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 1.833,88 de focal (mi instrumento) la ST-4 captura un campo de 291"; sabiendo que tiene 165 pixels de lado el poder resolutivo será:
291" : 192 pixels = 1,51" 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 por lo cual la resolución es 1,80" x 1,55" según el eje) 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 0,77" 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 un telescopio de mayor diámetro (un 300 mm por ejemplo) cuya resolución teórica sería de 0,4" si la atmósfera lo permitiese (lo cual es altamente improbable incluso si trabajamos desde un lugar de alta montaña).
Para determinar cuál es campo aparente capturado por el chip se emplea la fórmula:
en donde T es tamaño de chip (en mm), F la focal del instrumento y 57,2958 una constante (el valor angular del radián); de esta manera la MX5 (cuyo lado mayor mide 4,895 mm) en un telescopio con una focal de 2 metros nos quedaría así:
C = (T : F) x 57,2958 C = (4,895 : 2000) x 57,2958 = 0,140º - cantidad que pasada a minutos de arco son 8,40': este es el campo aparente en su eje mayor. En realidad el tamaño del chip es de 4,9 x 3,6 mm de manera que el campo obtenido será rectangular siendo su tamaño aparente de 0,14º x 0,103º (8,4' x 6,18').
Tengo que apresurarme a indicar que la resolución práctica (la que nos interesa) 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 ocurre si tenemos el observatorio caldeado (con una estufa) 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. En ocasiones deseamos saber cuál es la distancia focal con la cual se obtiene el poder resolutivo teórico del instrumento; en este caso la fórmula es:
en donde P es el tamaño del pixel (en mm), 206.265 una constante y PR el poder resolutivo teórico (medido en segundos de arco); de este modo si trabajo con una MX5 cuyo tamaño de pixel es 0,0074 mm y el poder resolutivo teórico es 0,59" los cálculos quedarían así:
F = (0,0074 x 206.265) : 0,59 F = 1.526,361 : 0,59 F = 2.587 mm
sin embargo me apresuro a indicar que jamás he obtenido un poder resolutivo inferior a 0,8-1" como mínimo en las mejores ocasiones, debido a que ese es el valor de la turbulencia atmosférica sobre mi observatorio; una turbulencia de 2" como mínimo suele ser lo habitual y en ocasiones es el límite práctico. Ya puestos, a veces nos puede interesar conocer la resolución teórica del pixel en función de la focal con la que trabajemos; esto puede determinarse por la fórmula:
en donde P es el tamaño del pixel (en mm), 206.265 una constante y F la focal del instrumento; de este modo si trabajo con la MX5 acoplada al catadióptrico de 2.000 mm de focal obtengo entonces una resolución teórica de:
PR = (0,0074 x 206.265) : F PR = 1.526,361 : 2.000 PR = 0,76"/pixel
cantidad que está bastante por debajo del valor de la turbulencia media de mi observatorio (habitualmente 2-3" como mínimo); si acoplo la misma CCD a un instrumento con una focal de 1.000 mm la resolución será:
PR = (0,0074 x 206.265) : F PR = 1.526,361 : 1.000 PR = 1,53"/pixel
la resolución teórica es ahora más aproximada al valor habitual de la turbulencia y por tanto las imágenes obtenidas a foco primario se verían menos afectadas que si las obtengo con mi instrumento. Sin embargo en el momento en que se capturen sistemas estelares notamos que este valor rápidamente se degrada ya que la luz se difunde en el chip debido a la turbulencia, la refracción de la luz en el objetivo del telescopio y a que los astros engordan al acumular luz: por ello no podremos resolver sistemas cuya separación sea inferior a 8-10" en los mejores casos salvo que se hagan tomas brevísimas (y ello, a veces, nos impide capturar la secundaria si ésta es más débil que la primaria); se impone alargar la focal con un duplicador (lente de Barlow) o con ampliación por ocular.
Antes de comenzar a medir de modo apropiado sistemas estelares dobles o múltiples y enviar a los demás compañeros imágenes de la misma es preciso efectuar dos importantes operaciones:
- enfocar adecuadamente el sistema óptico
- orientar correctamente el campo aparente.
En primer lugar es esencial dejar el sistema óptico de nuestra astrocámara tan perfectamente enfocado como nos sea posible, ya que de un correcto enfoque depende tanto la capacidad de detectar astros débiles (galaxias lejanas, quasares o variables en su mínimo) como la resolución óptica obtenida. Un correcto enfoque es aquel que nos proporciona imágenes estelares (que son astros prácticamente puntuales) con un tamaño físico mínimo y un brillo máximo: esto quiere decir que toda la luz recibida en el chip se concentra en una superficie muy reducida. Si analizamos una imagen estelar correctamente enfocada (foto 1) veremos que ésta no es puntual y ocupa un único pixel, sino que afecta la forma de un pequeño "disco" de centro brillante (fotocentro) y bordes más débiles; este disco estelar presenta este aspecto debido a la difusión de la luz sobre la superficie del chip ocasionada por la turbulencia, la cual (como sabemos) cambia levemente el brillo (centelleo) y la posición del astro de modo aleatorio: origina lo que podríamos llamar "mancha de turbulencia".
Un estudio fotométrico profundo de esta "mancha" nos mostraría que la misma presenta un brillo superficial que disminuye del centro a la periferia con un perfil decreciente que puede ser descrito por medio de una función gaussiana o lorentziana: es decir, un centro brillante y un 'disco' más y más débil hasta que éste se pierden en la oscuridad del fondo del cielo; si el centrado óptico es correcto el pico de brillo será muy alto en el centro mientras que el brillo descenderá hacia los bordes de modo muy acusado (gradiente elevado); por el contrario una estrella desenfocada presentará un brillo central de menor intensidad, un diámetro aparente mayor y un gradiente de brillo menor. Por lo general el tamaño (anchura) de esta mancha suele estar contenido en una caja de 3 x 3 pixels como poco (en los astos puntuales más débiles) y 5 x 5 como media, quizá algo más si el brillo de la estrella (o el tiempo de integración) ha sido más elevado, presenta un brillo superior o la turbulencia es notoria; esto no excluye, naturalmente, el que se obtengan habitualmente estrellas de mucho mayor tamaño: es lo normal cuando estamos siguiendo astros débiles, pues cerca de la estrella -correctamente representada como un pequeño disquito- suelen verse astros muy sobreexpuestos e hinchados, algo inevitable dada la diferencia de magnitud entre ellos. Todo lo dicho no sirve, naturalmente, para astros extensos como la Luna o una nebulosa: en estos casos lo que se detecta es una pérdida de información por degradación (borrosidad de la imagen), tema del cual no nos ocuparemos.
El interesado en comprobar el enfoque por métodos matemáticos no tiene más que representar por medio de un gráfico 3D un campo estelar: de este modo verá "picos" elevados (y agudos) que representan los valores de brillo y posición de todos y cada uno de los astros contenidos en la toma: estos mismos "picos" son más bajos y anchos en una toma desenfocada.
Para enfocar el instrumento apuntamos a una estrella de brillo mediano (6ª a 8ª magnitud puede ser suficiente, una estrella de magnitud inferior si la abertura es menor) y con el motor conectado centramos la estrella en el campo del ocular; una vez centrada la estrella quitamos el ocular e insertamos a continuación en el portaocular el cabezal de la CCD; ordenamos al telescopio la toma de imágenes en modo "foco" (en este caso el ordenador lee sólo una pequeña parte de la luz del chip, lo cual acelera la lectura de imágenes presentándolas en el monitor a intervalos menores), tomamos una imagen de pocos segundos del astro y la contemplamos en el monitor: si el astro aparece sobreexpuesto (es decir, es una mancha extensa y difusa) podemos reducir el tiempo de integración un poco y tomar nuevas imágenes hasta que la estrella no aparezca demasiado saturada. Si la estrella no aparece como un disco pequeño sino una "bola" difusa (lo más probable) tenemos el sistema mal enfocado y es preciso perder unos minutos ajustando el enfoque hasta dejarlo perfecto.
La imagen de un astro correctamente enfocado debe quedar nítida (como en la fotografía 1), no totalmente puntual debido a la difusión de la luz en el sistema óptico y a la turbulencia atmosférica, pero sí con un diámetro bastante reducido (nunca un disco de 50 pixels de diámetro...) Como es natural el tamaño aparente del disco estelar depende de su brillo real y del tiempo de integración: a mayor tiempo mayor diámetro aparente debido a la turbulencia y a la dispersión de la luz en el chip; a mayor brillo de la estrella -es decir, gran cantidad de luz recibida- mayor tamaño, salvo que el tiempo de integración sea reducido (inferior a 0.5 s): esto puede evitarse efectuando integraciones con un tiempo menor, con la idea de hacer "engordar" menos el astro que vamos a estudiar
El tener un telescopio bien enfocado no sólo nos va a permitir lograr imágenes casi puntuales de los astros elegidos (lo más deseable), sino que al enfocar notaremos que estos astros aparecen más brillantes: es debido a que la luz se concentra en un área menor aumentando entonces el brillo superficial de este cuerpo. Además de esto los programas fotométricos necesitan que la estrellas a medir estén bien muestreadas: es decir, que su luz se reparta en un área del chip lo suficientemente pequeña (hasta cierto límite: de 4 a 9 pixels es lo ideal) como para poder obtener de ella no sólo el fotocentro (de cara a hacer astrometría), sino el brillo real de la zona cubierta por la luz de la estrella y una pequeña parte del cielo que la rodea. Está justificado, pues, el obtener imágenes correctamente enfocadas.
En ciertos telescopios con enfoque es de cremallera es factible marcar en ella el punto en el cual el instrumento tiene el enfoque óptimo para la CCD y para los oculares (enfoque que no suele ser igual en ambos casos, lógicamente); en los modelos catadióptricos esto lo logra moviendo el espejo primario con un mando giratorio que, lógicamente, no permite marcar el punto de enfoque: es por ello 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 (6 x 8' en mi telescopio). Con el astro totalmente centrado introduzco el cabezal del chip 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 (en la ST-4) o enfoque (en la MX5): de este modo veo constantemente una imagen de la estrella en el monitor; con las imágenes refrescándose cada pocos segundos (10-15 con la MX5) manipulo lentamente el mando del enfoque y voy reduciendo el tiempo de integración levemente hasta que consigo ver en el monitor un astro con un disco aparente lo más pequeño posible y casi sin saturar: ya tengo la CCD bien enfocada a ojo. Sin embargo este enfoque puede que no sea correcto del todo (es lo más seguro) y que todavía se pueda apurar un poquitín más: se impone conseguir un ajuste fino por otros métodos más precisos.
Para efectuar un correcto enfoque fino es preciso emplear la denominada máscara de enfoque (o de Hartmann), llamada "Kwik Focus" en la publicidad norteamericana, que consiste en un disco opaco -un círculo de cartulina negra, por ejemplo, que cubre por completo el objetivo del telescopio- en el cual se han perforado dos orificios en lugares opuestos de la periferia (en algunos modelos son tres, separados por 120º): la misión es conseguir dos (o tres) imágenes del astro que estarán tanto más separadas cuanto más desenfocado esté el sistema óptico. De este modo si cubro el objetivo del telescopio con este máscara, enfoco una estrella y el sistema está ligeramente desenfocado observaré dos imágenes de la estrella separadas por una corta distancia; a medida que manipulo en el enfoque las imágenes de la estrella van estando más y más próximas, llegando a forman un "ocho" en el momento en el cual el enfoque es bastante bueno y 'fundiéndose' en una única imagen cuando está perfectamente enfocado. La imagen 2 ofrece el proceso de enfoque con esta máscara de modo gráfico: tras la primera toma (con los astros desenfocados y sobreexpuestos) se han ido capturando imágenes más y más nítidas, a la vez que se ha ido reduciendo el tiempo de integración para apreciar las estrellas con mayor claridad. En la penúltima toma el sistema óptico está casi enfocado mientras que en la última imagen la coincidencia es total: el telescopio está perfectamente enfocado. Existe una modalidad basada en "encoders" (y un análisis posterior de la imagen por medio del programa IRAF del NOAO) que nos expuso Miquel Regalado en el número 1 de este boletín (junio-septiembre de 1999), por lo cual el lector interesado puede repasar la técnicas expuesta en él: es algo más laboriosa pero sumamente eficaz.
Un día me vino la brillante idea: ¿por qué no busco un ocular que introducido en el portaocular, una vez enfocado el telescopio con la CCD acoplada, me dé una imagen nítida de esa estrella sin tener que tocar nunca el enfoque?; el ocular de 12.5 mm me enfocó nítidamente a la primera sacándolo ligeramente en vez de introducirlo hasta el fondo en el portaocular. En ese momento hice una marca con un rotulador indeleble en el metal; 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; ahora me basta capturar dos o tres tomas y hacer también dos o tres tanteos en ambas direcciones para obtener enseguida imágenes nítidas: rápido, fácil y sencillo.
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. De todos modos empleando el método del ocular (ocurrente y sencillo) o el más preciso de la máscara de enfoque no tenemos por qué perder más alla de cinco o seis minutos en la tarea; sólo en noches muy turbulentas tendremos dudas de si el enfoque es lo más fino posible: en este caso o dejamos las observaciones para otro momento o nos conformamos con el enfoque más aproximado que podamos lograr.
Lo que nunca debe hacerse es intentar ahorrarnos esos 5-6 minutos previos para el enfoque: si así lo hacemos corremos el riesgo de haber trabajado toda la noche con imágenes algo borrosas, lo cual afectará a la calidad y precisión de las mediciones, además de que habrá afeado algo la estética de las imágenes hinchando ligeramente las estrellas capturadas.
Una vez correctamente enfocado el sistema óptico "telescopio + CCD" alguien puede pensar que ha llegado el momento de comenzar a obtener imágenes y medir en ellas los parámetros de las estrellas que contienen (dobles y múltiples o variables); tiene toda la razón, pero estas primeras imágenes que vamos a tomar nos han de servir primero para calibrar de nuevo el sistema óptico: vamos a orientar correctamente el campo aparente que capturamos.
Imaginemos que hemos seguidos todos los pasos del artículo anterior y al tomar imágenes del cielo capturo estrellas casi puntuales, en realidad pequeñas esferitas. Se podría pensar que ahora que tenemos el sistema óptico perfectamente enfocado ha llegado el momento de apuntar al campo de la estrella, buscar ésta y capturar algunas imágenes para medir posteriormente en ellas sua parámetros. Craso error: primero es preciso orientar el campo aparente obtenido.
Es preciso que el lector recuerde que ha buscado la estrella, ha quitado el ocular y reemplazado éste por el cabezal de la CCD: el enfoque del telescopio es impecable, desde luego, pero ha introducido el cabezal de cualquier modo y con cualquier orientación; por ello aunque las estrellas aparezcan correctamente enfocadas (si no ha movido para nada el mando del enfoque) no estamos en disposición de asegurar que la imagen presenta en su parte inferior el norte, el este cae a la derecha, el sur arriba y el oeste a la izquierda. Seguramente de 100 veces que inserte el cabezal al azar casi 100 seguirá la orientación mal. Hay quien (como yo) sabe ya por experiencia que la orientación correcta (esto es, imágenes astronómicas en mi monitor) se obtienen cuando una marca concreta del cabezal (en mi caso la base que permite atornillarle al tubo del telescopio) está orientado de cierta forma (a la derecha en mi caso): con este "truco" no tengo más que apuntar a la zona a estudiar, quitar el ocular de bajo aumento, sustituirlo por el cabezal de la CCD y girar éste hasta que la plataforma inferior esté a mi derecha para tener casi la completa seguridad de haber orientado el campo. He dicho casi, no una total seguridad.
Salvo que esta tarea se haga una primera vez correctamente, el campo esté perfectamente orientado y el cabezal no se saque jamás del portaocular (imposible salvo que tengamos ese instrumento plenamente dedicado a la tarea, lo cual no suele ser frecuente) lo normal es que el cabezal entre, salga y se cambie de posición cada vez que se trabaja con la CCD; en estos casos si la primera vez orientamos correctamente el campo celeste cada vez que se mueva el cabezal -para insertar un ocular y buscar otro astro- se perderá la orientación, lo cual nos obligará a orientarlo de nuevo cada vez que tengamos intención de capturar imágenes.
Cualquier imagen o mapa astronómico detallado -tal como las cartas de variables- presenta el norte en la parte inferior, el este a la derecha, el sur arriba y el oeste a la izquierda: esta es la orientación que yo prefiero y la única que aconsejo a cualquier aficionado, pues es la que suelen presentar las imágenes astronómicas profesionales; cualquier otra orientación debería ser rotada -aunque sea por software- hasta dejarla correcta salvo que el autor desee dejarla así para compararla con cartas, mapas o fotografías de otros aficionados.
Para orientar correctamente el campo se empieza por enfocar una estrella de brillo mediano (depende de la luminosidad y abertura del instrumento: de 6ª a 9ª magnitud puede ser una pista), insertar el cabezal en el portaocular y, una vez asegurado con su tornillo, capturar una imagen de 10-15 segundos manteniendo el motor de seguimiento parado (ello puede hacerse pulsando en el botón PAUSE o STOP del controlador del motor). Con ello conseguimos que las estrellas dejen rastros, tanto más alargados cuanto más prolongado sea el tiempo de integración o mayor la focal del instrumento; con un chip correctamente orientado (este a la derecha, oeste a la izquierda) estos rastros serán horizontales y perfectamente paralelos a la línea de los ojos o el borde del monitor. Lo más normal es que esto no sea así apareciendo los rastros inclinados, tanto más cuanto peor esté orientado el chip: en la imagen 1 se aprecia una parte del cúmulo abierto M 44 Pesebre obtenida con una cámara ST-4 acoplada a un refractor buscador de 75 mm de abertura y 500 mm de focal; los rastros estelares indican la dirección este-oeste aunque, como se ve en esta toma, esta orientación no es todavía correcta del todo y por ello los rastros estelares presentan una leve deriva hacia el sur (los rastros formaban con la dirección este-oeste un ángulo de sólo 3º: pequeño pero no obstante perfectamente visible incluso para el ojo no entrenado). En este caso es preciso girar muy leve y suavente el cabezal (procurando no sacarlo, pues entonces se desenfocaría la imagen) y se capturará otra imagen analizando la nueva toma: si la inclinación de los rastos estelares ha aumentado es preciso girar el cabezal en sentido contrario; se repetirá esta operación tantas veces como sea necesario hasta que los rastros estelares visibles en el monitor queden perfectamente horizontales a nuestros ojos (como en imagen 2): en ese momento el campo está perfectamente orientado en sentido este-oeste.
El observador más nervioso o dinámico podría pensar que ahora sí es el momento de comenzar a tomar imágenes para medirlas, pues ya tiene el sistema óptico perfectamente enfocado y el campo correctamente orientado: todavía no hemos acabado del todo, como vamos a ver a continuación.
Incluso en el caso de obtener rastros perfectamente horizontales cabe la posibilidad de que el chip haya quedado al revés, ofreciendo el este a la izquierda y el oeste a la derecha (como en una imagen visual): por medio de los rastros estelares la orientación este-oeste será siempre correcta, dado que las líneas estelares quedan siempre paralelas a los ojos, pero los puntos cardinales estarán invertidos (norte arriba y sur abajo); esto puede comprobarse tomando una nueva imagen y jugando con el motor de seguimiento: se captura una toma con una integración de 10-15 segundos pero dejando el motor conectado los primeros 5-6 segundos y apagándolo el resto del tiempo; de este modo los astros aparecerán engordados en un lado pero también alargados: el lado del campo visual en el cual los astros aparecen más hinchados (puesto que durante ese tiempo hubo seguimiento y se acumuló luz en una única zona del chip) define el este mientra que la línea más fina -originada por la deriva del campo- apunta siempre hacia el oeste. Si la zona estelar hinchada no queda a la derecha es preciso girar el chip y, volviendo a tomar nuevas imágenes, conseguir que la línea de deriva quede a la izquierda y la 'estrella gorda' a la derecha. Una vez que las tomas nos queden así tenemos el campo perfectamente orientado.
Este sistema nos indica, como subproducto, cuál es la turbulencia de la noche: basta observar el rastro dejado por una estrella de brillo mediano (sin saturar demasiado) para ver que éste no es rectilíneo, sino que "culebrea" de modo aleatorio -imagen 3-; esto se debe a la acción de la turbulencia, que desplaza leve y aleatoriamente la posición aparente de la estrella que estamos observando. Cuando más recto y perfecto sea el trazo menos turbulencia padeceremos, cuando más "culebreante" sea más turbulencia tendremos: con este sistema podemos saber si merecerá la pena o no seguir trabajando, ya que en ocasiones la turbulencia es tan elevada que no merece la pena perder tiempo tomando imágenes.
Como se puede ver este sistema es fácil, intuitivo y muy sencillo de llevar a cabo. En ese momento, con el sistema óptico bien enfocado y el campo bien orientado ya podemos comenzar a capturar imágenes para analizarlas después (LAIA puede servirnos).
La magnitud límite que alcanza una astrocámara CCD puede definirse como aquel astro que todavía es capaz de diferenciarse sobre el brillo del fondo celeste. Depende fundamentalmente de la abertura del instrumento: a mayor abertura, mayor cantidad de luz se recolecta y por tanto pueden ser capturados astros más débiles; de este modo un instrumento de 200 mm de abertura posee una superficie 4 veces superior a la de otro de 100 mm de abertura, por lo cual podrá capturar astros 4 veces más débiles (1,5 magnitudes aproximadamente). Cuando mayor sea un telescopio mayor será la magnitud límite alcanzada. También es función del brillo del fondo del cielo: no es lo mismo tratar de identificar un débil astro sobre un cielo oscuro o muy oscuro que sobre un fondo casi gris debido a la presencia de la Luna Llena: en el primer caso será más fácil diferenciar el astro sobre el ruido del fondo que en el segundo, en el cual seguramente cualquier estrellita débil quedará ahogada por el brillo del cielo.
Para determinarlo de un modo bastante aproximado lo mejor es capturar zonas del cielo en el cual tengamos estrellas de brillo conocido: por ejemplo el cúmulo abierto M 44 Pesebre, el cúmulo M 45 Pléyades, M 35 o similares... Una imagen del cúmulo, una vez procesada y limpia de ruido término, nos permitirá ir buscando y comparando estrellitas de nuestra imagen con aquellas contenidas en un buen mapa del cielo: por lo general cualquier buen programa astronómico actual (SkyMap Pro 6 o The Sky 5.0) contiene ya el catálogo TYCHO completo, de modo que podemos buscar astros débiles y conocer su magnitud exacta con una prcisión muy elevada. Con diferentes tiempos de exposición podemos hacer incluso una gráfica con la cual saber cuál es la magnitud límite aproximada en función del tiempo de integración utilizado: nos puede servir en el futuro para saber qué tiempo es el más indicado según el brillo del cuerpo que deseamos capturar.
La gran capacidad del chip para aprovechar la luz permite que un telescopio pequeño alcance magnitudes límites casi increíbles: de este modo en agosto de 1999, aprovechando la caída de brillo de la variable R Coronae Borealis, acoplé mi cámara MX5 a un refractor acromático de 75 mm de diámetro y 500 mm de focal para determinar la magnitud límite de este instrumento; empleando las estrellas del campo cuyo brillo estaba determinado por la carta de la AAVSO pude determinar que bastaban exposiciones de 30-40 segundos para ver claramente estrellitas de magnitud 14.5ª y quizá incluso la 15ª si llevamos la vista al límite o ampliamos el tiempo de integración a 60-90 segundos: no olvidemos que este telescopio nos permitiría ver un astro de magnitud 11.5ª con cielos muy oscuros en noches de buena transparencia sin Luna. Un reflector de 200 mm de abertura pasa de la 14ª visual a la 18ª con CCD: podemos comprobar entonces que cuanto mayor sea la abertura del instrumento empleado mayor es la magnitud límite lograda.
Con una CCD en un telescopio mediano podemos olvidarnos ya de aquellas exposiciones de 60 a 90 minutos que necesitábamos para plasmar toda la belleza de una galaxia: ahora integraciones de 45-60 segundos bastan y sobran para ello; sin embargo para el estudio de los detalles más débiles de los cuerpos más remotos (cúmulos de galaxias o quasares) se necesitan integraciones más prolongadas, que pueden oscilar entre los 60 segundos y los 5 minutos según el brillo del fondo del cielo, la luminosidad del telescopio, la estabilidad en el seguimiento o la capacidad de carga del propio chip.
- Astronomía Planetaria con CCD, Francisco A. Violat Bordonau. Asesores Astronómicos Cacereños (1999).
- Problemas y ejercicios de Astronomía Planetaria, Francisco A. Violat Bordonau. Asesores Astronómicos Cacereños (2000).
- Sensores y cámaras CCD (Unidad didáctica 130), Emilio Pareja Carrascal. Instituto oficial de Radio y Televisión, Centro de Formación RTVE (1991).
- Cámaras CCD y el aficionado, Joan Guarro Flo. ASTRUM (1991, septiembre).
- Imágenes CCD con la cámara SBIG ST-4, Antoni Vidal. ASTRUM.
- Astronomía digital. Cámaras CCD, Arturo Ramírez-Montesinos. Tribuna de Astronomía (1991, febrero).
- Imágenes nítidas con una CCD pequeña, Roger Sinnott. COSMOS (1993, noviembre).
- Tratamiento de imágenes en Astronomía, Richard Berry. COSMOS (1994, junio).
- Una potente cámara CCD para aficionados. COSMOS (1992, octubre).
- Introducción a la CCD, Josep M. Esteve Puntí. ASTER (1992).
- El firmamento con CCD, Agrupación Astronómica de Sabadell (1997, mayo).
- Operating Manual, model ST-4 Star Trakera/Imaging Camera. SBIG.
- CCD Astronomy, Christian Buil. Willmann Bell (1995)
- Choosing and Using a CCD Camera, Richard Berry. Willmann Bell (1994).
- Introduction to Astronomical Imagen Processing, Richard Berry. Willmann Bell (1995).
- Kodak Scientific Imaging Products. Eatsman Kodak. Publicación L-10.
- Charge-Coupled Devices, D. F. Barbes. Springer-Verlag (1980).
- Using a CCD on the planets, S. Numazawa. Sky and Telescope (1992, febrero).
- Planetary imaging with a small CCD camera, Don Parker y R. Berry. Strolling Astronomer (1992).
- The digital darkroom, Richard Berry. ASTRONOMY (1993, marzo).
- The digital darkroom, Richard Berry. ASTRONOMY (1993, abril).
- The digital Universe, Alan Dyer. ASTRONOMY(1993, junio).
- Manual práctico de Astronomía con CCD, David Galadí-Enríquez e Ignasi Ribas Canudas. Ediciones Omega (1998).
- Revista CCD Astronomy.
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