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la rotulada como S2 contendría el valor de brillo de cada punto en cada línea.

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la rotulada como S3 puede contener otra información auxiliar: si la toma se ha digitalizado de manera normal o en alto contraste, si en exploración normal o de alta resolución, si se ha aclarado u oscurecido, si contiene o no medios tonos, etc ...

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el valor de posición del eje x, el lugar que ocupa en cada línea.

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el valor de posición del eje y, la línea en que se encuentra.

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el valor de brillo.

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utilizar una cámara de TV o

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emplear un detector CCD.

resolución escasa: ello viene originado por el tamaño limitado del chip (1,64 mm de lado en el TC-211 de la cámara ST-4 y 8,6 x 36,53 en la ST-6) que proporciona imágenes de 192 x 165 píxeles en los modelos más sencillos como el citado ST-4; los chips medianos pueden tener 192 x 330 píxeles como la EDC-1000, 500 x 290 en la MX5, 375 x 242 en la ST-6 y los muy buenos hasta 754 x 488 (la EDC-1000HR), aunque después han aparecido los modelos ST-7 (de 768 x 512 píxeles) y ST-8 que contienen nada menos que 1.536 x 1.024 píxeles (1.572.864 en total): compárese con los 512 x 512 de las videocámaras caseras, los 800 x 800 del telescopio espacial Hubble, los 2.048 x 2.048 en los mejores chips astronómicos profesionales o incluso de 8.192 x 8.192 en los modelos más avanzados. Esto origina una imagen cuadriculada en la cual se aprecian los píxeles individuales cuando se amplía un poco la toma: un claro ejemplo es esta imagen agrandada (negativa) de una estrella binaria. La escasa resolución de los modelos modestos impide obtener tomas planetarias muy detalladas, salvo que se consiga que el planeta cubra completamente todo el chip en base a utilizar focales de varios metros con muy buenos seguimientos. Los chips actuales van ofreciendo ya una cantidad mayor de píxeles con un mismo tamaño, de modo que la resolución ya va siendo algo mayor; todavía estamos lejos de conseguir una resolución tan competitiva como la que ofrece un film fotográfico de baja a media resolución, defecto que en los próximos años habrá desaparecido con toda seguridad.

imágenes con medianos niveles de grises: una electrónica de 8 bits logra obtener
28= 256 niveles diferentes de gris (entre 0 y 255), escalado que no permite detectar todos los ricos matices de una imagen astronómica sobre todo en planetas; ejemplos son las conocidas EDC, ST-4 o Meade Pictor 208XT. Los chips algo más avanzados permiten obtener hasta 4.096 niveles de gris -como la Lynxx pese a que sólo tiene 192 x 165 píxeles aunque con una electrónica
excelente- pero algunas de ellas tienen un precio casi prohibitivo para los aficionados; con la aparición de las revolucionarias ST-6, ST-7 y ST-8 o las Meade Pictor 216XT y 416XT la situación ha mejorado notablemente ¡tienen nada menos que 64.256 niveles! Es de esperar que muy pronto la electrónica permita obtene más niveles de los que actualmente disfrutamos; por el momento los 256 niveles de las más simples facilitan la toma de las primeras imágenes, que nos servirán para aprender la técnica, iniciarnos en el arte del tratamiento digital y para adquirir experiencia. Este diseño ofrece una escala de 8 y 16 niveles de gris: incluso con esta gama tan reducida (como cuando se posteriza una imagen digital) es factible obtener resultados mínimamente detallados, en los cuales se puedan apreciar detalles plenamente reconocibles. Indudablemente una cámara de 16 bits es mucho mejor para planetas que otro modelo inferior, aunque el dinero tiene siempre la última palabra.

campo visual muy reducido: con una focal de 1.000 mm (algo normal en muchos reflectores de 100 a 150 mm de abertura) la MX516 presenta un campo de visión de 16 x 8' que se ven reducidos a 8 x 6' en un catadióptrico de 2.000 mm de focal o aumentar a 30 x 15' en un reflector de 750 mm de focal: apenas si permite la captura de objetos medianamente extensos. Sin embargo en el nuevo modelo ST-6 el campo cubierto en su nuevo y mayor chip de 8,6 x 6,5 mm cubre los 29 x 22' en una focal de 1.000 mm o los 14,6 x 11' en un catadióptrico de 2.000 mm de focal. En la toma de objetos extensos (una nebulosa, una galaxia, la Luna, etc...) nos encontramos con la necesidad imperiosa de efectuar un mosaico componiendo dos o más imágenes del objeto a estudiar; en ocasiones los objetos extensos no son muy interesantes para nosotros (nebulosas) y, caso de serlo, deberíamos utilizar focales más reducidas bien sea empleando instrumentos de focal corta o intercalando un reductor de focal. Con un campo tan reducido se pueden estudiar cómodamente todos los planetas, casi todos los cúmulos globulares, dobles y variables a centenares o ciertas zonas más internas o muy concretas de galaxias (como el núcleo, las zonas de condensaciones o una supernova); para obtener imágenes de toda una galaxia extensa (como son las grandes y cercanas M-31 o M-33) se habrá de componer la misma a base de un mosaico, cosa que no es difícil porque la imagen puede ser desplazada según los ejes x e y, lo que facilita el montaje de varias tomas en una. Si empleo un teleobjetivo con una focal de 200 mm acoplado a una CCD ST-4 capto un campo de 40 x 40': cabe holgadamente la Luna entera o un sector celeste de esa amplitud; la resolución de esta imagen (suponiendo que midiese 192 píxeles de lado) sería de aproximadamente 13" por pixel: incluso el planeta Júpiter (con 45" de diámetro) no ocuparía más que un cuadrado de 9 píxeles (3x3) o poco más incluyendo la difusión de la luz en cl chip. Este montaje nos permitiría captar nebulosas difusas o galaxias enteras pero con una resolución bastante baja; puede que esto sea interesante para la búsqueda de supernovas en galaxias cercanas (que cabrían enteras en la imagen) dado que ninguna estrella ocuparía más de uno o dos píxeles de lado; almacenando una imagen de cada galaxia y capturando periódicamente imágenes de estas mismas galaxias la resta de la imagen actual a la almacenada nos pondría de manifiesto los cambios (supernovas o incluso novas) que se produzcan en ella.

corriente de oscuridad: ello quiere decir que incluso cuando no recibe luz el chip, en integraciones
largas, detecta "luz" espúrea proveniente del ruido térmico originado en el interior del propio chip; en general por cada 8º de incremento de la temperatura se dobla el ruido termal en la imagen. Ello nos va a impedir alargar las exposiciones más allá de algunos minutos (compárese con los incluso 60 minutos de las astrofotografías clásicas) porque le relación señal/ruido se haría muy baja salvo que el chip se enfríe termoeléctricamente como en algunos modelos más caros; de todos modos incluso así las exposiciones no pueden alcanzar los 30 minutos en ningún modelo barato del mercado por lo que para conseguir una exposición prolongada se harán varias tomas cortas y se sumarán las imágenes: el resultado es equivalente a la suma de las exposiciones. La ST-6 dispone de dos platinas termoeléctricas de refrigeración con temperaturas seleccionables: un termistor de regulación en el cabezal del CCD estabiliza la temperatura en largos períodos permitiendo realizar exposiciones ¡incluso de 60 minutos! Ahora el astro más débil todavía detectable está limitado sólo por el ruido (iluminación) del fondo celeste y la cantidad de luz recibida en el chip. Una solución casera es mejorar la evacuación del calor del cabezal con el empleo de un ventilador, que mueve el aire en torno al mismo y disipa este calor: no es tan efectivo como el método anterior pero algo ayuda...

magnitud límite escandalosa: con la "barata" ST-4 y sólo 5 s de exposición en un reflector de 254 mm se alcanza la magnitud 14ª, 60 s de exposición en un reflector de 200 mm caza la magnitud 16ª subiendo a la 17ª con 5 minutos de exposición. Nunca jamás se podría llegar a ese límite con un reflector de ese diámetro en ese mismo tiempo de exposición utilizando técnicas fotográficas; en la nueva ST-6 se alcanza con un reflector de 200 mm la magnitud 15ª en una integración de 1 s (para cazar Plutón), la magnitud 18ª con 1 minuto (para estudiar cúmulos globulares en M-31) y la 19ª en 5 minutos (estrellas cefeidas en M-33); esto deja obsoleto cualquier trabajo fotográfico anterior similar. Ni que decir tiene que en Marte, Júpiter o Saturno tenemos un montón de pequeños y débiles satélites al alcance; tampoco habrá galaxia, nebulosa planetaria o cúmulo globular que se nos resista por su debilidad o distancia. Precisamente con una CCD se descubrió la primera supernova por aficionados el 22 de junio de 1990: se trataba de la catalogada como SN-1990-N en la galaxia NGC 4.639, que con magnitud 15,4ª era visible en uno de los débiles brazos de la misma. Adicionando varias imágenes se obtiene una magnitud límite muy superior a la que se obtiene con una única exposición, con la ventaja de evitar el ruido térmico originado por una integración larga. A medida que los chips evolucionan la magnitud límite va a ir aumentando poco a poco, aunque probablemente la polución lumínica de las ciudades y del conjunto de ellas (pensemos en el área de Madrid, de Barcelona, el gran Londres...) también, salvo que lo evitemos con las campañas adecuadas.

adición de imágenes: si obtenemos una toma de 1 s tendríamos una turbulencia congelada
correspondiente a 1 s; adicionando varias imágenes la turbulencia sería mínima (ya que eliminando los píxeles no redundantes en todas las imágenes se borra o atenúa la turbulencia) pero la magnitud límite (cantidad de fotones recibidos menos iluminación celeste) crece con el
tiempo, algo muy útil en la observación de estrellas binarias débiles, en el seguimiento de asteroides muy pequeños o en los planetas más lejanos. Este efecto adicionador permite que se
puedan obtener fotografías de larga exposición sin seguimiento o con seguimiento medianamente
defectuoso: basta sumar varias imágenes de corta exposición (en donde el movimiento celeste no se nota en absoluto o es muy reducido) para obtener una imagen de larga exposición con una magnitud límite muy superior; a modo de ejemplo sumando una docena de imágenes de 5 s se obtiene una suma equivalente a una toma de 60 s pero con un desplazamiento estelar equivalente a 5 s. Conocedor de los problemas mecánicos de los pequeños telescopios, algunas nuevas cámaras incorporan ya una exclusiva característica denominada seguidor automático
acumulador de imágenes, que permite un seguimiento preciso de aquellas imágenes que necesiten largas exposiciones: basta con marcar en la pantalla una estrella de referencia para que el aparato, al hacer otras exposiciones, tome la estrella como punto de referencia y superponga las demás exposiciones sobre la misma; la toma resultante (que puede acumular y superponer hasta 64 imágenes) es casi tan perfecta como una única exposición prolongada, sin los inconvenientes de la misma. Esta nueva técnica permitiría que un telescopio refractor de 60 mm de diámetro, instalado sobre una montura azimutal inestable, pueda efectuar trabajos de la misma profundidad óptica (aunque no poder resolutivo) que un reflector de 300 mm de abertura con montura motorizada en ambos ejes: se trata de la magia del mundo digital.

tratamiento de la imagen: como la salida de la información digital se puede almacenar en formato TIF, JPG, RIF, FIT o similar esto permite que programas adecuados de tratamiento de imágenes corrijan todos los defectos de la misma, tales como emborronamiento (o desenfoque), mal seguimiento, reforzamiento de los bordes, falso color, variación de los tonos, aumento de ciertos sectores (zoom digital), rotación de la toma, mapeo con isofotas, interpolación de información en sectores defectuosos o perdidos... Con los 256 niveles de gris y un buen programa adecuado se puede sacar un gran partido de la imagen y si son 4.096 niveles mejor todavía; muchas CCD llevan incorporado ya el programa de tratamiento de imágenes lo que multiplica su capacidad. Una imagen puede ser mejorada restando una toma oscura de igual exposición a la original: así los píxeles calientes (ruido electrónico) son anulados y limpiamos la imagen de ruido térmico causado por la temperatura del cabezal CCD; capturando tomas oscuras y promediándolas (para minimizar el ruido aleatorio) podemos obtener imágenes de galaxias cuando tenemos la Luna Llena en el cielo: basta restar de la imagen recién obtenida el cuadro oscuro para eliminar los bits que han sido iluminados sólo por el ruido térmico quedando los bits activados por la luz estelar (yo aconsejo tomar los campos oscuros en la misma sesión de trabajo y no tenerlos archivados.) El tratamiento de imágenes permitió a C. Buil obtener fotos de Júpiter con una resolución de 0,3" con el reflector de 1 m de abertura desde Pic du Midi: fotográficamente es muy difícil llegar a este límite en una imagen astronómica si se trabaja desde un observatorio terrestre a causa de la atmósfera. Es necesario procesar la imagen también de campo plano, para minimizar los errores en el conjunto sistema óptico+CCD (por ejemplo motas de polvo o sensibilidad dispar a la luz) y mejorar la imagen final, aunque sobre el tratamiento de imagen se puede obtener información útil en el siguiente archivo: CCD.pdf (170 Kb).

sensibilidad dispar a los colores: como ya comenté los chips son más sensibles a la luz de onda larga que a la corta, por lo cual los astros azules y verdes aparecen más débiles de lo que
realmente son, mientras que los rojos y anaranjados aparecen más brillantes; en ocasiones esto es una bendición, en otras no tanto: cuando he estudiado las estrellas más frías de la nebulosa
de Orión (M 42), en noches con Luna Llena, he insertado un filtro rojo intenso delante del chip: pese a la molesta luz azulada dispersa por la atmósfera, las estrellas rojas han aparecido en todo su esplendor ya que la luz de onda corta ha sido eliminada; si alguien desea buscar estrellas de bajo brillo y reducida temperatura (enana marrón o enana roja) el empleo de filtros rojos intensos permiten eliminar todo resto de luz de onda mediana (amarilla, verde) o corta (del añil al violeta) centrándonos sólo en esa parte del espectro: será preciso ampliar el tiempo de exposición, pero esto evita obtener imágenes estelares hinchadas debido a la luz de onda corta. Sin embargo cuando es preciso trabajar en otros campos quizá no interese esta ventaja: es hora de emplear filtros apropiados; si lo que deseamos estudiar fuese el aspecto de una nebulosa planetaria sería necesario emplear un filtro nebular: la luz que no sea de este cuerpo (luces del alumbrado público, por ejemplo) son eliminadas casi totalmente. En trabajos sobre astros blancos o azules, en mediciones colorimétricas, fotométricas y similares es preciso eliminar la luz infrarroja antes de que influya en el chip, falseando los resultados; los filtros de aficionados no sirven para este trabajo, es preciso adquirir uno (aunque cuesta trabajo y bastante dinero) que nos bloquee la parte infrarroja del espectro.

guía automática de telescopios: esta opción (una de las primeras para las cuales se aplicó en el mundillo de la astrofotografía) logra que nuestro telescopio se dedique al seguimiento fotográfico con una precisión inigualable por ningún humano; precisamente la ST-4 se diseñó originalmente como seguidor automático digitalizado y como tal se presenta al aficionado: para ello se conecta el cabezal del CCD en un pequeño telescopio que sirva de guía (que bien puede ser un refractor de 60 mm que un reflector de 100 mm) y se apunta con éste a una estrella determinada -que puede ser de la 8ª magnitud o incluso menor-; ahora el CCD forma la imagen estelar sobre el reticulado de píxeles, detecta el movimiento de la misma sobre los píxeles si hay deriva (debido a la rotación terrestre), cuantifica la deriva y da órdenes de inmediato a los motores de ambos ejes corrigiendo la desviación a lo largo de la exposición y compensando de esta manera cualquier mínimo error. La precisión obtenida llega a 1" con un seguidor de sólo 60 mm sobre estrellas de 8ª magnitud o de 9ª magnitud en el seguidor de 80 mm de diámetro: ni qué decir tiene que las exposiciones pueden alargarse más allá de los típicos 30 minutos sin peligro alguno de estrellas movidas (salvo que se le dé al telescopio la también típica y molesta patada accidental...) Con este seguidor milagroso las fotografías alcanzan una perfección (dado que en el clisé las estrellas aparecen más puntuales) y profundidad de magnitud (al concentrarse la luz en un disco estelar más reducido) difícil de lograr anteriormente por otro método tradicional para los aficionados. Además de la veterana ST-4 podemos encontrar en el mercado el modelo Meade Pictor 208XT, por unos 500$.

mediciones astrométricas: algunos modelos, actualmente casi todos, permiten al usuario efectuar mediciones astrométricas de precisión en las imágenes obtenidas como la determinación de diámetros aparentes (muy útil para planetas y sus satélites), la separación o el ángulo de posición en estrellas múltiples (difícil de efectuar por el aficionado sin muchos problemas y gran cuidado), la magnitud de cualquier objeto del campo (calibrando el brillo de algún astro del campo de brillo conocido) y otras muchas más que con el tiempo irán apareciendo. En los nuevos modelos la toma de imágenes en color permite determinar la temperatura de las estrellas basándose en el índice de color B-V y un conjunto adecuado de filtros.

Para la medición de la posición de asteroides (astrometría), basta conocer la ubicación exacta de las estrellas capturadas para que, por medio del puntero, se determine la posición del cuerpo: mediremos la distancia y AP a cada una de las estrellas más evidentes y una simple hoja de cálculos hace el resto. En este ejemplo se está determinando la distancia del asteroide 4 Vesta (marcado con una flecha) a varias estrellas: el puntero indica la distancia exacta hasta una de ellas (7,05") y su ángulo de posición determinado automáticamente por el software (120,2º).

Esta característica tan potente nos permite seguir y medir el movimiento de los asteroides,
pudiendo determinar posteriormente los elementos orbitales de los mismos e incluso detectar
las leves perturbaciones gravitatorias de los planetas gigantes, sin olvidarnos de que podemos
encontrar nuevos cuerpos, como está haciendo ya el Observatorio Astronómico de Costitx (Mallorca), quien lleva ya varios en su haber...

Si el instrumento sobrepasa los 200 mm de abertura, la focal es amplia (al menos 2 m) y se
trabaja en buenas condiciones instrumentales con algo de cuidado, no sólo podremos detectar,
medir y cuantificar el movimiento de las estrellas más cercanas (por ejemplo 61 Cygni), sino incluso apreciar el bamboleo de su desplazamiento aparente debido al paralaje terrestre.

resultados de miedo: podemos estudiar las estrellas individuales de la galaxia de Andrómeda
desde la ciudad con un reflector de 250-300 mm de abertura: ¿imposible?, ¡en absoluto!; aunque desde el corazón de la ciudad tengamos el cielo totalmente polucionado (alumbrado nocturno con luces de sodio o vapor de mercurio) podemos obtener una imagen del cielo iluminado próximo a la galaxia, otra de la misma galaxia y restar de la segunda imagen el valor del brillo del polucionado cielo (que no es más que ruido) dejando sólo el valor de la luz correspondiente a la galaxia; casi lo mismo se puede lograr empleando filtros adecuados.

Con exposiciones de 60 s y la ST-4 se alcanza la 16ª magnitud con una abertura de 200 mm, la 17ª con 5 minutos y si disponemos de la ST-6 los resultados nos dejan helados: 14ª con 1 s, 17ª en 60 s y 18ª con 5 minutos; si el telescopio mide 254 mm de abertura los límites son: la magnitud 19ª con 1 minuto (visualizándose por ello las novas más brillantes de M-31 y M-33) y la 20ª en 5 minutos. Exposiciones de 5 s con un SC-254 mm consiguen captar las estrellas gigantes rojas individuales de 12-14ª magnitud de los cúmulos globulares como en el cercano M-13 en Hércules, no digamos ya si el tiempo de integración es levemente mayor...

Exposiciones de pocos segundos revelan la presencia de galaxias ¡localizadas a sólo 5º de la Luna Llena! e incluso sería teóricamente posible detectar la presencia de dos diminutos satélites en torno a Marte o un quinto satélite rojizo en torno a Júpiter (V Amaltea) si se trabaja con cuidado en un telescopio de 200 mm de abertura con una focal larga (por encima de 3 metros). Precisamente para evitar el excesivo brillo de ciertos objetos algunas CCD tienen una protección para el antibrillo, que evita este problema tan molesto. Y no sólo eso: el aficionado Maurice Gavin capturó algunas de las brillantes galaxias de 17ª magnitud del cúmulo galáctico de Corona Borealis con la rudimentaria y barata ST-4 ¡desde el mismo corazón de Londres!: imposible de ninguna manera sin la ayuda del casi mágico chip CCD.