на самом деле выглядели галактики в ранней Вселенной и имеются ли у них полосатые «хвосты».

Холодная темная материя состоит из медленно движущихся частиц, которые взаимодействуют с материей лишь через силу гравитационного притяжения. Теплая темная материя более легкая и быстрая, а нечеткая состоит из сверхлегких частиц, масса которых достигает 10 в минус 27-ой степени массы электрона (частица холодной темной материи в 10 в 5-ой степени раз тяжелее электрона).

Что происходит в России и в мире? Объясняем на нашем YouTube-канале. Подпишись!

Apple iPhone 11 Pro 256 Гб Серый космос (Space Gray)

Революционная система трёх камер — гораздо больше возможностей и неизменная простота в использовании. Беспрецедентное увеличение ресурса аккумулятора. И потряса­ющий процессор с расши­ренной поддержкой технологий машинного обучения, который открывает для iPhone большие новые перспек­тивы. Представляем iPhone 11 Pro. Он достоин своего имени.

• Два размера.
• Четыре цвета.
• Корпус из стекла и нержавеющей стали.

Профессио­нальная подготовка кадров.

iPhone 11 Pro снимает превосходные видео — плавные, реалистичные и великолепно детализированные. Мощный потенциал процессора позволяет получить видео 4K с частотой 60 кадров/с, расширенным динамическим диапазоном и кинемато­графической стабилизацией. А новые инструменты редактирования и возмож­ность увеличить область изображения в четыре раза помогут в реализации ваших идей.

Сверхширокоугольная камера. Снимайте шииииире.

Если в кадр не помещается всё, что нужно, просто сделайте зум. При съёмке на новую сверхшироко­угольную камеру область изображения увеличивается в четыре раза. Это можно сравнить с тем, как если бы вы отошли далеко назад. Теперь в кадр попадут и горные вершины, и высокие шпили, и бескрайние горизонты.

Ночной режим. Высокие технологии против низкой освещённости.

Мягкий полумрак ресторана. Пляж в лунном свете. Новый Ночной режим работает с процессором A13 Bionic и интеллектуальными программными функциями, чтобы сюжеты, снятые при слабом освещении, выглядели ясно и чётко. Режим включается автоматически, а с помощью ручных настроек можно добиться ещё большей детализации и уменьшить шум.

Портретный режим. В вашей палитре новые краски.

Благодаря слаженной работе трёх камер в ваших портретах ещё больше глубины и содержания. В iOS 13 появился эффект «Светлая тональность — ч/б». Теперь вы можете снимать чёрно‑белые портреты профессионального уровня. При этом портретное освещение позволяет настраивать положение и интенсивность источника света для объекта в вашем кадре, словно вы снимаете в студии. Выглядит прекрасно.

Smart HDR. Выше интеллект. Больше красоты.

Smart HDR нового поколения — здесь сложные алгоритмы делают изображение детальным в светлых и тёмных областях. Благодаря машинному обучению Smart HDR теперь распознаёт лица на вашем снимке и автоматически изменяет освещение. Это означает, что iPhone 11 Pro может самостоятельно настраивать детализацию изображения как для фона, так и для объекта съёмки. Не все зеркальные камеры на это способны.

От фото к видео со скоростью света.

Представьте, что вы снимаете фото, и вдруг понимаете, что именно этот момент лучше снять на видео. Благодаря функции QuickTake вам не придётся возиться с переключением режимов. Просто удерживайте палец на кнопке затвора, и съёмка видео начнётся автоматически. Если вы захотите продолжить видео, смахните вправо. А чтобы вернуться к фото, смахните влево.

Вам селфи или слоуфи?

На новую камеру TrueDepth 12 Мп можно снимать классные замедленные селфи с частотой 120 кадров/с или видео 4K с частотой 60 кадров/с. А если при съёмке фото повернуть телефон горизонтально, камера автоматически уменьшит масштаб, чтобы в кадр поместилась вся ваша компания. Видите, даже селфи могут быть профессиональными.

Дисплей Pro Super Retina XDR. Большой контраст со всем остальным.

У дисплея Super Retina XDR два максимальных уровня яркости для разного освещения. При безоблачной солнечной погоде яркость экрана составляет до 800 кд/ м² — снимать и отсматривать фото будет удобно. А при просмотре контента, снятого в HDR, значение яркости может достигать 1200 кд/ м². Это как монитор Pro Display XDR, только на iPhone.

Процессор Pro. Такой мощи мы сами не ожидали.

Уникальный процессор A13 Bionic разработан для более тесной работы с технологиями машинного обучения. С ним iPhone способен делать такие вещи, о которых вы и не мечтали. На самом деле, по показателям скорости, мощи и технологичности этот процессор опережает другие на многие годы. Согласитесь, неплохое преимущество.

Ещё хотя бы час аккумулятора? Вот вам пять.

• До 4 часов дольше работает аккумулятор iPhone 11 Pro
• До 5 часов дольше работает аккумулятор iPhone 11 Pro Max
• До 50% заряда примерно за 30 минут с функцией быстрой зарядки

В его стекле усилена каждая молекула.

• Самое прочное стекло iPhone с обеих сторон.
• Тщательно обработанное цельное листовое стекло
• Процесс двойного ионного обмена для дополнительной прочности

Искупали? Не страшно.

• Рейтинг IP68. Защита от воды при погружении на глубину до 4 метров на 30 минут
• Защищён от брызг. Например, кофе, чая или минералки
• Защита от пыли. Корпус надёжно герметизирован

Белее белого: как создать интерьер в стиле тотал уайт :: Дизайн :: РБК Недвижимость

Белый цвет считается символом чистоты. Его любят поклонники скандинавского стиля и минимализма. Начинающие дизайнеры выбирают этот универсальный вариант, чтобы избежать стилистических ошибок. Разбираемся, как правильно создать интерьер в стиле тотал уайт

Фото: Hutomo Abrianto/Unsplash

Белый отлично сочетается с другими цветами, он помогает объединить мебель, предметы интерьера и текстиль в разных стилях. Дизайнеры считают белый цвет идеальным фоном, который подчеркивает красоту и индивидуальность отдельных предметов.

Чтобы интерьер получился удачным, при оформлении необходимо учитывать несколько правил.

Почему белый — это практично

Многие считают белый цвет непрактичным, но это не так. Сегодня покупателям доступны современные моющиеся отделочные материалы: обои, кафель, напольные покрытия. К тому же белая отделка (в отличие от других цветов) не выгорает и поэтому считается одной из самых долговечных.

Белый цвет не выходит из моды. Он универсален, служит отличным фоном для мебели и предметов интерьера. Кроме того, светлые тона позволят при необходимости легко обновить интерьер, заменив часть мебели или текстиль.

Бесспорное преимущество белого — возможность визуально увеличивать пространство. Комната с белыми стенами кажется светлее и просторнее, а белый потолок делает ее выше. Именно за такое качество дизайнеры любят этот цвет и часто используют его в оформлении интерьеров в скандинавском стиле и маленьких помещений.

Где применять

Полностью белые интерьеры впечатляют, однако жить в них бывает сложно. Поэтому при создании комфортного пространства нужно учесть особенности этого цвета.

Белый цвет идеально подойдет для оформления спальни. За день человек устает от суеты и смены цветового ряда, а светлые стены помогут расслабиться.

Светлая кухня будет выглядеть изысканно, но стоит помнить, что сохранить в ней чистоту бывает трудно. Белый цвет хорошо сочетается с фактурой натурального дерева. Для отделки стен дизайнеры советуют выбирать сливочный или молочный оттенок, а также оттенок слоновой кости. Для кухонного фартука подойдет оригинальная плитка или натуральный камень. Завершить интерьер помогут деревянный обеденный стол и удобные стулья.

Белый цвет используют и в детской: на таком фоне хорошо смотрится яркая мебель и разноцветные игрушки, а комната кажется более светлой и просторной. При выборе материалов для отделки обратите внимание на легко моющиеся. Для детской подойдут обои с пропиткой, с которых можно легко смыть (или закрасить) следы от краски или фломастеров. А вот от белого ковра лучше отказаться: кроме того, что он собирает в себя пыль, которая может вызвать аллергию, его будет трудно чистить.

Очень эффектно белый цвет смотрится в ванной. Дизайнеры советуют обыграть его необычной подсветкой или добавить аксессуары золотистых оттенков. Оживить интерьер также помогут яркие занавески или коврик.

Чем ярче цвет, тем сложнее использовать его в интерьере. С белым таких проблем не возникает. Это базовый цвет, поэтому он считается универсальным для оформления любых помещений.

При создании интерьера в стиле тотал уайт нужно уделить внимание акцентам: они могут быть любого цвета. Добавьте оттенки синего, зеленого и красного, они сделают интерьер необычным. Более спокойные варианты — бежевый, каштановый или терракотовый — создадут гармоничную, уютную атмосферу. С белым хорошо сочетаются такие оттенки, как кофе, мед, перламутр, сливки, слоновая кость и шампанское. Молочный и кремовый оттенки отлично дополнят серо-голубой и песочный.

Дизайнеры часто сочетают белый цвет в интерьере с натуральными материалами и живыми растениями. Например, белоснежную комнату удачно дополнят обои с растительным рисунком, деревянная мебель и светлые шторы изо льна или хлопка. Поэкспериментируйте с мехом, кожей, натуральным камнем или деревом.

При создании интерьера в стиле тотал уайт эксперты советуют комбинировать различные фактуры и поверхности: гладкие и шершавые, глянцевые и матовые.

В оформлении интерьера тотал уайт нужно учитывать, что восприятие цвета будет меняться в зависимости от света. Продумайте различные варианты освещения, иначе интерьер может получиться холодным и унылым. Красота помещения, оформленного в белых тонах, лучше всего раскрывается днем, когда солнечные лучи отражаются от потолка и стен, а комнату наполняет яркий естественный свет.

Читайте также:

50 оттенков черного: как создать интерьер в стиле тотал блэк

Коралл: как использовать цвет года Pantone в интерьере квартир

Автор

Ирина Воробьева

Создание фотоманипуляции космонавт в открытом космосе

В этом уроке мы создадим реалистичную фотоманипуляцию с космонавтом в открытом космосе. Мы поработаем с задним фоном, добавим туда элементов: метеориты, кометы, свет, звезды. Придадим настоящую космическую атмосферу.

Шаг 1.
Откройте программу Фотошоп.

Шаг 2.
Откройте изображение в Фотошоп Открытый космос. Перейдите в Корректирующий слой-Цветовой тон/Насыщенность. Настройте слой так, как показано ниже.

Шаг 3.
Откройте изображение Звезд и создайте маску слоя. Используйте Инструмент Кисть. Выберите черную кисть и поработайте с маской слоя.

Шаг 4.
Установите режим наложения слоя на экран. Далее создайте новый корректирующий слой Цветовой тон/Насыщенность. Используйте следующие настройки:

Шаг 5.
Откройте изображение Fractal Lights 4, измените режим наложения на Замена светлым.

Шаг 6.
Откройте изображение light strokes из файла GFX Light Pack. Поместите изображение так, как показано ниже.

Шаг 7.
Из файла Fractal Lights 4 добавьте на наш холст изображения 4-11. png и измените режим наложения на Замена светлым.

Шаг 8.
Теперь откройте Light2(4-20.png)из файла Fractal Lights 4 и установите режим наложения на Замена светлым.

Шаг 9.
Откройте изображение Астероиды. Дублируйте этот слой 2 раза, нажав на Ctrl+J. Поместите их так, как показано ниже.

Шаг 10.
Откройте изображение Light Burst из файла Light GFX Pack и установите режим наложения на Экран и уменьшите непрозрачность до 43%.

Шаг 11.
Откройте изображения Light 3,4,5 и 6 из файла GFX Light Pack и измените режимы наложения на Замены светлым. Непрозрачность оставьте неизменной (100%). На слое с Light4 создайте маску и, используя кисть черного цвета, сотрите края изображения.

Шаг 12.
Добавьте Космонавта на наш холст. Также обрежьте задний фон любым удобным для вас способом (но самый лучший способ – Инструмент Перо). Перейдите в Корректирующие слои – Кривые и Корректирующие слои – Яркость/Контрастность (с обтравочной маской).

Шаг 13.
Откройте папку Fractal Lights 4 и выберите два изображения 4-2.png и 4-10.png. Добавьте их на новый слой. Режим наложения – Замена Светлым. Откройте также текстуру Космос, измените режим наложения слоя на Замена светлым. Вот, как должно выглядеть наше изображение:

Шаг 14.
Откройте изображение Light Circles(4-11.png из файла the Fractal Lights 4) и установите режим наложения на Замена светлым.

Шаг 15.
Теперь откройте Light7 & Light8 из файла the GFX Light Pack и поместите изображения около рук космонавта. Режим наложения установите на Замена светлым.

Шаг  16
Теперь снова добавьте астероиды, а также добавьте  этот звездный фон с режимом наложения Замена светлым

Шаг 17
Откройте файл  Light8 из файла GFX Light Pack и поместите его под  левую и под правую ногу с режимом наложения Замена светлым и непрозрачностью 32%

Шаг 18
Откройте изображение звездных частиц и добавьте их на правую ногу космонавта, как показано на скриншоте

Шаг 19
Теперь откройте изображение со светом из файла GFX Light Pack и перейдите:  Фильтр > Размытие  > Радиальное размытие и используйте настройки, показанные ниже. Конечно же, вы должны задать режим наложения Замена светлым. Теперь используйте ластик и удалите края

Шаг 20
Откройте файл Light9 из файла GFX Light Pack и установите режим наложения на Замена светлым

Шаг 21
Теперь добавьте изображения 3-10.png из файла Fractal Light 3 и используйте Трансформирование выделения, нажав CTRL+T. Повернуть налево, установите режим наложения Замена светлым и установите непрозрачность 35%. Откройте другие изображения этого файла (3-9.png), и также изменить режим наложения с нормального на Замена светлым.

Шаг 22
Теперь снова откройте изображения астероидов и добавляйте их в случайном порядке на левую и правую сторону нашей работы.

Шаг 23.
Теперь я добавлю еще парочку огней,  используя файлы 3-11.png и 3-7.png из файла Fractal Light 3. Как всегда установите режим наложения слоя на Замена светлым.

Шаг 24
Открытие изображение кометы из стока star backgrounds. Создайте слой-маску и используя черную кисть  удалите ненужные части. Режим наложения –  Замена светлым. Перейдите Корректирующий слой > Цветовой тон/Насыщенность  и установите значение -81 с обтравочной маской.

Шаг 25
Теперь снова откройте звездный фон  и установите Режим смешивания на Цветовой тон, чтобы получить синий тон для всех элементов.

Шаг 26
Откройте звездные частицы и установите Режим смешивания на Замена светлым.

Шаг 27
Теперь повторите процедуру, путем увеличения кометы в размерах, как показано на рисунке.

Шаг 28
Откройте эту текстуру пыли и нажмите CTRL+T, чтобы изменить ее. Смесь Режим наложения – Осветление основы и  непрозрачность 75%.

Шаг 29
Откройте файл Texture.jpg из файла the GFX Light Pack и установите Режим смешивания на Замена светлым. Также откройте файл Optical Flare и поместите  блик на голову космонавта при помощи режима наложения Замена светлым и непрозрачностью 40%.

Шаг 30
Создайте новый слой, используйте кисть с цветом  “0e244d” и закрасьте область космонавта, как показано на рисунке. Режим наложения  Линейный осветлитель с непрозрачностью 40%.

Шаг 31
Теперь, наконец, мы можем внести  коррективы. Перейдите:  Корректирующий слой  > Кривые; Корректирующий слой  > Уровни и Корректирующий слой > Карта градиента  и установите режим наложения на Мягкий свет с непрозрачностью 40%.

Ссылка на оригинал урока.

501 Просмотрело

Космический глаз Байкала

«В мире науки» №5, 2008

По материалам беседы с Григорием Домогацким записал спецкорреспондент «В мире науки» Василий Янчилин.

---

Чтобы узнать, где во Вселенной происходят самые невероятные процессы, исследователи внимательно изучают глубины сибирского озера.

---

В 1920-х гг. было обнаружено, что при некоторых радиоактивных распадах не выполняется закон сохранения энергии. Спустя десять лет швейцарский физик Вольфганг Паули предположил, что недостающую энергию уносит неизвестная нейтральная частица, обладающая высокой проникающей способностью, впоследствии получившая название нейтрино.

Паули считал, что совершил нечто недостойное физика-теоретика: постулировал существование гипотетического объекта, который никому не удастся обнаружить, поспорив даже со своим другом, астрономом Вальтером Бааде, что нейтрино никогда не будет зарегистрировано экспериментально. Паули повезло, он проиграл спор: в 1956 г. американские физики К. Коуэн и Ф. Райнес «поймали» неуловимую частицу.

Что дает использование нейтринного телескопа? Зачем прилагать неимоверные усилия для поимки неуловимых частиц, если огромное количество информации на Землю доставляют обычные электромагнитные волны?

Все небесные тела не прозрачны для электромагнитного излучения, и если ученые хотят заглянуть в недра Солнца, Земли, галактического ядра (именно там происходят самые интересные процессы), то помочь в этом могут только нейтрино.

Подавляющее большинство таких частиц попадает к нам из Солнца, где они рождаются во время термоядерного превращения водорода в гелий, поэтому все нейтринные телескопы ХХ в. были ориентированы на изучение нашего светила. Начальный этап исследований солнечных нейтрино завершен, и уже делаются первые шаги по изучению потока и спектра частиц, идущих к нам из недр Земли, где они рождаются при распаде урана, тория и других радиоактивных элементов. Характерная энергия подобных процессов — сотни тысяч и миллионы электронвольт на одну частицу.

---

В 1994 году было зарегистрировано первое в мире подводное нейтрино.

---

В 1960 г. советский физик-теоретик, академик М. А. Марков предложил использовать для поимки неуловимых частиц естественные водные резервуары. Все вещество нашей планеты есть гигантский детектор для регистрации нейтрино. Прилетая к нам из космоса, некоторые из них взаимодействуют с отдельными атомами Земли, передавая им часть своей энергии, а заодно и ценную информацию о процессах, происходящих в различных уголках Вселенной. Нужно только суметь ее «увидеть», и проще всего это сделать, наблюдая большие объемы океанской воды.

В 1970-е гг. американские, советские и японские физики, астрономы, инженеры и океанографы проводили оценку потенциально пригодных мест на дне океана, изучали способы размещения глубоководной аппаратуры, испытывали различные типы оптических приемников. В результате многолетних исследований было выбрано оптимальное место — район Тихого океана вблизи Гавайских островов, где глубина превышает 5 км. Проект получил название DUMAND (Deep Underwater Muon and Neutrino Detector, глубоководный детектор мюонов и нейтрино).

Начало работ по погружению научной аппаратуры на океанское дно было запланировано на весну 1981 г. Но оказалось, что не так просто опустить на многокилометровую глубину тысячи оптических приемников, сохранить их в рабочем состоянии и при этом принимать и обрабатывать поступающие с них сигналы. К сожалению, по техническим причинам проект так и не был реализован.

Однако в 1990-е гг. ученые все же увидели следы высокоэнергичных неуловимых частиц, оставленных ими под километровой толщей воды. Произошло это событие не посреди Тихого океана, а в Сибири, на юге Иркутской области.

Нейтринная астрофизика начинает прирастать Сибирью

В конце 1970-х гг. советский ученый, академик, доктор физико-математических наук А.Е. Чудаков предложил использовать для детектирования нейтрино озеро Байкал. Этот уникальный природный резервуар пресной воды, как оказалось, оптимально подходит для решения такой задачи. Во-первых, из-за его глубины, которая превышает 1 км; во-вторых, из-за прозрачности чистейшей воды, составляющей примерно 22 м; в-третьих, из-за того, что на большой глубине в течение всего года температура остается постоянной — 3,4°С; и самое главное, зимой озеро покрывается толстым слоем льда, с которого очень удобно опускать под воду научную аппаратуру.

Строительство телескопа началось в 1990 г., а в 1994 г. было зарегистрировано первое в мире подводное нейтрино. Сегодня в этом международном проекте участвуют научные сотрудники Института ядерных исследований РАН, Иркутского государственного университета, Научного исследовательского института ядерной физики МГУ, Объединенного института ядерных исследований, Санкт-Петербургского государственного морского технического университета, Нижегородского технического университета, Российского научного центра «Курчатовский институт», Акустического института им. А. А. Андреева, Исследовательского центра «Немецкий электронный синхротрон» (DESY). Руководит проектом заведующий лабораторией нейтринной астрофизики высоких энергий Института ядерных исследований РАН, доктор физико-математических наук Григорий Владимирович Домогацкий.

Основу нейтринного телескопа составляют специально созданные для него фотоумножители, помещенные в стеклянные сферы, выдерживающие давление свыше 100 атм. Они попарно крепятся на специально разработанный для данного эксперимента грузонесущий кабель-трос и опускаются через прорубь в воду. Длина троса превышает километр. Снизу он фиксируется при помощи тяжелых якорей, а вверх его тянут буи (гигантские «поплавки»). В результате вся эта «гирлянда» принимает строго вертикальное положение, при этом самые верхние буи находятся на глубине 20 м. Синхронизация работы фотоумножителей осуществляется с помощью лазерного источника света, который через определенные промежутки времени «засвечивает» байкальскую воду внутри детектора. Такое периодическое импульсное освещение играет роль своеобразных «меток» времени при анализе информации, поступающей с фотоумножителей. Кроме того, на дне на расстоянии 600 м от центра детектора закреплены акустические датчики, которые просвечивают весь его объем звуковыми волнами и фиксируют малейшие колебания фотоумножителей.

Сооружение имеет модульный характер; добавляя новые гирлянды к уже имеющимся, можно наращивать рабочий объем детектора. На сегодняшний день работает 11 гирлянд, и эффективная масса детектора составляет примерно 20 Мт. К 2012 г. планируется увеличить ее до 300 Мт, а в 2016 г. телескоп должен достичь своей проектной мощности, близкой к 1 Гт, что соответствует объему в 1 км³. Таким образом, проект прошлого века превращается в реальность.

Ловим нейтрино

Как же происходит регистрация нейтрино? Во-первых, частица может вступить в реакцию с веществом, находящимся внутри объема, окруженного гирляндами (правда, вероятность такого события очень мала). Во-вторых, она может взаимодействовать с ядром какого-нибудь атома, расположенного в радиусе нескольких километров от детектора (в воде или в грунте под установкой), и породить высокоэнергичный мюон, который затем пролетит вблизи гирлянд. При этом эффективный объем детектора возрастает в десятки раз, но появляется проблема: как отличить нейтринные мюоны от атмосферных, возникающих под действием космических лучей?

Когда космические лучи достигают Земли, они взаимодействуют с ядрами атомов, находящимися в верхних слоях атмосферы. При этом рождаются ливни так называемых вторичных космических лучей, в основном нестабильных элементарных частиц. Все они быстро распадаются — за исключением мюонов, которые обладают высокой проникающей способностью, живут 1 мкс и за это время успевают пролететь несколько километров толщи земли, создавая помехи в работе подземных лабораторий.

На первый взгляд это кажется странным, т. к. двигаясь со скоростью света, мюон за одну миллионную долю секунды сможет пролететь не более 300 м. Но дело в том, что при высоких скоростях вступают в силу законы специальной теории относительности. Мюон живет 1 мкс и пролетает 300 м в собственной системе отсчета, а в лабораторной системе отсчета он может прожить несколько микросекунд и пролететь несколько километров. Наблюдение таких нестабильных частиц на километровой глубине есть прямое подтверждение релятивистского замедления времени, однако пролететь десятки километров горных пород мюон не способен. По-этому существует надежный способ отличить нейтринные мюоны от атмосферных.

Фотоумножители, работа которых синхронизируется лазером, регистрируют попадающий на них свет. Затем компьютер расшифровывает полученную информацию и в результате восстанавливает треки частиц, породивших этот свет. Траектории, идущие сверху вниз или даже горизонтально, отбрасываются. Принимаются во внимание только мюоны, пришедшие из-под горизонта. Существует единственное объяснение этим процессам: высокоэнергичное нейтрино, пролетая сквозь Землю, взаимодействует с ядром какого-либо атома, находящегося в пределах нескольких километров от детектора, при этом рождается высокоэнергичный мюон. Именно он долетает до детектора и, двигаясь в воде с релятивистской скоростью, излучает черенковские фотоны. Как показали наблюдения, примерно на 2 млн мюонов, прилетающих сверху, приходится только один, вылетающий из-под горизонта.

Кто из вас из дальнего космоса?

За все время работы Байкальского телескопа было зарегистрировано около 400 событий, порожденных высокоэнергичными нейтрино, но почти все они — атмосферные. В связи с этим нужно было выделить из множества событий те, которые принадлежат нейтрино, прилетевшим из дальнего космоса, т. к. именно они представляют наибольший научный интерес.

Полвека назад регистрация атмосферных нейтрино в глубоких индийских шахтах была выдающимся научным достижением, однако в подводном детекторе они представляют фон, мешающий наблюдениям. Атмосферные нейтрино, в обилии порождаемые космическими лучами в верхних слоях атмосферы, несут информацию только о космических лучах, а ученым интересно узнать об источниках нейтрино, расположенных за пределами Солнечной системы.

---

Основу нейтринного телескопа составляют фотоумножители, помещенные в стеклянные сферы, выдерживающие давление более 100 атмосфер

---

Мюон движется почти в том же самом направлении (в пределах одного градуса), что и породившее его высокоэнергичное нейтрино. Определение траектории внутри детектора происходит с ошибкой 1–2°. В результате телескоп определяет место на небесной сфере, из которого вылетело нейтрино, с общей погрешностью около 3°. Атмосферные нейтрино прилетают к нам в среднем равномерно со всех сторон, но где-то во Вселенной должны быть локальные источники космических нейтрино. Это могут быть квазары, активные ядра галактик, расширяющиеся с огромной скоростью оболочки сверхновых звезд. Загадочные гамма-всплески также способны быть подобными источниками.

Одна из главных задач Байкальского телескопа — выделить из фона космические источники нейтрино, определить их местоположение на небе и затем постараться отождествить с оптическими объектами, которые можно изучать с помощью обычных телескопов.

Чтобы решить эту задачу, нужно зарегистрировать достаточно большое число нейтрино и определить точки на небесной сфере, откуда они прилетели. В тех областях, где расположены объекты, активно излучающие нейтрино, будет наблюдаться локальное повышение потока этих частиц по сравнению с фоном.

Пока никто не знает, каковы мощность и плотность таких источников. На этот счет существуют только гипотезы и предположения. Тем и интересен Байкальский телескоп, что он может дать экспериментальный ответ на подобные вопросы.

Диффузный поток нейтрино

Сильные и слабые локальные источники высокоэнергичных космических нейтрино, находящиеся на различных расстояниях от нас, должны порождать так называемый диффузный поток частиц. Неизвестно, чему равняется его плотность и непонятно, как ее теоретически рассчитать. Экспериментальное определение величины диффузного потока — также одна из основных задач Байкальского телескопа.

На первый взгляд может показаться, что сделать это невозможно. Как выделить на сильном фоне атмосферных нейтрино слабый сигнал частиц, равномерно прилетающих к нам со всех точек небесной сферы? И есть ли в действительности такой сигнал?

Откуда-то из удаленных уголков Вселенной нас достигают космические лучи сверхвысоких энергий. Ясно, что они рождаются не в абсолютно пустом пространстве: их источники находятся в какой-то среде. Взаимодействуя с ее атомами, высокоэнергичные космические лучи порождают нейтрино сверхвысоких энергий. Затем частицы разлетаются по всему космическому пространству, двигаясь в том числе и к Земле.

Космические лучи сверхвысоких энергий взаимодействуют с реликтовыми фотонами и не могут долететь до Земли, сохранив свою энергию. На такое способны только нейтрино. Поэтому, если к нам прилетают протоны с энергией 10¹⁹ эВ, то нейтрино способны прилететь с еще большей энергией, но с какой конкретно, пока неизвестно.

Чтобы решить эту задачу с помощью подводного детектора, нужно измерять величину полного потока всех падающих на Землю нейтрино в зависимости от их энергии. Если она составляет тысячи и миллионы ГэВ, то в нем будут заметно преобладать атмосферные нейтрино. При больших энергиях их количество начнет резко уменьшаться, т. к. они порождаются космическими лучами, интенсивность которых быстро падает с увеличением энергии, стремясь к нулю при энергиях выше 10¹⁹. Соответственно, будет стремиться к нулю и поток атмосферных нейтрино.

Параметры космических лучей известны, поэтому можно рассчитать спектр порождаемых ими атмосферных нейтрино. Сравнивая его со спектром частиц, наблюдаемых с помощью Байкальского телескопа, можно определить их разницу, которая и будет характеризовать величину космического диффузного нейтринного потока. В настоящее время определен спектральный состав нейтрино вплоть до энергий 10¹⁴ эВ. Он практически полностью совпадает с атмосферным, и, следовательно, диффузный космический фон в этом диапазоне пренебрежимо мал. При дальнейшем повышении энергии (а это станет возможным, когда объем детектора увеличится в несколько раз) поток атмосферных нейтрино должен стать намного меньше диффузного космического фона. Но при каких энергиях это случится — 10¹⁵ эВ или больше — и предстоит выяснить ученым.

В 1931 г. Поль Дирак ввел в физику необычную частицу — магнитный монополь. Английский ученый смог доказать, что существование хотя бы одного магнитного заряда сразу бы объяснило непонятный факт квантования электрического заряда. До сих пор все усилия обнаружить экзотическую частицу заканчивались неудачей. Но если магнитный заряд все-таки существует, то, двигаясь в веществе, он будет излучать электромагнитные волны. И если это редкое событие произойдет вблизи Сибирского детектора, то монополь будет обнаружен

Темная сторона Вселенной

Сегодня большинство астрономов уверено, что основная масса Вселенной приходится на так называемую темную материю. Она никак «не выдает» себя, т. к. не принимает участия ни в каких взаимодействиях, кроме гравитационного. Поэтому предполагается, что это некие неизвестные науке стабильные слабовзаимодействующие частицы, обладающие достаточно большой массой. В противном случае их давно бы обнаружили на современных ускорителях. Если это так, то подобные частицы должны «скапливаться» в сильных гравитационных полях — вблизи и внутри массивных тел. Например, их должно быть много внутри Земли, где они могут свободно двигаться сквозь вещество, практически не взаимодействуя с ним. В этом случае иногда может происходить аннигиляция частицы и античастицы. В результате должны рождаться нейтрино и антинейтрино, обладающие высокой энергией. Задача Байкальского телескопа — зарегистрировать сигнал от таких событий, либо установить верхний предел для плотности темной материи.

Новое окно

Неудача международного проекта DUMAND вызвала пессимизм среди ученых. Казалось, что сооружение гигантских подводных детекторов наталкивается на непреодолимые технические трудности. Заработавший Байкальский телескоп не оставил и следа от подобных опасений. Стало ясно, что нейтрино сверхвысоких энергий, прилетающие к нам из дальнего космоса и несущие с собой «эксклюзивную» информацию, можно регистрировать, используя для этого естественные водные резервуары.

Во второй половине 1990-х гг. по инициативе американских ученых был сооружен нейтринный детектор AMANDA в Антарктиде, вблизи Южного полюса. Его новизна в том, что фотоумножители устанавливаются на большой глубине не в воде, а во льду. Во-первых, как оказалось, прозрачность антарктического льда достигает 100 м, что стало приятной неожиданностью для ученых. Во-вторых, чрезвычайно низкий тепловой шум фотоумножителей при температуре –50°С резко улучшает условия регистрации очень слабых световых сигналов. Первое подледное нейтрино было зарегистрировано в 1996 г. На очереди создание на Южном полюсе детектора Ice Cube с чувствительным объемом, близким к 1 км³.

Таким образом, к настоящему времени уже работают два гигантских детектора по изучению нейтрино сверхвысоких энергий. Кроме того, и европейские страны решили обзавестись собственными глубоководными телескопами. Сооружение детектора ANTARES с рабочим объемом, сравнимым с действующими Байкальским и Антарктическим детекторами, должно завершиться в этом году вблизи берегов Франции. Все это вселяет уверенность, что через 10–20 лет нейтринная астрофизика сверхвысоких энергий станет мощным инструментом для изучения Вселенной.

Космический нейтринный поток — это новый канал, по которому мы можем принимать информацию об устройстве Вселенной. Пока в нем открыто только малое окно шириной в несколько МэВ. Сейчас происходит открытие нового окна в области высоких и сверхвысоких энергий. Что мы через него увидим в ближайшее время — неизвестно, но наверняка оно принесет нам немало сюрпризов.

Дополнительная литература:
1) Домогацкий Г.В., Комар А.А., Чудаков А.Е. Подземные и подводные эксперименты в физике и астрофизике // Природа, 1989, № 3, с. 22–36.
2) Березинский В.С., Зацепин Г.Т. Возможности экспериментов с космическими нейтрино очень высоких энергий: проект ДЮМАНД // УФН, 1977, № 5, с. 3–36.
3) Лернд Дж., Эйхлер Д. Глубоководный нейтринный телескоп (перевод из Scientific American) // УФН, 1982, № 7, с. 449–465.
4) Дэвис Р. Полвека с солнечными нейтрино. (Нобелевская лекция по физике — 2002) // УФН, 2004, № 4, с. 408–417.
5) Кошиба М. Рождение нейтринной астрофизики (Нобелевская лекция по физике — 2002) // УФН, 2004, № 4, с.  418–426.
6) Бакал Дж. Нейтринная астрофизика. М.: Мир, 1993.

Космос глазами молодёжи

We hope your works of art will get insight into the future and show steps of space exploration and cover the topic of the uniqueness of life on the Earth.

We will collects children’s works of art from all over the world and they will contribute to the bright future of the Earth.

We are grateful to everyone who does not remain indifferent, and shows his vision of the future of our planet, the solar system, the galaxy «Milky Way».

We are sure that you have made a galaxy of arts to help everyone to find their orbit of creation.

Participation in the competition is a good incentive for your development. Space gives us vivid examples of courageous, brave people who devoted their lives to the service for the humankind.

Spaceflights contribute to better understanding of the past, the present and the future making the latter more humanistic.

Your creativity will show the way to success and will take place in all professional fields including medicine. Serving for the benefit of human health is beyond time.

In our space age biological knowledge significantly extend the capabilities of a person, making it stronger and more resistant to all challenges.

At the same time, new knowledge teaches us to appreciate life itself!

Conquering new space routes, discovering the secrets of the other planets of the solar system, the astronauts will always remember their cradle — beautiful planet Earth.

We have no doubt that your creative works will affect the life of many brave countrymen — heroes of space. You will be giving their peers a dream and the opportunity to consider the true value of life, the fragility of our planet and the importance of the preservation of life on it.

Today each of you creates our common future. And the more it is based on the good will of creativity, knowledge, sensitivity and charity, the brighter and wiser our future would be!

We wish you success, happiness and a happy flight of creativity for sake of life on Earth!

В поисках фонового шума: проверка космической реальности

Примечание редактора: мы публикуем эту функцию из мартовского выпуска 2002 года из-за новостей с ежегодного собрания Американского астрономического общества об обсуждаемом здесь явлении.

С каждой ежедневной газетой появляется новое астрономическое открытие: новое небесное тело, новый физический процесс, новая форма материи. Закончатся ли когда-нибудь откровения? Наступит ли когда-нибудь день, когда астрономы будут уверены, что они произвели полную инвентаризацию Вселенной? Если вопрос поставлен так широко, ответ явно отрицательный: астрономы уже знают, что не все во Вселенной можно увидеть непосредственно, и дополнительные сюрпризы неизбежны.Но на несколько более узкий вопрос — закончат ли когда-нибудь астрономы свой подсчет звезд, галактик и другой светящейся материи? — дает совершенно другой ответ. Действительно, наступит день, когда астрономы составят основную часть света во Вселенной, и этот день быстро приближается.

За прошедшие годы астрономы разработали тип проверки качества, который может сигнализировать, пропустили ли они какой-либо важный источник света. Идея состоит в том, чтобы изучить явление, которое большинство наблюдателей считает неприятным: так называемое фоновое излучение. Когда ученые в любой дисциплине говорят о «предыстории», они обычно имеют в виду все, кроме того, что им интересно. Телескоп, улавливающий излучение звезды, не может избежать улавливания света от других близких и далеких тел. Этот посторонний свет служит только для снижения точности желаемого измерения.

Те из нас, кто изучает радиационный фон, сосредотачивают свое внимание именно на том, что наши коллеги пытаются игнорировать. Сначала мы складываем весь свет, исходящий из данной области пространства.Затем мы систематически вычитаем вклад известных объектов, таких как звезды, галактики и газовые облака — все вместе, «передний план». Если что-то осталось, какое-то рассеянное сияние неопределенного происхождения, мы знаем, что наша перепись небесных объектов все еще должна быть неполной.

Иногда диффузное свечение наблюдается, когда объекты расположены очень близко друг к другу и телескоп не имеет достаточного углового разрешения, чтобы различить их. Возьмем, к примеру, Млечный Путь, который невооруженным глазом выглядит размытым. В простой бинокль вы можете увидеть, что размытие состоит из миллионов отдельных световых точек. В других случаях диффузное свечение исходит от действительно диффузного источника, такого как зодиакальная пыль нашей солнечной системы или газообразные остатки сверхновых в нашей галактике. Многие (но далеко не все) из этих источников в нашей галактике и близлежащих галактиках были идентифицированы, поэтому их можно рассматривать как часть переднего плана. Излучение, исходящее далеко за пределами нашей галактики и заполняющее всю вселенную, является космическим фоном.

За последние полдесятилетия, когда чувствительность и разрешение телескопов резко улучшились, астрономы стали учитывать все больше и больше фонового свечения. Поступая так, мы обнаружили, что наши предыдущие описания Вселенной были неполными: например, мы сильно недооценили распространенность сверхмассивных черных дыр. Отнюдь не отдельные странности, как когда-то думали, они повсюду. Более ранние исследования упустили их, потому что они покрыты огромным количеством пыли. Теперь, когда эти дыры обнаружены, мы скоро сможем полностью объяснить фон.

Это не значит, что мы увидим все, что можно увидеть. Мы не можем составить каталог всех небесных тел не больше, чем биолог может сосчитать каждого жука. Но точно так же, как биологи могут справедливо заявить, что знают все основные типы, скажем, наземных млекопитающих, астрономы находятся на грани идентификации всех основных классов светоизлучающих объектов.

Ни шепота не будет потеряно Когда поклонники астрономии слышат слово «фон», они сразу же думают о знаменитом космическом микроволновом фоне (CMB).Это повсеместное радиоизлучение, по-видимому, имеет действительно диффузное происхождение — а именно горячую плазму, заполнившую Вселенную, когда ей было всего 400 000 лет. Из-за расширения Вселенной это излучение сегодня наблюдается с максимальной длиной волны около одного миллиметра, соответствующей температуре 2,7 кельвина. Изучение спектра и распределения реликтового излучения предоставило убедительные доказательства теории большого взрыва.

Тем не менее, реликтовое излучение — это только часть истории. Весь электромагнитный фон на самом деле представляет собой смесь компонентов, каждая из которых доминирует в определенном диапазоне длин волн.Помимо реликтового излучения, существуют менее известные фоны космического рентгеновского излучения (CXB), космического инфракрасного фона (CIB) и космического оптического фона (COB).

Точное измерение этих компонентов — одна из самых сложных задач наблюдательной астрономии. Концептуально это кажется таким простым: посмотрите на небо, чтобы измерить общий сигнал, а затем вычтите все известные источники между Землей и глубокой Вселенной (на переднем плане): шум детекторов, сигналы внутри нашей солнечной системы, излучение от остальная часть галактики и так далее.Кроме того, необходимо исправить любое ослабление фонового сигнала на переднем плане.

Однако выполнить все эти вычитания с достаточной точностью непросто; вычитание — это операция, которая усиливает ошибку. В определенных диапазонах длин волн наблюдателям повезло, что фон — самое яркое излучение в небе, но в других диапазонах им приходится извлекать космический шепот из грохота переднего плана. Чаще всего ограничивающим фактором является точность, с которой астрономы знают излучение переднего плана.Они пытаются обойти эту проблему, концентрируясь на областях неба, которые полностью лишены звезд и других известных передних планов — чем скучнее, тем лучше. Несмотря на препятствия, теперь наблюдатели определили спектр космического фона с довольно высокой точностью в широком диапазоне спектра.

Рентгеновский компонент, открытый в 1962 году, имеет характерный выступ около 30 килоэлектронвольт, что примерно соответствует длине волны, используемой для медицинских рентгеновских лучей, и длинный хвост в сторону более высоких энергий, включая гамма-лучи.Ниже 1 кэВ, наложенных на этот континуум, находится ряд атомных эмиссионных линий, которые, похоже, являются отпечатком газа, нагретого до нескольких миллионов кельвинов и, скорее всего, расположенного внутри или вокруг нашей галактики.

В 1970-х годах первые рентгеновские спутники, такие как UHURU, ARIEL V и HEAO-1, ​​показали, что рентгеновское излучение более высоких энергий равномерно распространяется по небу. Таким образом, его происхождение должно быть в основном внегалактическим: если бы он пришел из нашей солнечной системы или галактики, яркость была бы сильно искажена в определенных направлениях, соответствующих плоскости планет или галактического диска.Спутники гамма-излучения, такие как SAS-3, COS-B и обсерватория гамма-излучения Комптона, обнаружили аналогичную однородность при еще более высоких энергиях.

В то время как CMB и CXB доминируют в небе в своих соответствующих диапазонах, другие компоненты космического фона составляют лишь небольшую часть излучения в своих соответствующих диапазонах длин волн. Несколько лет назад несколько групп независимо друг от друга зарегистрировали фоновый сигнал в дальнем инфракрасном диапазоне в высокочастотном хвосте реликтового излучения [см. «Свечение в темноте» Джорджа Массера; Scientific American, март 1998 г. ].В ближнем и среднем инфракрасном диапазоне яркий зодиакальный свет затемняет фон, поэтому астрономы обычно прибегают к интерполяции измерений из других диапазонов длин волн. Они также установили верхние пределы из наблюдений гамма-лучей высоких энергий: слишком густая дымка инфракрасных фотонов будет мешать распространению гамма-лучей. Только за последние два года наблюдатели провели прямые измерения в инфракрасном диапазоне.

В оптическом и ультрафиолетовом диапазонах первые прямые измерения фона были объявлены в декабре прошлого года Ребеккой А.Бернштейн из Мичиганского университета и ее коллеги. До своей работы астрономы полагались на ограничения, полученные путем суммирования света самых слабых галактик, видимых космическим телескопом Хаббла. В крайнем ультрафиолете фон скрыт межзвездной средой, поэтому уровень фона можно оценить только путем интерполяции между ультрафиолетовыми и рентгеновскими измерениями.

Скрыто на заднем плане Чтобы использовать фоновое излучение в качестве проверки качества, астрономам пришлось разработать способы сравнения измеренных значений с ожидаемыми. Это непростая задача. Фон представляет собой запутанную смесь света от различных классов астрономических объектов. Звездный свет, который образуется в результате термоядерного синтеза, в основном ограничен длинами волн ближнего инфракрасного, оптического и ультрафиолетового диапазонов. Квазары и другие активные галактические ядра (AGN), черные дыры которых поглощают материю и эффективно преобразуют ее гравитационную энергию в излучение, светят в очень широком диапазоне — от радиоволн до гамма-волн. Облака пыли поглощают оптический, ультрафиолетовый и рентгеновский свет и переизлучают энергию в дальнем инфракрасном диапазоне.Еще больше усложняет ситуацию то, что фон объединяет свет от объектов, находящихся на совершенно разных космических расстояниях и стадиях эволюции.

Одна из стратегий состоит в том, чтобы проводить интенсивные исследования неба — проводить наблюдения с максимально возможным разрешением и чувствительностью и, таким образом, фиксировать определенные источники фона. Сравнивая результаты, полученные на разных длинах волн, мы можем определить, что это за объекты. Однако этот прямой подход может обеспечить необходимую точность только для относительно ярких объектов в очень ограниченных областях неба.Чтобы получить более широкую картину, мы обратимся ко второму методу, известному как популяционный синтез: вычисляем ожидаемое излучение от возможных комбинаций объектов, сравниваем это предсказание с фоновыми измерениями и продолжаем пробовать разные комбинации, пока не окажется, что одна из них подходит.

Поскольку CXB был первым известным фоном, он изучен больше, чем другие фоновые компоненты. Самый основной вопрос — происходит ли CXB из неразрешенных источников или из неизвестного до сих пор типа диффузного газа? — обсуждался в течение трех десятилетий [см. «Происхождение космического рентгеновского фона» Брюса Маргона; Scientific American, январь 1983 г.].В 1990-е годы вопрос окончательно разрешился с помощью косвенных аргументов. Если CXB исходит из горячего межгалактического газа, этот газ также должен действовать как экран, искажающий наше представление о космическом микроволновом фоне. Тогда спектр CMB будет отклоняться от спектра идеального черного тела. Тем не менее, наблюдения реликтового излучения, особенно спутником Cosmic Background Explorer, не выявили такого отклонения. Следовательно, только малая часть рентгеновского фона может исходить от такого газа; более холодный газ может вносить свой вклад, но по большей части CXB должен представлять неидентифицированные дискретные источники.

Но что это могут быть за источники? Первые интенсивные исследования, чтобы ответить на этот вопрос, были выполнены в начале 1980-х годов с помощью рентгеновского спутника Эйнштейна (HEAO-2) Риккардо Джаккони, первооткрывателем РРБ, и другими. Они разрешили около пятой части рентгеновского фона на дискретные источники, включая квазары. Спутник РОСАТ продолжил эту работу. В 1984 году группа ученых, в которую входили Джаккони, Маартен Шмидт (открыватель квазаров), Иоахим Трумпер (отец ROSAT) и один из нас (Хасингер), встретились в Институте внеземной физики Макса Планка в Гархинге, Германия, чтобы начать планирование глубоких исследований с помощью этого спутника. После запуска РОСАТ в 1990 году исследования превратились в крупное предприятие, продолжавшееся более десяти лет и вовлекающее большое количество сотрудников, большее, чем мы могли бы перечислить здесь.

Глубинные исследования так называемой дыры Локмана — области, близкой к Большой Медведице, которая почти свободна от поглощения на переднем плане, — являются одними из самых продолжительных и самых глубоких рентгеновских и оптических наблюдений, когда-либо проводившихся. Они разрешили 80 процентов рентгеновского фона при энергиях менее 2 кэВ, диапазон, который астрономы называют мягким рентгеновским излучением.Основным узким местом была оптическая идентификация. Мы должны искать аналоги источников рентгеновского излучения на глубоких оптических изображениях, и часто они очень тусклые. Затем мы должны получить их спектры, которые показывают свойства объектов, а также их красное смещение, меру расстояния. Эта работа была бы невозможна без гигантского телескопа Кека, но даже его 10-метровое зеркало с трудом собирает достаточно света для измерения спектров самых слабых оптических аналогов.

Около 80 процентов источников ROSAT оказались активными галактическими ядрами различных типов — в основном светящимися квазарами и так называемыми галактиками Сейферта-1. Широкие эмиссионные линии в спектрах этих ядерных ядер указывают на то, что мы можем ясно видеть их самые внутренние области, где чудовищные черные дыры пожирают себя.

Валятся в пыли Остальные АЯГ, однако, показывают только узкие эмиссионные линии или вообще не показывают эмиссионных линий, что говорит о том, что газ и пыль закрывают нам вид на их центральные черные дыры.Они классифицируются как квазары 2 типа или галактики Сейферта-2. Существование второго типа имеет смысл в рамках «единой модели» для AGN. Предложенная в середине 1980-х годов унифицированная модель утверждает, что все AGN содержат не только центральную черную дыру, но также тор из газа и пыли. В зависимости от того, как этот тор ориентирован, он может скрывать черную дыру. С тех пор модель была обновлена, но основной прогноз остался прежним: мы воспринимаем либо незатененный (тип 1), либо скрытый (тип 2) AGN.

Хотя эти обзоры с помощью мягкого рентгеновского излучения показали, что AGN являются доминирующими источниками рентгеновского фона, очевидный парадокс возник, когда астрономы начали использовать свою вторую стратегию для понимания фона, а именно, синтез населения. Когда астрономы сложили вместе спектры различных типов AGN в соответствии с их наблюдаемыми пропорциями, результат должен был сравняться со спектром CXB. Это не так. Спектры AGN имеют плоскую или чашевидную форму, тогда как спектр CXB имеет пик при 30 кэВ.

Решение этого несоответствия было предложено в 1989 году Джанкарло Сетти из Болонского университета в Италии и Ло Вольтер из обсерватории Верхнего Прованса во Франции, которые в то время вместе работали в Европейской южной обсерватории в Гархинге. Они выдвинули гипотезу, что моделирование популяционного синтеза не добавило AGN в их правильных пропорциях. Вопреки тому, что люди думали, большинство источников рентгеновского фона могут быть АЯГ 2 типа. Рентгеновские лучи более высоких энергий (так называемые жесткие) могут проникать в пыль и газ вокруг этих черных дыр, тогда как мягкие рентгеновские лучи поглощаются. Таким образом, общий спектр CXB будет отличаться от спектра ярких AGN.

Обратившись к этой идее, разработчики моделей популяционного синтеза искали правильную смесь AGN типа 1 и типа 2, которая объяснила бы спектр CXB, принимая во внимание то, как эти объекты могут эволюционировать с течением времени. Как было показано в 1995 году Андреа Комастри из Института внеземной физики Макса Планка и его сотрудниками, такие модели могут воспроизводить спектр до 300 кэВ, если подавляющее большинство — от 80 до 90 процентов — энергии, производимой черные дыры скрыты толстыми облаками газа и пыли.Если так, то этих зверей в ранней Вселенной было в 100 раз больше, чем сегодня — цифра, соответствующая их формированию почти во всех галактиках. Они могли бы остаться незамеченными, если бы не космический рентгеновский фон.

Связанный с этим парадокс касается оптического и инфракрасного фона (COB и CIB соответственно). COB, скорее всего, представляет собой суммарное излучение звезд, смещенное в красную область по мере расширения Вселенной. CIB, с другой стороны, имеет спектр пыли при температуре от 10 до 100 кельвинов, также смещенный в красное смещение.Энергия, представленная излучением пыли, должна в конечном итоге происходить от звезд и ядерных ядер. Тем не менее, CIB такой же яркий или яркий, как COB. Это как если бы луна (которая просто отражает солнечный свет) была ярче, чем солнце (источник этого света). Логическое разрешение этого парадокса, как и парадокса рентгеновского излучения, состоит в том, что значительная часть источников излучения во Вселенной покрыта газом и пылью.

Чтобы подтвердить эти выводы, астрономы изучали фоновое излучение на длинах волн, на которые не повлиял бы какой-либо затемняющий материал, а именно, жесткое рентгеновское излучение.Это мощное излучение проходит сквозь пыль, как если бы ее и не было. Две большие новые рентгеновские обсерватории, которые сейчас находятся на орбите, Рентгеновская обсерватория Чандра (с превосходным угловым разрешением) и XMM-Newton (с большой площадью телескопа), расширили диапазон, покрываемый ROSAT, до значительно более высоких энергий, вплоть до 10 кэВ, но еще не до пика рентгеновского фона. Наиболее чувствительные к настоящему времени рентгеновские исследования были выполнены с помощью Chandra в двух областях неба, в южной части глубокого месторождения Чандра и северном глубоком поле Хаббла, группами, возглавляемыми Джаккони, который сейчас работает в Университете Джона Хопкинса, и Гордоном П. .Гармире из Университета штата Пенсильвания. Эти исследования разрешили не менее 80 процентов жесткого рентгеновского фона.

Работа над оптическим согласованием только началась. Пока что источники представляют собой смесь АЯГ типа 1 и типа 2, что прекрасно согласуется с моделями. Интересно, что около 10 процентов источников рентгеновского излучения, обнаруженных Чандрой, представляют собой очень слабые галактики — предположительно нормальные галактики, не содержащие AGN. Их рентгеновское излучение связано в основном с газом, нагретым в результате звездообразования.

Дружелюбное окружение ULIRG Две основные стратегии, используемые для изучения фона, оставляют желать лучшего. Интенсивные исследования подталкивают технологии к выходу за их пределы, а синтез населения довольно абстрактен. Поэтому астрономы разработали третью стратегию: исследовать ближайшую Вселенную в поисках аналогов далеких галактик 2 типа.

Они нашли свой ответ в галактике NGC 6240. Это одна из «паршивых овец» в окрестностях Млечного Пути — член экзотического класса, известного как сверхъестественные инфракрасные галактики (ULIRG).Такие галактики излучают большую часть своей общей энергии в дальнем инфракрасном диапазоне, что является верным признаком того, что они насыщены пылью. Поскольку пыль состоит из тяжелых химических элементов, которые синтезируются в звездах и рассеиваются в космосе, когда эти звезды умирают, колоссальное количество пыли предполагает колоссальное звездообразование.
В то время как Млечный Путь дает несколько новых звезд в год, NGC 6240, должно быть, дает сотни. NGC 6240 не только разрушена звездообразованием, но и проклята одной из самых прожорливых черных дыр в ближайшей Вселенной.

Общий спектр NGC 6240 имеет ту же форму, что и спектр космического фона. Он содержит все ингредиенты, необходимые для объяснения фона, хотя нам все еще нужно смешать их в правильных пропорциях.

Увидев, как выглядит NGC 6240, астрономы поняли, что неожиданное преобладание AGN типа 2 в ранней Вселенной имеет естественное объяснение: AGN сопровождались вспышками звездообразования. Звезды извергали пыль, которая скрывает дыры от нашего взгляда.Действительно, накопление доказательств указывает на то, что звездообразование и питание черных дыр в прошлом были гораздо более распространены, чем сегодня. Похоже, что эти два процесса достигли своего пика примерно в одну и ту же эпоху космической истории.

Почему AGN и вспышки звездообразования происходят одновременно? Пока никто не знает. Кажется вполне вероятным, что у этих двух процессов одна и та же основная причина: столкновения галактик, в результате которых газ движется по спирали к центру галактики, после чего он либо образует звезды, либо падает в дыру. Почти все ULIRG, включая NGC 6240, демонстрируют признаки столкновения с другой галактикой. С другой стороны, не все AGN связаны с крупными столкновениями.

Многие исследователи считают, что связь между АЯГ и вспышками звездообразования может быть намного более тесной, чем просто наличие общего источника топлива. Черные дыры могут непосредственно разжигать огонь звездообразования, или звезды могут помогать направлять материал в дыру. Звезды и сверхмассивные дыры могут даже быть симбиотическими, неспособными существовать друг без друга.Такие связи могут объяснить корреляцию между свойствами галактик и их центральными отверстиями [см. «Дыра Шебанг» Джорджа Массера; Scientific American, октябрь 2000 г.].

Опираясь на исследования NGC 6240 и подобных ей, астрономы использовали популяционный синтез, чтобы выяснить, могут ли АЯГ и звездообразования объяснить не только рентгеновский фон, но также оптический и инфракрасный фон. Кажется, нет. Совместные наблюдения Чандры и инструмента SCUBA, который ведет наблюдения на субмиллиметровых волнах между дальним инфракрасным и радио, не смогли выявить большого совпадения. Омар Альмайни из Королевской обсерватории в Эдинбурге, Шотландия, и его сотрудники подсчитали, что до 30 процентов космического инфракрасного фона в конечном итоге генерируется АЯГ. Хэзингер и его коллеги объединили измерения дыры Локмана с помощью рентгеновского микроскопа и инфракрасной космической обсерватории, установив нижний предел — 15 процентов — вклада AGN в инфракрасный фон.

Элиз Н. Арчибальд из Объединенного астрономического центра в Хило, Гавайи, и ее сотрудники объяснили эти открытия как естественную последовательность формирования галактик.По их сценарию, каждая галактика образуется вокруг черной дыры с относительно небольшой массой (от 10 до 1000 солнечных масс). Сначала звездный свет преобладает в общем объеме излучения галактики, потому что маленькая дыра все еще должна расти. Дыра делает это экспоненциально, заглатывая материал так быстро, как только может. Примерно через 500 миллионов лет дыра стала настолько толстой — в миллиард солнечных масс, — что падающий материал затмевает звезды. Родился квазар. Через некоторое время этот квазар съел все доступное топливо и засыпает, пока новый газ не попадет в центр, разбудив его.Отверстие также может сливаться с другим такого же размера.

Безусловно, некоторые исследователи думают, что мы все еще можем упустить какой-то важный элемент головоломки, например, галактики, которые слишком разбросаны, чтобы видеть их напрямую, или звезды, которые сформировались раньше, чем галактики [см. «Первые звезды во Вселенной» Ричард Б. Ларсон и Фолькер Бромм; Scientific American, декабрь 2001 г.]. Источники, отличные от AGN, были предложены для очень высокоэнергетического хвоста CXB. Например, значительная часть гамма-лучей может быть произведена электронами, катапультированными до огромных скоростей во время формирования крупномасштабной структуры Вселенной.

Необходимы дальнейшие интенсивные исследования, чтобы отделить различные процессы, влияющие на фон, и будущие обсерватории, такие как Космический инфракрасный телескоп, Дальний инфракрасный телескоп Herschel, Космический телескоп следующего поколения и Большая миллиметровая решетка Атакама, будут требуется для изучения некоторых объектов, обнаруженных рентгеновскими спутниками. Рентгеновская спектрометрия запланированной миссии XEUS может иметь решающее значение, потому что она может быть в состоянии оценить красные смещения только по рентгеновским данным, что позволит наблюдать объекты, слишком сильно затемненные, чтобы их вообще можно было увидеть в оптическом диапазоне.Такая работа могла бы, наконец, объяснить таинственную связь между галактиками и черными дырами в их центрах, определить, какие из них образовались первыми, и описать, как звездообразование связано с активностью черных дыр.

Яркое ночное небо Изучение фона — классический пример того, что в астрономии все не так, как кажется. Само присутствие фона указывает на то, что, несмотря на первое появление, ночное небо не совсем темное. На протяжении большей части истории человечества тьма ночного неба считалась само собой разумеющимся, и вопрос заключался в том, почему это так.В бесконечной вселенной, наполненной звездами, каждая линия взгляда должна в конечном итоге совпадать с поверхностью звезды. Затухание звездного света с увеличением расстояния должно быть точно отменено увеличением количества звезд, которые вы видите, когда смотрите дальше, поэтому ночное небо должно казаться таким же ярким, как поверхность солнца. День и ночь должны сливаться в одно целое.

Эта загадка, известная как парадокс Ольбера, была решена в 1848 году Эдгаром Алланом По. В своей прозе «Эврика» он утверждал, что у звезд, должно быть, не было достаточно времени, чтобы заполнить вселенную светом.Таким образом, темнота ночного неба говорит нам, что Вселенная не существовала вечно. Эта гипотеза не только выдержала испытание временем, но и в конечном итоге оказалась решающей для формулировки теории большого взрыва.

И все же ночь не черна как смоль; он пронизан космическим фоном. Хотя мы добились значительного прогресса в объяснении этого, нам еще многое предстоит сделать. В то время как мыслители XIX века должны были объяснить, почему ночное небо не такое яркое, современные космологи должны выяснить, почему оно не совсем темное.

Почему на большинстве космических снимков нет звезд?

Есть несколько вопросов, которые мы все время получаем в Планетарном обществе. Посмотрите на космос ночью из темного места, и вы увидите бесчисленные звезды. Почему же тогда фотографии космических объектов не содержат звезд? Почему на черном небе Луны на фотографиях Чанъэ нет звезд?

Ответ: звезды там, они слишком тусклые, чтобы показаться.

Могу проиллюстрировать примером из повседневной жизни.Я уверен, что каждый, кто читал эту статью, совершил ошибку, сфотографировав любимого человека, стоящего перед ярко освещенным окном. На фотографии вы видите только силуэт; лицо вашего объекта представляет собой почти безликую тень. Их лицо, конечно, все еще существует! Просто он недостаточно ярко освещен, чтобы его можно было увидеть на фотографии.

Проблемы, из-за которых ваши случайные снимки могут выглядеть плохо, влияют и на космические снимки. Давайте поговорим о трех вещах, которые влияют на то, какие детали вы можете увидеть на любой фотографии, будь то звезда, планета или человек: чувствительность камеры, время, в течение которого ваша камера собирала свет, и динамический диапазон вашего камера.

Насколько чувствительна ваша камера?

Сколько света нужно, чтобы видеть ваша камера? Модные камеры могут регулировать чувствительность, открывая и закрывая отверстие, пропускающее свет. Человеческие глаза постоянно делают одно и то же автоматически, расширяя и сужая зрачки. Если вы зрячий человек, идущий от ярко освещенной площадки к темной на открытом воздухе, вы также не увидите звезд на небе, по крайней мере, не сразу. По мере того, как ваши глаза увеличивают свою чувствительность, открывая зрачки, вы постепенно замечаете все более и более тусклые звезды.

Большинство космических фотоаппаратов фактически не могут отрегулировать свою диафрагму таким образом. Вместо этого ученые предсказывают уровни освещенности, с которыми камера столкнется во время своей миссии, и проектируют свои инструменты так, чтобы они имели апертуру, размер которой соответствует диапазону целей, с которыми они ожидают столкнуться. Это может быть проблемой, если ваш космический корабль будет сталкиваться с широким диапазоном яркости цели, но вы заставляете свою камеру работать с намеченными научными целями и не волнуйтесь, если она не идеальна для каких-либо забавных дополнений, которые вы можете фотографировать по пути . OSIRIS-REx, чья MapCam была разработана для изучения цветов астероида с очень темными тонами, не мог смотреть на Землю, не будучи пораженным ярким светом, отражающимся от ярких облаков, вызывая артефакты, которые вы видите в верхней части этого изображения. .

Схема освещения «Съемка на белом фоне в небольшой студии» от Carloviv15

Я свет

нажмите, чтобы увеличить

Съемка на белом фоне в небольшой студии

Съемка на белом фоне в небольшом пространстве — одна из самых неприятных вещей, которые вы можете сделать как фотограф.Вот как я это делаю. Установите вспышку в отражающемся зонте с каждой стороны белого фона. Наденьте гобо на головку каждой вспышки, чтобы предотвратить попадание прямого света на объект. Поместите объект не менее чем на 3 фута перед фоновыми источниками света. Поместите глобальный несколько направленный зонтик с отражением, чтобы заполнить всю область белого фона. Держите его достаточно далеко, чтобы он равномерно освещал всю площадь. Установите диафрагму / ISO, чтобы избежать засветки на земле там, где будет находиться ваш объект.Фон может стать чисто белым. Я обычно устанавливаю все три фары на одинаковую мощность примерно на 1/8 на SB-800. Я работаю с детьми, поэтому время перезарядки очень важно для меня, даже если мне придется повысить ISO. Если вы сделаете это правильно, вы получите хороший равномерный свет, большие круглые блики в глазах объекта и приятное обтекание объекта фоновым освещением. При таком плоском освещении фоновые огни фактически выполняют двойную работу, освещая фон и давая вам немного света по краю.У меня есть полное руководство по этой настройке на «photolist.me»: https: //www.photolist.me/#! Photolist / 64

Съемка на белом фоне в небольшом пространстве — одна из самых неприятных вещей, которые вы можете сделать как фотограф.

Вот как я это делаю.

Установите вспышку в отражательном зонте с каждой стороны белого фона. Наденьте гобо на головку каждой вспышки, чтобы предотвратить попадание прямого света на объект.

Поместите объект не менее чем на 3 фута перед фоновыми источниками света.

Поместите глобальный несколько направленный отражающий зонтик, чтобы заполнить всю область белого фона. Держите его достаточно далеко, чтобы он равномерно освещал всю площадь.

Установите диафрагму / ISO, чтобы избежать засветки на земле там, где будет находиться ваш объект. Фон может стать чисто белым. Я обычно устанавливаю все три фары на одинаковую мощность примерно на 1/8 на SB-800. Я работаю с детьми, поэтому время перезарядки очень важно для меня, даже если мне придется повысить ISO.

Если вы все сделаете правильно, вы получите красивый равномерный свет, большие круглые блики в глазах объекта и приятное обтекание объекта фоновым освещением.При таком плоском освещении фоновые огни фактически выполняют двойную работу, освещая фон и давая вам немного света по краю.

У меня есть полное руководство по этой установке на photolist.me

Добавьте фоновое освещение, чтобы получить трехмерное пространство

Освещение фона вашего кадра может добавить глубины сцене и повысить производственную ценность вашего проекта.

Вот все, что вам нужно знать о технике.

Верхнее изображение через Stillmotion

Основная цель освещения — раскрыть ваш талант таким образом, чтобы правильно подчеркнуть тон истории, а также сохранить практические принципы композиции — экспозицию, детали в тенях, детали в светлых участках и т. Д.Второстепенная и часто упускаемая из виду область — это фоновое освещение .

Фоновое освещение — это акт освещения области позади актеров, которая часто не в фокусе и, возможно, даже преграждена самим талантом. Первый вопрос: зачем вообще нужно освещать фон, если он будет не в фокусе и, возможно, будет виден только частично? Основная причина заключается в том, что фоновое освещение помогает создать трехмерное пространство , в двухмерной плоскости.

Хорошо . Что я имею в виду?

В реальной жизни все имеет размер — высоту, ширину, глубину. Имея эту информацию, мы можем ответить на вопросы, касающиеся визуальных свойств. Насколько высокое это здание. Как далеко этот человек? Основной принцип любого экрана — это то, что он двумерный. Экраны кинотеатров, телевизоров, мобильных телефонов и компьютеров представляют собой плоские поверхности. Невозможно измерить визуальную информацию с этих экранов, особенно, что наиболее важно, глубину.

Естественно, что член аудитории должен иметь возможность смотреть фильм или телевизор и соглашаться с тем, что то, что показывают, является фактическим представлением трехмерных характеристик этих объектов. Задача режиссера — правильно это передать. С другой стороны, кинорежиссер может использовать это в своих интересах, манипулируя тем, что аудитория воспринимает как реальное трехмерное представление.

Основным примером может быть принудительная перспектива , техника, которая использовалась в «Властелин колец », чтобы заставить Гандольфа Яна МакКеллена, казалось бы, возвышаться над его друзьями-хоббитами.

Термин для описания глубины на экране называется глубокий космос. Иногда его называют глубокая стадия. Это иллюзия трехмерного пространства на двумерной поверхности . Это достигается с помощью нескольких сигналов глубины:

• Перспектива
  
• Разница в размере
• Движение объекта
• Движение камеры
• Фокус камеры
• Тональное разделение
• Цветоделение

Ключевые особенности, которые мы рассмотрим, это тональное разделение, и цветовое разделение, потому что это в основном достигается с помощью освещения. Фоновая подсветка служит для добавления интереса, а не внимания; как только фон становится важнее вашего таланта, вы проигрываете.

Фоновое освещение также может действовать как функция, отделяющая вашего актера от тьмы темной сцены. В этом кадре ниже я пытался имитировать кинематографию из давно ушедшего канала NBC Hannibal.

Изображение справа через NBC

Мой снимок слева. Как видите, я неправильно настроил освещение, чтобы полностью отделить актрису от темного окружения.В результате актриса сливается с мраком съемочной площадки. (Хотя, по иронии судьбы, это помогло с символикой рассказа.) Однако технически я не правильно осветил фон.

Прежде чем мы продолжим, важно различать разницу между подсветкой , и фоновой подсветкой . Из PremiumBeat’s Lighting 101 — Краткое руководство по световой пленке:

Подсветка попадает на актера или объект сзади и обычно располагается выше, чем объект, который она освещает. Подсветка часто используется для отделения объекта или актера от темного фона и для придания объекту большей формы и глубины. Подсветка может помочь выделить объект и сделать его двумерным.

Изображение через NBC

Лампа на снимке выше помогает оторвать Ганнибала от фона.

---

Четыре метода создания великолепного фонового освещения

Есть несколько способов осветить фон сцены.Вот четыре, которые работают каждый раз.

1. Цветовое (температурное) разделение

Изображение с Fox Searchlight

Если у вас под рукой нет полного комплекта освещения, это может быть самым дешевым и простым способом оторвать актеров от плоского пространства и повысить ценность вашего производства. Если ваш актер освещен вольфрамовым светом, вы можете использовать солнечный свет или преобразованный вольфрамовый свет для освещения фона. Конечно, может быть и наоборот.Сделайте снимок выше из книги Терренса Малика «Древо жизни ».

Персонаж Брэда Питта освещается бытовой лампой, для которой была откалибрована камера, а фон освещен естественным солнечным светом. Он отделяет талант от фона и придает сцене естественную глубину. Использование дополнительных цветов всегда добавит красивой эстетики сцене.

2. Практическое освещение

Изображение через функции Focus

Я должен извиниться за следующий совет.Если вы еще не заметили этого, это испортит вам множество фильмов (например, A Serious Man , показанное выше) и телешоу. Бытовые лампы идеально подходят для добавления луж света на задний план вашего набора. Это может увести ваших актеров из окружающей среды и не дать композиции стать плоской. Вот за что вы можете меня ненавидеть: почти все практические источники света, используемые на заднем плане, не служат реальной цели для сцены или персонажей. Фактически, в большинстве случаев света достаточно, чтобы лампа не горела.Однако с практической точки зрения они неплохо добавляют текстуру (и интересность) фону.

3. Рассечение солнечного света

Изображение с Stillmotion

В книге Set Lighting Technician’s Handbook — Film Lighting Equipment, Practice, and Electrical Distribution, автор Гарри К. Бокс говорит:

Свет имеет тенденцию скапливаться на заднем плане и может все сгладить. Маффер ищет способы разбить фон или создать вариации, градацию или отдельные блики.Если сцена происходит в декорациях с большим количеством окон, естественно, что лучи солнечного света попадут на дальнюю стену и мебель. Для этой цели за окнами обычно ставят большие френели или PAR.

Одиночная полоса света — один из наиболее эффективных способов отделить передний план от фона. Кинокомпания Stillmotion использовала эту технику в трейлере книги для писательницы Стефани Генри.

К счастью для нас, они также создали блог, сопровождающий видео, и предоставляют кадры световой полосы и того, как она была создана.Стоит прочитать весь блог, так как Патрик Моро дает множество советов по освещению. Как вы понимаете, сцена ниже выглядела бы довольно плоской, если бы эта полоса не пересекала фон.

Изображение с Stillmotion

Солнечная полоса может быть получена с помощью набора флажков, и широко рекомендуется использовать лампу Френеля из-за их небольшой площади поверхности (которая создает более жесткий свет, отлично подходит для теней). Если у вас нет флагов, посмотрите вокруг, где вы находитесь, и посмотрите, какие препятствия вы можете найти, чтобы сократить свет.Однажды я добился этого эффекта, поместив Френель за приоткрытой дверью.

4. Тени

Изображение предоставлено Lionsgate Films

В качестве альтернативы, вместо сплошной полосы света, вы можете использовать тени , в своей композиции. Само по себе фаворитом и классикой кино является использование жалюзи , оконных рам или . Со многими Френелями вы можете разместить гобо, чтобы спроецировать узор на стену. Если у вас нет гобо, вы можете использовать реальные объекты, такие как растения или деревья.Это сложно, потому что у нас нет предыдущего снимка, но я могу вам сказать, что снимок выше (из Akeelah и Bee ) не был бы таким же без фонового света и тени.

Бонусное рассмотрение: плоское пространство

Изображение с Fox Searchlight

Стоит отметить, что иногда плоского пространства — это именно то, чего вы хотите достичь. Плоское пространство подчеркивает двухмерный аспект и может способствовать достижению вашей цели по выделению определенного символического значения.

Возьмите фото из Garden State . Персонаж Зака ​​Браффа переживает кризис идентичности в фильме и не знает, где ему место в мире. Плоский кинематограф (вместе с подходящей рубашкой) ставит его в положение почти невидимого. Это не имело бы того же символического значения, если бы присутствовали какие-либо признаки глубины — перспектива, разница в размерах, движение объекта, движение камеры, фокус камеры, тональное или цветовое разделение.

Это четыре простых метода, которые можно использовать для придания снимкам дополнительной глубины. У вас есть личные фавориты? Сообщите нам об этом в комментариях.

Тайна инфракрасного фонового света из космоса, разгадано

AsianScientist (29 марта 2016 г.) — Используя Атакамскую большую миллиметровую / субмиллиметровую решетку (ALMA), исследователи из Японии обнаружили самый слабый из когда-либо наблюдавшихся источников миллиметровых волн.

Собирая миллиметровые волны от таких слабых источников, команда подтвердила, что слабые объекты являются источником загадочного инфракрасного фонового света, заполняющего Вселенную.Их результаты были опубликованы в The Astrophysical Journal .

Вселенная выглядит темной в промежутках между звездами и галактиками. Однако астрономы обнаружили, что есть слабый, но однородный свет, называемый космическим фоновым излучением, идущий со всех сторон. Это фоновое излучение состоит из трех основных компонентов; космический оптический фон (COB), космический микроволновый фон (CMB) и космический инфракрасный фон (CIB).

Происхождение первых двух уже известно.COB исходит от огромного количества звезд, а CMB исходит от горячего газа сразу после Большого взрыва. Однако происхождение CIB еще не было обнаружено. Были проведены различные исследовательские проекты, включая прошлые наблюдения ALMA, но они смогли объяснить только половину CIB.

Исследовательская группа, возглавляемая аспирантом г-ном Сейджи Фуджимото и доцентом Масами Оучи из Токийского университета, исследовала этот загадочный инфракрасный фон, изучив архив данных ALMA.

Они просмотрели огромное количество данных ALMA, полученных в течение примерно 900 дней, в поисках слабых объектов.Они также тщательно искали в наборах данных источники с линзами, где огромная гравитация увеличила источник, сделав видимыми даже более слабые объекты.

«Источником CIB является давно пропавшая часть энергии, исходящей из Вселенной», — сказал Фудзимото. «Мы посвятили себя анализу гигантских данных ALMA, чтобы найти недостающую часть».

Наконец, команда обнаружила 133 слабых объекта, включая объект в пять раз слабее любого другого из когда-либо обнаруженных.Исследователи обнаружили, что весь CIB можно объяснить, суммируя выбросы от таких объектов.

Сравнивая данные ALMA с данными, полученными космическим телескопом Хаббл и телескопом Субару, команда обнаружила, что 60 процентов объектов — это галактики, которые также можно увидеть на оптических / инфракрасных изображениях. Пыль в галактиках поглощает оптический и инфракрасный свет и повторно излучает энергию в более длинных миллиметровых волнах, которые можно обнаружить с помощью ALMA.

«Однако мы не знаем, что это за остальные.Я предполагаю, что это галактики, скрытые пылью. «Учитывая их темноту, они будут галактиками с очень малой массой», — объяснил Оучи.

«Это означает, что такие маленькие галактики содержат большое количество пыли. Это противоречит нашему нынешнему пониманию: маленькие галактики должны содержать небольшое количество пыли. Наши результаты могут указывать на существование множества неожиданных объектов в далекой Вселенной. Мы стремимся раскрыть эти новые загадочные источники с помощью будущих наблюдений ALMA ».

Эту статью можно найти по адресу: Fujimoto et al.(2016) Перепись слабых 1,2-миллиметровых источников ALMA до ~ 0,02 мЯн: внегалактический фоновый свет и высокая пыль — z галактик.

———

Источник: Национальные институты естественных наук; Фотография: Shutterstock.
Отказ от ответственности: эта статья не обязательно отражает точку зрения AsianScientist или ее сотрудников.

Земля карта космоса светлый фон Клипарты, векторы, и Набор Иллюстраций Без Оплаты Отчислений. Изображение 138281199.

Земля карта космоса светлый фон Клипарты, векторы, и Набор Иллюстраций Без Оплаты Отчислений.Изображение 138281199.

Карта земли космос светлый фон

S M L XL EPS Редактировать

Таблица размеров

Размер изображения	Идеально подходит для
S	Интернет и блоги, социальные сети и мобильные приложения.
M	Брошюры и каталоги, журналы и открытки.
л	Внутренние и наружные плакаты и печатные баннеры.
XL	Фоны, рекламные щиты и цифровые экраны.

Используете это изображение на предмете перепродажи или шаблоне?

Распечатать Электронный Всесторонний

4517 x 4520 пикселей | 38.3 см x 38,3 см | 300 точек на дюйм | JPG

Масштабирование до любого размера • EPS

4517 x 4520 пикселей | 38,3 см x 38,3 см | 300 точек на дюйм | JPG

Скачать

Купить одно изображение

6 кредитов

Самая низкая цена
с планом подписки

• Попробовать 1 месяц на 2209 pyб
• Загрузите 10 фотографий или векторов.
• Нет дневного лимита загрузок, неиспользованные загрузки переносятся на следующий месяц

221 pyб

за изображение любой размер

Цена денег

Ключевые слова

Похожие векторы

Нужна помощь? Свяжитесь с вашим персональным менеджером по работе с клиентами

@ +7 499 938-68-54

Мы используем файлы cookie, чтобы вам было удобнее работать.Используя наш веб-сайт, вы соглашаетесь на использование файлов cookie, как описано в нашей Политике использования файлов cookie

. Принимать

Получение чистого белого фона в небольшой студии

Многим людям сложно добиться хороших результатов, когда они создают снимки с чисто белым фоном (которые некоторые называют кадрами в высоком ключе) в небольшой студии, а низкое качество многих фотографий делает снимки с белым фоном плохой репутацией, но с осторожностью и с небольшой помощью компьютера – можно сделать хорошо даже в ограниченном пространстве.

Причина, по которой так много профессионалов предпочитают снимать в больших студиях, заключается в том, что жизнь намного проще с большим пространством между объектом и фоном. Это потому, что не только объект (который я называю передним объектом) должен быть освещен, фон (который я называю задним объектом) является самостоятельным объектом и должен иметь собственное отдельное освещение. , и неизбежно, что часть света, направленного на задний план, будет отражаться от него и попадать на заднюю часть переднего объекта, где он ухудшит или даже разрушит мелкие детали как в волосах, так и в одежде — и чем меньше расстояние между передний и задний объект, тем хуже будет эта проблема.

Решение состоит в том, чтобы использовать абсолютный минимум дополнительного света на заднем плане, чтобы небольшое количество света, отражающееся на передний объект, могло вызвать эту проблему. Если вы посмотрите онлайн-уроки, видео на Youtube и даже на некоторых веб-сайтах, которые должны знать лучше, вы обнаружите, что многие люди говорят, что на заднем плане должно быть на 2 ступени (в 4 раза больше) больше света, чем на передней тема, но, честно говоря, это ерунда, потому что именно такое передержание фона вызывает проблемы! Есть 2 основные проблемы:

С перекрытым фоном

1. Так много света попадает на заднюю часть объекта, что мелкие детали края, такие как кожа, волосы и легкая одежда, разрушаются
2. На объектив попадает так много света, что возникает блики и общий контраст резко снижается.

Фотография слева показывает результат, все мелкие детали волос моей модели были уничтожены — и это до того, как я добавил свет, необходимый для ее фотографирования — на снимке, который вы видите здесь, это просто фон свет, который также падает на мою модель, — это просто свет, отражающийся от фона. К тому времени, когда к ее лицу добавится свет, ситуация станет еще хуже.

Итак, как это сделать?

1. Сделайте как можно больше места между объектом и фоном.Все проблемы с пониженным контрастом, бликами, обтеканием и т. Д., Которые обычно возникают на снимках с белым фоном, вызваны отражением света от белого фона и попаданием на объект, поэтому любое дополнительное пространство, которое вы можете создать между объектом и фоном, заставит отраженный свет перемещается дальше, и это уменьшит или предотвратит эти проблемы.
   2. Просто используйте как можно меньше дополнительного света на заднем плане. Фон будет светло-серым, а не белым, но это не имеет значения, потому что позже очень просто установить его на свой компьютер.

Необходимая величина передержки при цифровой съемке составляет всего 0,7 (или 2/3) ступени , это все, что нужно, а также самый высокий уровень передержки, который может дать хорошие результаты в небольшая студия.

Используйте мигание, чтобы получить правильную экспозицию
Включите мигание на вашей камере, чтобы передержанные области на снимке мигали на вас, когда вы просматриваете снимок. Пока область сразу за позади вашего объекта переэкспонирована настолько, что моргает, у вас достаточно переэкспонирования для выполнения работы.Части фона, которые не мигают, будут фотографироваться как серые, но это то, к чему вы должны стремиться, а не то, чего вы должны избегать. Все, что вам нужно сделать, это осветлить эти области в полипропилене, что очень быстро и просто.

Как вы это делаете? Все объясняется в этом видео.

.