Astronomía con CCD

Astronomía con CCD
TRABAJANDO CON LA ST-4
La CCD empleada en la elaboración de este artículo es del sencillo modelo SBIG ST-4:
bastante mejor que otras del mercado pero, sin embargo, inferior a la MX516 o a los modelos
ST-7 y ST-8 de aparición muy posterior (los usuarios de otros modelos de cámaras, o quienes
ya conocen perfectamente la mecánica de las CCDs, pueden saltar directamente a la página 23
-tratamiento de imágenes- si así lo desean).
Para su funcionamiento se acopló a un ordenador Macintosh modelo Performa 630 (compatible con cualquier PC por medio de los correspondientes programas de traducción), de 40
Mb de memoria ROM y 1,20 Gb en disco duro, que funciona a una velocidad de reloj de 75
MHz: ello ha permitido un trabajo bastante rápido tanto en la adquisición de imágenes como a
la hora de procesarla en tiempo real. El equipo era revolucionario en 1996, aunque en 2003 es
poco menos que una antigualla que todavía funciona muy bien...
La compañía Santa Barbara distribuye, sin problema alguno, el software apropiado para ordenadores Macintosh, algo menos extendidos que los usuales PC pero (me parece) más sencillos de manejar para los no iniciados en el mundo de la informática; comparando ambos programas (después de haber trabajando con PC y con Macintosh) veo que son muy parecidos
aunque lo encuentro más sencillo de manejar en mi ordenador que en un PC.
Para el tratamiento inicial de la imagen recién adquirida se empleó el programa oiginal de
la propia CCD, aunque encuentro que esta versión tiene sus lógicas limitaciones si lo comparo
con el de las cámaras más modernas; posteriormente se trataron las imágenes con programas
especiales denominados ImageStudio y Adobe Photoshop, ambos para Macintosh.
Descripción física
El dispositivo CCD es un minúsculo chip cuadrado de 2,64 x 2,64 mm de lado (casi 7
mm2 ), que incluye una malla de 192 x 165 pixels (31.680 en total), cada uno de 13,75 x 16 µ.
El aparato funciona con un consumo de 12 V (corriente contínua) y 1 A, con un rango de temperaturas efectiva de -34 a 37º C: para no sobrepasar estos límites está dotada de un refrigerador termoeléctrico* que elimina una gran parte del ruido térmico. Las noches calurosas de verano en Cáceres proporcionan imágenes ligeramente más deterioradas en largas integraciones,
defecto que puede eliminarse por procedimientos digitales con los programas de tratamiento
de imagen adecuados. El rango de exposiciones varía entre 0,01 y 600 s (hasta 10 minutos),
aunque el ruido térmico debido a la temperatura ambiente comienza a ser molesto sobrepasando los 5 minutos; con estas exposiciones en mi catadióptrico se puede alcanzar teóricamente la
magnitud 16ª con 60 segundos y la 17ª en 5 minutos si el cielo no está muy polucionado lumínicamente y se trata adecuadamente la imagen. Cuando las noches son extremadamente frías
(de noviembre a marzo) este efecto es ligeramente menos notorio, al contrario de lo que sucedía durante las cálidas y cortas noches del verano extremeño.
Con un chip tan reducido el campo abarcado con mi SC-203 mm (2.000 mm de focal) es
de 4,5' de lado, campo que se incrementa a 9' de lado para una focal de 1.000 mm empleando
para ello el conocido reductor de focal: aquí el temido viñeteado que se aprecia en la fotografía clásica no molesta. Con este campo tan pequeño está claro que no es fácil localizar los objetos, debiendo disponerse de un buen telescopio buscador de al menos 50-60 mm de abertura
y 8-10 aumentos perfectamente en paralelo con el principal: no debemos olvidar que la búsqueda de un objeto es tanto más difícil cuanto más débil se vea a través del buscador, aunque
incluso el quasar Markarian 421 (magnitud 13,5ª usualmente) puede capturarse con la cámara
aunque sea invisible en el buscador. Ya comentaré más adelante cómo hacerlo.
La CCD nada más desempaquetarla se muestra como una hermosa caja controladora de
* Basado en el bien conocido efecto Peltier.
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color negro con 13 botones: junto a cada uno de ellos un rótulo en inglés indica su función. La
caja controladora dispone de una pantalla a base de leds rojos en donde aparecen mensajes informativos (como un simpático "Hello"), se pueden seleccionar algunas funciones y más.
Además de la caja controladora tenemos cuatro cables conectores que se enchufarán a la
misma en unas tomas especiales, junto a las cuales hay unos rótulos para no equivocarnos en
la tarea: el de la izquierda es el de alimentación (12 V y 1 A) que consta de 5 cablecillos de colores: positivo, negativo, tierra y tres posibles alarmas (con zumbador o luminosas) que podemos instalar si somos manitas. El siguiente es el que enviará las señales correctoras a los motores de ascensión recta y declinación del telescopio si la montura de nuestro telescopio los
soportan. El tercer cable es el que conecta la controladora con el ordenador: a través del
mismo se transmite la información (imagen digital) al ordenador; el último (a la derecha del
todo) se extiende desde la caja controladora hasta el cabezal con el chip y el refrigerador termoeléctrico, a través del cual fluye la información desde el chip a la controladora.
Otra parte de la CCD está formada por un cabezal -que pesa 285 gramos- en donde se aloja
el microchip, con el diámetro adecuado para introducirlo en el lugar que ocupa habitualmente
un ocular de 1 1/4 de pulgada; además un cable de 3 metros que se conecta al ordenador (el último cable mencionado al hablar de la controladora) pesa otros 227 gramos, por lo cual el telescopio ha de estar perfectamente equilibrado a la hora de hacer exposiciones, ya que tenemos más de 500 gramos extras añadidos y pueden desequilibrarlo fácilmente. Efectuando el
montaje del cabezal de la manera adecuada, sujetando los cables al tubo con gomas elásticas y
equilibrando el tubo el seguimiento será perfecto en cualquier posición del mismo.
El cabezal contiene en su interior metálico un minúsculo chip: con una potente lupa se divisa como un reducido cuadrado irisado con algunos finísimos hilos conectores. En su parte
posterior posee cinco aletas de refrigeración (como los motores de las motocicletas) que tienen como misión disipar el calor que se extraiga del chip; de la parte posterior arranca sólidamente el cable que se conecta a la caja controladora. El chip CCD en sí se halla detrás de una
lámina transparente que impide la entrada de polvo, pelos o (¡horror!) que algún dedo curioso
toque el chip y lo inunde de grasa digital. Empleando una potente lupa no he logrado individualizar los pixels, lo que da fe de su minúsculo tamaño real.
Todo el conjunto (caja controladora, cables y cabezal) cabe bien embalado dentro de una
caja de zapatos normal y no pesa más allá de dos kilogramos, siendo por ello fácil de manipular y transportar. Una pequeña dificultad añadida se origina por la -al menos para mí- enorme
longitud de los cables del cabezal (sobre todo cuando el ordenador está al pie del telescopio
como en mi observatorio), algo rígidos con el frío, que han de estar colgando del ordenador y
del portaocular del telescopio; cuando se recogen con gomas elásticas o cintas adhesivas y
aseguran correctamente al trípode (con los elementos adecuados) no hay problemas de este
tipo y uno puede moverse alrededor del telescopio sin tropiezos ni obstáculos colgantes.
Se desembala e instala todo, se conectan todos los cables en sus lugares correspondientes,
inicio el ordenador (actualmente equipado con el novedoso sistema operativo Mac OS 8), enciendo las fuentes de alimentación del equipo (en mi observatorio dispongo de 2 fuentes independientes: una para el seguimiento del telescopio y otra para la CCD, ya que además de tener
diferentes voltajes no siempre que trabajo con el telescopio empleo la CCD) y comienzo a trabajar: en principio el programa venía con todos sus menús en inglés; quien domine este idioma no tendrá ningún problema para leer los rótulos, aunque sería deseable una versión en castellano (¡o en otra lengua de nuestras comunidades!). Mis conocimientos de informática me
han sido muy valiosos para traducir a castellano los menús e iconos de la versión ST-4 Mac y
mostrar el funcionamiento del equipo a otras personas; trabajar en castellano facilita la tarea a
otros astrónomos aficionados que no son del club ni poseen Macintosh y de este modo saben
qué están haciendo cuando manipulan los menús.
Al abrir el programa (con un doble clic, como todos los de la filosofía Macintosh) nos aparece de inmediato una reducida pantallita con la versión del programa, la dirección del fabriAsesores Astronómicos Cacereños
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cante y otros de interés. Tras el menú de apertura
el programa necesita que toque con el ratón dentro de esta pantalla de presentación para continuar; después efectúa automáticamente un chequeo de rutina para contactar con la cámara (vía
caja controladora) si ésta está unida al puerto:
muestra un mensaje tal como "Tratando de establecer contacto con la cámara" y nos comunica
el resultado positivo además de la velocidad de
conexión (p. ej. 57 Kb/segundo); en caso de no estar conectada correctamente también nos lo
indica con un sonoro bip y un mensaje: precisamente en los primeros días de trabajo tuve algunos sustos al desconectarse la cámara por tener uno de los cables colgando. En la pantalla
principal parecen hasta 8 menús diferentes, cada uno de los cuales (al tocarlos y mantenerlos
pulsados) se despliega en una ventana con diferentes elecciones. Por ejemplo el menú manzana (el primero a la izquierda) nos informa "Sobre SBIG ST-4" mostrando la versión, la traducción, la empresa fabricante y otros.
El menú ARCHIVO contiene las opciones "Abrir", "Cerrar", "Guardar", "Guardar como..."
y "Volver a guardado", que cumplen cada uno la misión que su nombre indica con sus diferentes utilidades. Por ejemplo si se desea visionar alguna imagen almacenada en el disco elegimos la opción "Abrir": aparece una ventana para seleccionar la carpeta y el documento que
deseamos cargar (cualquiera de las imágenes originales u obtenidas por nosotros almacenadas
en el disco duro o en diskettes.) Como recordatorio diré que cada imagen ocupa unos 32 Kb
en su formato normal, mucho menos en formato comprimido: para ello he empleado el programa DropStuff quizá uno de los
compresores de datos más popular en
el mundo Macintosh del cual hablaré
más extensamente (por su importancia en el almacenamiento masivo de
imágenes) más adelante. Esta diferencia en el tamaño final tras la compresión se debe al contenido de la
imagen: si la misma es de una doble
(toda la pantalla negra -o blanca en la
imagen invertida- salvo la estrella
doble) el fichero se podrá reducir
mucho más que si la imagen es de
una nebulosa (toda la pantalla llena de tonos grises). Sólo en el caso de almacenamiento masivo de imágenes (o por falta de espacio en un disco) se habrá de usar la compresión de datos.
"Cerrar" cierra la imagen actual con la posibilidad de guardar o no cambios (si se han realizado), "Guardar" almacena los cambios efectuados en una imagen abierta o graba una nueva
imagen recién obtenida; "Guardar como..." almacena en el disco una imagen recién obtenida,
aunque también permite que una imagen previamente grabada (por ejemplo la titulada "Júpiter") la volvamos a guardar con otro nombre (por ejemplo "Júpiter 1") con la idea de volver a
abrir esta última para adicionarla a la anterior mientras que "Volver a guardado" descarta o rechaza todos los cambios efectuados en una imagen previamente grabada de manera que, al cerrarla, no se nos estropee.
El menú EDITOR (típico de Macintosh) contiene las opciones "Deshacer" (los cambios
efectuados), "Corta" (la porción de imagen seleccionada), "Copia" (la zona seleccionada),
"Pega" esta zona seleccionada o "Borra" dicha zona.
El menú IMAGEN es bastante más complejo ya que proporciona opciones muy diferentes
unas de otras: la primera se denomina "Tabla de Color" (para ordenadores con opción de grises o color) y representa una tabla con la cual se pueden efectuar variaciones en la presentaAsesores Astronómicos Cacereños
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ción de la imagen (mejor consultar el manual que
tratar de describir su funcionamiento, aunque
adelantaré que modifica la presentación de la
imagen como si de un filtro de color se tratase):
en este esquema se aprecia que tenemos activado
en el mapa de grises el tono de nº 103 de un total
de los 255 que existen. Se puede crear una nueva
tabla (con el botón "Otro"), borrar la actual
(botón llamado "Borra"), renombrarla (botón
"Renombra"), fabricar un nuevo color ("Dup") a
partir de una copia del actuar en el cual se hacen
modificaciones o fabricar una mezcla de ellos
("Ramp") manipulando a mano en el mapa de celdillas. Finalmente cuando hemos terminado de
efectuar las modificaciones que estimemos oportunas, pulsando el botón "Hecho" salimos de la opción para volver al menú principal y seguir
trabajando.
El menú "Información" ofrece los datos de la imagen que se tiene abierta o se va a guardar
una vez recién capturada: esta información incluye la focal del instrumento, la abertura (en
pulgadas y pulgadas cuadradas respectivamente), el tiempo de exposición (en segundos o
fracciones) y el factor de calibración empleado. Por último la opción Cropping con sus
cuatro parámetros (arriba, abajo, izquieda y derecha) determina la posición de la imagen en la
ventana: los valores corresponden al número
de pixels a desplazar en cada dirección. Si se
pulsa el botón "Telescopio por defecto" la cámara nos introduce, automáticamente, los parámetros del telescopio modelo que tiene memorizado por defecto. Como es normal cada
cual habrá de variar estos parámetros para
ajustarlos a los del instrumento utilizado en esos momentos.
"Notas" es la opción que permite almacenar información en el mismo instante de capturar
la imagen para que en el futuro sepamos todos los datos de la misma: cuerpo capturado, instante de la toma, tiempo de exposición, filtros utilizados, focal resultante u ocular utilizado, ubicación del instrumento, autor de la
toma, temperatura ambiente, número de serie
de la toma, denominación u otros que se
desee incluir hasta llenar la capacidad de
texto. Yo suelo emplear estos datos para no
tener que buscar en mis notas, en el momento más inoportuno de la noche, los parámetros que empleé en una ocasión anterior y así repetir la toma, sabiendo en todo momento que los resultados van a ser muy similares a los anteriores, sin efectuar varios tanteos aleatorios que me hagan perder un tiempo precioso.
El segundo conjunto de opciones del menú comienza con "Ver/ocultar el retículo" (o puntero), que hace aparecer o desaparecer el puntero con el cual se tocará la imagen para calcular
separaciones angulares (como hice poco antes en el caso del asteroide 4 Vesta), magnitudes
estelares, determinar la porción de imagen a ampliar (con el zoom), etc. Sigue con la opción
"Ver/ocultar histograma" que tiene como misión hacer aparecer o desaparecer un histograma
con las intensidades y frecuencias de la imagen, desde los valores 0 a 100 en el eje vertical a
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los valores 0 y 255 en el eje horizontal. Un ejemplo es este diseño: un
histograma de una estrella doble no es igual al de un planeta, ni el de
éste se parece al de una nebulosa o una galaxia debido a la diferencia
de contraste y brillo de estas imágenes tan distintas; yo no le encuentro una utilidad verdadera en mis trabajos, aunque sin duda la debe
tener cuando lo han diseñadoy añadido al programa de la cámara...
La última opción del menú que estamos estudiando (IMAGEN) se
denomina "Presentación" y oculta todos los menús y herramientas que
tengamos abiertas (histograma, retículo y otras) dejando en la pantalla
sólo la imagen actual: es ideal cuando se desea fotografiar la pantalla
ya que sólo aparece centrado en la misma el objeto a fotografiar.
Continuemos analizando los diferentes menús que aparecen en la
pantalla principal. El siguiente lo he traducido como TRAMAS y permite modificar el modo de presentación de la imagen a analizar. Como
es posible que utilice una pantalla en color o en grises este menú me
permite elegir y seleccionar el modo de representar la imagen según el
formato de la pantalla que emplee: así con un monitor de 256 niveles de gris elijo la opción
"1x1 - 256 colores" y la imagen aparece en toda la extensión de la gama de grises (cada pixel
tiene 256 niveles de gris). Si trabajo con un monitor en color puedo elegir la opción "1x1 - 16
colores": ahora cada uno de los pixels tendrá un valor dentro de una escala de 16 colores; la
opción "2x2 - 16 colores" permite emplear pantallas que trabajan con 4 bits por pixel: a la
hora de expandir la imagen la resolución será mejor. Para monitores más sencillos (que no trabajan con 256 niveles de gris como el del Macintosh Plus o similar) en blanco y negro una
imagen con grises tendrá que representarse forzosamente con dos niveles: blanco y negro; en
estas condiciones el monitor sigue presentando niveles de gris pero en base a simular con tramas de puntos estos niveles. Aquí podemos elegir las opciones "2x2 - 2 colores", "3x3 - 2 colores" y "4x4 - 2 colores" para que la simulación de tramas sea más a nuestro gusto a la hora
de ver la imagen o ampliarla con el zoom.
El siguiente menú lo he denominado VER y contiene alguna de las herramientas más útiles
de este programa divididas en tres grandes grupos; en el primero se hallan "Suma imagen" y
"Sustrae imagen" que facilitan la adición-sustracción de una imagen a la que tenemos abierta
en la actualidad; para ello al activar cualquiera de las dos nos aparece una ventana en la cual
podemos seleccionar la imagen a adicionar o sustraer. El segundo grupo
de opciones contiene las que yo llamo "rotaciones" o "giros" y que se denominan "Giro vertical" y "Giro horizontal", cuya misión como habrá adivinado el lector es ofrecer una imagen girada de la actual, bien sea vertical u horizontalmente. Por último el tercer grupo contiene la opción
"Zoom 4 x 1" que magnifica 4 veces la porción de imagen que necesitamos ampliar (porción que llenará ahora toda la pantalla de visión) pero
que no aporta mayor resolución con respecto a la imagen anterior, pese a
que así lo parezca: es debido a un método de interpolación de datos que el
programa realiza para evitar una imagen cuadriculada; con "Desampliar" se puede volver a la
imagen completa sin el zoom antes empleado: es útil para localizar astros débiles, conseguir
que éstos se vean correctamente (pulsando en el botón AUTO) y desampliar la imagen; de
este modo los astros más débiles quedan correctamente visualizados, no así los más brillantes que aparecen sobreexpuestos. También contamos con un filtro denominado "Paso alto" que nos acentúa los
bordes de la imagen y el denominado "Paso bajo",
que tiene por misión suavizar el aspecto general de
toda la imagen.
El siguiente menú general se llama CÁMARA y
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contiene las opciones que hacen referencia a la
misma: en "Comunicación" podemos seleccionar el puerto físico en el cual se conectan los cables para comunicar la CCD al ordenador; el
gráfico muestra que la conexión en mi caso está
en el puerto del módem, dejando libre el de la
impresora; en otros ordenadores puede ser realizado en el puerto de la impresora para emplear el
del móden a la hora de contactar con internet.
Aquí también se puede elegir la velocidad a la que se transmitirá la información al ordenador:
en mi caso la máxima posible. Para reconectar la cámara al ordenador (después de algun apagón de la misma o algún fallo en el software) en la opción "Establecer comunicación" podemos reiniciar este contacto perdido; si la cámara está desconectada o el cable suelto un mensaje nos advierte del fallo en la conexión. La opción "Cámara" ofrece la posibilidad de
configurar la misma en base a la ganancia (de 1x a 4x, según el tipo de objeto que se desee
capturar: x4 en los astros más débiles), la activación del dispositivo anti-resplandor si es necesario y la sustracción de campos oscuros en aquellas tomas superiores a unos pocos segundos.
En el manual original encontraremos una completa descripción de estos parámetros que sería
largo explicar aquí. Sí diré en cambio que la activación del dispositivo "anti-resplandor" impide la aparición de brillos (blooming) ocasionados por la saturación de los pixels a causa de
fuentes brillantes en largas integraciones (el famoso smear ya comentado), con una ligera pérdida en la magnitud límite. También cabe la posibilidad de ordenarle a la cámara que cada vez
que efectúe la adquisición de una imagen tome, inmediatamente, un campo oscuro de la misma duración: de
este modo cazamos dos pájaros de un tiro a la hora de
manipular o tratar digitalmente la imagen y evitar así la
aparición de la molesta "mancha" en la esquina superior
izquierda.
El último menú que ya nos queda por ver, también
superficialmente, es el que he denominado VENTANAS
(o VISIÓN, en el original WINDOWS) que hace aparecer la Ventana de Controles por así llamarla; la primera
opción que contiene se denomina "Contraste", es para el
procesado de la imagen y al activarla nos hace aparecer
una nueva ventanita (también con el mismo nombre) en
la cual encontramos ahora hasta 7 diferentes opciones en las cuales manipular, bien sea tocando (un botón para marcar/desmarcar, subiendo/bajando valores numéricos o pulsando en los
menús:
- fondo (back): el valor del brillo de fondo del cielo entre 0 y 255.
- rango: los niveles de gris que se desea tener en la imagen entre 1 y 255.
- AUTO: el ordenador nos ofrece la imagen que, a su parecer digital, es la más perfecta o
la más detallada; esto no siempre es así para nuestro deseo y puedo hacerla cambiar tocando
en los dos botones descritos anteriormente hasta dejarla a mi gusto.
En un sub-menú denominado Procesando nos aparecen cuatro opciones:
- ampliado: la imagen original es pequeña pero podemos hacerla dos veces mayor activando este botón; es lo mejor para fotografiar el monitor o capturar pantallazos.
- suavizado: se elimina el aspecto granuloso de la imagen para conseguir una vista más
suave, de mejor aspecto y presentación.
- interpolar: la imagen cuadriculada (por tener un número limitado de pixels) puede dejar
paso a una de (aparentemente) mayor resolución activando esta opción; el ordenador efectúa
una interpolación matemática con lo cual se obtienen más pixels con valores intermedios. El
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resultado es una imágen más estética, suavizada.
- negativo: una imagen en positivo puede que ofrezca más información si la mostramos en
negativo; de este modo los detalles más debiles de una nebulosa, un cúmulo o una galaxia se
aprecian mejor. En las imágenes planetarias este efecto no es demasiado espectacular, salvo
que se desee marcar o resaltar algún detalle concreto, un satélite transitando, etc.
-VER: cada vez que toquemos en cualquiera de los botones anteriores la imagen no cambia
automáticamente, sino que se queda igual hasta que indiquemos al ordenador que queremos
ver el resultado pulsando este botón. Equivale al ENTER o RETURN del ordenador.
Después de la opción "Contraste" ya comentada nos encontramos con una muy interesante
herramienta que permite mostrar un retículo o puntero denominada precisamente "Retículo";
el diagrama que se inserta es una copia de la misma con las diferentes informaciones que
muestra. Como se puede ver está dividido en cuatro cuerpos, los cuales son de arriba a abajo:
- datos del pixel: ofrece información sobre el pixel que el puntero está señalando, tal como
posición x e y, valor del pixel (de 0 a 255) y valor medio en un cuadrado o caja de 5 pixels de
lado centrado en el que estamos tocando.
- valor extenso: indica el valor (que puede ser modificado a voluntad con las opciones
"Fondo" y "Rango") del pixel marcado por el retículo o del valor medio de un cuadrado de 5
pixels de lado, centrado en el pixel tocado.
- magnitudes: la magnitud absoluta de un astro que se localice inmediatamente debajo del
retículo, calculada con una caja de 5 x 5 pixels; este valor se determina según la focal del telescopio y otros datos almacenados previamente por el usuario. Para emplearlo correctamente
previamente se ha de tocar con el retículo el fondo del cielo, pulsando después en la zona central del astro: el ordenador resta a la estrella el valor del fondo del cielo y ofrece la magnitud
buscada. La magnitud difusa se emplea en el caso de medir el brilo de objetos extensos y difusos como nebulosas o galaxias; el Apéndice del programa lo explica mejor que este modesto
investigador...
- geometría es la última caja del menú y la más útil en la medición de separaciones aparentes, diámetros y ángulos de posición. Para emplearla se toca primero en la zona más brillante
(fotocentro) del astro primario y después en el secundario: el ordenador nos indica la distancia
(en segundos de arco con décimas) y el ángulo de posición entre ambos. Para un planeta se
toca en uno de sus limbos y después en el otro: el resultado nos da el diámetro aparente (en
este caso el AP ha de ser 180º: dos puntos opuestos ecuatorialmente ó 90º si son dos puntos
opuestos de la zona polar). Por descontado que para no cometer errores en las mediciones es
preciso, previamente, haber indicado al ordenador la focal del telescopio (en pulgadas): de lo
contrario se cometerá un error mayor en la determinación. Cuando se necesiten realizar mediciones muy precisas se puede ampliar (con el zoom 4x1) el sector a estudiar: de este modo se
localizan mejor los pixels más brillantes en las estrellas dobles (zona central del astro) y la medición consigue más su precisión.
La siguiente opción se denomina "Foco" (o
enfoque) y se emplea para enfocar la cámara
antes de inciar cada sesión de trabajo; para
ello se indica tiempo de exposición (en segundos y fracciones) con una gama desde 0,01 a
600 s, el tipo de imagen a transferir (llena,
media, un cuarto, mancha, baja resolución...)
y si el sistema de captura de imágenes es automático (toma de imágenes una tras otras constantemente) o es el usuario el que ordena la toma de imágenes; de esta manera si lo que deseo
es iniciar una sesión con la cámara comienzo enfocando una estrella de magnitud 6ª-8ª con
tiempos de 0,5 a 1 segundo, en modo baja resolución (la pantalla se refresca con mayor frecuencia) y con imágenes más veloces: en el monitor del ordenador aparece un borrón circular
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que se irá definiendo, de imagen en imagen, como una estrella cada vez más reducida en tamaño y más nítida a medida que giro el botón de enfoque; llega un momento en el cual el enfoque es máximo (dependiendo de la turbulencia de la noche) y entonces paso de la opción
"Foco" a la opción "Grabación", iniciando ya el trabajo serio.
Otra opción denominada "Histograma"
ya la he comentado antes: ofrece en la pantalla (a un lado) un histograma de la imagen visualizada, con las intensidades y frecuencias contenidas en la misma.
Finalmente "Imagen" nos muestra en la
pantalla una imagen, bien la que se acaba
de capturar o una ya almacenada previamente en memoria (disco duro, diskette,
unidad magneto-óptica o zip...).
Enredando un poco con el programa y
los ejemplos que contiene (sólo una o dos horas de trabajo bastan para entenderle de una manera muy aproximada) encuentro que es fácil de manejar, que es potente y que no presenta demasiadas dificultades su comprensión, aunque el manual esté en inglés como el programa original. Sí noto bastante que (al menos para mi gusto) trabajar con Macintosh es más intuitivo y
directo que el habitual PC, aunque todo es acostumbrarse a trabajar con uno u otro sistema
operativo...
PRIMERAS EXPERIENCIAS
Obtener imágenes es cuestión de apenas dos minutos, aunque los buenos resultados necesitan bastante más tiempo; primero conectamos el ordenador (disco duro y monitor) a la vez que
encendemos la fuente de alimentación de la controladora de la CCD y la fuente de alimentación de motor del telescopio: de este modo el chip se va refrigerando y alcanza su temperatura
óptima en unos minutos. A continuación se activa el programa con un doble clic: en este momento el ordenador intenta conectar con la controladora a la velocidad adecuada según las características del sistema y nos lo indica así en un breve mensaje; en caso de no conectar también nos lo advierte: es hora de repasar de nuevo las conexiones. Una vez está todo correcto y
en perfecto funcionamiento preparamos el telescopio: se le quita la tapadera (¡no olvidar quitarla: con la emoción puede ocurrir las primeras veces!) y se busca un objeto para enfocar el
telescopio; salvo que el instrumento sólo sea empleado para trabajar con la CCD (y por tanto
no se emplean oculares, ni se toquea para nada el tornillo de enfoque) será preciso enfocar
cada vez que tengamos intenciones de capturar imágenes.
En ciertos telescopios, cuyo enfoque es de tipo cremallera, es factible marcar el punto en el
cual el instrumento tiene el enfoque óptimo para la CCD; en los modelos catadióptricos esto
no es así, por lo que ahora se comercializa una especie de contador de giros que se instala en
el botón de enfoque y nos sirve para el caso. Si no lo tenemos no desesperemos, para todo hay
su truco: con el motor conectado sigo una estrella de magnitud 5ª ó 6ª con el ocular de 40 mm
(x50), cambio al ocular de 12,5 mm (x160) y centro de nuevo el astro, de manera que éste me
quede totalmente nítido en el centro del campo; si es preciso puedo emplear el ocular de 6
mm (x333) y dejar la estrella en el centro, aunque pocas veces es necesario dado el campo del
chip. Con el astro totalmente centrado introduzco el cabezal del chip, empleo la opción Foco y
ordeno a la cámara que capture tomas, ininterrumpidamente, con exposiciones de 0,3 a 0,5 segundos según el brillo de la estrella en modo baja resolución: de este modo veo constantemente una imagen de la estrella en el monitor; con las imágenes refrescándose cada pocos segundos manipulo lentamente el mando del enfoque hasta que consigo un astro con un disco
aparente lo más pequeño posible: ya tengo la CCD enfocada. Ahora me vino la brillante idea:
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¿por qué no busco un ocular que, introducido en ese momento en el portaocular, me dé una
imagen nítida sin tener que tocar el enfoque?; el ocular de 12,5 mm me enfocó sacándolo ligeramente en vez de introducirlo hasta el fondo en el portaocular. En ese momento le hice una
marca con un rotulador indeleble; el enfoque en el futuro, cuando haya buscado y estudiado
otros objetos, es muy sencillo: introduzco este ocular hasta la marca, enfoco nítidamente cualquier estrella y meto el cabezal CCD; hora basta con dos o tres tanteos en cada dirección para
obtener imágenes nítidas. Si se emplea el telescopio exclusivamente para los trabajos CCD
(algo difícil, salvo que tengamos otro instrumento para trabajos visuales) un correcto enfoque
podría servir para toda la vida: en la práctica esto no suele ocurrir por las variaciones en la
focal del instrumento debido a los cambios de temperatura (sobre todo si son muy dispares),
algún golpe fortuito en el portaocular o las condiciones atmosféricas, que nos obligarán a enfocar los astros según la turbulencia térmica de la noche.
En la obtención de imágenes de astros difusos (galaxias o nebulosas) un enfoque ligeramente defectuoso no tiene realmente demasiada importancia, pero en trabajos planetarios es
preciso disponer de un enfoque lo más exacto posible: ¿cómo conseguirlo?; diseñé un disco
de cartón (diafragma) que ocultase todo el objetivo (210 mm de diámetro), luego abrí en dos
puntos opuestos del mismo orificios de 20 mm de abertura, situados prácticamente en la parte
exterior del disco. Ahora la luz entra por dos orificios (objetivos), por lo cual si la imagen no
está enfocada veré dos imágenes gemelas: al obtener con la cámara tomas constantemente
voy girando suavemente el mando de enfoque, de manera que las dos imágenes estelares se
van aproximando, llegan a fundirse en una especie de "ocho" y en un momento determinado
sólo obtengo una imagen estelar nítida: el telescopio está correctamente enfocado. Ya puedo
quitar suavemente el diafragma y trabajo del modo usual.
A través de un buen buscador generalmente no es difícil localizar los astros más brillantes si
el cielo está oscuro o la Luna no molesta; si lo que buscamos es el quasar 3C-273, el AGN denominado Markarian 421 (o el Quinteto de Stephan) el procedimiento es algo más complejo
pero no mucho: primero localizamos la estrella de la constelación de Virgo más brillante cercana a 3C-273, o la de Ursa Major en el caso de Markarian 421: para ello se requiere la ayuda
del buscador; después enfocamos y centramos la estrella en el ocular de menor aumento y
mayor campo visual; desde esta posición (con un buen mapa tipo Uranometría, Atlas Stellarum o similar) saltamos de estrella en estrella hasta llegar al quasar, al AGN o la cadena de
galaxias. Ahora se saca el ocular del portaocular y se introduce el cabezal CCD en su lugar, no
olvidando asegurar el tornillo del mismo para que el cabezal no se desprenda al mover el tubo:
una caída puede dañar el chip al soltarse alguna de sus delicadas soldaduras. Si el centrado ha
sido bueno ahí tenemos el quasar, el AGN o el grupo de galaxias...
Supongamos que apuntamos a Saturno (magnitud 1ª) durante la noche: en este caso dado el
brillo tan elevado del planeta tomas inferiores a medio segundo bastarán para captar una
buena imagen; dependiendo de la focal del instrumento se tendrá un campo mayor o menor
como ya comenté: de este modo a mayor focal menos campo pero más aumento y viceversa.
Se comprenderá fácilmente que en la captura de imágenes planetarias se prefiere gran aumento a gran campo, dado que cualquier planeta -salvo Venus en contadas ocasiones- tiene un
diámetro aparente inferior a 50". En este sentido el empleo de catadióptricos de focal superior
a 2 metros es ideal; trabajos obtenidos con reflectores de focal más corta (1.000 a 1.500 mm)
me han han ofrecido peores resultados, incluso duplicando la focal con lentes divergentes: en
este caso se pierde calidad por el número mayor de elementos ópticos implicados, sus aberraciones y los ajustes entre estas piezas.
Habitualmente la cámara CCD trabaja a foco primario en cualquier telescopio: esto proporciona un campo aparente y un aumento determinado como ya sabemos; en este caso la resolución máxima dependerá directamente de la focal y de la resolución teórica del instrumento: a
mayor focal mayor poder resolutivo en la imagen obtenida, dentro de los límites teóricos del
telescopio que depende directamente del diámetro del objetivo. Trabajando con un catadióptrico de 203 mm de diámetro y 2.000 de focal el poder resolutivo sería de
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Francisco A. Violat Bordonau
270" : 165 pixels = 1,63" cada pixel
He redondeado los valores del campo aparente obtenido y el número de pixels (puesto que
en realidad la cámara posee 192 por 165 pixels, pero lo he tomado a la baja) para tener una
idea aproximada de los límites de la misma; cuando la focal se duplique a 4.000 mm este
valor puede descender a 0,8" pixel. Como el poder resolutivo teórico de un catadióptrico de
203 mm es casi 0,6" sería inútil tratar de superar dicho valor de este aparato duplicando de
nuevo la focal; otra cosa es emplear otro telescopio de mayor diámetro (un 300 mm por ejemplo) cuya resolución teórica sería de 0,4" si la atmósfera lo permitiese.
Tengo que apresurarme a indicar que la resolución depende mucho de la turbulencia de la
noche y de la turbulencia local del observador: con valores atmosféricos elevados no será
fácil descender de 1" incluso congelando la imagen con exposiciones muy cortas, lo mismo
que si tenemos el observatorio caldeado y en el exterior de la cúpula está helando; otra cosa es
trabajar con valores de turbulencia atmosférica más reducidos por largos períodos de tiempo,
en el primer caso, o si dejamos abierta la cúpula a la puesta del Sol para que se equilibre con
la temperatura nocturna en el segundo caso. Cuando se emplean focales largas (4 metros o
más) el seguimiento ha de ser muy bueno y el enfoque casi perfecto: de lo contrario entre la
turbulencia, el mal seguimiento y el enfoque menos bueno la imagen pierde la resolución máxima que podría ofrecer el instrumento y los resultados son inferiores en calidad. Un buen test
para comprobar la resolución límite del equipo es capturar estrellas binarias o múltiples,
cuyos valores nos sean conocidos: así veremos que por lo general no es fácil bajar de 2" en
este tipo de astros, aunque es más sencillo capturar el disco de Ganimedes (1,8").
Una vez obtenida la toma de Saturno que antes mencioné veremos si la exposición ha sido
adecuada o no observando la imagen que se forma en el monitor: con exposiciones sobreexpuestas sólo se aprecia un borrón o manchón luminoso, incluso ajustando los valores de fondo
y rango debido a la saturación de los pixels; para ahorrar tiempo podemos indicar al programa
que determine los mejores valores automáticamente con el botón VER. Si incluso así no se
obtiene una buena imagen será mejor grabarla por si, más adelante, nos sirve para algo; no se
nos olvide escribir en la ventana de notas los datos de la imagen: fecha, hora de la toma, filtros utilizados, lugar de trabajo o tiempo de exposición. Si tomamos una imagen con un tiempo
de exposición menor (o con filtros de color) puede que, ahora sí, la imagen aparezca con bastante nitidez; manipulando en los valores de fondo y rango es posible mejorar todavía más el
contraste y el aspecto final. Para evitar que la turbulencia de la noche nos impida pasar de
cierta resolución se pueden tomar dos o tres cortas imágenes del planeta ligeramente subexpuestas, sumando posteriormente las tomas y restando los pixels no repetitivos: así se aminora
la turbulancia congelándola en cada toma; esto puede hacerse incluso cuando de una toma a la
siguiente se ha producido un leve desplazamiento del astro por fallo del motor o porque no lo
tenemos en ese momento. En este caso al adicionar imágenes (siempre de una en una, esto es,
añadiendo una nueva sobre la anterior) existe la posibilidad de indicar al programa cuántos pixels en el eje X (horizontal) y cuántos en el Y (vertical) se desea desplazar la toma que se va a
sumar y si se desea restar algunos niveles de brillo. Si la imagen no es coincidente del todo se
puede eliminar la suma y volver a intentarlo de nuevo,
dando nuevos valores y eliminando el error cometido;
siempre conviene restar algunos niveles para no saturar
las tomas.
Imaginemos que de una toma a la siguiente es un asteroide (18 Melpómene en este caso) quien se ha movido; al montar dos imágenes una sobre otra y dar un leve
desplazamiento se apreciará de inmediato la no coincidencia exacta entre la posición de los diferentes astros
de la toma: las estrellas aparecen dobles mientras que Desplazamiento del asteroide 18 Melpómene
el cuerpo se ha movido de una toma a otra y por ello en 75 minutos, la noche del 26-II-2000 (F. A.
su desplazamiento es muy evidente.
Violat con MX5+SC-203 mm).
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20
Astronomía con CCD
Cuando hayamos obtenido una o dos cortas exposiciones se podrán adicionar para mejorar
de este modo la imagen resultante; después se hará una toma oscura del mismo tiempo que
las exposiciones (poniendo la tapa del telescopio) y esta nueva imagen se restará de la suma
anterior: así se elimina el ruido originado sólo por la cámara y mejora el aspecto de la imagen
al eliminar la "nieve" térmica; no olvidemos, finalmente, procesar de campo plano que se
habrá obtenido previamente en el crepúsculo o podemos tomar en ese momento apuntando al
techo del observatorio.
El software de la cámara permite hallar automáticamente -por medios matemáticos- la separación entre pixels: basta con tocar uno, tocar luego el otro y el programa nos indica la separación y el ángulo aparente entre ellos; esta posibilidad es ideal para medir diámetros planetarios aparentes, separaciones de satélites o ángulos de posición de ciertos detalles. Para los
trabajos de medición más delicados yo trabajo con el zoom: aumento la imagen del planeta y
puedo determinar ahora, con mayor exactitud, dónde están los bordes del astro; si es preciso
aumento la focal del instrumento con el duplicador (Barlow).
Se recomienda que tras cada toma se reste un cuadro oscuro que se podrá eliminar de la
imagen anterior; esto es útil en las exposiciones mayores de algunos segundos pero no mucho
para las de cortísimo tiempo de exposición, sobre todo si la temperatura de trabajo no es muy
elevada. La imagen oscura, cuadro oscuro o dark field tiene por objeto poner de manifiesto
qué pixel o conjunto de pixels, incluso en total oscuridad, registran fotones virtuales de origen
térmico o electrónico (rayos cósmicos): así cuando a una imagen normal se le reste un cuadro
oscuro se elimina también este grupo de pixels espúreos que añaden valores falsos (ruido) a
los reales (fotones recibidos y almacenados); el campo plano (flat field), por su parte, pone de
manifiesto los errores del sistema telescopio+CCD tales como motas de polvo, desigual sensibilidad del chip y otros: consiste en una breve captura del cielo crepuscular o de una pantalla blanca mate plana (el techo del observatorio o la cúpula, por ejemplo).
Ordenando todos los pasos de modo secuencial podemos decir que todo consiste en:
a) buscar un astro medianamente brillante (6ª a 8ª magnitud para el 203 mm)
b) enfocar el objeto hasta obtener la mejor imagen (con máscara de enfoque, por ejemplo)
c) situar el objeto en el centro del campo visual de la cámara
d) grabar una primera imagen del objeto: si ésta es buena seguimos con el punto e); de lo
contrario volvemos al punto b) hasta obtener una imagen más aceptable que se habrá de
grabar en el disco duro
e) almacenar un cuadro oscuro del mismo tiempo de exposición (con la tapa puesta)
f) restar el cuadro oscuro a la imagen grabada
g) procesar la imagen de campo plano previamente capturado (crepúsculo o cúpula)
h) observar el resultado final en el monitor
i) manipular los controles para optimizar el aspecto final de la misma
j) fotografiar la imagen o almacenarla definitivamente en el ordenador.
Con estos pasos se obtendrán resultados buenos; si se emplean programas especiales para
el tratamiento posterior de la imagen (AstroArt, AIP4Win o similares) obtendremos mejores
resultados o podremos extraer todavía más información que permanecía oculta. Para ello existen ciertos programas de tratamiento de imagen que, por medio de operadores matemáticos
adecuados, manipula de tal modo la información original que acentúa, aminora o destaca los
más mínimos matices de la misma, poniendo de manifiesto aquello que de otro modo permanecería invisible al ojo.
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Francisco A. Violat Bordonau
Almacenamiento y clasificación de imágenes
Para almacenar las imágenes ya perfectamente tratadas (que ocupan unos 32 Kb cada una
con la ST-4 -sólo 8 bits- pero 295 Kb en la MX516 de 16 bits) es recomendable disponer de
disco duro, en donde tendremos perfectamente clasificadas y al alcance de la mano todas las
obtenidas. El uso de diskettes también es útil cuando tenemos varias imágenes -del mismo
tema- juntas: almacenaremos en cada uno de alta densidad (1,4 Mb) hasta 30-31 imágenes
aproximadamente; si éstas son comprimidas con un programa adecuado el número de tomas
puede ascender a 40-50 según el tipo de información que contenga cada unas de ellas y el algoritmo de compresión empleado. En el mundo Macintosh podemos emplear los bien conocidos ShrinkWrap, DropStuff o StuffIt Deluxe (para Macintosh) o PKZIP (en PCs), todos ellos
excelentes para estos menesteres.
Creo que es muy importante saber cómo se va a archivar toda esta información: en los primeros días comenzamos a obtener imágenes sin orden ni concierto con la idea de trabajar en el
enfoque, los tiempos de exposición y el seguimiento, pero al cabo de unas semanas vamos a
encontrarnos con cientos de imágenes que es preciso archivar y clasificar de modo racional;
de lo contrario ocuparán mucho espacio y tardaremos un buen rato en localizar alguna concreta cuando la busquemos, dándose el caso de no localizar alguna en el momento más crucial de
un trabajo nocturno. Una caja de 10 diskettes de alta densidad nos puede almacenar como mínimo 300 imágenes sin comprimir, quizá 400 en el mejor de los casos y cada diskette contiene
(de manera ordenada) sólo los objetos rotulados en su etiqueta. El almacenamiento en diskettes no es ya el modo más rápido ni cómodo de cargar imágenes en la memoria del ordenador,
ya que la lectura del mismo es más lenta que en el disco duro o el CD-ROM, pero sí permite
desahogar la memoria principal del aparato si el número de imágenes es elevado y muchas de
ellas no se van a necesitar salvo para alguna consulta al cabo del tiempo.
En el caso de nuestros trabajos lo más lógico sería disponer de una carpeta para cada planeta; en la realidad podemos emplear una para Mercurio y Venus juntos ya que muestran imágenes casi similares. Otra para Marte, otra más para Júpiter y una para Saturno, dejando otra
más para Urano-Neptuno-Plutón; en total dispondremos de 5 carpetas; los amantes de los asteroides rotularán una con esta denominación y los estudiosos de los cometas una más. De
todos modos dependiendo del trabajo que pensemos realizar, quizá sí convenga tener una para
cada planeta, cúmulo o campo de trabajo: los observadores más escrupulosos habrán de tener,
como mínimo, una carpeta por planeta y (dentro de algunas de estas carpetas) otras que almacenen fases, discos aparente, satélites, imágenes especialmente tratadas, cambios en cada oposición....
Como cada imagen almacenada tiene (en la arquitectura Macintosh) una pequeña ventana
en la que añadir información (empleando para ello la opción "Información" del menú ARCHIVO) podemos introducir algunos datos útiles en cada imagen. Así con el paso del tiempo sabemos cuándo y cómo se obtuvo la imagen, con qué exposición y otros datos de interés como
los filtros usados, focal, tipo de retoque, zoom, etc.
Una opción verdaderamente sugestiva y novedosa es trabajar con discos magneto-ópticos,
cada uno de los cuales puede almacenar 640 Mb con una total y absoluta garantía en el almacenamiento y recuperación de los datos; cada cartucho es equivalente a un disco duro de capacidad mediana con la ventaja de la portabilidad en un maletín de mano y la garantía del sistema magneto-óptico de baser láser: también es aconsejable grabar en CDs las carpetas
repletas de imágenes ya procesadas y analizadas, para un estudio futuro.
En resumen: si tenemos pulcritud desde el primer momento nunca nos arrepentiremos,
meses después, de la "chapuza" que tenemos entre las manos cuando no podamos localizar en
un momento de urgencia una imagen almacenada y tratada. Perder unos minutos con cada una
nos puede ahorrar media hora de búsqueda después de pasado unos meses, no digamos si han
pasado algunos años.
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Astronomía con CCD
TRATAMIENTO DE IMÁGENES
Ya he descrito de una manera simple y breve (quizá demasiado para algunos lectores interesados en el tema) la manera de captar imágenes con la cámara ST-4; los usuarios de otras cámaras más avanzadas posiblemente no hayan aprendido nada nuevo, pero ha servido de introducción a los lectores que no hayan trabajado jamás con cámaras CCD y deseen conocer algo
más sobre esta tecnología puntera.
Una vez tomada la imagen digital del objeto a estudiar hemos de manipular su información
por medio de programas de tratamiento de imágenes: la misión de esta manipulación es poner
de relieve toda la información que a primera vista no se aprecia, mejorar el aspecto de la
misma o retocarla todavía más si no nos ha quedado muy estética. Para ello necesitamos saber
primero qué cualidades presenta una imagen fotográfica, para pasar después a estudiar la imagen digital (bastante similar a una fotográfica) y comenzar a manipularla adecuadamente.
LA IMAGEN FOTOGRÁFICA
El principio en el que se basa una imagen CCD es, aproximadamente, totalmente idéntico
al de una fotografía normal, aunque los pasos a seguir o los instrumentos a emplear sean algo
diferentes: un chip CCD en vez de un film fotográfico.
Una imagen fotográfica (en color) contiene tres componentes:
- el brillo
- el contraste y
- el color.
Brillo: se entiende por brillo la cantidad de luz que emite (refleja) cada uno de los puntos de
una imagen; se puede decir que es una sensación visual que permite identificarla con la impresión producida por un elemento en una escala de grises.
Contraste: se define como la diferencia de intensidades de iluminación en la gama de
blancos y negros (o en colores) en una imagen.
Color: sensación visual que produce cada una de las diferentes longitudes de onda en nuestra retina; es bastante subjetiva según las condiciones de iluminación ambiental.
El brillo.- Es el grado de luminosidad u oscuridad de cada punto de la imagen. En la imagen en blanco y negro, habitualmente empleada en la fotografía planetaria aunque menos en
la de cielo profundo (galaxias, cúmulos y nebulosas) el color no existe: tenemos sólo una escala de grises entre el blanco total y el negro absoluto. En este caso sólo podemos trabajar con
el brillo (muy brillante, medianamente brillante o poco brillante) y el contraste (gris claro,
gris medio o gris oscuro). Dependiendo de la magnitud del astro fotografiado, de la focal del
telescopio y del tiempo de exposición se obtendrán imágenes de un astro más o menos brillante: a mayores exposiciones mayor brillo, a focales más cortas mayor brillo, a mayores diámetros en el objetivo mayor brillo y a la inversa en los tres casos. Por eso según el brillo del
astro, el diámetro del objetivo y su focal, se emplearán diferentes tiempos de exposición: la
intención con esto es obtener imágenes bien expuestas: un exceso de luz impresionará excesivamente (sobreexposición) el negativo, una falta de luz lo impresionará con defecto (subexposición) en tanto que una exposición correcta proporciona negativos bien impresionados de los
cuales, posteriormente, se obtendrán copias perfectas.
El contraste.- El contraste es el grado en que los tonos de la imagen están clara y distintamente separados. No hay que confundir brillo con contraste: una imagen planetaria puede ser
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Francisco A. Violat Bordonau
muy brillante pero poco contrastada si el fondo del cielo es casi del mismo brillo que el planeta; por el contrario un planeta puede ser muy poco brillante pero destacar mucho si el fondo
del cielo es totalmente negro. Dependiendo del contraste la imagen nos ofrecerá más o menos
información: así una imagen poco contrastada (muy pocos niveles de gris) puede presentar un
disco planetario casi homogéneo en el cual no se aprecian detalles; una imagen muy contrastada (numerosos niveles de gris) ofrecerá más información al destacar mucho los detalles adyacentes. En la fotografía en blanco y negro contraste significa diferencia de tonos: cuando la
diferencia tonal del objeto es alta el procesado fotográfico debe ser regulado para que se
pueda obtener una copia más normal; cuando el objeto tiene un bajo contraste se puede tratar
de aumentar el mismo en el laboratorio empleando al positivar un papel rápido de alto contraste. En fotografía se considera contrastado aquel objeto que posee, al menos, una luminosidad en las zonas más brillantes 200 veces superior a las zonas más oscuras; los objetos que poseen una cifra inferior a 100 se consideran poco contrastados. Para medir el contraste de un
negativo suele utilizarse la curva característica de la película; una curva característica representa una emulsión con un procesado específico, aunque procesados diferentes en el mismo
film dan curvas distintas con diversos contrastes. En el esquema adjunto se aprecia la curva
característica de una película en blanco y negro con un determinado revelado: indica cómo un
aumento de la exposición da como resultado un incremento en la densidad (oscuridad) del negativo. La región de la izquierda (talón) contiene
los tonos más oscuros, mientras que los medios
tonos y las luces altas se representan en la porción
recta de la curva. La densidad mínima útil del negativo (d) se halla en el límite entre el talón y la
sección recta, en tanto que la densidad máxima
del negativo (D) se sitúa en la parte central de la
misma. El contraste local (c) será la diferencia de
contraste para diferentes incrementos de exposición.
Un mismo film tendrá diferentes contrastes
cuando se varía su tiempo de revelado: en este esquema se aprecian diferentes curvas características hipotéticas para un revelado de 6 minutos, otro de 8 minutos y otro de 10 minutos; se nota
con toda claridad que el contraste es mayor con 10 minutos (pendiente más inclinada) que con
6 (curva muy suave). Del mismo modo diferentes películas
pueden tener el mismo contraste general pero distintas respuestas: así un film de alto contraste tiene un contraste local
c mayor que un film de bajo contraste; el film de contraste
medio se sitúa a medio camino entre ambas opciones.
El brillo depende directamente de la cantidad de luz recibida del objeto: a menores cantidades de luz más oscuro aparece, de ahí que se empleen grandes telescopios para captar
astros débiles; del tipo de film empleado y del revelado que
se utilice depende el contraste. Aquí también influye el empleo o no de filtros de color que contraste el aspecto de un
planeta; así la mancha roja de Júpiter destacará aún más de los cinturones nubosos circundantes con el empleo de un filtro azul o las bandas nubosas de Venus destacarán del resto del planeta con un filtro violeta, mientras que Marte aparece mejor con filtro rojo.
La resolución.- Una de las características más importantes de un film astronómico es su resolución, que se define como la capacidad que tiene para registrar individualmente pequeños
detalles. La resolución del film está en relación directa con el tamaño de los granos de plata
(sensibilidad): a menor sensibilidad mayor resolución y viceversa; esto se nota muchísimo a
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Astronomía con CCD
la hora de ampliar negativos: con un film de baja resolución es fácil obtener positivos granulosos porque se aprecian uno a uno los granos de plata; por el contrario un film de baja sensibilidad tendrá unos granos más pequeños y no se notarán tanto al ampliar. La sensibilidad del
material fotográfico se mide en grados ASA (sistema estadounidense) o DIN (sistema alemán); usualmente cualquier film indica su sensibilidad en estas dos escalas: a mayor número
ASA o DIN mayor sensibilidad, pero menor resolución se obtendrá al positivar en papel.
Para conocer la resolución de un film se emplea de modo normal un patrón formado por
finos trazos blancos y negros alternativos, con un espaciado conocido y cada vez menor similar
al que aparece en la "carta de ajuste" de la televisión (cuya misión es también idéntica: calibrar la resolución y el balance de color del monitor); al fotografiar esta carta de trazos con un
film determinado se ve en qué imagen ya no se aprecian los trazos indistintamente: en este momento se puede decir que la película no resuelve estos detalles y que se ha llegado al límite de
resolución. Las películas de menor resolución separan de 30 a 40 trazos por milímetro (25 a 30
micras), mientras que en el extremo opuesto algunos filmes especiales llegan a los 400 ó 450
trazos por mm. De todos modos esta definición es algo arbitraria, ya que en ocasiones la cámara capta detalles planetarios que (teóricamente) caen por debajo de la resolución teórica de la
película; esto sucede si entre estos detalles y la zona circundante hay un elevado contraste que
le haga resaltar sin niguna duda.
En el laboratorio fotográfico se puede conseguir extraer de un negativo poco contrastado
una imagen positiva con mayor contraste en base a emplear papel fotográfico de mayor dureza, forzar el revelado o técnicas similares; de todas maneras de un negativo con poco contraste
nunca se pude conseguir una imagen positiva llena de contrastes, por la falta de información
contenida en el mismo. Así si tenemos dos filmes de diferente sensibilidad (una de grano
grueso y contraste elevado y otro de grano más fino pero bajo contraste) el revelado pone de
manifiesto en el primer film detalles que en el segundo quedan difuminados entre la gama de
grises (para un detalle poco contrastado) pero si se fotografía un detalle muy contrastado el
segundo ofrecería más detalles que el primero por su finura de grano.
La etapa final de una fotografía astronómica es el positivado, que tiene por objeto restituir
los tonos del objeto fotografiado en una imagen positiva que será plasmada en papel fotográfico; el principio es simple: el papel fotográfico es expuesto por medio de luz -que atraviesa el
film- en una ampliadora; esta exposición puede ser prolongada o acortada, según la cantidad
de claros y oscuros del negativo: incluso ciertas zonas pueden ser localmente reservadas para
mejorar la estética de la misma o eliminar defectos (sobreexposiciones locales). La imagen
positiva latente en el papel se hará visible mediante el revelado; su intensidad y coloración
(cuando se trabaja en color) dependerá de las características del negativo, del contraste del
papel así como del tipo de revelador y tiempo de revelado. Esta imagen todavía puede ser alterada por rebajado local o general, intensificación o virado; ahora la imagen se hará permanente después de un lavado y un fijado con los productos químicos adecuados.
LA IMAGEN CCD
La imagen digital contiene también la misma información que una imagen en blanco y
negro (en las tomas obtenidas con modestas CCD), a la que habrá que añadir el color en los
modelos más novedosos. El brillo depende de la cantidad de fotones recibidos y almacenados
en cada pixel, el contraste dependerá de la diferencia de brillo entre los pixels adyacentes (los
que se sitúan alrededor del pixel que tomemos como modelo) y la resolución será en este caso
el número de elementos de imagen (píxeles) que contenga la imagen. El color se elabora a
partir de la adición informática de imágenes obtenidas con filtro rojo, verde y azul: sólo en monitores en color se puede llegar a apreciar toda la belleza de estas imágenes.
Algunas de las ventajas que yo encuentro en las imágenes digitales con respecto a las fotográficas son la limpieza, la rapidez y la comodidad: mientras que para hacer un revelado de neAsesores Astronómicos Cacereños
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Francisco A. Violat Bordonau
gativos o un simple positivado hemos de preparar los líquidos (no siempre en buen estado por
su rápida degradación), efectuar delicadas manipulaciones en el cuarto oscuro, vigilar la temperatura de los líquidos y esperar a que se sequen las copias, en el tratamiento digital sólo hay
que emplear un ordenador (cuando ya tenemos la imagen digitalizada): en menos de un segundo, con total limpieza, apreciamos el resultado de la manipulación digital y podemos almacenar ésta, sin problemas, dentro de un diskette, disco duro, magneto-óptico, CD-ROM o transmitirla vía módem a otro ordenador. La diferencia es notoria.
La imagen digital está formada por elementos de imagen, el equivalente a cada uno de los
granos de plata de un negativo: mientras que en el film fotográfico cada grano de plata tiene
una determinada posición y densidad, cada pixel tiene también una determinada posición y
densidad.
Posición.- La posición de cada pixel se determina según un eje horizontal (x) y otro vertical
(y). Como ya vimos al tocar con el puntero (o retículo) en un determinado lugar de la imagen
el programa nos indica en cada momento las coordenadas cartesianas del pixel seleccionado
(por ejemplo 120-190) además de su valor. En el modelo ST-4 el punto (0, 0) está situado en
la esquina superior izquierda.
Densidad.- La densidad del pixel tiene un valor que oscila entre 0 y 255 (por ello tiene 256
niveles de gris) en el modelo ST-4 y 0 y 4.095 (4.096 niveles diferentes de gris) en los modelos MX5 y Linxx: ello se debe a que el primer chip trabaja en un formato de 8 bits (2 8 = 256) y
el segundo en un formado de 12 bits (212= 4.096). Como curiosidad puedo comentar que
ambos modelos (ST-4 y Linxx) emplean el mismo chip de Texas Instruments, que poseen el
mismo número de píxeles (192 x 165) pero ofrecen diferente gama de grises a causa de su formato digital. El modelo SBIG ST-6, la CWIP-S o mi MX516 trabajan con un formato de 16
bits de manera que ahora son capaces de registrar 65.536 niveles diferentes de gris: compárese con los 40-50 que puede detectar el ojo humano o los 256 de los modelos más sencillos.
El tamaño del chip pone un límite al número de píxeles que se pueden empaquetar en cada
uno: el modelo más sencillo contiene un conjunto de 192 x 165 pixel con un total de 31.680
elementos de imagen; este chip se emplea tanto en el modelo ST-4 como en el Lynxx. Con
este número tan reducido de elementos la imagen ha de ser, forzosamente, poco detallada si la
comparamos con una película fotográfica normal: se dice que la resolución de estos modelos
es de unos 40 líneas por mm, en contra de los 400 por mm de algunos filmes habituales en astrofotografía. En modelos más recientes (como la ST-6) este número asciende a 375 x 242 píxeles (en total 90.750 elementos) con un chip de 8,63 por 6,53 mm o incluso 378 x 240 en la
más sencilla CWIP-S; la cámara de alta resolución fabricada por la casa ELECTRIM -la
EDC-1000HR- ofrece 754 x 488 píxeles (en formato de 8 bits: 256 niveles de gris) aunque en
ambientes profesionales se ha trabajado en los últimos años con chips de 800 x 800 píxeles.
Muy recientemente los avances técnicos han permitido fabricar chips de 1.024 x 1.024 píxeles
e incluso se viene trabajando ahora (diciembre de 1997) en otro de 2.048 x 2.048 píxeles:
todo queda ya en manos de la siempre cambiante tecnología digital.
Del tamaño del chip empleado depende el campo visual abarcado: así mientras que el de la
ST-4 o Lynxx abarcan 8 x 8' con una focal de 1.000 mm, el de la ST-6 captura -para la misma
focal- un campo de 29 x 22': 8,2 veces el área total de la anterior; se comprende que este modelo puede ver ya entera una galaxia que en el anterior no cabía; recientes trabajos han permitido fabricar un nuevo chip (uniendo 4) que cubren holgadamente los 30'. No pasará mucho
tiempo antes de que este avance entre de lleno en el mercado del aficionado.
Cada imagen en el modelo ST-4 o en el ECD-1000 ocupa un tamaño aproximado de 32 Kb
de memoria: 1 byte por cada pixel; cada uno de ellos contiene información sobre el nivel de
gris que presenta. En otros modelos de chip el tamaño de cada imagen será mayor, dependiendo de la información que contenga en su formato digital.
Imaginemos que por medio de una CCD he digitalizado una imagen de un planeta y que
ésta ha quedado bastante bien al acertar en la exposición, tener un excelente seguimiento y
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Astronomía con CCD
una baja turbulencia. Ahora mi ordenador ofrece en el monitor un área activa con un total de
31.680 píxeles que representa, digitalmente, la imagen del planeta: cuando esta imagen se observa en su formato normal se distingue bastante bien la superficie del planeta, los detalles del
disco (si la exposición es correcta) y el resto del campo; cuando la imagen se amplifica (con
la opción zoom) se distinguen ya los píxeles individuales.
Como el nivel de grises en mi chip es de 256 inútil sería inútil emplear un monitor que
ofreciese un número mayor de grises (por ejemplo 512) puesto que se desperdiciaría capacidad; del mismo modo emplear un monitor con varios millones de colores sería despilfarrar todavía más capacidad. Ahora bien si se emplea un chip cuyo nivel de grises sea de 512 no será
lógico emplear un monitor de sólo 256 niveles, ya que estaré perdiendo contraste en la imagen obtenida: aquí sí hay que utilizar un monitor con, al menos, ese mismo número de niveles
de gris. En los experimentos que he realizado y en las imágenes obtenidas para este libro se ha
empleado un monitor SONY en color con miles de colores, pensando en adquirir otro modelo
más avanzado (y eso mismo hice en abril de 1999: adquirí una MX5 con 4.096 niveles).
Si el número de niveles grises distintos que el ojo humano puede distinguir o individualizar
es de 40-50, ¿por qué ese afán desmesurado por obtener un número tan elevado de niveles?
La respuesta es sutil: para conseguir separar aquellos detalles de bajo contraste de los adyacentes. Supongamos que deseamos captar un satélite joviano cuyo brillo en una exposición
correcta es de 15 con un chip de 8 bits (256 niveles diferentes de gris); si el valor del fondo
del cielo es 10 (realmente bajo en condiciones habituales) sólo tenemos 5 niveles de gris de
diferencia entre el cielo y la luna. Cuando trabajamos con un chip de 12 bits (4.096 niveles de
gris) el fondo del cielo puede valer 160 y el de la lunita 180: ahora tenemos 20 niveles de diferencia y la imagen puede ser tratada para ofrecer un aspecto mínimamente interesante. Es
precisamente esta capacidad la que permitirá resaltar o poner de manifiesto sutiles detalles en
la superficie nubosa de Júpiter y Saturno o en la arenosa de Marte.
PRIMERAS MANIPULACIONES
Nitidez
La impresión general subjetiva de claridad y detalle en una imagen fotográfica se denomina definición. Una gran parte de la impresión de detalle la da la percepción de los bordes de
los elementos que componen la fotografía: es lo que conocemos como nitidez. Los factores
susceptibles de medición objetiva que contribuyen a la nitidez son, entre los más importantes,
tres: la acutancia, la resolución y el contraste.
Se denomina acutancia la rapidez con que se produce la transición de un grado de densidad
a otro: en zonas de acutancia similar el grado de contraste entre ambas zonas (la magnitud de la
diferencia de densidad) determina la nitidez de los bordes de la imagen, es decir, la claridad
con que es percibida. En imágenes planetarias este valor se mide observando la gradación de
grises entre el disco, el borde del mismo (el limbo) y el fondo celeste cercano: si la rapidez de
transición planeta-borde-fondo es lenta la imagen nos parece poco nítida; si la rapidez es más
elevada la imagen nos parece muy nítida. Esto mismo se puede aplicar a los detalles internos
de una imagen planetaria.
La resolución o poder resolutivo es el límite de la capacidad de una combinación determinada de objetivo y film para registrar detalles muy pequeños y próximos; empleando determinadas combinaciones de film y objetivo es posible conseguir dos fotografías de manera que
una tenga menos nitidez pero más poder resolutivo, incluso ciertos reveladores reducen la nitidez pero no el poder resolutivo. La resolución en una cámara ST-4 es de 192 x 165 píxeles, en
una ST-6 de 375 x 242 y en la de alta resolución (EDC-1000HR) de 753 x 488 píxeles: en
este último modelo el tamaño de los píxeles es menor que en el primero por lo cual será capaz
de capturar detalles menores con una mayor resolución, que es lo que deseamos sobre todo.
El contraste por su parte es la relación de brillo entre las partes más claras y las más oscuAsesores Astronómicos Cacereños
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Francisco A. Violat Bordonau
ras en la imagen: una escena que contenga pocos sectores de brillo diferente será poco contrastada (imagen casi homogénea) mientras que aquella que contenga abundantes zonas de diferentes brillos será más contrastada; los planetas no tienen un contraste muy alto de modo
que habrá que mejorarlos con el empleo de filtros de color adecuados.
En las imágenes digitales la nitidez depende -como en cualquier fotografía normal- de varios factores, pero los tres más importantes son: el enfoque correcto, el movimiento del objeto
y la turbulencia.
- Enfoque correcto. Ya he dicho anteriormente que el primer paso antes de comenzar a trabajar con una CCD es enfocar la misma correctamente; ello se hará tomando varias imágenes
estelares (empleando para ello la opción ENFOQUE o FOCUS) hasta conseguir discos minúsculos de las mismas: en el instante en el que tengamos los discos estelares más reducidos se
tiene la cámara perfectamente enfocada; antes de iniciar una sesión fotográfica CCD es recomendable comprobar el enfoque, salvo que se tenga una total seguridad del mismo por no
haber tocado el instrumento desde la última jornada. Una aclaración: las estrellas siempre aparecerán como borrosos discos y no puntuales; la razón de ello es la gran ampliación que origina proyectar un campo pequeño en un monitor grande. Así cuando se toma una imagen con
un catadióptrico de 2.000 mm de diámetro y se ofrece en un monitor de 14 pulgadas la ampliación nos ofrece una escala de 2" por milímetro: sólo los astros más débiles aparecerán reducidos, pero de ninguna manera puntuales salvo para exposiciones excepcionalmente cortas.
- Movimientos del objeto: el más importante es el desplazamiento del firmamento debido a
la rotación de la Tierra en aquellos telescopios sin motor. Este valor oscila entre los 15" por
segundo para un astro situado en el Ecuador celeste (declinación 0º) y 0" para un astro situado
exactamente en el Polo (declinación 90º); en cortas exposiciones este efecto es menos notorio
que en largas tomas: así un planeta situado en la declinación 0º se desplazará 15" en una toma
de 1 segundo, 7.5" si la toma es de 1/2 segundo y 1" si es de 1/15 segundo. El movimiento
aparente del objeto es más notorio para focales largas (superiores a 2 metros) debido a que la
resolución por pixel es mayor. En exposiciones planetarias con tomas inferiores a 1/20 s el
desplazamiento es reducido o despreciable, quedando por debajo de 1" o menos y no degradando apreciablemente la calidad de la imagen.
- La turbulencia. Este factor depende de la calidad del cielo y de la estabilidad de las capas
atmosféricas situadas inmediatamente sobre el observador en dirección al astro a estudiar; es
más notoria a medida que aumenta el tiempo de exposición: en tomas cortas la turbulencia
queda congelada. Al adicionar imágenes con muy cortas exposiciones el valor de la turbulencia es reducido; se puede aminorar por medio de un tratamiento digital que elimine los píxeles
no repetitivos de una toma a otra. No es equivalente tomar una exposición de 2 s que cuatro
de 1/2 s: aunque la cantidad de luz almacenada sea prácticamente idéntica la turbulencia media
final es equivalente a la de una exposición de 1/2 s: está claro que en este caso la resolución
será mucho mayor que tomando una única exposición prolongada. Con tomas aún más cortas
es posible llegar cerca de la resolución teórica del telescopio si la focal es lo suficientemente
larga y el tratamiento digital el apropiado.
Adición de imágenes
Cualquier CCD tiene ya algunas soluciones para mejorar la imagen: por ejemplo adicionar
(sumar una con otra) varias tomas cuando el objeto a captar tiene un brillo bajo y sea necesario efectuar una toma larga. La adición de imágenes se realiza indicando al programa nuestro
deseo de efectuarla: en ese instante nos pide le indiquemos qué imagen se desea añadir (de
una en una, incluso aunque no sea del mismo objeto: en este caso se origina un "montaje" que
puede ser muy útil o un pegote...), si se va a efectuar un desplazamiento en el eje horizontal x o
en el vertical y además de la posibilidad de restar algunos niveles de gris para no elevar demasiado el valor del fondo celeste. Si la imagen inicial tiene un fondo del cielo cuyo valor es de
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Astronomía con CCD
20 y la imagen a adicionar tiene como valor de fondo del cielo 21, al final la suma de ambas
imágenes tendrá un valor para el fondo del cielo de 41. Si a la imagen que se adiciona se les
restan algunos niveles de gris (por ejemplo 5) el fondo del cielo en la imagen final no será de
41, sino sólo de 36. En este ejemplo el valor del fondo celeste es bastante reducido, pero si
fuese elevado como sólo tenemos 256 niveles de gris puede que el contraste entre el planeta y
el fondo celeste sea escaso o incluso nulo: pienso en Madrid o Barcelona.
Si entre una toma y la siguiente hubiese algún desplazamiento vertical, horizontal o transversal (por fallo del motor, si no poseemos uno o está fuera de uso esa noche) se puede corregir
bastante este efecto adicionando la imagen con desplazamiento de algunos píxeles en la dirección del mismo: horizontal (eje x), vertical (eje y) o transversal (ejes x e y). Si una vez adicionada la imagen vemos que el resultado no es perfecto podemos eliminar esta adición y volver
a intentarlo dando otros valores hasta conseguir una suma casi perfecta o muy aproximada a
lo que se desea.
Si se toma una imagen planetaria con un filtro rojo, otra con azul y ambas se adicionan con
un programa de tratamiento de imagen se consigue una toma final en la cual el contraste de
los diferentes detalles puede mejora notablemente, dependiendo del color propio y su contraste original. Esto es interesante para captar imágenes en color por tricromía; la nueva generación de cámaras digitales poseen ya una rueda de filtros adecuados a este tipo de trabajos.
Un buen ejemplo de las ventajas de la adición de imágenes lo tenemos en la captura de los
débiles satélites planetarios, ninguno de ellos (excepto la Luna) con magnitud inferior a la 4ª.
Partimos de una buena imagen de Júpiter tomada una noche en la que se aprecian perfectamente sus bandas pero no los satélites por haber efectuado una corta exposición: pese a ello
en la imagen aparecen -ocultas por el momento- dos de sus lunas cerca del planeta; si exploramos la imagen con la herramienta de zoom y la opción retículo podemos ver cuál es el valor de
cada pixel en una caja de 5 x 5 pixel (en la versión para Macintosh).
En la foto que me ha servido de ejemplo (Júpiter muy nítido pero con dos lunas invisibles)
el valor medio del fondo del cielo era de 9, pero encontré dos lugares en los cuales este valor
subía a 19 y a 18 respectivamente: quizá se tratase de dos satélites o más improbablemente dos
estrellas de fondo. Manipulando en los controles de fondo y contraste no se lograba apreciar
ninguna luna con claridad, pero si a esta imagen en pantalla le adiciono una copia de esta
misma imagen (almacenando la inicial con otro nombre) consigo una nueva imagen con un
fondo de 29 y dos lugares en los cuales el valor máximo por pixel asciende a 56 y a 54. En el
primer caso la diferencia de brillo entre el fondo (9) y las presuntas lunas era de 10 y 9 respectivamente: ahora la diferencia de brillo es de 27 y 25 respectivamente. Una nueva adición de
la toma inicial me proporciona para el fondo del cielo el valor medio de 37, en tanto que para
una luna el valor máximo es 76 y para la otra 71: la diferencia de brillo fondo del cielo-luna
es de 39 en el primer caso y 34 en el segundo; si ahora le pido al ordenador que me proporcione la mejor imagen (pulsando el botón AUTO) se apreciará un planeta Júpiter totalmente saturado de brillo (valor de sus píxeles próximo a 255), un fondo celeste bastante oscuro y dos
lunas bien destacadas. Se ha perdido el contenido de información en el interior del planeta
(prácticamente totalmente saturado de blanco) pero he puesto de manifiesto la presencia de
dos astros de aspecto puntual próximos al planeta gigante: pueden ser dos de sus brillantes
lunas más próximas (Io y Europa), como así sucedía. Una nueva adición de la imagen inicial
incrementaría aún más la diferencia de brillo entre el fondo celeste y las lunas, aunque el proceso tiene un límite debido al valor del fondo del cielo, que nunca es nulo.
* Fondo del cielo.- Cuando tenemos una imagen planetaria la manipulación del fondo del
cielo puede poner de manifiesto la presencia de satélites o astros próximos al planeta. Ya
vimos en las líneas anteriores que con exposiciones cortas la cantidad de luz almacenada en
cada pixel por un satélite será reducida: por ello será difícil que éste destaque sobre el fondo
celeste si tenemos al lado la imagen nítida del planeta Si aumentamos la exposición las cantidad de luz almacenada en cada pixel será mayor, pero la imagen del planeta (un cuerpo que
Asesores Astronómicos Cacereños
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Francisco A. Violat Bordonau
brilla como mínimo cinco magnitudes más que
el satélite) puede saturar completamente el valor
de cada pixel; como consecuencia se obtendrá
un planeta saturado de blanco con un satélite
medianamente destacado a un lado. Si en una
imagen bien expuesta y perfectamente enfocada
de Júpiter trazo un corte en su zona ecuatorial y
realizo una gráfica con el valor de cada pixel, la
misma podría quedar como la que se ofrece: en
el eje vertical tengo el valor de cada pixel (de 0
a 255) y en el eje horizontal la anchura del planeta en píxeles, grosor que depende del diámetro
aparente del planeta y de la focal empleada. Se ve de inmediato que la forma de la curva me
define el brillo del astro desde el valor más reducido del fondo del cielo (en este ejemplo entre
4 y 6) al valor 110 en el centro del ecuador del planeta. La pendiente de subida y bajada acutancia- me indica la nitidez de la imagen: una pendiente suave es señal de una imagen poco
nítida; aquí la imagen está perfectamente enfocada. En caso de trabajar desde un lugar con el
cielo muy oscuro (por la ausencia de la Luna) y poco polucionado (como en este caso) el
valor del fondo del cielo es muy reducido; si se trabaja desde una gran ciudad el valor puede
superar fácilmente 20 unidades o más: el contraste sería entonces más reducido.
Supongamos que ahora realizo una exposición cuando el satélite Io está a punto de transitar
sobre el disco joviano, desplazándose de este a oeste (derecha a izquierda en la imagen invertida); el esquema digitalizado de tal suceso es el siguiente:
se aprecia de nuevo que Júpiter tiene los bordes muy nítidos (pendientes muy inclinadas) y que al este del planeta se muestra un pico brillante, con pendientes muy
agudas, pero cuyo valor máximo apenas si llega a 50; si
el fondo del cielo estuviese muy iluminado el contraste
sería tan bajo que apenas si destacaría la luna sobre el
mismo. Debido a la difusión de la luz en la placa que cierra el tubo en mi catadióptrico -a causa del polvo o a la
grasa-, a la propia difusión de las cargas eléctricas en el
chip, la naturaleza ondulatoria de la luz y a otros efectos
menores se produce una dispersión de la luz, por lo cual
la zona que queda entre el limbo de Júpiter y el satélite
tiene un valor ligeramente superior al que tendría en condiciones normales el fondo del cielo.
Pero vamos a comenzar a trabajar con el control de fondo del cielo. Si le indico al programa
que me represente la imagen negativa -para apreciarla mejor en el libro- que, a su parecer digital, es la mejor del planeta (con el botón AUTO) el programa intenta representar los detalles
del interior planetario de manera que se centra primordialmente en los píxeles más brillantes
despreciando los más débiles, que son precisamente los que han acumulado menos luz por
haber almacenado el fondo del cielo, las estrellas cercanas y el satélite. Así el programa me
muestra Júpiter bastante nítido con detalles nubosos, pero el satélite queda perdido en el brillo
promedio del fondo del cielo: no hay apenas
contraste entre la luna y el cielo. Si le digo manualmente al programa que el fondo del cielo ha
de quedar más oscuro comienza a aparecer tímidamente el satélite, al haber un poco de diferencia entre los niveles de gris del fondo celeste y
el valor máximo del mismo: ahora ya se aprecia
Asesores Astronómicos Cacereños
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Astronomía con CCD
la luna, pero el disco joviano ha quedado sobreexpuesto perdiendo sus detalles nubosos internos. Cuando el fondo del cielo adquiere a mi orden un valor todavía más bajo la luna se aprecia perfectamente, porque la diferencia de brillo entre ella y el fondo es máxima pero Júpiter,
por el contrario, queda totalmente sobreexpuesto perdiendo completamente todos sus detalles
internos.
El esquema siguiente muestra esto mismo pero
en forma gráfica; la línea A es la que ofrece para
el valor mínimo un valor centrado en torno a 80
unidades: mientras que Júpiter aparece muy nítido
y con todo detalle la luna está por debajo de este
valor y no se aprecia. La línea B es la que yo, manualmente, he ordenado adquirir al valor mínimo
de fondo de 38: ya comienza a verse la luna porque
sobresale sobre el valor de fondo del cielo pero Júpiter acusa sobreexposición. Cuando el valor mínimo desciende aún más (a 10) ya es posible distinguir perfectamente la luna del fondo celeste pero
el disco joviano está totalmente sobreexpuesto. En este caso el valor mínimo es 10: como el
del fondo del cielo de la imagen original es de 4 a 6 la difusión de la luz queda por debajo de
esta línea, apreciándose Io perfectamente separado del planeta; si el valor descendiese a 6
ambos cuerpos comenzarían a estar unidos por la difusión de la luz mientras que con un valor
de 4 ambos cuerpos están ya unidos por el ruido de fondo en un manchón común: se ha perdido toda la resolución.
El control de brillo del fondo del cielo permite medir con mayor fiabilidad diámetros aparentes y distancias angulares, aunque con un relativo éxito limitado por la resolución del sistema óptico (abertura), la focal empleada, el seguimiento y la calidad del enfoque.
Supongamos que con una focal lo suficientemente larga obtengo una corta exposición del
satélite Ganimedes, el que posee un diámetro angular mayor (hasta 1,8" en buenas oposiciones.) Si, como en el ejemplo anterior, trazo una gráfica
con el valor del brillo de cada uno de los píxeles que rodean a la luna obtengo una gráfica similar a la presentada: en este caso la pendiente tan inclinada indica como
siempre una imagen perfectamente enfocada; la ampliación, la difusión de la luz, la turbulencia del aire y la propia naturaleza del satélite (un minúsculo disco) impide
que éste aparezca perfectamente puntual y que, por tanto,
tenga una pendiente todavía más aguzada.
Para una focal de 2.000 mm el poder resolutivo promedio es de 1,4" por pixel: el disco del satélite ocuparía
teóricamente un único pixel aunque debido a la difusión
de la luz en realidad serían como mínimo 4, subiendo generalmente a 9 ó 16 a medida que aumenta el tiempo de exposición y se hace notar la turbulencia. Con un duplicador de focal ésta asciende ahora a 4.000 mm con una resolución de 0,7"
por pixel: en este caso Ganimedes teóricamente ocuparía 4 píxeles sin difusión de la luz y
aproximadamente de 16 a 25 contando con ella. En el ejemplo que estoy empleando el valor
máximo de brillo de Ganimedes alcanza justo 55 con un valor de 4 para el fondo del cielo; se
ve que cuando el valor del fondo celeste es 2 la anchura del satélite es máxima (unos 20 a 25
píxeles), por el contrario cuando el valor del fondo es 30 el diámetro aparente se ha reducido,
disminuye todavía más si el valor del fondo es 40 y se baja al mínimo cuando este dato sube a
45. Sería teóricamente posible determinar el diámetro aparente de este satélite midiendo la anchura del mismo por medio del puntero: el error es bastante grande para estas focales tan cortas; cuando la misma llega a los 8 metros la resolución subiría teóricamente a 0,35" por pixel
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Francisco A. Violat Bordonau
ocupando ahora la luna un total de 5 x 5 píxeles sin difusión de la luz. Se comprende que sólo
un telescopio de 350 mm de diámetro podría conseguir este poder resolutivo contando con noches de baja turbulencia, una focal bastante larga, exposiciones muy cortas, excelente seguimiento, buen enfoque en la imagen y algo de suerte.
Con la imagen de Júpiter que antes presenté (negativa para magnificar los más mínimos
detalles) voy a mostrar que es posible llegar
a medir, aunque sea de manera rudimentaria, el diámetro aparente (¡y la forma, si no
hay errores en la toma!) de los satélites que
se hallan próximos al resplandor del planeta
gigante. Para trabajar en esta técnica voy a
emplear imágenes negativas en vez de positivas; esta preferencia se debe a que el ojo
(por lo menos el mío) detecta mejor finos
detalles negros sobre fondo blanco que al
contrario: ello se pone muy claramente de
manifiesto sobre todo en las imágenes de
galaxias o nebulosas; esta primera imagen -que no es más que una copia de la anterior- ofrece
el aspecto del planeta Júpiter (casi saturado) junto al cual se aprecian dos de sus satélites; he
manipulado los controles de fondo del cielo y nivel de gris (rango) para sobreexponer el disco
planetario pero mostrar con claridad la presencia de ambas lunas, algo que en la imagen anterior no se podía ni adivinar.
Ahora amplío la zona de la imagen (por medio de la
herramienta zoom) en la cual aparecen tímidamente las
dos lunas, cambio de nuevo el valor del fondo del cielo y
el rango de grises: de este modo consigo oscurecer todavía más ambos satélites pero, por contra, aparecen en la
toma píxeles que me la ensucian. Estos píxeles entre los
satélites están causados por el brillo del fondo del cielo
que se ponen de manifiesto (recuérdese que el valor del
fondo celeste es un número diferente de 0). En esta tercera imagen se aprecia que el diámetro aparente de las
lunas es grande, superior al que teóricamente deberían tener, debido a que se han representado
con bastantes niveles de gris con un valor para el fondo del
cielo bastante bajo (estoy cortando el gráfico anterior del satélite por su parte inferior, donde el diámetro es máximo.)
En el momento en que hago ascender un poco más el valor
del fondo del cielo y reduzco la gama de grises (corto ahora
el diagrama del brillo del satélite por una parte más elevada)
desaparecen los píxeles que ensuciaban la imagen y el diámetro aparente de las lunas es más reducido, aunque todavía
siguen siendo superiores al diámetro real por la difusión de la luz. Si modifico todavía más
estos valores por manipulación de los controles se aprecia el aspecto íntimo de los satélites:
uno de ellos aparece casi esférico (de unos 3" de diámetro) y otro claramente alargado debido
a defectos en el seguimiento o a otros. Modificando otra vez estos valores me quedaría sólo la
parte más brillante (oscura en este caso) de las lunas: ahora
sí puedo efectuar mediciones del diámetro y forma con
algo de calidad y precisión.
El empleo de un instrumento con una abertura superior
a los 200 mm (resolución teórica 0,6"), una focal superior
a los 4 metros y este chip CCD me permite efectuar mediciones de esta índole con una buena precisión; buena prueAsesores Astronómicos Cacereños
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Astronomía con CCD
ba de ello son las experiencias del autor: realizando tomas de Júpiter durante el verano de 1993
y 1994 (con duplicador de focal en mi SC-203 mm) se han podido obtener mediciones del
diámetro aparente de las lunas galileanas con valores no muy diferentes de los reales, con un
error originado por la difusión de la luz en el chip y las limitaciones instrumentales (como máximo 0,59" teóricamente), sobre todo la turbulencia térmica del verano. En 1996 y 1997 intenté la captura del satélite V Amaltea, de magnitud 14ª pero el excesivo resplandor del planeta
me impidió conseguir el éxito; no obstante he depurado esta técnica de tal modo que capturé
Fobos y Deimos, con una MX516 y filtro V Johnson, en el verano de 2003.
Comentarios varios
* Poder resolutivo.- Acabamos de ver que el chip de la ST-4 nos permite obtener un poder
resolutivo teórico de 1,4" por pixel con una focal de 2.000 mm. En los ordenadores PC el programa ofrece en la pantalla una zona de 192 x 165 píxeles activos; como los píxeles en las pantallas Macintosh son cuadrados (aunque los píxeles de la CCD no) el programa transforma la
imagen entera en un conjunto de 192 x 192 píxeles. El chip de la ST-6 tiene un tamaño de 23
x 27µ por pixel contra los 13,75 x 16µ de la ST-4: esto provoca que la resolución del chip para
una focal de 2 metros sea de 2,3 x 2,7" contra los 1,4" de la ST-4; quiere decir que la ST-4 es
más eficiente para detalles planetarios más finos para la misma focal. Ahora bien, ¿tiene
mucha importancia la resolución mínima del chip en astronomía planetaria?: la respuesta es
afirmativa. El diámetro aparente máximo de un planeta se puede cifrar sin error en los 50",
dado que sólo Venus rebasa este diámetro (llega a los 63" en los mejores tránsitos sobre el
disco solar) y es en el momento de ofrecer unos cuernos afiladísimos; por tanto me ceñiré a
este diámetro aparente máximo sin equivocarme demasiado. Como el campo abarcado por el
chip puede asimilarse a un cuadrado de 192 píxeles de lado, cuando la imagen del planeta me
ocupe 150 píxeles (casi toda la imagen) la resolución vendría dada por la división del diámetro aparente (en segundos de arco) entre el número de píxeles ocupados: en este caso la resolución sería 50" dividido entre 150 píxeles: 0,33" por pixel; es lo mismo que decir 3 píxeles =
1". Como un catadióptrico de 203 mm de diámetro sólo podría llegar, en el límite, a captar detalles de hasta 0,6" en condiciones favorablemente generosas mi chip estaría trabajando por
debajo de su poder máximo; sólo cuando emplee un instrumento mayor de 350 mm podría, en
teoría, rozar esta resolución. En la práctica la turbulencia del aire limita seriamente la resolución en los lugares habituales de observación; subiendo a la cima de una montaña podría en
ocasiones alcanzar este valor si las condiciones del aire lo permiten. Por lo tanto me ceñiré a
valores de turbulencia más ajustados a la realidad: un promedio de 0,5" todavía es algo muy
optimista pero puede conseguirse en base a cortas exposiciones, cielos tranquilos y un objetivo superior a los 300 mm. Para determinar con este valor resolutivo teórico el número de píxeles que podría ocupar cada planeta multiplíquese el diámetro aparente por 2: así Júpiter tendría 96 píxeles (con 48"), Marte 50 (para 25"), Saturno otros 40 (si tiene 20"), Mercurio unos
16 (para 8" en la dicotomía) y Urano en sus mejores momentos 9 píxeles (4,5"), bajando a 5
píxeles (2,5") para Neptuno y sólo 1 para Plutón (diámetro 0,1"); los satélites jovianos tienen
diámetros aparentes que oscilan de 0,9" el más pequeño a 1,8" el mayor y por ello también
podrían llegar a distinguirse como disquitos con buenas condiciones y una focal larga.
En mi catadióptrico de 203 mm de abertura un valor promedio de la resolución desde mi
observatorio puede ser de entre 2" y 1" en malas noches, de 0,8 a 1" en condiciones buenas y
0,6 a 0,7" en condiciones extremas muy favorables; con esta resolución teórica un planeta -de
50" de tamaño- que ocupase 80 píxeles estaría representado con una buena resolución, aunque
para no trabajar en los límites sería preferible una imagen de 85-90 píxeles. A medida que la
focal es más reducida el tamaño final, medido en píxeles, es también más reducido; así para 2
metros mientras Júpiter puede ocupar 90 píxeles, Marte (con 25") queda reducido a 40 píxeles, Saturno (con 20") se representa con unos 32 píxeles y Mercurio -7" en su dicotomía- con
sólo 12 píxeles. Urano con sus 4,5" como máxino apenas si llega a 8 píxeles en tanto que
Asesores Astronómicos Cacereños
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Francisco A. Violat Bordonau
Neptuno con 2,5" no rebasa los 4 píxeles. Empleando un duplicador de focal subo a 4.000
mm y los tamaños anteriores pueden duplicarse, aunque sin rebasar la resolución límite de
0,6"; en estas condiciones los planetas Venus y Júpiter no cabrían enteros en la pantalla mientras que Marte y Saturno vendrían representados por discos de 80 y 64 píxeles respectivamente, seguidos de lejos por Mercurio (24 píxeles), Urano (16) y Neptuno (8). El minúsculo planeta Plutón es tan reducido que no ofrece un disco aparente con ninguna combinación óptica
de aficionados.
Cuando se trabaja con una cámara ST-6 estos valores son más reducidos pues el tamaño físico de los píxeles es mayor: sólo cuando se alcanzan focales de 4.000 mm se puede llegar a
1,3" por pixel como media, un valor bastante alejado del obtenido con la ST-4 con la misma
focal. Esto es una desventaja a la hora de trabajar en imágenes planetaria detalladas aunque
no para cielo profundo: búsqueda de supernovas, seguimiento de asteroides, curvas de brillo
de variables o estudios en estrellas múltiples, actividades para la que es especialmente muy
útil esta cámara de altas prestaciones y buen nivel de grises.
El poder resolutivo me
permite medir diámetros
planetarios con bastante
aproximación, un ejemplo
de lo cual puede apreciarse
en esta imagen: una toma
del planeta Júpiter permite, por medio del empleo
del retículo y la opción
zoom, determinar que su
diámetro ecuatorial medía
esa noche 37,81"; se observa que un cuadradito
marca el punto límite del
limbo este y que el retículo marca el punto extremo
del limbo oeste y entre
ambos está contenido el
disco planetario. El programa (en base a la focal del instrumento y a operaciones matemáticas) me indica el diámetro
aparente y el ángulo entre los puntos extremos (diámetro ecuatorial o polar) que tome.
El valor más reducido en la resolución conseguido por una CCD (situada en un observatorio terrestre) está en 0,3" sobre el disco del planeta Júpiter: fue conseguido con el telescopio
de 1 m del observatorio francés Pic du Midi (Pirineos franceses), empleando una focal de 30
m y exposiciones de 0,7 s; la imagen final fue procesada posteriormente para resaltar los detalles finos. En este caso la resolución no radica en el diámetro del telescopio (poder resolutivo
teórico: 0,12") sino en la reducida turbulencia del aire a una altura superior a los 2.800 m, en
la cima de una montaña: si no existiese atmósfera un reflector de 400 mm podría captar estos
mismos detalles sin demasiados problemas.
* Magnitudes límites.- La magnitud límite de una CCD determinada viene dada por la capacidad de distinguir débiles astros del fondo celeste, lo mismo que ocurre al emplear un film
fotográfico normal; esta capacidad viene dada por la focal, el fondo iluminado del cielo y la
capacidad colectora de luz, que depende de la abertura del instrumento. Así con un fondo del
cielo de 10 en una escala de 255 (para el modelo ST-4) no se podrán reconocer en una exposición los astros que también tengan un brillo inferior o igual a 10, aunque cuando este valor de
fondo se reduzca a 6 sí se observarían con una diferencia de 4 niveles de gris. Cuando la diferencia entre el fondo del cielo y el astro es mayor es más fácil separarlo del ruido de fondo en
Asesores Astronómicos Cacereños
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Astronomía con CCD
base al tratamiento digital de la
imagen manipulando tanto brillo como contraste.
Según datos obtenidos del
manual de la cámara, cuando
trabajo con un catadióptrico de
203 mm de abertura y 2.000 de
focal una estrella de magnitud
6ª satura el chip (con un valor
255) en 1 s, otra de magnitud 7ª
sube en ese mismo tiempo al
valor 208, una de 8ª magnitud
alcanza 83, la de 9ª llega a 33 y
la de magnitud 10ª justo alcanza
el valor 13 en el mismo tiempo;
si el valor del fondo del cielo en todas las exposiciones es de 10 la estrella de magnitud 10ª
apenas si se encuentra separada de este fondo por 3 niveles, en tanto que la de 9ª magnitud
posee 23 niveles o hasta 73 niveles la de 8ª magnitud: por ello el límite de magnitud queda en
función de la capacidad de resaltar astros débiles sobre el valor del fondo celeste. En la gráfica se aprecian los valores de brillo (lecturas fotométricas de píxeles en el eje y) para estrellas
de magnitud creciente (en el eje x) con un refractor guía de 60 mm y un catadióptrico de 203
mm de abertura; ambos han realizado exposiciones estelares de 1 segundo. Mientras que el refractor puede captar en este tiempo astros de magnitud 4,5ª (como máximo sin llegar a la saturación) a la 10ª magnitud (en el límite) con valores de gris comprendidos entre 1 y 200, para
el catadióptrico este rango queda confinado entre la 11ª magnitud en el límite y la 6,5ª magnitud como tope superior, valor que ya satura los píxeles. Las estrellas que superen el valor 255
quedan como manchones blancos y aquellas que registren valores por debajo de 5 (astros de
12ª magnitud) prácticamente no resaltan sobre el fondo del cielo si éste no es muy negro.
Pero volvamos al tema que nos ocupa, el límite de magnitud. Una exposición de 1 s en mi
catadióptrico capta claramente astros de 10ª magnitud en su limite inferior; con 10 s alcanzo ya
la 12ª (en la práctica la 13ª en el límite) y otra
exposición de 5 minutos (300 segundos) plasma astros de 16ª magnitud, quizá algo más
con cielos muy oscuros. Con un reductor de
focal la capacidad colectora de luz aumenta en
un factor x4 y con un duplicador de focal esta
capacidad se reduce 4 veces. La siguiente
gráfica indica de modo aproximado la magnitud conseguida (con luz integral) en función
del tiempo de exposición, con un catadióptrico de 203 mm de diámetro a f: 10; estos
datos se han calculado con algunas exposiciones concretas y ajustando el resultado de
modo lineal. En el eje x se ofrece el tiempo
de integración (en segundos) y en el eje y la magnitud conseguida. Con una integración de
300 s es teóricamente posible captar astros puntuales de 17ª magnitud, aunque el ruido térmico originado con esta integración dificulta las tomas. Estos datos no están afectado por una
excesiva polución luminosa ni tienen en cuenta la presencia de la Luna Llena: desde la ciudad
estos valores pueden ser algo diferentes (polución limínica) en tanto que desde alta montaña,
con noches frías, se puede lograr mejorarlos un poquito.
La tabla me puede permiten calcular de manera bastante aproximada qué satélites planetarios (o asteroides débiles) podrán ser capturados con mi cámara en el instrumento citado.
Asesores Astronómicos Cacereños
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* Captura de satélites.- En la tabla de intensidades ya mostrada líneas atrás se puede ver
que mi instrumento, con una integración de 1 segundo, puede captar satélites de 10ª magnitud
como máximo condición de estar no muy pegados a un planeta (o estrella) muy brillante que
deslumbre el chip: para esta integración la luna más brillante que no satura totalmente los píxeles es de magnitud 6ª. En base a estos datos puedo saber que la lunas galileanas en Júpiter
(magnitudes entre la 4,5ª y la 6ª en los periodos cercanos a la oposición) quedan registradas
con integraciones tan cortas como 0,5 segundos, aunque para no saturar totalmente los píxeles
este valor puede reducirse a la mitad con toda tranquilidad o emplear algún filtro coloreado
que reduzca levemente la luz que recibirá el chip; se pueden utilizar filtros para potenciar el brillo de los satélites según la longitud de onda (p. ej. para determinar el índice de color) o bien
intercalar uno neutro si no necesitamos más que reducir la luz recibida. No es aconsejable diafragmar el objetivo, ya que con ello se reduce la entrada de luz pero también es menor el poder
resolutivo: en mejor un filtro neutro que un diafragma casero de cartón o metal...
Los satélites de Marte (astros diminutos y muy difíciles) han sido capturados por el autor,
en julio de 2003, empleando una cámara modelo MX516 de 16 bits, filtro V Johnson y una
máscara hexagonal: entre las seis espículas o puntas de luz fue fácil distinguir estos diminutos
y esquivos cuerpos cambiando de posición de noche en noche...
Las lunas de Saturno (la más brillante de las cuales, Titán, es de 8ª magnitud en la oposición) pueden ser captadas con integraciones de 1-2 segundos, quedando las más débiles (11ª12ª magnitud) al alcance del chip con 5-10 segundos aunque con algo de dificultad, dado el
brillo del planeta. En este caso concreto el anillo origina problemas de luz parásita que habrían
de solventarse con técnicas especiales, de las cuales hablaré en su momento. Sin embargo el
satélite Hiperión, de magnitud 14,2ª está lo bastante lejos del anillo como para capturarle, dejando el planeta fuera del campo aparente del chip y empleando un filtro azul.
Para Urano las lunas más brillantes son de magnitud superior a la 13,5ª: esto nos acerca necesariamente a integraciones de 15-20 segundos como mínimo a 40 para las lunas más débiles
(que son precisamente las internas), salvo que se utilicen telescopios de mayor diámetro y
focal mediana o larga (de 2 a 3 metros). Por lo general es difícil captarlos debido al brillo parásito del cielo cercano al planeta y a su proximidad al mismo, aunque hay aficionados que
han publicado en Astronomy sus imágenes y en ellas se aprecian de 3 a 4 lunas.
En Neptuno sólo su mayor luna, Tritón, puede ser vislumbrada con mi CCD; en este caso
su brillo cercano a la 13,5ª magnitud necesita de integraciones próximas a los 25 segundos y
buenas técnicas. Caronte no puede ser separado de Plutón por su bajo brillo (superior a la 18ª
magnitud) y la reducida elongación del planeta (unos 0,9") pero se puede intentar a partir de
3-4 metros: quizá algún aficionado obtenga un borroncillo con un abultamiento a un lado...
* Captura de asteroides.- El campo aparente de mi MX516 es bastante reducido para una
focal larga a foco primario (8 x 6' en mi instrumento), lo cual no nos sirve para la búsqueda de
asteroides no catalogados (sólo la casualidad, serendipidad en el lenguaje astronómico, podría
poner en nuestras manos uno), aunque con un buscador bien colimado sí podemos capturar,
seguir o estudiar fotométricamente los asteroides asequibles al aficionado hasta la magnitud
15-16ª. En este sentido la imaginación de cada cual podrá más que la falta de medios: unas
buenas efemérides (Astronomy o Sky & Telescope son ideales), un excelente mapa celeste
(Uranometría se queda corto en los cuerpos más débiles: yo trabajo en estos casos con el
Atlas Stellarum, que alcanza la 15ª magnitud sin problemas), un motor de seguimiento en
embos ejes (o al menos en el de ascensión recta) y filtros de color son las herramientas del estudioso de los asteroides. El cuerpo más brillante (4 Vesta) apenas está por debajo de la 6ª
magnitud en sus buenas oposiciones y los otros tres grandes (Ceres, Pallas y Juno) siempre
brillan entre la 6ª y la 7ª magnitud en sus mejores momentos: exposiciones de medio segundo
ya los capturan casi sobreexpuestos, pero para confirmar que son ellos (comparando la posición y el movimiento con estrellas de fondo) es preciso capturar astros de 8ª-9ª magnitud en
adelante, en ocasiones 10ª magnitud dependiendo del campo (la inclinación de 2 Pallas es tal
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Astronomía con CCD
que se sale de la eclíptica en su trayectoria), lo cual necesita ya de 1 a 2 segundos. Tomando
exposiciones de 5 segundos con luz integral a intervalos de 10 minutos (o más, dependiendo
de la paciencia, la disponibilidad de tiempo o las condiciones atmosféricas...) podemos apreciar el leve desplazamiento del cuerpo en el campo celeste, cambio de posición que dependerá
de la distancia a la Tierra, el movimiento orbital real del cuerpo y el de la Tierra: así cuando
el asteroide se encuentra estacionario apenas si se moverá entre exposiciones, siendo máximo
este movimiento en los días de la oposición cuando la Tierra le adelanta orbitalmente. Cuanto
mayor es la focal, más fácil es apreciar un cambio de posición con un tiempo dado y a la inversa: focales cortas (hasta 1 m) necesitan más tiempo para distinguir con claridad cualquier
desplazamiento astrométrico.
Todos los asteroides se pueden clasificar en grandes conjunto de tres colores: rojos, negros
y neutros, por lo cual filtros de color pueden llegar a poner de manifiesto en qué longitud de
onda son más brillantes: un asteroide rojizo reflejará más luz de onda larga (roja y naranja) que
corta (azul y violeta), por lo cual a través de un filtro azul intenso o violeta que no permita el
paso de los infrarrojos (los filtros usuales no sirven) aparecerá más débil que con el filtro rojo
intenso. Un asteroide negro reemite poca luz solar en forma visible pero bastante más en infrarrojos, de modo que con un filtro rojo brillará más que con otro violeta minus infrarrojos; finalmente los asteroides grises no ofrecerán apenas cambio en el brillo con estos dos filtros.
El seguidor de asteroides podrá también, con mucha paciencia y delicadeza, capturar las oscilaciones de brillo debido al cambio en el ángulo de fase Sol-asteroide-Tierra o a las más pequeñas variaciones (de 0,05 a 1,5 magnitudes) originadas por su rotación axial.
* El Diario CCD. Los observadores más estrictos llevarán una especie de Diario de trabajo
en el cual aparecerán, minuciosamente descritas, cada una de las tomas que van capturando y
almacenando. Yo empleo un parte normalizado, especialmente pensado para guardarlos en
carpetas de anillas, en los cuales indico la siguiente información:
- cabecera: número de la hoja dentro de la serie, nombre del observador, modelo de cámara
empleada, abertura y focal del instrumento así como ubicación del punto de observación.
- cuerpo: fecha, hora en Tiempo Universal, nombre del objeto, tiempo de integración en segundos, filtro empleado (NO si es en luz integral , V si es el V Johnson, etc.) y notas sobre la
toma; aquí puedo indicar el diámetro aparente del planeta, la fase, la magnitud aparente de un
satélite, si se realizó para enfoque o para ajustar el seguimiento de la montura, si para búsqueda de satélites, el número de la imagen dentro de una serie (como en el seguimiento de la rotación de Marte) u otros que aporten información adicional sobre la misma.
Como es natural estas hojas no admiten modificación una vez cumplimentadas; ya que no
todas las imágenes capturadas se van a conservar indefinidamente (es posible que algunas
sólo sirvan para enfocar y tirar...) en el apartado Notas suelo poner "Eliminada": de este modo
en el futuro no perderé el tiempo buscándola porque sé que ya no existe.
El observador menos exigente, como es normal, no necesitará disponer de este Diario tan
completo si sabe cómo almacenar las imágenes capturadas, aunque si no conoce toda la información sobre la toma es posible que, en el futuro, alguno de los parámetros de la misma le
impida repetir la imagen exactamente o no pueda informar adecuadamente sobre ellos si le
son solicitados por algún observatorio profesional...
FILTROS
El chip empleado en las cámaras CCD, por la constitución física de los semiconductores
utilizados, tienen una sensibilidad más acusada en el color rojo que en azul (salvo ciertos modelos, como los de la marca StarlightXpress, centrados en la zona verde del espectro): ello quiere
decir que cualquier imagen que tomen en luz integral (todo el espectro visible) falseará el aspecto de los astros emisores en luz azul, que saldrán con un brillo menor y el de los rojos, que
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Francisco A. Violat Bordonau
aparecerán más brillantes de lo que son en realidad. Esto puede ser una desventaja en algunas
ocasiones y una bendición en otras, según el tipo de trabajo o el efecto buscado.
La sensibilidad del chip modelo queda comprendida entre un 20-25% para el sector de 300
a 500 nanómetros (violeta extremo a amarillo), asciende a poco más del 50% para el sector
500-800 nanómetros (anaranjado a rojo) y baja al 20% al llegar a los 850 nanómetros (infrarrojo cercano). Estos valores son aproximados y dependen del tipo de chip: los observadores
que necesiten estos datos con mayor exactitud pueden contactar con los fabricantes.
Cuando se desea obtener imágenes corregidas de este defecto hay que emplear filtros adecuados; por el contrario si lo que se desea es magnificar y exagerar esta posibilidad se usarán
filtros monocromáticos que sólo permitan el paso de longitudes de onda muy determinadas.
Así cuando pretendo estudiar las estrellas que emiten en luz infrarroja y roja con preferencia
aplicaré un filtro rojo intenso: de este modo tendré la seguridad de captar imágenes estelares
sólo con este tipo de luz; para estudiar estrellas azules muy calientes, que emiten con preferencia luz azul y violeta, acoplaré delante del chip un filtro violeta o azul intenso que no permita el
paso de la luz infrarroja, algo que pocos filtros de aficionado consiguen: todos los filtros tipo
Wratten de gelatina permiten el paso de radiaciones a partir de los 700 nm.
Bien pero, ¿qué es un filtro?; un filtro es una capa fina de material transparente coloreado
que permite el paso de cierta cantidad de luz de cierta longitud de onda. Esto es lo mismo que
decir que bloquea el paso de un tipo de luz (color) pero permite el paso de otra: así un filtro
coloreado de azul permite el paso de luz azul pero detiene (filtra) la roja, anaranjada, amarilla y
parte de la verde. Un filtro rojo detiene la luz azul, la verde, la amarilla y parte de la naranja,
pero permite el paso de la luz roja e infrarroja. Los filtros pueden ser de banda ancha cuando
el filtrado permite el paso de luz de color de muy diferentes longitudes de onda pero todas próximas (por ejemplo el color rojo) o de banda estrecha, cuando la luz tiene una gama muy estrecha de longitudes de onda; un filtro que permita el paso de luz roja de 650 a 750 nanómetros
(con una anchura de 100 nm) es un filtro de banda ancha cuando se compara con otro que
sólo permite el paso a luz de 660 a los 700 nanómetros, cuya anchura es sólo de 40 nm. El filtro que permite el paso de luz de longitudes muy concretas (paso muy estrecho) se denominan
filtros interferenciales: por ejemplo el filtro para la longitud de onda roja Hα o la azul del O
(III); son filtros bastante caros y delicados de utilizar o mantener.
EL SISTEMA UBVRI
En la Astronomía se utilizan filtros definidos según el sistema empleado; el más conocido
es el Johnson o sistema UBV (siglas de Ultraviolet, Blue, Visible) desarrollado por H. L.
Johnson y W. Morgan en 1951, que emplea los siguientes filtros: U centrado en los 360 nm, B
centrado en los 440 nm y V centrado en los 550 nm; en otras aplicaciones astronómicas este
sistema incluye también la parte roja e infrarroja con los filtros: R centrado en los 700 nm e I
centrado en los 900 nm. Aunque el sistema Johnson todavía se suele emplear, cada vez menos,
está más extendido el denominado sistema UBVRI (llamado también de Kron-Cousins) similar en todo salvo que la bandas I y R están centradas en los 650 nm para la R y los 800 nm
para la I. En general suele ser difícil para el aficionado utilizar estos mismos filtros por no comercializarse en los canales habituales de distribución óptica o fotográfica. El sistema más
usado por los aficionados es el UBV; debemos tener en cuenta que generalmente no son necesarios todos los filtros, si tan sólo se trata de hacer mediciones de brillo nos basta con el V,
aunque el filtro B también nos vendría bien para hacer estudios más detallados: así con cuidado podemos obtener el índice de color B-V de los satélites planetarios, pudiendo estimar de
este modo el color propio y la parte del espectro en la cual emite más energía: de este modo Io
debería aparecer más brillante con el filtro rojo que con el azul o el violeta, mientras que
Urano o Neptuno emiten más energía visible en los colores azul y verde que en el rojo.
El aficionado interesado puede localizar más información técnica en Internet.
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