- |
la rotulada como S2 contendría el valor de brillo de cada punto en cada línea. |
- |
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 ... |
Todas estas salidas S1, S2, S3, ... Sn van con posterioridad al codificador que convierte los impulsos de manera adecuada y los codifica en forma de bits (dígitos binarios) para su emisión a distancia: en el caso de un telefax esta distancia puede oscilar entre una decena de metros (en unas oficinas de varias plantas) a miles de kilómetros (en el caso de oficinas comerciales en el extranjero). Es posible la existencia de ruido en la línea (que puede ser un conductor, en el caso de líneas telefónicas, o el espacio en el caso de radioenlaces), ruido que degrada la calidad de la información transmitida llegando, en ocasiones, a perder parte de la información si los bits afectados son adyacentes. Para evitar este efecto se introducirá en cada porción de la información ("palabras" en el argot informático) unos bits que sirvan en el receptor para saber si en su llegada hay o no cambios con respecto a lo que se emitió del emisor: el ejemplo más sencillo es el denominado bit de paridad, que detecta y corrige la presencia de un bit erróneo. Esto se consigue por medio de códigos correctores, de los cuales no hablaré porque nos centraremos en la digitalización y no en la transmisión de datos; basta saber que en los fax actuales es posible reconstruir parcialmente una imagen ligeramente degradada, aunque no si el ruido es notorio y se pierde mucha información.
La imagen digitalizada constará, como es lógico, de una cantidad limitada
aunque puede ser muy grande, de puntos de información (o bits) cada uno de
ellos con 3 valores:
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el valor de posición del eje x, el lugar que ocupa en cada línea. |
- |
el valor de posición del eje y, la línea en que se encuentra. |
- |
el valor de brillo. |
En
el caso de una imagen normal -ideal para transmitir textos- este último valor
sólo puede ser 0 ó 1, dependiendo de si ese punto contenía o no luminosidad y
de si ésta alcanzó un umbral mínimo de activación, pero esto son aguas mayores
que no trataré ahora por ser algo fuera de nuestro interés; en el caso de que
esta imagen se desee leer en modo medios
tonos o imagen con grises -ideal para trasmitir fotografías- este
valor puede variar entre 0 (para un punto totalmente blanco) y un cierto valor
máximo que puede ser 7 si el detector trabaja con 8 niveles de gris (0, 1, ...,
7) ó superior si trabajo con un número mayor de bits. A menor valor más claro y
a mayor valor más oscuro; de este modo puede simularse una escala de grises,
aunque según la electrónica de los procesadores se pueden utilizar otras
técnicas matemáticas más complejas, como la interpolación o el tramado.
Este ejemplo del fax, tan corriente hoy en día en nuestra sociedad
informatizada, nos ha servido para conocer de un modo superficial la conversión
analógico-digital. Para los más curiosos puedo decir que en 1842 Alexander Baim
sentó sus principios, en 1902 Arthur Kirn empleó ya la célula fotoeléctrica, en
1922 se transmitió la primera imagen (Roma-Bar Harbor, Maine) y en 1937 fue
lanzado el primer periódico emitido por radio-facsímil, difundiéndose esta
técnica comercialmente desde 1948. Hoy en día no se concibe una oficina sin
fax. 
El C.C.D.
Para capturar una imagen por medios electrónicos tenemos dos posibilidades:
- |
utilizar una cámara de TV o |
- |
emplear un detector CCD. |
Ambos
casos transforman las variaciones lumínicas analógicas del objeto a captar en
valores digitales (números) que se pueden interpretar electrónicamente. Pero
hay dos diferencias fundamenteles entre el tubo y el sensor CCD: la primera es
que mientras el tubo está formado por una capa fotoconductiva homogénea (el target), que será explorada y propociona
una señal de salida continua, el chip CCD está formado por una serie de
elementos discretos que serán interrogados de forma secuencial. La segunda
diferencia es que la superficie del target del tubo puede ser variada durante
la exploración (para adaptarla a la imagen originada por el objetivo), pero el
formato del CCD es fijo y habrá de ser la lente la que se tendrá que adaptar al
formato que se desee. El sistema del tubo no nos interesa en absoluto en este
caso.
En el segundo caso partimos también de una imagen analógica en la cual
encontramos variaciones
de brillo de unas zonas a otras; esta imagen puede ser lo mismo una toma viva
(obtenida a través de un telescopio) como una imagen sobre soporte (una
fotografía) que va a ser analizada. En estos dos ejemplos el sistema de
captación o transformación de imagen es similar: la utilización de un chip CCD.
Pero ¿qué es un chip CCD?; un chip CCD (siglas que corresponden a Charge Coupled Device o Dispositivo de
Carga Acoplada) no es más que una pastilla semiconductora de tecnología MOS
(Semiconductor Metal Óxido) sobre la cual se han grabado con técnicas
especiales miles de condensadores: cada uno de ellos se forma colocando un
conductor en la superficie del silicio semiconductor (substrato); el conductor
y el substrato están separados por un estrecho aislante. Si se aplica una
tensión al conductor primero se formará en el substrato, inmediatamente debajo
del conductor, una región de deplexión en la cual se pueden mantener las
cargas; es decir, que si se aplica una tensión positiva al conductor la región
de deplexión se forma y si proyectásemos inyectar cargas negativas en esa región
citada la carga se mantendrá allí: así pues las cargas que en un condensador
normal se mantienen en las placas conductoras -separadas una de la otra por la
capa de aislante- en el chip se albergan en una zona inmediatamente debajo del
conductor.
La estructura de un registro de
desplazamiento acoplado por carga o CCD se produce porque a lo largo
de las superficies del substrato se localiza, en las proximidades, un array de
electrodos de
conducción. En el esquema he marcado un array de 4 electrodos adyacentes que
están gobernados por 4 señales de reloj. Como se indica en este esquema en el
primer ciclo t1 del reloj mientras en el condensador A1 tenemos carga en el A2
y A3 no la hay; en el siguiente paso del reloj t2 la zona de deplexión bajo A1
persiste mientras que se forma una nueva bajo A3. En el siguiente ciclo t3 se
forma una zona de deplexión debajo de A2 con lo cual la carga de A1 se extiende
hasta A3 a través de A2: como resultado la carga se ha repartido por toda la región
extendida. Durante los dos intervalos t2 y t3 una y otra región están sin
formar, empujando la carga a la derecha para que en el intervalo siguiente t4
la carga existente originalmente en A1 se desplace lateralmente hasta la zona
A3. Disposiciones especiales deben hacerse para inyectar carga en la primera
región de deplexión cuando se requiera y para detectar presencia o ausencia de
carga en la última región de deplexión; estas inyecciones y detecciones se
realizan siempre en sincronismo con la señal del reloj. Como es natural en todo
circuito, siempre existe una cierta disipación de energía en la carga cuando
ésta se transfiere en el registro de desplazamiento, siendo por ello necesario
incluir provisión para refrescar la carga periódicamente a lo largo de toda la
estructura.
Un ejemplo de CCD simple puede ser el chip Intel
2.464 CCD: la memoria contiene 256 registros de desplazamiento
recirculantes cada uno con 256 bits; con una capacidad de 256 x 256 ó 65.536
bits (64 Kb en total) la memoria tiene una única línea de entrada y otra de
salida de datos. Mientras que los primeros chips CCD se fabricaron
experimentalmente a inicios de los años 1970, no llegaron a las cámaras de
televisión comercial hasta 1986 (con el modelo ICX-018, de 268.000 píxeles en un
formato de 510 columnas por 493 filas), mejorados en 1987 (con la atenuación
del smear*) y 1988 (chips de 380.000 píxeles y 778 columnas por línea). Las
cámaras modernas de TV comercial o las videocámaras de aficionado son todavía
más eficientes y presentan muy pocos problemas comparados con sus ventajas.
Todo esto está muy bien y quizá algún aficionado se haya enterado más o menos
de su funcionamiento teórico, pero ¿cómo se presenta el chip CCD? Para el
aficionado profano el chip no es más que un pequeño dispositivo integrado muy
reducido (unos 3 mm de lado y hasta 8,6 x 6,5 mm en los nuevos modelos, algo
mayor en los más recientes) similar a otros de su estilo que es capaz de los
mayores milagros nunca antes logrados por aficionados a la astronomía: posee
una sensibilidad superior a los 20.000 ASA, es capaz de detectar estrellas
individuales en la galaxia M-31 con exposiciones de sólo 5 minutos -en un
reflector de 400 mm- y puede conseguir con una imagen deficiente o mediocre
auténticas maravillas.
¿Cómo funciona este milagro?; es bien sencillo: tal y como he explicado el
pequeño chip empaqueta de manera muy densa una malla de fotodiodos
microscópicos (los condensadores A1, A2, ... del ejemplo anterior) cada uno de
los cuales va a recibir la luz y formará un elemento de imagen (picture element
o pixel). Al recibir luz cada uno
de estos condensadores se activará con una eficiencia cuántica que ronda el
50-80% según la calidad del chip o la longitud de onda recibida -compárese con
el 2% de los filmes usuales o el 5% de los mejores filmes fotográficos-
acumulando una carga eléctrica en la citada zona de deplexión. A medida que el
chip recibe luz con el paso del tiempo va almacenando electrones en cada pixel
en proporción a la luz recibida; al cabo de un período de tiempo t (tiempo de integración) se mide la carga
acumulada en cada celdilla por el procedimiento de correr las cargas de cada pixel al adyacente, como ya he
indicado: de este modo las cargas son conducidas de uno en uno hasta salir por
el extremo del chip; en este punto un circuito especial cuantifica el valor de
la carga acumulada que va siendo expulsada del chip por las salidas del mismo
(emitiendo un valor en forma numérica -digital-). En este esquema he
representado un chip hipotético de 5 líneas con 5 elementos por línea, es decir
25 píxeles en total; los modelos usuales poseen 192 x 165 píxeles e incluso
superior en los más complejos. Este proceso que comienza en el primer pixel de
la primera línea se va repitiendo línea por línea hasta haber leído todo el
chip: de este modo se ha obtenido una larga lista de valores numéricos que
corresponden a la carga eléctrica de cada pixel ordenados línea a línea; ahora
esta larga lista de números puede ser tratada de manera digital, almacenándose
en formato magnético si se desea o dirigiendo la señal hasta un tubo catódico
en donde formará una imagen reconocible, previa codificación por el circuito
adecuado.
Al tener un rendimiento cuántico tan elevado su sensibilidad a la luz es equivalente
a la de un film fotográfico de 10.000-50.000 ASA o más, además de tener una
respuesta prácticamente lineal a la recepción de la luz: no posee el nefasto y
tan molesto efecto de reciprocidad (efecto Schwarzschild citado) típico de los
filmes corrientes. Otra ventaja es que permite obtener tiempos de integración
(o intervalos de lectura de los píxeles) que oscilan entre los 50 milisegundos
y los 10 minutos o más, con lo cual estamos en disposición de controlar el
tiempo de exposición. Por lo general el rango de trabajo con luz oscila entre
los 400 nanómetros (luz azul) y los 1.100 (infrarrojo cercano), siendo bastante
sensible al rojo y algo menos al azul; ello se puede evitar o paliar empleando
filtros correctores de color si así se desea. En general la eficiencia es del
10% para los 450 nm, sube a 45% en los 600 nm, alcanza el máximo (55%) en los
650 nm y se estabiliza en los 46-48% en el trayecto 680-800 nm, para descender
rápidamente al 20% al llegar a los 880 nm bajando ya al 10% en los 900 nm. Los
chips más novedosos tienen una eficiencia cuántica ligeramente diferente a la
aquí descrita. * Smear: línea de
saturación que se produce en los tubos de televisión, similar al blooming de las CCD.
CONTROVERSIA SOBRE EL CCD
Pero
no todo en el CCD son ventajas; entre los inconvenientes que encuentran los
detractores
de esta novedosa técnica caben destacar los siguientes:
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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.
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imágenes con medianos niveles de
grises: una electrónica de 8 bits logra obtener
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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. |
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corriente de oscuridad:
ello quiere decir que incluso cuando no recibe luz el chip, en integraciones |
Entre las indudables ventajas de esta novedosa tecnología destacan:
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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. |
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adición de imágenes:
si obtenemos una toma de 1 s tendríamos una turbulencia congelada |
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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). |
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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 |
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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$. |
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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. |
|
resultados de miedo:
podemos estudiar las estrellas individuales de la galaxia de Andrómeda |
|||
En
aquellos trabajos en los que sea necesario el uso del color (imágenes
planetarias, estudios colorimétricos de sus satélites, captura de nebulosas
gaseosas y planetarias, variables rojas o azules, cometas, estrellas enanas
rojas o pardas, estudios sobre asteroides y sus diferentes clases, estudios
estelares colorimétricos ...) se puede conseguir éste por medio de la técnica
de la tricromía: basta obtener
una imagen del objeto a través de tres filtros -rojo, verde y azul-; la adición
de las tres tomas en una única fotografía, por medio del empleo del programa
adecuado, crea una imagen en color que puede ser incluso bastante próximo al
real. Como es de suponer hace falta controlar adecuadamente el tiempo de
exposición con cada uno de los filtros, ya que al no tener la misma capacidad
de transmisión ni actuar de mismo modo sobre el chip la imagen puede quedar
demasiado "roja" o "azul", falseando el aspecto real: no
olvidemos nunca la respuesta dispar a cada longitud de onda; un buen ejemplo de
todo esto es la diferente sensibilidad a los colores que presenta el chip
ICX055AL, de la cámara StarlightXpress MX516, sobre estas líneas: se ve que el
pico de respuesta máxima está centrado en la zona verde del espectro (530 nm).
Con varios tanteos y anotando una escala de calibración con estos resultados el
asunto queda zanjado.
Curva de sensibilidad espectral de las cámaras de la marca Starlight Xpress (gentileza de Michael Hattey, SX Ltd.)
Si nuestra necesidad es imperiosa y el bolsillo lo permite, se debe adquirir
una CCD que cuente ya con una adecuada rueda de filtros de color: creo que es
mejor adquirir las imágenes con este tipo
de montaje óptico que "chapucear" con vidrios de color teñidos,
aunque si uno no tiene la suficiente capacidad económica, pero cuenta con mucha
inventiva, podrá conseguir los resultados artísticos que desea... Otra solución
es adquirir filtros del tipo Kodak Wratten con los cuales incluso podemos
emular los filtros fotométricos Johnson: por ejemplo el Wratten 56 (verde)
equivale aproximadamente al V, el
Wratten 25 (rojo) equivale al R o
el Wratten 80A (azul) que equivale al B:
sin embargo en los trabajos fotométricos serios, de calidad, recomiendo
encarecidamente el uso de filtros fotométricos del tipo Johnson o similares,
aunque sólo podamos comprar el V...
Finalmente un consejo para el bolsillo: los estudios astronómicos serios no
precisan de bellas imágenes coloreadas, sino de imágenes de alta calidad; no
pensemos que presentar una imagen de Saturno, con bellos pero borrosos
cinturones coloreados, es más científico o valioso que una imagen en blanco y
gris, sobre todo si ésta presenta más detalles nítidos que la de color. El
color está bien para imágenes estéticas, si nos gusta también dedicarnos al
arte, pero no es preciso ni esencial para obtener resultados científicos salvo
en campos muy concretos.
Observatorio Astronómico de Cáceres (CCD Photometry
Department)
Asociación de Variabilistas de España
Gruppo di Ricerca Astrofotometrico Variabilisti -Italia-
Asesores Astronómicos Cacereños
21 de Marzo de 2004.
Autor:
Francisco A. Violat Bordonau 
Asesores Astronómicos Cacereños
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