¿Como elijo un equipo adecuado para CCD? (I) Escala de imagen

Al introducirse en el mundo de la fotometría, el observador novel puede llegar con unas ideas preconcebidas o sin ninguna idea en absoluto de la precisión que van a tener sus medidas. La cámara CCD suena como la panacea de la medición fotométrica, pero tal afirmación está entre lo inexacto y lo engañoso.

Realmente la tecnología del CCD no creo que vaya a decepcionar a nadie, pero no se puede evaluar independientemente del sistema óptico con el que se trabaja.

 

Hay un factor muy importante en la toma de imágenes, que es la escala, o sea, el tamaño angular sobre el cielo que abarca cada píxel del detector. Esta viene dada por el cociente entre el tamaño del elemento de imagen y la distancia focal, según la siguiente relación:


donde P es la escala (en segundos de arco por píxel; "/píxel ó arcsec/píxel), μ el tamaño del píxel en micras y F la distancia focal del telescopio u objetivo.


Existen utilidades en la web para calcular la escala dados un telescopio y una cámara determinada.




Al hacer imágenes debemos optimizar la escala eligiendo adecuadamente una cámara en función de la óptica de la que se dispone, o escoger una CCD y un telescopio que se adecuen, de forma que la el píxel abarque la máxima distancia angular resoluble en el lugar de observación, con el equipo disponible. No se habla de la resolución teórica del telescopio (límite de Dawes), si no de la resolución permitida por la estabilidad del aire del observatorio, lo que se suele denominar seeing.


Las estrellas son puntuales, en teoría, tal como pueden ser observadas desde la Tierra. Pero por la propagación ondulatoria de la luz, las observamos como una mancha extensa producida por la difracción de la luz. A su vez la atmósfera altera los rayos de luz que nos llegan, aumentando de tamaño el falso disco estelar, de forma que el tamaño de la figura es equivalente a la resolución que se alcanza en nuestras condiciones de cielo.


El seeing típico suele ser de dos segundo de arco para la mayoría de ubicaciones, y esta resulta ser una estimación demasiado optimista. En las noches más estables no bajo de los 4" de FWHM (máxima anchura a mitad de intensidad, es algo así como la medida del tamaño aparente de una estrella sobre una imagen, ya hablaré de este concepto en otra entrada), y si puedo mantenerme en 5" me doy con un canto en los dientes. Mi telescopio es de una calidad razonable, pero estoy en un lugar muy inadecuado par ala observación en que, por ejemplo, el calentamiento diurno de la fachada hace que circule una corriente de aire indeseada que degrada la imagen.


Aun con todo, hay que aceptar un valor convencional de escala de imagen que sirva de estandar, y los 2"/pixel son una referencia válida, o un intervalo entre 1 y 2"/píxel. A partir de este umbral, con un píxel más pequeño o con una focal más larga estaríamos en menos de 1"/píxel, que se denomina sobremuestreo (oversampling). Esa configuración se emplea en aplicaciones de astrometría de alta precisión como la de las estrellas dobles, para obtener imágenes planetarias, o en instrumentos, generalmente grandes telescopios profesionales, en que se dan condiciones de seeing excepcionales (por buena calidad del cielo local y el empleo de óptica adaptativa). Fuera de estos casos se debe evitar ya que la luz de cada estrella se difunde excesivamente por los píxeles del ccd.


Si la escala es superior a 2"/píxel, si la distancia focal disminuye (o el píxel es de mayor tamaño) las condiciones serían de submuestreo (subsampling), que serían críticas si P>5"/píxel. El sobremuestreo  (oversampling) supone no explotar la resolución máxima que ofrece el lugar de observación, y ha de ser evitado porque no permite que la luz de las estrellas pueda ser recogida con la máxima eficiencia, con lo que las mediciones fotométricas y astrométricas no podrán alcanzar una calidad óptima.