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 ideada en los años 70 los Laboratorios Bell; consiste en un pequeño chip sobre la cual se han grabado con técnicas especiales miles de pequeñísimos condensadores: cada uno de ellos (un elemento de imagen) se forma colocando un conductor en la superficie del silicio semiconductor (substrato); el conductor y el substrato están separador 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 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 repartiPodemos describir técnicamente una CCD como "el conjunto de elementos físicos (chip, cabezal refrigerador, cables de conexión, caja controladora, obturador, filtros, etc...) y digitales (software) que capturan, forman, digitalizan, controlan y envían una imagen digital del chip al ordenador".

¿Cómo funciona este milagro?; es bien sencillo: el pequeño chip empaqueta de manera muy densa una malla de fotodiodos microscópicos (los condensadores A1, A2, ... del ejemplo) 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 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 valorde la carga acumulada que va siendo expulsada del chip por las salidas del mismo (emitiendo un valor en forma numérica. Se forma así una matriz de números (lista de valores digitales) cada uno de los cuales aporta un valor de posición (con respecto a los ejes x e y) y brillo (en una escala numérica: por ejemplo de 0 a 4.096). 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 numéros que corresponden a la carga eléctrica de cada pixel ordenados línea a línea; ahora esta larga lista 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: esta conversión se realiza con una eficiencia que depende de la longitud de onda de la luz incidente; el máximo ronda el 60-70% en los modelos usuales y puede estar centrado de la zona roja (p. ej. en la ST-4) o en la verde (en la MX5, junto a estas líneas); por lo general el rango de trabajo 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 recientes tienen ya una eficiencia cuántica ligeramente diferente.

El conjunto de números forma una imagen digital, que bien puede ser enviada a un monitor para ser visualizada o almacenada en cualquier sistema actual (diskette, disco duro, disco magneto-óptico, CD-ROM...). La imagen puede ser comprimida (con los algoritmos pertinentes) y enviada vía modem a cualquier ordenador remoto: por ejemplo a otro aficionado o a un centro profesional. Finalmente cabe la posibilidad de alterar el aspecto de la misma, por medio de los programas de procesamiento de imagen que son capaces de extraer de ella toda la información que contiene, incluso si ésta permanece oculta al ojo humano.

Externamente el chip CCD se presenta como un microcircuito de apenas unos milímetros de lado, soldado al fondo de un cabezal que lo contien y proteje tras una ventana de vidrio óptico de calidad (en las cámaras webcam o en las videocámaras domésticas existe, además, un sistema óptico para formar la imagen); dado que el chip trabaja mejor a temperaturas reducidas (su corriente de oscuridad es inferior), prácticametne todos los modelos (salvo los más baratos, las webcam y las cámaras de vídeo) disponen de al menos un módulo Peltier, cuya misión es robar calor al chip y bajar su temperatura de trabajo; con esto se consigue que la corriente de oscuridad (la acumulación de cargas eléctricas producidas por la agitación térmica de los átomos del material, la cual depende directamente de la temperatura ambiente) sea menor lo que mejora la calidad de la imagen. En ocasiones, para disipar este calor sobrante, el cabezal contiene unas aletas para permitir la circulación del aire y disipar manera mejor el calor; también se puede forzar esta refrigeración empleando un pequeño ventilador (p. ej. el utilizado en el interior de un ordenador) para soplar el cabezal y mover el aire a su alrededor... barato, sencillo y efectivo.

Además del cabezal contamos con un software que una vez instalado adecuadamente en un ordenador personal (bajo los sistemas operativos Mac OS o MS Windows, según la marca de la cámara) nos permite controlar el tiempo de exposición y otras funciones (p. ej. medir separaciones aparentes, ángulos de posición, magnitudes fotométricas, procesar la imagen recién adquirida, girarla, ampliarla o almacenarla en diferentes formatos), un sistema de cables que transmite la información del cabezal al ordenador y la fuente de alimentación. Algunos modelos (por ejemplo la SBIG ST-4) poseen también una caja controladora con la misión de manejar el motor del telescopio, dado que además de para capturar imágenes puede ser empleada como seguidor automatizado (star tracking en inglés), realizando esta labor con mayor precisión que el ojo humano. En la imagen adjunta se aprecia esta utilidad: a un telescopio catadióptrico se ha acoplado una CCD de buena calidad para la captura de imágenes (instalada en el portaocular del telescopio) pero también hay otra CCD, más sencilla y simple, conectada a un pequeño espejito plano diagonal situado dentro del portaocular (flip mirror en inglés) cuya misión es capturar una estrella como referencia y, actuando sobre los motores instalados en los ejes del telescopio, seguirla constantemente pese a la rotación de la Tierra o la deriva que pudiese ocurrir debido a una mala orientación de la montura. En este caso es posible hacer exposiciones de 5-10 minutos o incluso superiores (si lo permite el chip) sin miedo a un mal seguimiento, pues cualquier deriva originada por la mala alineación va a ser corregida instantáneamente por la CCD que funciona como seguidor-guía...

Dependiendo del chip y de su electrónica las imágenes capturadas tendrán una calidad y un tamaño final mayor o menor: esto se puede ver fácilmente teniendo en cuenta no sólo el tamaño físico del chip (de 2.6 x 2.6 a 13.8 x 9.2 mm de lado en los modelos comerciales) sino el número de pixels que empaqueta (p. ej. 192 x 165 en la ST-4 y 500 x 290 en la MX5), el tamaño físico del pixel (13.7 x 16 micras la primera y 12.6 x 9.8 micras la segunda: se ve que son algo más pequeños), la corriente de oscuridad (150 electrones la primera y sólo 25 la segunda), la capacidad de almacenar electrones hasta quedar saturado el pixel (80.000 contra 125.000) y lo más importante, el número de niveles de gris que es capaz de emplear en el digitalizado (256 y 4.096 respectivamente). El precio queda ya fuera de mi análisis porque depende directamente de la marca a adquirir, el importador al cual se le compre, el descuento pactado, el modo de pago o el valor de la divisa en la cual se haga la compra si esse pida el extranjero...

Del tamaño del chip depende el número de pixels con que se trabaje: el más pequeño (1.64 mm de lado tiene el TC-211 de la cámara ST-4) proporciona imágenes de 192 x 165 pixels mientras que el mayor (13.8 x 9.2 en la ST-8) puede cubrir incluso 1.536 x 1.024 pixels. Los chips medianos pueden tener 192 x 330 pixels como la EDC-1000, 375 x 242 en la ST-6, 500 x 290 en la MX5, 754 x 488 la EDC-1000HR, 768 x 512 pixels la ST-7 mientras que la grandiosa (y carísima) ST-8 contienen nada menos que 1.530 x 1.020 pixels: 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. Los chips actuales van ofreciendo ya una cantidad mayor de pixels 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 a inicios del próximo siglo habrá desaparecido con toda seguridad.

Dado que lo deseable es conseguir un poder resolutivo lo más alto posible (rozando el teórico del telescopio, si ello es posible) se preferirá una cámara cuyos pixels sean pequeños (9 micras es lo más reducido en los modelos para los aficionado) o bastante pequeños (10-12 micras); como deseamos obtener una gama de grises lo más amplia posible se preferirá un modelo cuya electrónica sea superior a los 10 bits o incluso mayores (16 en los mejores modelos del mercado). El ruido nos determinará si la imagen va a quedar muy afectada o poco por la agitación térmica del chip (luz espúrea o ruido), prefiriendo los modelos menos ruidosos a los más ruidosos. Con todas estas consideraciones en la mano, estudiando detenidamente sus características, prestaciones y el poder adquisitivo de cada uno nos decantaremos por unos modelos u otros.

Aún a riesgo de equivocarme he elaborado una tabla comparativa entre los modelos más conocidos del mercado: en ella aparecen las principales características de cada una y se enfrenta a la MX5 (una de las que yo poseo? la otra es una ST-4) con las demás; para mi gusto personal esta cámara es la mejor de todas, para su precio pues tiene el chip mayor que la ST-5C o Pictor 208, los pixels más pequeños que otras comparable (p. ej. la ST-4, ST-5C e incluso la ST-6B), mayor número de pixels que cualquiera de las últimas citadas, mayor capacidad de carga que cualquiera de las listadas (incluso la carísima ST-8; la excepción es la ST-6B) y un precio inferior a todos los modelos comentados. También tiene sus peros: por ejemplo que trabaja sólo con 12 bits o presenta un tamaño de pixels demasiado grande... Pero insisto de nuevo: para el precio que tiene es superior a algunas que son mucho más caras.

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.

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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