Adquisición

Capítulo 1, Introducción al Sistema Solar     Fotografiando el sistema solar con webcam   Prefacio Todas las personas que observan el cielo con telescopios, tarde o temprano, sienten ganas de conectar una cámara de fotos y empezar a fotografiar aquello que ve con sus ojos. Inmediatamente después de fotografiar algún objeto, por ejemplo la Luna, sosteniendo su cámara de fotos con la mano y apoyándola sobre el ocular del telescopio, se da cuenta que la tarea no es algo fácil. La fotografía salió fuera de foco, movida, con mucha o poca luz, sin nitidez, etc.Lo siguiente es investigar y experimentar con nuestra cámara y telescopio para mejorar aquel primer in-tento, muchas veces frustrante, de sacar una fotografía aceptable. Lo que se pretende en este documento es reunir toda la información posible y organizarla para facilitar al lector esta tarea de investigación. Por supuesto no se puede cubrir todas las posibilidades pero al menos servirá para el primer paso, muchas veces, el más difícil.   Introducción al Sistema Solar Si vamos a fotografiar el Sistema Solar, primero deberíamos conocer algo sobre él. Si ya tiene conoci-mientos sobre los planetas del sistema solar, superficie, velocidad de rotación, período de traslación, etc. puede obviar esta introducción y continuar con el siguiente capítulo. Si empieza de cero, es importante tener en cuenta los datos expuestos en este capítulo. Mucha información, como por ejemplo el período de rotación, es muy importante para obtener una fotografía nítida. Entonces, recomiendo leer por completo este capítulo.   Sistema Solar   El Sistema Solar está compuesto por el Sol, ocho planetas, cinco planetas enanos, satélites, asteroides y cometas. En cuanto a la cantidad de asteroides y cometas, es difícil decir una cantidad precisa. Los planetas giran alrededor del Sol en el mismo sentido que éste gira sobre si mismo, con la diferencia que el Sol da un giro completo en 25 días, mientras que los planetas tienen un período de traslación mayor a los 25 días de rotación del Sol. En orden desde el centro del Sistema Solar (Sol) hacia el exterior los planetas son los siguientes: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Es muy posible, según la edad que tenga el lector, que pensemos en Plutón. Plutón fue quitado  de la lista de planetas por no cumplir ciertas condiciones establecidas por la Unión Astronómica Internacional en Agosto de 2006. Nota: Nunca mire al Sol directamente sin usar protecciones, mucho menos con el telescopio o binocular. Mirar directamente al Sol sin filtros protectores puede producir daños irreparables en los ojos. Del mismo modo, nunca utilice una cámara fotográfica sin filtro solar o se arruinará el sensor de la cámara.    Localizando los Planetas en forma visual Los planetas más brillantes son fáciles de localizar. Basta con saber dónde está el este, el oeste y pre-star un poco de atención. Los objetos celestes son visibles sólo de noche o en algunos casos al atardecer o amanecer, pero nunca se puede ver un planeta a plena luz del día ya que la luz del Sol supera cualquier brillo planetario.   Mercurio y Venus son visibles únicamente al amanecer o al atardecer. Como estos dos planetas se encuentran entre la Tierra y el Sol es imposible que lo veamos en plena noche ya que el sol está opuesto a nuestra posición y por lo tanto, Mercurio y Venus también lo estarán.   Mercurio es un objeto muy brillante pero al ser el más cercano al Sol y tener la órbita más chica de todos los planetas es muy difícil verlo, siempre estará muy bajo en el horizonte.   Venus es inconfundible. Si ve un objeto muy brillante y fijo en el horizonte (siempre al atardecer o amanecer) es muy posible que sea Venus.   El resto de los planetas que están más allá de la Tierra, son visibles a partir del anochecer y hasta el amanecer, aunque no todos a simple vista.   Marte es bastante característico por su color rojizo. Nunca será tan brillante como Venus, pero siempre será uno de los objetos mas brillantes, similar a una estrella de color rojizo, de hecho muchas veces Marte es confundido con una estrella llamada Antares, en la constelación de Escorpio, ya que tiene un color rojizo muy similar al de Marte. Una característica para diferenciar una estrella de un planeta es la forma en que brillan. Una estrella tiende a “parpadear” y su brillo es claro, por el contrario, un planeta no “parpadea” y su brillo es más opaco.   Júpiter es siempre brillante y nunca destella (o parpadea). No es tan brillante como Venus pero por lo general es más brillante que Marte y no tiene el color rojizo de Marte.   Saturno es, tal vez, el más difícil de identificar y es posible confundirlo con una estrella. En estos casos hay que ver en otra dirección a una estrella que parpadee y volver a mirar al objeto y así comprobar si parpadea o no. No es tan brillante como Júpiter, mucho menos como Venus, pero es bastante brillante.   Urano y Neptuno ya no son identificables a simple vista. Para poder identificarlos ya hay que usar algún instrumento óptico, como por ejemplo binoculares o bien telescopios.   Los planetas enanos: Ceres, Plutón, Eris, Makemake y Haumea son muy chicos como para ser vistos a simple vista. Incluso son muy difíciles, cuando no imposible, de localizar con telescopios medianos o chicos.   La siguiente tabla indica los objetos más importantes del Sistema Solar (incluyendo planetas enanos y la Luna) y sus características básicas.     Los valores de la tabla no son absolutos. Por ejemplo, la distancia al Sol indicada en la tabla es la distancia media del planeta al Sol.Los planetas tienen órbitas excéntricas, con lo cual los valores de distancia al Sol varía de la media en forma significativa. Por ejemplo, Plutón, se puede alejar del Sol hasta unos 7304 millones de kilómetros de distancia y acercarse a unos 4435 millones de kilómetros.   Cartas Celestes y Software de simulación Por supuesto no siempre vamos a estar “adivinando” la posición de un objeto. Para saber exactamente donde se encuentran los planetas, en realidad cualquier objeto celeste, existen unos mapas llamados “cartas celestes” del tipo común o del tipo gnomon y por último tenemos los simuladores de cielo para computadoras. En muchas páginas de Internet se puede conseguir cartas celestes actualizadas e imprimibles. La carta celeste gnomon se puede conseguir en librerías. Carta celeste Gnomon     Y por último el software. Existen varios, cada uno con sus características, algunos gratuitos y otros licenciados, pero todos hacen lo mismo, mostrarnos nuestro cielo en tiempo real.   Algunos de ellos son:  Stellarium (http://www.stellarium.org/) TheSkyX (http://www.bisque.com) Starry Night (http://www.starrynight.com/) Guide de Proyect Pluto (http://www.projectpluto.com/)   En todos estos programas hay que configurar la latitud y longitud donde se encuentra el observador. Una vez configurado, se puede desplazar por toda la bóveda celeste, buscar objetos de interés -planetas, cúmulos, nebulosas, galaxias, estrellas-. También se puede seleccionar con el mouse un objeto y nos dirá información sobre el mismo.Utilizando este tipo de software se puede encontrar cualquier objeto visible desde nuestra posición.     Simulador de cielo Stellarium    

Antes de profundizar en el tema se necesita saber algunas cosas sobre como la atmósfera afecta la luz, para así entender porqué usar un método de captura fotográfica y no otro.     Introducción a las webcam para astronomía Antes de profundizar en el tema se necesita saber algunas cosas sobre como la atmósfera afecta la luz, para así entender porqué usar un método de captura fotográfica y no otro. La atmósfera, como todos saben, está formada por distintos gases. Estos gases no están fijos en una posición, por el contrario, están en constante movimiento. Las diferencias de temperatura y presión hacen que los gases suban, bajen y se muevan de un lado al otro.La luz reflejada por un planeta viaja hasta la Tierra casi sin alteraciones y en los últimos kilómetros se distorsiona por causa de la turbulencia que generan los gases en movimiento en la atmósfera. Imaginemos un estanque con agua en movimiento en la que se refleja una persona. La imagen que vemos está distorsionada. Eso mismo pasa con la luz a través de la atmósfera terrestre. Veamos que tienen de especial las cámaras web (o Webcam) en todo esto. Si vemos a través de un telescopio a grandes aumentos en una noche típica, veremos como la imagen del objeto que estamos observado tiene un efecto de flameo (algo así como el flamear de una bandera). Ese efecto es exactamente el producido por la atmósfera terrestre. Como se dijo anteriormente, los gases están en constante movimiento, pero ese movimiento no es uniforme. De a ratos los gases se mueven más bruscamente y en otros más suavemente. En esos momentos, donde la atmósfera tiene menos turbulencia se pueden apreciar mas detalles o más nitidez en la imagen. Una webcam, puede adaptarse al ocular o al enfocador y ver la imagen en tiempo real a través del monitor de la computadora. La utilización de una webcam nos permite descartar aquellas imágenes en las que la atmósfera distorsiona todo y quedarse con las imágenes más nítidas. Las webcam, incluso las más económicas, pueden transferir 30 fps (Frames Per Second  o Fotogramas Por Segundo) a su computadora. Esta velocidad es más que suficiente para enfocar y más que suficiente para superar al ojo humano. De todas maneras las webcam no son la gloria, tienen sus limitaciones como por ejemplo el ruido eléctrico. Estos aspectos se verán en detalle más adelante. Una webcam clásica utilizada en astronomía es la Philips ToUcam Pro o la Philips SPC900NC con sensor del tipo CCD.   Philips ToUcam  y Philips SPC90NC     La principal desventaja de una webcam, en comparación de una cámara CCD especial es que el sensor CCD no es enfriado, entonces a  largas exposiciones el sensor tiende a generar mucho ruido. Sin embargo, como los planetas y la Luna reflejan mucha luz no necesita exposiciones largas, sino todo lo contrario, con lo cual esta desventaja no afecta demasiado.Lo que se intenta lograr con la webcam es disminuir el efecto de la turbulencia atmosférica, con lo cual vamos a utilizar exposiciones muy cortas para lograr esto.   Guía Rápida Para aquellos que tengan conocimientos sobre el manejo de cámaras web, no tengan interés en leer todo y quieran un resumen para empezar a hacer sus experimentos por cuenta propia se presenta esta guía rápida. Asumiendo que tiene una computadora con puertos USB, lo que necesita para comenzar es lo siguiente:   Una cámara web, en lo posible con sensor CCD. Por ejemplo la Philips ToUcam Pro, Logitech Pro, Philips SPC900, la NexImage o la QHY5T. Hay muchos otros modelos, pero estos son los más económicos, principalmente las Philips y la Logitech. Telescopio con adaptador para cámaras web. En internet se puede encontrar varios o puede mandarlo a fabricar por un tornero. Software Registax (http://www.astronomie.be/registax/). Sirve para procesar y apilar los videos. La guía de uso se encuentra en los archivos de ayuda que trae el programa. Un Barlow. Debe ser de buena calidad. Calcular un promedio, aproximado, 5 metros de distancia focal -para un principio, después se puede ampliar-. Por ejemplo, si la DF (Distancia Focal) de su telescopio es de 1 metro, utilice un Barlow de 3x o de 5x; si la DF es de 2 metros utilice un Barlow de 2x o 3x. Software de captura de video. Se puede utilizar el mismo programa de captura que se provee con la webcam.   Por último, instale todo el software, haga la alineación del buscador, ensamble la webcam al telescopio y luego corrija la alineación del buscador viendo a través de la webcam en la pantalla de su computadora. Seguido, grabe un video del planeta o la Luna, apile y procese con Registax. A partir de este punto debe empezar a experimentar para obtener los resultados que desee. Si quiere saber con más detalle los procedimientos, lo invito a seguir leyendo el próximo capítulo.  

El procedimiento para medir el error periódico de una montura es relativamente simple. En este articulo voy a contar como lo mido yo, las herramientas pueden variar.   Requerimientos Hardware Montura motorizada o con goto Cámara web, ya sea una Philips Toucam Pro, una webcam para chat adaptada para portaoculares de 1.25 pulgadas, o una cámara planetaria tipo QHY5T. Tubo optico Software ASCOM (en el caso de monturas goto tipo Synscan)  EQMOD (para las monturas Synta goto) PHD Guiding   En el caso de querer meter mano en una montura, es indispensable saber el error periódico de la misma de antemano. Muchas veces se procede por arrebato y no es necesario desarmar nada, pero como todo, los días nublados son en los que la creatividad aflora (con resultados no siempre mejores). Pre-requisitos Tener la montura puesta en estación lo mas precisa posible…. Ya que vamos a medir al menos 3 vueltas de sinfín (8 minutos cada vuelta, varia con cada montura) es vital que la estrella que vamos a usar no se nos vaya del campo de visión de la cámara web. Para mi puesta en estación utilice el software gratuito EQAlign 2.0. Si bien guío con un refractor de focal corta (400 mm) y hago las fotos con un Ritchey Chretien de 20 cms f8 (1600 mm de focal) para la puesta en estación uso el Ritchey Chretien.   Una vez que estamos listos, elegimos una estrella que sea lo suficientemente brillante como para guiar con el PHD Guiding. Calibramos como si fuésemos a guiar (de hecho dejamos guiar unos segundos despues del calibrado para asegurarnos que el PHD Guiding habla con la montura). Cortamos el guiado.   Como lo que queremos es medir el error periódico necesitamos no enviarle a la montura pulsos de guiado, por lo tanto desactivamos los pulsos con la opción “Disable Guide Output” como se ve en la siguiente captura…     Así nos aseguramos que lo que haga la montura no va a ser modificado por el guiado, que invalidaría nuestro resultado. El PHD Guiding tiene la opción de hacer un “logging” o registro de los movimientos de la montura y los pulsos de guiado. Este archivo de log lo graba dentro de la carpeta “Documentos” ubicada dentro de la carpeta o directorio del usuario, aunque existiendo una versión para Mac desconozco donde los guarda ahi. El formato de archivo es del estilo PHD_log_24Feb12.txt. Para hacer las cosas bien sugiero borrar el archivo correspondiente a la fecha actual antes de medir el error periódico (de esta forma eliminamos datos que no nos van a servir para la medición). Este archivo se regenera solo una vez que hacemos las mediciones.   Ahora viene lo aburrido. Con la estrella centrada en la pantalla del PHD Guiding (recomiendo activar el reticulado o bullseye) le damos al botón de “PHD” para que empiece a guiar.   Dependiendo de la puesta en estación vamos a ver como la estrella a medida que pasa el tiempo va moviéndose. Si durante los primeros 8 minutos la estrella se movió de tal forma que quedo en el borde de la pantalla entonces la puesta en estación no es óptima, y no nos va a permitir medir mas que un ciclo. Recuerden que lo que queremos saber es el error periódico, y no hay periodicidad tomando solamente una vuelta de sinfín, necesitamos varias.   Si durante los 24 minutos (o los que le permita la montura) la estrella se movió pero nunca se fue del campo de la cámara entonces podemos tranquilos apagar el “guiado” (recuerden que están anulados los pulsos de guiado). Ya pueden cerrar el PHD Guiding y buscar el archivo PHD_log_24Feb12 (con la fecha actual) y analizarlo con el PecPrep entre otros. En otro tutorial vamos a explicar como analizar el error periódico con esta herramienta.

Hola a todos, imagen de prueba utilizando programa KStars EKOS en forma remota instalado en una minipc Intel NUC (Celeron / ram 8Gb / ssd 500Gb) movida por un Linux Mint 19.2.   La prueba  se realizó para comprobar las capacidades del software y la posibilidad de acceso remoto a la PC, teniendo en cuenta que las noches frías requerían estar varias horas con la notebook a la intemperie, además de poder estar viendo cada toma que se realiza y una mejor automatización / control del proceso. En este caso se utilizo sin monitor ni teclado con comando escritorio remoto mediante WiFI.   Para la prueba se utilizo un Celestron CPC1100 con cuña ecuatorial / ZWO1600 refrigerada / filtro CLS / rueda de filtros  / reductor focal Baader Alan Gee II a F5.93  y  PC Intel NUC.   Total 90 x 30segundos / G 200 en plena ciudad.