CCD

CÁMARAS CDD
Dispositivos de Carga Acoplada
1.- INTRODUCCIÓN. Comparación con la película fotográfica.
La fotografía revolucionó en su día la observación astronómica. Poder obtener
una muestra permanente de lo que, hasta entonces, sólo se podía ver por el telescopio
abría multitud de posibilidades. Además, al poder realizar exposiciones de larga
duración, se conseguía multiplicar de forma drástica la capacidad del ojo humano para
detectar objetos cada vez mas débiles y lejanos. Se podían realizar medidas más precisas
y más fácilmente. La fotografía permitía corroborar y verificar fenómenos; no es lo
mismo que alguien diga haber visto algo, que lo diga y además muestre una imagen.
Con las placas fotográficas se podían registrar campos estelares de varios grados de
extensión.
Una revolución semejante ocurrió cuando aparecieron los primeros sensores
CCD. No sólo tenían una sensibilidad mayor, eran más lineales, etc, sino que además,
generaban una imagen digital susceptible de ser procesada mediante un ordenador.
Esa impresionante sensibilidad era uno de los aspectos más positivos de estos
sensores. Las emulsiones fotográficas más sensibles, detectan siempre menos de un
10% de los fotones que reciben, sin embargo, los sensores CCD detectan entre un 50%
y un 75% de los fotones que inciden sobre ellos. Esto se traduce en una capacidad de
detección frente a la cual, ni la emulsión más rápida puede enfrentarse.
Los primeros sensores CCD tenían una muy buena respuesta en el rojo e
infrarrojo y una mala respuesta en el azul y ultravioleta, pero hoy en día ya se fabrican
con una respuesta espectral extendida al azul. Esta particular respuesta espectral ha
supuesto una ventaja para las observaciones desde entornos urbanos, se pueden realizar
observaciones desde sitios con gran polución lumínica, algo prácticamente imposible
con la emulsión fotográfica. Aún así, como siempre en la observación astronómica, el
cielo de entornos rurales es donde las cámaras CCD despliegan toda su capacidad de
detección.
Otro factor a favor de los sensores electrónicos es su linealidad. Las emulsiones
fotográficas sufren un comportamiento denominado reciprocidad. Cuando se hace una
exposición de larga duración, la película se muestra más sensible durante los primeros
instantes y su sensibilidad va decreciendo progresivamente. Es decir, la sensibilidad no
es constante a lo largo de la duración de la exposición. Por el contrario, los sensores
CCD tienen una linealidad mucho mayor. Se muestran muy lineales desde iluminación
mínimas hasta iluminación intensa.
Por último, hay que destacar como ventaja, que las imágenes, al ser digitales,
pueden ser corregidas y procesadas por un ordenador. Corregir una imagen de gran
parte de los defectos que introduce la óptica, polución lumínica, electrónica, etc.,
aumenta la sensibilidad del sensor aún más.
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No se puede hablar de procesamiento sin citar todo lo relacionado con la
deconvolución y los métodos de máxima entropía. Estas técnicas tienen por objeto
modelar matemáticamente el sistema óptico y las condiciones atmosféricas con las que
ha sido adquirida la imagen y “restar” su contribución sobre la imagen. De esta forma,
se consigue mejorar la imagen de forma notable.
Pero, no todo son ventajas, el tamaño del sensor CCD habitual, hoy por hoy, es
menor que un negativo fotográfico de 35 mm, lo que plantea problemas si se desean
obtener imágenes de regiones extensas del cielo. Aunque siempre se pueden realizar
mosaicos (un montaje de varias imágenes para abarcar mayor campo), las CCD’s tienen
las de perder.
También se alegaba que, las emulsiones tenían un grano del orden de 5 micras y los
píxeles de los sensores CCD eran de 20 o 30 micras, pero ya hoy, hay tamaños de
píxeles inferiores a las 10 micras.
2.- DISPOSITIVOS DE CARGA ACOPLADA.
Las cámaras CCD es un tipo de detector de grandes prestaciones. Permiten
alcanzar resultados relevantes en fotometría, astrometría y otras disciplinas, aunque no
parece que puedan sustituir, al menos de momento, a la fotografía en todas sus
aplicaciones.
El CCD se inventó a finales delos 60 por investigadores de Bell Laboratories.
Originalmente se concibió como un nuevo tipo de memoria de ordenador pero pronto se
observó que tenía muchas más aplicaciones potenciales, tales como el proceso de
señales y sobretodo la captación de imagen, esto último debido a la sensibilidad a la luz
que presenta el silicio.
Las siglas CCD provienen del inglés charge-coupled device, dispositivo de carga
acoplada. Es una superficie sólida sensible a la luz, dotada de unos circuitos que
permiten leer y almacenar electrónicamente las imágenes que se proyectan sobre ella. El
funcionamiento de los CCD se basa en el fenómeno físico del efecto fotoeléctrico.
Ciertas sustancias tienen la propiedad de absorber cuantos de luz, o fotones, y liberar un
electrón.
Tienen dos diferencias básicas con los fotomultiplicadores:


Los sensores CCD son de menor tamaño y están construidos de
semiconductores lo que permite la integración de millones de dispositivos
sensibles en un solo chip.
La eficiencia cuántica de los CCD (sensibilidad) es mayor para los rojos. Los
fotomultiplicadores son más sensibles a los azules.
Para la fabricación de los detectores CCD se utiliza el silicio, el cual es un
material semiconductor. Una de las caras de una placa de silicio se recubre con una red
de electrodos microscópicos cargados positivamente. En virtud del efecto fotoeléctrico,
la luz incidente genera electrones, de carga negativa, que son atraídos por los electrodos
y se acumulan a su alrededor. La imagen final captada por el detector CCD es un
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mosaico formado por tantos elementos, o teselas, como electrodos hay en la placa de
silicio. Se suele llamar píxeles a las teselas de los mosaicos digitales.
Figura 1. Captación y acumulación de luz en un detector CCD.
Para una cámara CCD, el detector se coloca en el plano focal de un objetivo. A
continuación se abre el obturador y se permite que la luz incida sobre la superficie de
silicio durante un cierto tiempo. Los fotones se convierten en electrones que se van
acumulando alrededor de los minúsculos electrodos. Cuando la exposición ha acabado,
la imagen está latente, convertida en electrones, en el interior del CCD. El siguiente
paso necesario es su lectura y almacenamiento.
Figura 2. Proceso de lectura de la imagen en un detector CCD.
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Figura 3. Lectura en el caso imaginario de tener un chip de 7x4 píxeles.
En uno de los laterales del detector hay siempre una hilera de electrodos que no
recibe luz y que se emplea para el proceso de lectura de las imágenes. Esta hilera se
llama canal de lectura. El voltaje de los electrodos se altera simultáneamente y de
manera adecuada para que cada uno de ellos traspase a su vecino inmediato los
electrones que tiene acumulados. Los electrodos contiguos al canal de lectura le
transfieren su contenido. Después, se envía al canal de lectura la instrucción de ir
pasando por orden, uno a uno, los contenidos de sus electrodos a un amplificador de
salida. Allí la electrónica de la cámara va haciendo el recuento de electrones. Esta
operación de traspaso de electrones del detector al canal de lectura y del canal de lectura
al amplificador de salida se repite tantas veces como sea necesario, hasta que todos los
píxeles de la imagen hayan sido evaluados. Entonces la imagen está codificada
numéricamente en la memoria del ordenador que controla la cámara CCD, y puede ser
representada en el monitor o grabada en un disco.
3.- CARACTERÍSTICAS FUNDAMENTALES DE LOS CCD.
A continuación vamos a comentar las propiedades y cantidades más importantes
que hay que conocer para entender y emplear una cámara CCD.
3.1.- Linealidad y saturación.
Los CCD presentan un carácter detector lineal. Esto quiere decir que la
intensidad registrada en cada píxel en forma de electrones es proporcional a la luz
incidente. Sin embargo, el comportamiento lineal de un CCD tiene sus límites. El más
obvio es el umbral de saturación. Cuando incide mucha luz sobre el detector, la cantidad
de electrones generados puede ser tan grande que los electrodos no sean capaces de
retenerlos. Desde ese momento más luz no añade más electrones: el detector se ha
saturado. La saturación, de hecho, no suele ocurrir en todo el detector a la vez, sino en
los píxeles más iluminados. Cuando un píxel se satura, los electrones producidos y que
no puede retener emigran a los píxeles contiguos a lo largo de las columnas que
conducen al canal de lectura. Por eso es frecuente en las imágenes astronómicas
digitales ver estrellas brillantes que vierten luz en franjas perfectamente rectas y largas.
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Figura 4. Una estrella saturada contamina toda una columna de la imagen
digital.
3.2.- Ganancia y rango dinámico.
La imagen digital consta de una serie de números, uno por píxel. Pero los
números almacenados no significan la cantidad de electrones hallados en cada
electrodo. La cantidad de electrones en un electrodo puede llegar a decenas o centenares
de miles, y reservar espacio para un número tan grande por cada píxel haría que los
archivos informáticos resultantes fueran demasiado grandes. Lo que se hace es dividir la
cantidad de electrones entre un cierto número, llamado ganancia de la cámara. Así, lo
registrado en el archivo no es la cantidad de electrones, sino el número de cuentas
resultante de hacer la división. A veces a las cuentas se las llama ADUs, del inglés
“analog-to-digital units”.
Las cuentas se almacenan como números enteros. Cada modelo de cámara
asigna un número máximo al nivel de saturación. Las más sencillas admiten cuentas
entre cero y 255. Las cámaras profesionales suelen registrar intensidades de cero a
65535 cuentas. Este intervalo de valores se conoce como rango dinámico de la
cámara y equivale al número de tonos de gris que es capaz de distinguir. Desde luego,
para alcanzar la mayor precisión fotométrica interesa un gran rango dinámico, pero esto
incrementa mucho el espacio ocupado por los archivos imágenes.
3.3.- La curva de sensibilidad.
Al incidir los fotones en la placa de silicio de un detector CCD, sólo son
detectados si provocan la excitación de al menos un electrón que, además, debe ser
captado por un electrodo cercano. El rendimiento con que ocurre este proceso determina
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la sensibilidad a la luz de un detector, y es una de las características principales de una
cámara CCD. Este parámetro se mide mediante la cantidad llamada eficiencia cuántica.
Un detector que registra la totalidad de los fotones incidentes tiene una eficacia cuántica
del 100%, mientras que un CCD muerto no detecta nada, y tiene pues, una eficiencia
cuántica del 0%.
Figura 5. Curva de sensibilidad de un CCD profesional antiguo: Gec #10 de
Calor Alto.
La sensibilidad de los CCD cae prácticamente a cero en el infrarrojo y el
ultravioleta cercanos. La gráfica que describe la eficacia cuántica de un detector como
función de la longitud de onda de la luz incidente, se llama curva de sensibilidad.
3.4.- El ruido.
En general, se llama ruido a las cuentas que aparecen en la imagen final y que no
tienen su origen en aquello que se pretende medir. Hay distintas fuentes de ruido.
Consideremos las más importantes.
Por encima de todas las fuentes de ruido, en las cámaras CCD de aficionado
domina el llamado ruido térmico o, con más frecuencia, corriente de oscuridad.
Una fuente no despreciable de ruido en los CCD es el impacto de rayos
cósmicos. Los rayos cósmicos son partículas energéticas procedentes del espacio
interestelar a velocidades relativistas. Estas mismas partículas, o las secuelas de su
interacción con la atmósfera, pueden atravesar el silicio del detector y causar un
verdadero alud de miles de electrones, normalmente concentrados en unos pocos
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píxeles, que aparecen como puntos o rayas cortas muy brillantes al representar las
imágenes en pantalla. Por supuesto, cuanto mayor sea el tiempo de exposición de una
toma, mayor es la cantidad de rayos cósmicos que la deterioran. Además, puede
comprobarse que el número de impactos de rayos cósmicos en los detectores aumenta
con la altura del observatorio.
El llamado ruido de lectura es otra contribución importantísima al ruido total
de las imágenes. En el almacenamiento de los electrones en los electrodos del detector,
su posterior proceso de transferencia al canal de lectura y, finalmente, en la
amplificación y registro, es inevitable que ocurran perturbaciones aleatorias que
degradan la calidad de la medida. La existencia del ruido de lectura hay que tenerla
siempre en cuenta, pues afecta a todos los pasos de obtención y tratamiento de imágenes
digitales.
Hay multitud de otras fuentes de ruido, sistemáticas o no, pero son de menor
importancia. Algunas de ellas pueden ser: efectos de obturador, defectos cosméticos
(píxeles muertos), perturbaciones electromagnéticas por aparatos eléctricos, etc.
Para hacer un uso óptimo de las imágenes captadas con las cámaras CCD, hay
que ser conscientes de sus defectos y limitaciones. El mismo cuidado que hay que
depositar en la captación y medida de la señal hay que invertirlo en la reducción y
valuación del ruido, porque no es la calidad de señal presente, sino el cociente
señal/ruido, lo que determina el contenido de información de una imagen.
4.- EL TRATAMIENTO BÁSICO DE LAS IMÁGENES.
Dicho tratamiento comprende al menos dos tareas: la sustracción de la corriente
de oscuridad (eliminación del ruido térmico) y la homogeneización de la sensibilidad
del detector (aplanamiento del campo).
4.1.- La corriente de oscuridad y su eliminación.
La absorción de fotones no es, por desgracia, la única manera de liberar
electrones en los cristales semiconductores de silicio. La propia agitación térmica del
material hace que salten electrones sin parar. Así, los electrodos de un CCD capturarán
electrones aun cuando el detector no reciba ni un solo fotón.
La producción de estos electrones térmicos, la llamada corriente de oscuridad o
corriente oscura, crece exponencialmente con la temperatura. Por eso, para limitarla es
muy importante refrigerar la cámara CCD tanto como sea posible. Las cámaras
profesionales suelen refrigerarse por evaporación del nitrógeno líquido, a unos 120ºC
bajo cero.
La corriente de oscuridad es la señal parásita de mayor importancia. Es una señal de
origen térmico que se superpone a la verdadera señal estelar. Podemos expresar esto
como:
Imagen adquirida = Señal estelar + Corriente de oscuridad
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La manera usual de determinar la corriente de oscuridad consiste en realizar
tomas sin iluminación, los denominados “cuadros oscuros” o “tomas oscuras” (dark
fields). La corriente de oscuridad crece con la temperatura del detector y se acumula con
el tiempo, por lo que su contribución es diferente para tomas de exposición distinta.
Sustrayendo a una imagen astronómica bruta una toma oscura del mismo tiempo de
integración, el ruido térmico desaparece. Sin embargo, ciertos detalles complican la
labor.
Figura 6. Aspecto que suele tener un dark, se observa como hay ciertos píxeles bastantes
brillantes (que corresponden a los píxeles más ruidosos), otros moderadamente ruidosos
Para empezar, la temperatura de la cámara puede cambiar a lo largo de la noche.
Por eso, conviene aplicar a cada imagen una toma oscura obtenida inmediatamente
antes o después de su registro. En segundo lugar, no hay que olvidar nunca la presencia
del ruido de lectura. Tanto las imágenes del cielo como las tomas oscuras están
afectadas por él. Tras la resta de la toma oscura, la imagen que queda es:
Imagen corregida = Imagen estelar + Corriente de oscuridad - Toma oscura =
= Imagen estelar
Al sustraer directamente una toma oscura, el ruido de la imagen limpia resultante
se ha incrementado en un factor 2 . La mejor manera de aliviar el problema de la
contaminación por ruido de lectura, es emplear no un cuadro oscuro bruto, sino un
promedio de varios obtenidos en condiciones idénticas. Si se emplea una toma oscura
resultado de promediar dos independientes y se aplica a una imagen del cielo, el ruido
de lectura se incrementa solamente en un factor
3 / 2 . Cuantas más tomas
independientes se promedien, menos se incrementa el ruido de la imagen del cielo al
sustraer. El promediado reduce también la incidencia de los rayos cósmicos.
4.2.- El aplanamiento del campo.
El detector CCD debe contemplarse, más que como un único detector, como un
conjunto de ellos agrupados. Cada píxel tiene una respuesta a la luz (y una corriente de
oscuridad) ligeramente distinta a la de sus vecinos, tanto en lo referente a constante de
linealidad como a curva de sensibilidad.
Como consecuencia, una misma estrella registrada en condiciones idénticas pero
sobre regiones diferentes del detector, tendrá un número diferente de cuentas totales.
Dicho con otras palabras, al iluminar uniformemente el detector, la imagen digital
registrada no será uniforme, y esto incluso después de la eliminación de ruido térmico.
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El proceso de evaluación y corrección de estas heterogeneidades de sensibilidad de los
detectores se conoce como aplanamiento del campo (flat-fielding). Se basa en el
análisis de tomas planas o cuadros planos (flat-fields, o flats): imágenes obtenidas con
el telescopio apuntando a una superficie iluminada uniformemente. Para este fin puede
servir el fondo de cielo durante el crepúsculo, o una pantalla blanca bien iluminada
durante el día. No es necesario obtener las tomas planas en la misma noche de
observación, pero interesa que las condiciones sean parecidas, sobre todo en cuanto a
temperatura. Estas imágenes deben ser corregidas de corriente de oscuridad. Acto
seguido puede empezar su análisis.
La siguiente imagen muestra un flat procesado para acentuar los detalles:
Figura 7. Se pueden apreciar tres partículas de polvo que han de estar en la ventana de la
cámara, así como una zona mucho mas brillante, debido a viñeteado del telescopio, reflejos en
el interior del tubo óptico, etc.
La primera decisión que hay que tomar es si el aplanamiento del campo es
necesario o no. Un detector uniforme proporcionaría tomas planas que, efectivamente,
serían planas. En general esto no ocurre, pero conviene evaluar en qué medida no es
uniforme el CCD y si la precisión a que se aspira requiere o no aplanar el campo. Para
ello, es útil dividir el promedio de cuentas en unas zonas del detector entre el promedio
en otras partes de la misma toma plana, y ver cuánto difiere el resultado de la unidad.
¿Es necesario aplanar el campo? Entonces procédase a tomar una buena serie
de cuadros planos con distintos niveles de intensidad. No conviene que estas tomas sean
de niveles de cuentas muy bajos, pues dominaría el ruido de lectura, ni que sean tan
intensas que se saturen. A cada toma plana individual hay que restarle el campo oscuro
correspondiente. A continuación hay que promediar varias tomas planas, cuanto más
mejor. El objetivo es, así, minimizar la contribución del ruido de lectura y de los rayos
cósmicos. Este promedio de cuadros planos hay que hacerlo con generosidad, sin rubor,
combinando diez o más tomas individuales. Se trata de llevar la calidad fotométrica del
detector a su límite, y la infiltración del ruido de lectura en el proceso puede ser fatal.
Si se han promediado suficientes tomas planas individuales (todas ellas
corregidas de corriente de oscuridad), el resultado final tendrá una estructura suave que
representará los cambios de sensibilidad del detector, más, tal vez, efectos de viñeteo
(disminución de la iluminación hacia los bordes debida normalmente al empleo de
reductores de focal). El siguiente paso es normalizar el cuadro plano promedio. Esta
operación es trivial: se trata de calcular el valor promedio de las cuentas de la imagen, y
dividir la imagen entera entre ese promedio. Así se obtiene el cuadro plano normalizado
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que permitirá aplanar el campo de las imágenes astronómicas de interés. Para aplanar
una imagen del cielo, basta dividirla entre la toma plana normalizada.
Im agen corregida
Im agen estelar  dark
 flat  (dark)
Hay que advertir que, como se comprueba con facilidad, el cuadro plano de un
detector varía con el filtro utilizado. Por ello, las tomas planas empleadas deben haberse
hecho exactamente en las mismas condiciones, es decir, con el mismo filtro.
Figura 8. Esquema del proceso de tratamiento básico de las imágenes CCD.
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5.- EL COLOR EN LOS CCD.
Existen varios métodos de captura de imágenes con CCD:
5.1.- Arrays lineales.
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
Sensor lineal. Los conjuntos lineales usan una fila única de píxeles que escanea
linealmente la imagen. Los de un sólo CCD hacen tres exposiciones por
separado: rojo/verde/azul (RGB) y se empezaron a usar en los primeros
escáneres Todavía son usados para capturar imágenes de objetos que no se
mueven.
Sensor Trilineal. Se trata de tres CCD lineales unidos que se unan para capturar
cada uno de los canales RGB en un sólo barrido. Son los que dan la resolución
más alta y la gama espectral más rica. Se emplean en los escáneres de sobremesa
y diapositivas.
5.2.- Array de superficie.
Son los más empleados actualmente en cámaras digitales, consisten en una
superficie donde existen miles de píxeles sensibles a la luz organizados en filas y
columnas (una matriz). El CCD es sensible a los fotones de cualquier longitud de onda
en mayor o menor grado (en general es más sensible a los rojos e infrarrojos y menos a
los azules). Todos los CCD son, por tanto, monocromáticos, y no tendremos ningún
problema para capturar imágenes monocromas. Para obtener fotografías en color con
dispositivos CCD se han desarrollado distintas tecnologías, las más empleadas son:
5.2.1.- Mosaico de CCD.
El CCD único con máscara de color (CCD en mosaico) es el que se emplea en la
mayor parte de las cámaras de video digital o analógico y en las cámaras fotográficas
digitales de color.
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Figura 9. Esquema de un CCD en mosaico.
Antes de llegar al píxel, la luz pasa por un filtro que solo deja pasar los fotones
de la longitud de onda deseada. Cada píxel solo puede tener un filtro y por tanto solo es
sensible a un color, el CCD se convierte en un mosaico de píxeles sensibles
respectivamente al rojo, verde y azul. Como es lógico en el píxel en el que se recoge
información de un color, rojo por ejemplo, no se puede captar la información del resto
de los colores. La información de un color en los píxeles que no son sensibles al mismo
se deduce por interpolación a partir de los píxeles vecinos de ese color. Debido a la
interpolación que por óptima que sea nunca es real, las imágenes captadas con CCD en
mosaico dan un cierto grado de borrosidad lo que las hace ser de baja calidad.
Una solución a éste problema, que se emplea en las cámaras domésticas de video y
fotografía digital, es aumentar porcentualmente los píxeles sensibles al verde (el ojo
humano es mucho más sensible a éste color) de modo que los tonos verdes tienen
mucha menos borrosidad que los rojos o azules y el conjunto de la imagen gana en
definición.
5.2.2.- CCD triple (triCCD).
La luz es descompuesta por prismas ópticos y desviada a tres sensores CCD, uno
para cada color básico. Los sensores para el verde y rojo suelen ser idénticos pero el
sensor azul suele estar optimizado para este color. Las cámaras construidas con esta
tecnología son mucho más caras que el resto no solo porque tienen que triplicarse los
componentes sino porque los CCD deben estar perfectamente ajustados para que la luz
de un mismo punto del objeto incida exactamente en las mismas coordenadas de píxel
de cada uno de los CCD. Las cámaras tri-CCD son la mejor opción: permiten capturar
imágenes en movimiento con una gran resolución y calidad cromática, el gran
inconveniente es su precio por lo que esta tecnología solo se emplea en cámaras
profesionales.
5.2.3.- CCD único con exposición triple.
Consiste en un único CCD que es expuesto sucesivamente a los tres colores. El
modo de conseguir imágenes de los tres colores es a través de un filtro que se coloca
delante del CCD, luego se superponen las tres para obtener la imagen de color. Los
filtros pueden ser de cristal (implica que la cámara debe disponer de un dispositivo
mecánico que vaya cambiando cada filtro de modo secuencial), o de cuarzo líquido, este
último permite cambiar de color al aplicarle distintos voltajes lo que abarata y simplifica
el funcionamiento del sistema.
El método de exposición triple permite obtener imágenes de una calidad
equivalente al tri-CCD pero sólo de objetos estáticos ya que se necesita un tiempo para
captar las tres imágenes.
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