Zdjęcia petrograficzne Księżyca - określamy skład i wiek powierzchni

Opis metod wąskopasmowej fotografii i obróbki danych do określania wieku i składu powierzchni Księżyca

Amatorskich zdjęć obrazujących kolorami różnice w składzie powierzchni Księżyca jest niewiele. Fotografia petrograficzna, bo tak to można nazwać jest zarezerwowana dla profesjonalistów. Na przeszkodzie stoi niska czułość kamer w podczerwieni, trudny dostęp do filtrów wąskopasmowych, jak i brak danych o użytecznych pasmach i rezultatach na jakie można liczyć. Czas to zmienić!

Wstęp do fotografii petrograficznej

W przypadku Księżyca wszystko zaczęło się od map TiO2 i FeO - fotografowano Księżyc w trzech długościach fali - 415, 750 i 950. Po obróbce uzyskiwano mapy stężenia tlenku żelaza i tytanu (a z tego można było sporo wydedukować o składzie skał w danym miejscu). Sondy kosmiczne zapewniły większą dokładność jak i nowe pasma (dzięki temu znaleziono np. spinele).

Księżyc łatwo sfotografować, ale niełatwo wyciągnąć konkretne dane. Na przeszkodzie stoi "kosmiczne wietrzenie" ("space weathering") powodujące ciemnienie regolitu (co w pasmach absorpcyjnych mogłoby dawać fałszywy sygnał dla starszych formacji). Rozwiązano to poprzez dzielenie fotografii z pasma absorpcji przez zdjęcie z pasma odniesienia, w którym nie ma pasm absorpcji (w uproszczeniu). 950 podzielone przez 750 stosowano do mapowania FeO, a 415 podzielone przez 750 do mapowania TiO2. Metoda ta opisana jest na psrd.hawaii.edu. Z obu "indeksów" (podzielonych fotek) można było też składać fotografie barwne gdzie odcienie niebieskiego określały ilość dwutlenku tytanu, a brązowe - tlenku żelaza. Bardziej współczesne zdjęciowe wizualizacje wyglądają tak

:
Mapa zawartości TiO2 i FeO
Mapa zawartości TiO2 i FeO

Przykład amatorskiej fotografii tego typu (wykorzystującej początkowo używany zestaw 420 do 550 nm) można znaleźć na stronie Jose Ribero. Obecnie dostępne są bardziej rozbudowane zestawy, które opiszę w dalszej części artykułu.

Pasma absorpcji

By zróżnicować substancje trzeba wykorzystać ich charakterystyczne pasma absorpcji. W przypadku minerałów występujących na Księżycu kilka takich pasm leży w naszym zasięgu. Oto charakterystyka widmowa wspomnianych minerałów:
Charakterystyka spektroskopowa księżycowych minerałów
Charakterystyka spektroskopowa księżycowych minerałów

Pirokseny w większości absorbują gdzieś między 900 a 1000 nm w zależności od minerału. Oliwiny dalej niż 1000 nm. Zróżnicowanie pozostałych minerałów może być bardzo ciężkie (co najwyżej po np. zwiększonym współczynniku odbijania światła (np. plagioklazy przy około 850-890 nm) - lub po prostu po braku absorpcji w pasmach absorpcji innych minerałów.

Skały mogą składać się z różnych minerałów w różnych proporcjach co jeszcze bardziej utrudnia sprawę. Dla skał wygląda to mniej więcej tak:

Skała Minerały Pasma absorpcji Uwagi
Bazalt Pirokseny bogate w wapń >50% 950 - 1000 nm
Bazalt z dużą ilością oliwinu Pirokseny bogate w wapń >50%, oliwin 10 - 20% 950 - 1000 nm Oliwiny rozciągają pasmo absorpcji i przesuwają je ku dłuższym długościom fali
Anortozyt Plagioklazy (gł. anortyt), minimalna ilość lub brak piroksenów Brak pasma absorpcji piroksenów
Noryt Plagioklazy, pirokseny ubogie w wapń 930 - 950 nm
Gabro Pirokseny bogate w wapń 970 - 1000 nm Podobne do bazaltów, lecz z mniejszą ilością piroksenów
Gabro Pirokseny ubogie w wapń zmieszane z piroksenami bogatymi w wapń 950 - 970
Dunit Oliwin 1100 nm
Troktolit Oliwin 1100 nm

Współczesna seleno-petrografia

Geologia Księżyca określana jest czasami jako Selenologia. W magazynie Selenology Today nr. 19 (PDF) dokładnie opisano teorię jak i praktykę związaną ze spektrografią i petrografią Księżyca. Ja z tego wyciągnę to co najbardziej nas interesuje - palety barwne.

"Obraz starości" ("maturation ratio image"; Tompkins et al., 2000; Spudis et al., NASA publ) składa się z następujących składowych:
  • Czerwony: 750/415 nm
  • Zielony: 750/1000 nm
  • Niebieski: 415/750 nm

Tak zestawione zdjęcie dostarcza podstawowych danych o wieku oraz ograniczonych informacji o składzie obrazowanej powierzchni Księżyca. Stare obszary wyżynne będą czerwone lub pomarańczowe ze względu na dużą zawartość szkliw. Powierzchnia uboga w tytan także będzie czerwonawa. Piroklastyczne czerwone szkliwa będą na zdjęciu ciemnoczerwone. Świeżo odsłonięty materiał skalny będzie niebieski, podobnie jak księżycowe morza bogate w tytan (ilmenit). Składniki magmowe, zazwyczaj bogate w żelazo absorbują przy 1000 nm i będą na zdjęciu żółte (połączenie czerwonego/pomarańczowe z wieku i absorpcji w zielonym paśmie) lub niebieskie (głębokie indygo) - bazalty ubogie w tytan. Stary regolit mórz będzie w odcieniach czerwieni lub purpury. Świeższy będzie w odcieniach żółtego. Żółty kolor może także wskazywać na świeżo odsłonięty bazalt (np. w kraterach). Jasno niebieski może wskazywać na świeżo odsłonięty materiał nie-maficzny (np. anortozyt).


"Obraz maficzny" ("mafic ratio image"; Tompkins et al., 2000) składa się z następujących składowych:
  • Czerwony: 750/900
  • Zielony: 750/1000
  • Niebieski: 750/950

Pirokseny ubogie w wapń (ortopirokseny jak noryt lub norytowy anortozyt) będą w odcieniach czerwieni. Oliwiny (w tym dunit, troktolit, troktolityczny anortozyt) będą jasnozielone. Pirokseny bogate w wapń (klinopirokseny jak gabro lub gabro anortozytyczne) będą jasnoniebieskie. Anortozyt nie absorbuje i będzie szary, szarozielony.

obraz starości i obraz maficzny centralnej części Tycho

Powyższe zdjęcia petrograficzne prezentują opisane wcześniej efekty. Zielone zabarwienie na obrazie starości potwierdza maficzny charakter centralnego wzniesienia jak i ścian w kraterze Tycho. Podłoże w kraterze zawiera stary regolit z rozrzuconym materiałem maficznym. Sam szczyt złożony jest z piroksenów. Gdyby był to oliwin to na obrazie maficznym szczyt miałby zielone barwy. Czasami da się nawet odróżnić pirokseny bogate w wapń od tych ubogich w ten pierwiastek. Bogate (klinopirokseny) mogą dawać niebiesko-zielony aż po niebieskio-fioletowy kolor na obrazie maficznym. Pirokseny ubogie w wapń będą czysto czerwone. Wg tego wzorca w Tycho dominujące są pirokseny bogate w wapń.


Na powierzchni Księżyca można znaleźć także pozostałości po dawnych wybuchach piroklastycznych - obszary pokryte ciemnym materiałem (DMD; Dark mantling deposits). Obszary jak i ich źródło (mały krater/zagłębienie lub wzgórze) można zidentyfikować zestawem:
  • Czerwony: 750/415 nm
  • Zielony: 750/950 nm
  • Niebieski: 750 nm
Pierścienie ciemnego materiału będą wyraźnie pomarańczowe, a otaczający je wyżynny teren czerwony. Komin jak i krater/wzgórze wulkanu będą jasnoniebieskie i zielone. Większość z nich występuje w okolicy mórz lub w dużych kraterach. Więcej na ten temat znajdziemy na volcano.oregonstate.edu.
przykład barwnego zdjęcia petrograficznego dla DMD

Dzielenie zdjęcia przez zdjęcie

Żeby podzielić jedno zdjęcie przez drugie trzeba użyć tego drugiego jako flat dla pierwszego obrazu. Oba zdjęcia muszą być wyrównane względem siebie (powierzchnia Księżyca) by to zadziałało. Można próbować robić to np. w Nebulosity (ma opcję "save each file") lub ręcznie. Gdy mamy gotowe zdjęcia z dwóch pasm wykorzystujemy Nebulosity, czy Registax do wykonania flata na dzielonym zdjęciu. Flatem jest to które ma dzielić :) Powinno zdać egzamin... Można użyć też programu ImageJ (dla zaawansowanych).

Filtry

Do wykorzystania pasm absorpcji potrzebne będą filtry wąskopasmowe (bandpass) wycentrowane na długościach około 415, 750, 905 i 950 nm (można dopuścić kilka/naście nm różnicy w ostateczności) oraz szerokopasmowy filtr przepuszczający światło od 1000 nm (ewentualnie bandpass ale może być za ciemny). Szerokość pasma (FWHM) nie powinna być ani zbyt wąska (za ciemny) ani za szeroka - 10 - 20, w porywach do 30 nm można przyjąć za dobre. Mimo to tak wąskie filtry przy tak długich falach będą niezmiernie "ciemne" dla kamer. Sprawność kwantowa przy tych długościach jest niewielka i może się okazać że nawet dla jasnego Księżyca potrzebne będą jasne światłosiły (zapomnij o zdjęciach w dużej rozdzielczości przy np. f/20).

Tanich filtrów wąskopasmowych można szukać na ebayu. Najwięcej filtrów mają dwa sklepy - BJOMEJAG i OmegaFilters. Wybierając filtr należy zwrócić uwagę na jego rozmiar. Najlepsze są te w postaci krążków 25-20 mm. Małych filtrów (np. 11mm kwadratowych) trzeba raczej unikać - trudno je w cokolwiek oprawić i nadawałyby się tylko do najmniejszych matryc 1/4 - 1/3". Można też szukać poprzez frazy: "optical bandpass filter", "thorlabs", "edmund optics" ;)

Drugie źródło to Thorlabs.de lub EdmundOptics.com. W EO są obecnie w promocji filtry wąskopasmowe - UV oraz IR (nas interesują wersje "24,15 mm unmounted") z których można dopasować mniej lub bardziej cały zestaw.

Typowo oliwinowym filtrem będzie okno krzemowe - wypolerowany krążek czystego krzemu (nie krzemionki, kwarcu). Filtr ten zaczyna przepuszczać światło nieco za 1000 nm i jest strasznie ciemny. Światłosiła f/5 nawet z binningiem może być potrzebna (plus 1-2 sekundowe ekspozycje). Jedyne pocieszenie to znaczące zbicie seeingu przy tak długich podczerwonych falach. Filtr o takiej charakterystyce nie jest uwzględniany w powyższych zestawach barwnych ale można go spróbować wykorzystać do wykrywania skupisk oliwinu (pirokseny będą jaśniejsze, a oliwin bardzo ciemny) gdy nasz filtr ~1000 nm przepuszcza nieco za dużo fal o krótszej długości.

Niezbyt grube filtry można oprawiać w plastikowe oprawy filtrów księżycowych SkyWatchera. Przy grubszych trzeba będzie już trochę pokombinować z unieruchomieniem filtra w oprawie bo pierścień blokujący będzie bezużyteczny.

Filtry wąskopasmowe EO
Filtry wąskopasmowe EO oprawione w oprawy plastikowe
blog comments powered by Disqus

Kategorie

Strony