Astrofotografía

Bienvenidos a Astrofotografía

2012-12-31T00:06:00.000-02:00

Si eres un astrónomo aficionado y te gustan las astrofotos aquí hallarás consejos y mucha información en castellano para iniciarte en la fotografía astronómica, en particular astrofotografía digital de espacio profundo con cámara ccd. Encontrarás consejos para principiantes, software recomendado, modificación de webcams, técnicas básicas de astrofotografía y mucho más.
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Al comenzar con este hobby encontré que para el aficionado sudamericano (y en especial el uruguayo) es complicado iniciarse en astrofotografía dado lo difícil que es conseguir equipos adecuados a precios razonables. No existen prácticamente oferta en nuestros paises y conseguir equipamiento en el exterior se hace muy costoso no sólo por el transporte sino también por las dificultades y costos de importarlos, que pesan muchísimo cuando se trata de pequeños accesorios. Esto hace que uno se las tenga que arreglar con lo poco que consigue o puede hacerse uno mismo.
También he encontrado que sobre astrofotografía la información que hay está muy dispersa y casi no hay nada en castellano. Todo esto dificulta el ingreso a la astrofotografía de muchos aficionados, temerosos de gastar un platal y no conseguir resultados. A mi mismo ese temor me mantuvo fuera por bastante tiempo.
Espero poder compartir acá mi experiencia y facilitar e incentivar el ingreso de aficionados a esta actividad.

Bienvenidos a Astrofotografia.me

Se agradecen sugerencias y comentarios para mejorar este sitio.
Me pueden contactar en info@astrofotografia.me

Germán

Universo mecánico: Gravedad, electricidad y magnetismo

2012-01-20T22:51:00.000-02:00

Son fuerzas que actuan en el escenerio de la Física.
La fuerza gravitacional entre dos masas, la fuerza eléctrica entre dos cargas, y la fuerza magnética entre dos polos; todas ellas tienen básicamente la misma formulación matemática.
Los manuscritos de Newton sugerían la existencia de conexiones entre la electricidad y el magnetismo.
Por una corazonada científica, Maxwell vio la materia bajo una perspectiva totalmente innovadora.

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo Mecánico: Las Fuerzas Fundamentales de la Naturaleza

2012-01-19T23:39:00.002-02:00

Todos los fenómenos físicos de la Naturaleza se explican mediante cuatro fuerzas de interacción: dos fuerzas nucleares-fuerte y débil- que actúan a nivel del núcleo atómico.
La fuerza de gravitación fundamental está presente en todo el Universo.
Como también lo está la cuarta fuerza fundamental, la electromagnética, que une los átomos de toda materia.

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo Mecánico: El círculo en movimiento

2012-01-18T23:41:00.003-02:00

El primigenio ideal platónico, con las derivadas de funciones vectoriales.
Según Platón, los astros son cuerpos celestes que giran alrededor de la Tierra en absoluta perfección, describiendo círculos perfectos a velocidad uniforme.
Incluso en este mundo imperfecto, el movimiento circular uniforme tiene un sentido matemático perfecto.

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo Mecánico: La manzana y la Luna

2012-01-18T23:25:00.002-02:00

Los primeros pasos consolidados hacia el espacio exterior. Al buscar una aplicación a las leyes de Kepler, Newton descubrió que la gravedad describe la fuerza entre dos partículas cualesquiera del universo.
Desde un huerto inglés a Cabo Cañaveral y aún más allá, la “Ley de la gravitación universal” enunciada por Newton revela porqué una manzana cae al suelo pero la Luna no.

Primera parte:

Segunda parte:

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Mi nuevo equipamiento

2011-11-29T21:31:00.001-02:00

La siguiente foto muestra buena parte de mi nuevo equipamiento, que detallo a continuación.

Telescopio
Hokenn 150 750: Diseño Newtoniano, apertura 150mm espejo parabólico de relación focal f/5, montura tipo alemana. Portaocular de 1.25" tipo piñón y corredera.
Montura
Celestron CG-5 AS con GoTo.
Buscador
Orion 8x50mm: con acople rápido tipo cola de milano. Campo aparente 5º
Telescopio guía
Meade RB-60: Refractor, apertura 60mm, focal 700mm. Por ahora sólo actua de buscador.
Apuntador
Mira de punto rojo Meade (vino con el RB-60)
Enfocador eléctrico
Orion Accufocus
Cámaras
Meade DSI I, Phillips SPC900NC/00 modificada SC1.0, Meade DSI pro III
Rueda de filtros
Orión manual para 5 filtros.
Obturador
ScopeStuff shutter for DSI pro

Más atrás se ve la vieja montura Hokenn EQ3-2.

Accesorios
Ocular Celestron Plössl 40mm
Ocular Celestron SMA 20mm
Ocular Celestron SMA 10mm
Lente Barlowx2 Celestron
Lente barlowx3 Hokenn
Prismáticos Bushnell 10x50mm
Reductor focal GSO 0.67
Filtros Meade: IR, Rojo, Verde y Azul para fotografía LRGB.

Mi equipamiento anterior puede verse acá.

El Universo Mecánico: Integración.

2011-11-02T22:02:00.000-02:00

Newton y Leibniz desarrollaron el cálculo matemático. Y produjeron el mayor avance científico en más de 2000 años desde la Edad de Oro Griega hasta la Europa de finales del sigloXVII.
Newton Leibniz llegaron, independientemente, a la conclusión de que diferenciación e integración son procesos inversos. Su apasionante descubrimiento intelectual, reflejó dramáticamente los tiempos que corrían, terminando en un controvertido enfrent5amiento personal.

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo Mecánico: Las Leyes de Newton

2011-10-29T22:24:00.001-02:00

Isaac Newton estableció las leyes para todos los fenómenos de “El universo mecánico”.
Como generalización de la “Ley de inercia de Galileo”, la “Primera ley de Newton” establece que todo cuerpo permanece en reposo o continua en movimiento rectilíneo uniforme a menos que una fuerza resultante neta actúe sobre él.
Su “Segunda ley”, la más profunda afirmación de la mecánica clásica, relaciona las causas y los cambios en el estado de movimiento para todos los objetos del cosmos. La “Tercera ley de Newton” explica el fenómeno de las interacciones: toda fuerza-acción genera una fuerza-reacción igual y opuesta.

Primera parte:

Segunda parte:

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100 Grandes Descubrimientos - Astronomía

2011-10-28T23:37:00.000-02:00

A lo largo de los siglos los científicos han cambiado nuestra forma de vida y de pensar. ¿Cuáles son los descubrimnientos científicos más importantes de todos los tiempos?

Los Planetas se mueven (2000 A.C. – 500 A.C.)
La Tierra se mueve (1543)
Las Órbitas Planetarias son Elípticas (1605 – 1609)
Júpiter tiene Lunas (1609 – 1612)
El Cometa Halley Tiene una Órbita Predecible (1705 – 1758)
La Vía Láctea es un Gigantesco Disco de Estrellas (1780 – 1834)
Relatividad General (1915 – 1919)
El Universo se está Expandiendo (1924 – 1929)
El Centro de la Vía Láctea Emite Ondas de Radio (1932)
Fondo de Radiación Cósmica de Microondas (1964)
Estallidos de Rayos Gama (1969 – 1997)
Planetas Alrededor de OtrasS Estrellas (1995 – 2004)
El Universo está Acelerando (1998 – 2000)

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El Universo Mecánico: La Ley de Inercia

2011-10-10T23:08:00.001-02:00

Auge y caída de Galileo.
Copérnico demostró que la Tierra gira sobre su eje y describe una órbita alrededor del sol. Considendo sus implicaciones, era una suposición más bien peligrosa, en esos tiempos, que provocó preguntas tan aventuradas como: ¿Por qué los objetos caen a la Tierra en vez de errar en el espacio? Y en este esquema herético de las cosas en el que la Tierra no era el centro, ¿dónde estaba Dios?
Arriesgando algo más que su estatus privilegiado en Roma, Galileo contribuyó a responder a tales preguntas con la formulación de la "Ley de la inercia".

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo Mecánico: Vectores

2011-10-10T23:04:00.000-02:00

La Física debe explicar no solo "por qué y cuánto", sin también "dónde y cómo". Los físicos y los matemáticos diseñaron un modo de describir las cantidades que tienen una dirección, un sentido y un módulo.
Las leyes que tratan con fenómenos de distancias y velocidades son leyes universales. Y al describir cantidades tales como desplazamiento y velocidad, se expresa universalmente una ley de la Física de una manera que es la misma para todos los sistemas de coordenadas.

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo Mecánico: Derivadas

2011-10-07T21:33:00.000-02:00

La función de las matemáticas en las ciencias físicas.
Como concepto teórico y herramienta práctica, la derivada ayuda a determinar la velocidad instantánea y la aceleración de un cuerpo que cae.
La diferenciación se desarrolla más para calcular cómo una cantidad cualquiera cambia en relación a otra. La regla de la potencia, la regla del producto, la regla de la cadena: con unas cuantas reglas sencillas, diferenciar cualquier función resulta una tarea fácil.

Primera parte:

Segunda parte:

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El Universo: Nebulosas

2011-10-03T23:59:00.000-02:00

De la serie de History channel “El Universo”, este episodio de la tercera temporada da una mirada a los diferentes tipos de nebulosas. Desde las nebulosas donde nacen las estrellas hasta aquellas que son restos de estrellas muertas.

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El Universo Mecánico: La caída de los cuerpos

2011-09-29T00:27:00.002-03:00

Con la sabiduría tradicional de la visión Artistotélica del mundo cualquiera podía ver que los cuerpos más pesados caen más rápido que los cuerpos livianos.
Luego vino Galileo. Su genio dedujo que la distancia que un cuerpo ha caído en cualquier instante es proporcional al cuadrado del tiempo que ha estado cayendo.
De ahí continúa con la velocidad y la aceleración con ayuda de una herramienta matemática llamada derivada.

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El Universo Mecánico: Introducción a la Física

2011-09-18T22:49:00.001-03:00

La investigación comienza con la formulación de algunas cuestiones.
Este prolegómeno nos introduce en un mundo aristotélico en conflicto. Presenta las ideas y las personas que revolucionaron el pensamiento científico desde Copérnico, pasando por Newton, hasta nuestros días; y enlaza la Física celeste con la Física en la Tierra. .

Primera parte:

Segunda parte:

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Taller de Astrofotografía

2011-09-18T22:24:00.000-03:00

Presentación para principiantes acerca de Astrofotografía Aficionada.

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Taller de construcción de telescopios

2011-09-18T22:05:00.000-03:00

Presentación para principiantes acerca de la construcción de telescopios por aficionados.

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Historia de la Astronomía

2011-09-18T21:20:00.001-03:00

Breve resumen de la historia de la Astronomía.

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Videos

2011-09-18T21:15:00.003-03:00

Aquí voy a publicar algunos vídeos interesantes sobre astronomía, exploración espacial y otros temas.
Espero que los disfruten.

Historia

Talleres

El Universo Mecánico

El Universo

Nebulosas

Procesamiento de Imágenes Planetarias

2010-05-18T23:57:00.002-03:00

Traduje al Castellano este artículo de Sky & Telescope que me pareció muy bueno para iniciarse en el procesamiento de Imágenes Planetarias.

Acá pueden bajar el documento en Castellano.

Cómo Procesar Imágenes Planetarias

Espero que les sea tan útil como a mí.

Curso de Astrofotografía Digital

2010-04-23T21:57:00.005-03:00

En 2009 junto con Carlos Scarsi y Gerardo Addiego participé en el dictado de dos Módulos del Curso de Astrofotografía Digital que se hizo en la Asociación de Aficionados a la Astronomía.

Acá pueden bajar algunos documentos que contienen los temas que yo dicté.

Espero completar los demás temas próximamente.

Construcción de caja iluminada

2009-07-16T19:12:00.014-03:00

Finalmente he construido mi caja iluminada. En total gasté 4 dólares.
Comencé comprando unas luces de led blanco muy económicas (3 luces por cuatro dólares) y conseguí una carpeta con tapa blanca traslúcida.

En esta foto se ven dos de las luces y la carpeta.
También usé una vieja lata de galletas y una caja de zapatos.
El diámetro de la lata de galletas es apenas superior al diámetro exterior del tubo de mi telescopio, de modo que encaja perfectamente como si fuera una tapa.
Recorté el fondo de la lata e hice un agujero igual en la tapa de la caja de zapatos y los pegué con cinta adhesiva tipo Pato.
Forré internamente la tapa de la caja con la tapa blanca de la carpeta (pegada con cinta adhesiva) y el resto de la caja lo forré con papel blanco (pues era gris oscuro).

En esta foto puede verse la lata pegada en la caja.

Y en ésta se ve la lata abierta y por el agujero del fondo se aprecia la lámina blanca de la carpeta.

Desarmé las luces y coloque las plaquetitas con los leds dentro de la caja, conectadas con cables largos a una de las bases portapilas de una de ellas (el disco negro que se ve en la foto).
También le coloqué un interruptor para prender y apagar.

En esta otra foto se ve la caja abierta con las luces prendidas.
Cuando está cerrada la luz se refleja en el fondo y las paredes blancas e ilumina la lámina blanca que cubre la tapa.

Delante de cada luz le coloqué un trozo de cartón doblado para evitar que la pantalla se ilumine directamente, lo cual haría que la iluminación fuera despareja. Esto se puede ver en esta foto.

Acá puede verse la caja colocada en el telescopio.
La cinta gris que se ve es el sistema de cierre.

Video tutorial de preprocesamiento con DeepSkyStacker

2009-06-07T00:47:00.006-03:00

Este video explica cómo hacer el preprocesamiento básico de una serie de tomas de Espacio Profundo con DeepSkyStacker.
Se puede descargar aquí o comprimido con Winrar aquí.
Está en formato Windows Media Video y dura 15 minutos.

Video tutorial de preprocesamiento con K3CCDTools

2009-06-06T23:52:00.009-03:00

Este video explica cómo hacer el preprocesamiento básico de una serie de tomas de Espacio Profundo con K3CCDTools.
Se puede descargar aquí o comprimido con Winrar aquí.
Está en formato Windows Media Video y dura 15 minutos.

Consejos para principiantes

2009-05-06T01:07:00.005-03:00

Los siguientes sitios me fueron muy útiles cuando comencé, más que nada para aprender qué tipo de equipamiento me convenía conseguir.
La mayoría están en inglés, pero hay alguno en castellano:

Si conocen otros sitios para principiantes, con gusto los evaluaré e incluiré en esta lista.

Cometa C/2007 N3 Lulin

2009-02-13T00:33:00.004-02:00

Esta animación fue hecha apilando de a 10 cuadros de 30 segundos procesados con DDP para permitir ver mejor el núcleo y la coma.
Fue tomada en 8-2-2009 entre 4:40 y 5:40

Espero que les guste.

Animaciones

2009-02-08T22:26:00.003-02:00

Cometa Lulin 8-2-2009

Generador de Máscara de Bahtinov

2009-01-18T22:35:00.004-02:00

Para usar el generador de Máscara de Bahtinov, hay que ingresar al menos los siguientes datos:

Focal length: Distancia Focal en mm
Aperture: Apertura en mm
Edge thickness: Ancho del borde en mm (la diferencia entre el diámetro exterior del tubo y la apertura)

Otros datos avanzados que pueden cambiarse son:

Structural bar thicknes: ancho de la barra central vertical en mm
Central obstruction diameter: diámetro de la obstrucción central (para mayor rigidez, dejar en 0 para refractores)
Open center: marcar para que el centro sea abierto (si se quiere ajustar al secundario)
Bahtinov factor: si las ranuras calculadas resultan muy angostas para cortarse, dividir por 3.
Slot width override: ancho de las ranuras si se quiere ignorar el calculado.
Horizontal slot count: cantidad máxima de ranuras horizontales contadas desde el centro. Aumente este valor si quiere que las ranuras cubran todo el lado izquierdo.
Central horizontal bar: marcar si se quiere que el centro del lado izquierdo sea una barra en lugar de una ranura.
Angle: ángulo (en grados) de las ranuras inclinadas, normalmente 20º.
Angled slot count: cantidad máxima de ranuras inclinadas en cada sector. Aumente este valor si quiere que las ranuras cubran todo el lado derecho.
Angled slot offset: si es 0 las ranuras comienzan en el centro. Disminuya este valor (más negativo) si quiere que las ranuras cubran todo el lado derecho.

Luego hay algunas opciones de impresión (márgenes, colores, etc.)

Una vez completado aprete alguno de los botones "Generate!" y se generará un archivo SVG (gráfico vectorial escalable) que puede grabarse o abrirse directamente.
El archivo SVG puede abrirse e imprimirse con Firefox , con OpenOffice (con un plugin adecuado), con InkScape u otros programas de dibujo.

Plantilla de máscara de Hartmann

2009-01-18T21:29:00.004-02:00

Para usar el generador de Máscaras de Hartmann, hay que ingresar los siguientes datos (en el dibujo se muestra lo que corresponde a cada dato):

Outer Diameter of Telescope Tube: Diámetro exterior del tubio del telescopio (en pulg. o mm)
Primary Aperture (Lens/Mirror) Diameter: Apertura del lente o espejo primario (en pulg. o mm)
Mask's Aperture Diameter: Diámetro de los agujeros de la máscara (como fracción de la Apertura o bien en pulg. o mm)
Mask's Apertures Separation: Separación entre los centros de los ajujeros (máxima posible o como fracción de la Apertura o bien en pulg. o mm)
Number of Aperture Holes in Mask: Cantidad de agujeros de la máscara

y a continuación apretar el botón "Generate PDF".
Se pedirá confirmación de los datos y luego se abrirá otra ventana con la plantilla generada en formato PDF, que se puede grabar o imprimir directamente.

Máscara de Bahtinov

2009-01-12T17:56:00.022-02:00

Por las pruebas que he realizado esta máscara resulta ser una maravilla a la hora de enfocar la cámara, ya que es más luminosa que la Máscara de Hartmann y, además de mostrar claramente cuando se llega al foco exacto, permite ver claramente de qué lado del foco se está en cada momento.
Se puede hacer una plantilla a medida de este tipo de máscara aqui . (Ver instrucciones en Castellano)

El siguiente video muestra una secuencia de enfoque donde se ve claramente el foco exacto y también cómo se pasa de un lado del foco al otro.

Al ser tan luminosa, con este tipo de máscara pude enfocar también el guiador (de sólo 60mm de apertura) con tomas de 4 segundos.

La siguiente imagen muestra la cámara de autoguía en foco, con la línea central en posición simetrica respecto a las diagonales.

En resumen, esta máscara es muy superior a la de Hartmann aunque es más difícil de hacer pues tiene muchas aberturas que deben ser cortadas con la mayor precisión.

Se puede usar el programa Bahtinov Grabber (gratuito) para facilitar la detección de foco exacto usando esta máscara.

¿Dónde estoy?

2009-01-02T18:55:00.011-02:00

Mi codigo QTH es GF05KU990I

Esta es la ubicación de mi "observatorio".
Use las flechas y botones +/- para hacer zoom.

Ver Observatorio Zárate en GoogleMaps

Aumento del rango dinámico combinando cuadros

2008-11-02T18:47:00.010-02:00

Cuando el sensor de la cámara termina el tiempo de exposición, el conversor análogo-digital (A/D) mide la cantidad de fotones captados en cada pixel y convierte esa medida en un número entero.
El rango de valores que puede tomar este número depende de la cantidad de bits del conversor A/D.
Las webcams tienen conversores A/D de 8 bits, por tanto el rango va de 0 a 255. Esto hace que el rango dinámico de una webcam sea bajo y se trate de mejorarlo mediante la combinación de muchos cuadro.
Surge así la polémica de si realmente esta combinación puede reconstruir la señal original con mejor rango dinámico que cada cuadro o si sólo mejora la relación ruido/señal.
A continuación presento mi análisis.

Al conversor A/D le llega una señal que es producto de la emisión del objeto, su pasaje por la atmósfera, la calidad del seguimiento, la óptica, ruido térmico en el sensor y ruido electrónico.
Esto hace que la señal en un pixel dado de la imagen no sea un valor determinado sino que cambie cada vez que repetimos la exposición, es decir que es una variable aleatoria. El valor "verdadero" que queremos medir es la media de esa variable aleatoria.
Cuando el conversor A/D mide la señal, redondea su valor al entero más próximo, por lo que la probabilidad de obtener el valor entero n [ P(n) ] es igual a la probabilidad de que la señal tenga un valor entre n-0.5 y n+0.5
Por la ley de los grandes números, cuando se promedian muchos valores, la variable resultante tiende a tener el mismo valor esperado (o esperanza) que la variable promediada y con varianza mucho menor (la original dividida la cantidad de valores promediados). Por tanto al promediar muchos valores voy a tener con muy alta probabilidad un resultado muy cercano a la esperanza de los valores redondeados.
A falta de información acerca de la forma de la densidad de distribución de probabilidad de la señal original, supuse que ésta era una distribución normal (Gaussiana) con media en el "valor verdadero" y cierta varianza y en base a eso calculé la esperanza de la variable redondeada [ que es la suma para todos los n posibles de los productos n*P(n) ] en función del "valor verdadero" de la señal original y su varianza. Eso me dió la gráfica siguiente:

Como se ve, para desviaciones estándar del orden de 0.5 unidades o más la función es prácticamente la identidad, es decir que la esperanza de la variable redondeada es igual a la media de la variable original y por tanto al promediar muchos valores se reproduce la variable original con tanto rango dinámico como se quiera con suficientes valores promediados.
En el otro extremo, para desviaciones estándar inferiores a 0.05 unidades la función es prácticamente igual al redondeo y por tanto por más que se promedien muchos valores no se aumenta el rango dinámico.
Para valores de desviación estándar entre 0.05 y 0.5 el promediar muchos valores redondeados permite aumentar parcialmente el rango dinámico.
En definitiva todo depende de la varianza de la variable original, que a su vez dependerá de la variación de la cantidad de luz emitida por el objeto, el seeing atmosférico y el ruido del CCD.
Habrá que determinar cuál es el tamaño de ese ruido normalmente con cierta combinación de CCD + telescopio + cielo + objeto
Quiero aprovechar para hacer notar que hay un efecto que introduce también "ruido" (en el sentido de que aumenta la varianza de la señal original que se redondea) . Se trata del hecho de que cuando apilamos imágenes promediamos valores que corresponden todos al mismo "punto" del objeto pero que debido a errores de seguimiento "pasaron" por distintos pixeles del sensor en cada exposición y por lo tanto las variaciones de eficiencia en la recolección de fotones y la medida de los mismo que hay de pixel a pixel introduce un aumento en la varianza de la señal original que estamos redondeando y promediando. Esto también contribuye a que muy probablemente la desviación estándar sea mayor a 0.5

Artículos

2008-11-02T18:41:00.004-02:00

Engrasado de la montura EQ3-2 de Syntha
Aumento del rango dinámico combinando cuadros

Apilado de cuadros

2008-11-01T20:05:00.001-02:00

Hay varias formas de calcular el resultado del apilado:

Promedio - el más comunmente usado.
Suma - si los cuadros originales son de webcams (8 bits por canal) y el resultado se va a grabar en un formato FITS o TIFF (16 bits por canal o más), permite aumentar el rango dinámico.
Mediana - recomendado cuando las imágenes son muy ruidosas.
Sigma clip - descarta los valores muy alejados del promedio, eliminando así errores gruesos pero poco frecuentes como grandes movimientos, pasaje de satélites, etc.

Se puede usar la técnica de apilado por Drizzle que se supone permite aumentar la resolución y obtener detalles más finos incluso que los pixeles de los cuadros originales.
Esta técnica implica tiempos de proceso bastante mayores y en mi experiencia no he conseguido diferencias de resultados significativas.

Selección de cuadros

2008-11-01T20:04:00.008-02:00

En mi caso el error periódico es la mayor fuente de movimientos en los cuadros, aunque también influye el viento y el seeing. Usualmente utilizo entre el 40% y el 60% de los cuadros, excepcionalmente el 80%.
Algunos programas como DeepSkyStacker, MaxIm DL o RegiStax, evalúan la calidad de cada cuadro mediante algunos parámetros como el diámetro (FWHD) o la redondez de las estrellas, contraste de la imagen, cantidad de estrellas detectadas, o una combinación de estos parámetros, y permiten ordenar los cuadros en funcion de ello y filtrar los cuadros a apilar.
Encuentro que la evaluación de redondez y de diámetro son las más útiles como guía para seleccioner imagenes de espacio profundo, pero los mejores resultados se obtienen observando todos los cuadros y descartando los que se ven movidos o con estrellas deformadas.
A continuación puede verse un cuadro bueno y otro con estrellas deformadas que debe descartarse.

Si no se hace una correcta selección de los cuadros puede obtenerse una imagen combinada con estrellas deformadas y falta de nitidez como la que sigue.

Alineación de cuadros

2008-11-01T20:04:00.002-02:00

Usualmente la alineación basada en una sola estrella (sin rotación de cuadros) es adecuada, pero si se van a combinar cuadros tomados en diferentes noches se necesitará alineación basada en dos estrellas (con rotación de cuadros) ya que probablemente la alineación polar del telescopio o la posición de la cámara no sea idéntica en ambas noches. También se debe usar esta técnica si por falta de alineación polar o por usar una montura acimutal hay rotación de campo.
Algunos programas permiten selecciona manualmente las estrellas a usar como referencia y otros sólo lo hacen por selección automática.
Algunos programas como DeepSkyStacker y Registax dividen la imágen en varias zonas y alinean cada zona por separado.
Personalmente prefiero la alineación basada en una sola estrella seleccionada manualmente.

Calibración y combinación

2008-11-01T19:43:00.002-02:00

Una vez adquiridas las imágenes hay que procesarlas para "separar la paja del trigo" y obtener una buena imagen final.
La primera parte de este procesamiento consiste en dos pasos:

Calibración - cada uno de los cuadros contiene no sólo la "señal" proveniente del objeto sino también "ruido" originado en la forma en que el sensor de la cámara transforma esa señal en datos. Además por diversas razones la señal no es "medida con la misma vara" en todas las zonas del sensor. Este proceso trata de corregir estos dos efectos para reconstruir la señal.
Combinación - como la calibración no es perfecta no elimina por completo el ruido, pero la relación señal/ruido puede mejorarse substancialmente combinando muchos cuadros, lo cual da como resultado una imagen mucho menos ruidosa que los cuadros individuales.

Este preprocesamiento puede hacerse con los programas mencionados en Software recomendado.
He preparado videos tutoriales de K3CCDTools y DeepSkyStacker que espero sean útiles a los principiantes.

Combinación

2008-11-01T19:28:00.002-02:00

La combinación de cuadros mejora la relación ruido/señal y también la nitidez de la imagen, ya que algunos errores aleatorios que se dan sólo en algunos cuadros y de distinta forma en cada uno, como movimientos debidos al viento o errores de seguimiento, se ven disminuidos.
Antes del apilado en sí, hay que seleccionar los cuadros a apilar y alinear o registrar los mismos, de modo que tendremos tres etapas:

Selección - es importante seleccionar sólo los mejores cuadros antes de apilar, pues los cuadros movidos deforman las estrellas y hacen perder nitidez y detalles finos en la imagen final. Algunos programas evalúan la calidad de la imagen para facilitar esta selección.
Alineación - dependiendo del software utilizado se pueden aplicar distintas técnicas de alineación de los cuadros.
Apilado - el resultado del apilado puede ser hecho por promedio, suma, mediana o sigma clip.

A continuación puede verse un cuadro individual y el resultado de la combinación de 70 cuadros como ese.

Se nota el aumento de contraste y la baja del nivel de ruido.

Cómo obtener cuadros planos

2008-11-01T18:42:00.002-02:00

Los cuadros planos (flats) se obtienen apuntando el telescopio hacia un campo uniformemente iluminado con la misma óptica que la imagen a calibrar, es decir sin mover la cámara ni el enfoque de modo que el recorrido de la luz sea exactamente el mismo.

Esto puede lograrse de tres maneras:

Cielo en penumbra - cuando está amaneciendo o anocheciendo se apunta el telescopio a una zona del cielo en penumbra, sin estrellas visibles y con el seguimiento apagado.
Caja iluminada - se construye una caja con el fondo iluminado artificialmente en forma unforme.
Camiseta - se tapa el extremo del telescopio con una camiseta blanca colocada bien tirante y sin arrugas y se apunta hacia alguna fuente de luz homogénea.

Yo utilizaba la técnica de la camiseta hasta que construí mi caja iluminada. La técnica de cielo en penumbra sólo puede usarse si uno no cambió la cámara ni el enfoque y tiene ganas de esperar a que amanezca.

El tiempo de exposición y temperatura de la cámara pueden y suelen ser diferentes a los de la imagen a calibrar. La exposición debe ajustarse para que la imagen obtenida esté entre un tercio y dos tercios del rango dinámico de la cámara.
Los flats deben ser calibrados con sus propios drarks ya que usualmente tienen tiempos de exposición diferente a los cuadros del objeto por lo que no hay que olvidarse, luego de tomar los flats, de tomar los darks correspondientes.

Como obtener cuadros oscuros

2008-11-01T18:23:00.002-02:00

Los cuadros oscuros (darks) se obtienen tapando el telescopio y adquiriendo cuadros en las mismas condiciones de ajustes de cámara, tiempo de exposición, temperatura ambiente, etc. que la imágen a calibrar.
Si durante la noche la temperatura ambiente no cambia significativamente, sólo saco una serie de darks de 40 o 60 cuadros. Si la temperatura desciende mucho conviene sacar varias series y usar para cada serie de cuadros de un objeto la serie de darks tomada a la hora más cercana, para que la temperatura de la cámara sea lo más parecida posible.
En el caso de las DSLRs y algunas Digicams, que tienen obturador mecánico, se pueden sacar sin tapar el telescopio pero haciendo que la cámara no abra el obturador. También se puede hacer que luego de cada cuadro tomo un cuadro oscuro y calibre internamente la imágen con él.

Cuando no se dispone de darks tomados con el mismo tiempo de exposición que los cuadros a calibrar, algunos softwares permiten usar darks tomados con tiempos de exposición similares "escalados" u "optimizados" para minimizar el ruido resultante. En estos casos es conveniente tomar también cuadros "bias", que son cuadros oscuros de tiempos de exposición casi nulo".
Si bien esta técnica es teóricamente correcta, es mucho mejor el calibrado si se usan simplemente cuadros oscuros de los mismos tiempos de exposición.

Calibración

2008-11-01T14:45:00.010-02:00

Para calibrar una imagen debemos sacar cuadros oscuros y cuadros planos.

Los cuadros oscuros (dark frames) son cuadros sacados con el objetivo tapado de forma que sólo contienen información del ruido.
Como el ruido es aleatorio es necesario sacar muchos cuadros oscuros y promediarlos para obtener un cuadro oscuro maestro (masterdark).
El proceso de calibración con cuadros oscuros consiste en restar de cada pixel de la imagen el valor del mismo pixel en el cuadro oscuro maestro para obtener sólo la señal correspondiente a ese pixel.
Este proceso elimina (en realidad disminuye mucho) el ruido, brillo de fondo y puntos calientes de la imagen. Esto puede apreciarse en las siguientes imágenes de un masterdark, un cuadro sin calibrar y el mismo cuadro calibrado.

Los cuadros planos (flat frames) son cuadros obtenidos al sacar un campo iluminado en forma homogénea con la misma óptica que la imagen a calibrar de modo que, una vez calibrados con sus correspondientes cuadros oscuros, indican cómo reacciona cada pixel del sensor a una misma señal debido a que la luz no llega en forma pareja a todo el sensor o que cada pixel responde diferente a esa luz.
Como los cuadros planos contienen también ruido, también es necesario sacar muchos cuadros planos y promediarlos para obtener un cuadro plano maestro (masterflat).
El proceso de calibración con cuadros planos consiste en dividir cada pixel de la imagen por el valor normalizado del mismo pixel en el cuadro plano maestro para obtener sólo la señal corregida correspondiente a ese pixel.
Este proceso elimina (en realidad disminuye mucho) el efecto del polvo sobre el sensor, reflejos y gradientes de luminosidad. Esto puede apreciarse en las siguientes imágenes de un masterflat, un cuadro sin calibrar con flat y el mismo cuadro calibrado con flat. Obsérvese como se elimina la oscuridad en la esquina superior derecha y el circulo oscuro cerca del centro.

Los softwares en general realizan estos procesos en forma transparente para el usuario, que sólo debe preocuparse de cómo obtener cuadros oscuros y cómo obtener cuadros planos.

Adquisición de imágenes

2008-10-29T23:50:00.010-02:00

Es importante obtener muchos cuadros para cada fotografía (usualmente tomo entre 50 y 100 cuadros) y tomar cuadros oscuros (dark frames) a la misma temperatura (usualmente tomo 20 a 40 cuadros oscuros).
Es conveniente tomar también cuadros planos (flats), en especial cuando puede haber polvo sobre el CCD o cuando uso reductor focal.
Para facilitar la toma de cuadros planos se puede usar una caja iluminada.
Usualmente uso tiempos de exposición entre 15 y 30 segundos, pero eso dependerá de la cámara y de la luminosidad del objeto.
Tanto a la Vesta como a la SPC900 les he realizado la modificación de firmware "color non-RAW" con WcRmac, que mejora el desempeño de la cámara sin complicar el procesamiento con imágenes RAW.
Para controlar los ajustes de la cámara durante la adquisición uso el WcCtrl y los valores de ajuste (en unidades nativas) que suelo usar son los siguientes:
Vesta
Brillo: 48
Gama: 31 (máximo)
Ganancia: 43 o menor
WB-R: 96
WB-B: 48
SPC900
Brillo: 64
Gama: 31 (máximo)
Ganancia: 32 o menor
WB-R: 96
WB-B: 48

Con mayor brillo se introduce brillo de fondo falso y con menor brillo se disminuye el rango dinámico.
La ganancia la uso al máximo para resaltar las partes oscuras de los objetos.
Con menores ganancias la imágen es menos ruidosa, pero los tiempos de exposición deben ser mayores si el objeto no es luminoso. Con más ganancia la imagen es más ruidosa.

En el caso de la Meade DSI-C utilizo los ajustes recomendados:
Ganancia: 100
Offset: 50
Color: suave
Sensibilidad alta
Balance: automático

Algunos programas de adquisición de imagenes permiten programar secuencias de tomas con diferentes tiempos de exposición lo cual es cómodo pues uno puede dejar que el PC haga las tomas mientras uno se toma unos mates al abrigo.
En general trato de grabar los cuadros en formato FITS, pues en los encabezados guarda información referente al telescopio, cámara, objeto, tiempo de exposición, fecha y hora, etc. y además no tiene pérdida de información por compresión.

Enfoque

2008-10-29T23:50:00.008-02:00

Enfocar bien es fundamental para obtener buenos cuadros.
Uso un enfocador eléctrico pues permite regular el foco sin introducir vibraciones.
Para poder determinar bien el punto exacto en el que la imágen está enfocada utilizo una máscara de Hartmann con cuatro triángulos, pues los picos de difracción generados facilitan mucho la determinación del foco exacto.
Se puede hacer una plantilla de este tipo de máscara a medida aquí. (Ver instrucciones en Castellano)

La siguiente foto muestra una secuencia de enfoque donde se ve claramente cómo los picos dobles se fusionan cuando se alcanza el foco.

Clickea en la imágen para verla más grande.

He hecho pruebas con una Máscara de Bahtinov que resultó excelente para un enfoque aún más fácil.

Alineación polar

2008-10-29T23:49:00.004-02:00

Utilizo la técnica de alineación polar por deriva.

Esta técnica puede hacerse manualmente y observando por el ocular, pero yo la hago con la ayuda del programa EQAlign (freeware).
El software mide la velocidad de deriva de una estrella en la imagen en pantalla e indica cuánto debe desplazarse la imágen de la estrella al ajustar la montura en acimut y altura para corregir el error de alineación.
Esto minimiza la cantidad de veces que debe repetirse el ajuste y en menos de una hora se puede obtener una alineación precisa con derivas menores a 1 segundo de arco por hora.

Condiciones de observación

2008-10-29T23:47:00.015-02:00

Idealmente debemos tener un cielo oscuro y despejado, con buen seeing y buena transparencia y sin polución lumínica.

Lamentablemente la falta de regulaciones contra la polución lumínica hace que en Montevideo y otras ciudades la misma sea importante, por lo que en días húmedos se pierde fácilmente transparencia.
Los efectos negativos de la baja transparencia son dos:
por un lado absorbe parte de la luz proveniente de los objetos celestes, disminuyendo su brillo y por otro difunde la iluminación artificial (polución lumínica) provocando una luminosidad general del cielo que cubre los objetos celestes más débiles.
Como puede observarse en esta foto tomada en mi casa una noche de baja transparencia, la iluminación artificial difundida por la humedad hace imposible ver las estrellas menos brillantes.

En comparación, en una noche de buena transparencia, a pesar de que la iluminación artificial es la misma, pueden observarse muchas mas estrellas, ya que no sólo las estrellas se ven más brillantes sino que el fondo es más oscuro.

Para hacer astrofotografía de Espacio Profundo el cielo debe tener buena transparencia.
Tenues capas de nubes altas invisibles a simple vista por la noche disminuyen la transparencia y hacen imposible la astrofotografía de Espacio Profundo.

Evalúo la transparencia observando las estrellas visibles a través de los prismáticos para confirmar que sea buena. Si no lo es se puede hacer Planetaria pero no Espacio Profundo.
En la siguientes fotos puede verse la diferencia entre dos imágenes producidas con la misma cámara, una sacada con mala transparencia y otra con buena transparencia.

En el sitio http://astroforecast.org podía consultarse un pronóstico de transparencia astronómica para varias ciudades uruguayas, pero hace un tiempo qye está fuera de línea.

Otro sitio muy bueno es http://7timer.y234.cn donde se puede crear un "APanel" con el pronóstico de parámetros útiles para el astrónomo para las próximas 72 horas. También puede verse para Montevideo al final de las páginas de Astrofoto Uruguay.
Otro sitio útil para el astrónomo aficionado es www.Meteoblue.com donde se pueden consultar pronósticos de seeing atmosférico, cobertura de nubes, etc.

Galería de fotos

2008-10-27T22:04:00.014-02:00

Se recomienda ajustar el monitor usando la imágen al final de la página.

Post procesamiento de imágenes

2008-10-27T01:08:00.002-02:00

La imagen combinada debe ser procesada para ajustar el color, realzar los detalles y ajustar los niveles de brillo de las diferentes zonas de la imagen.
Especialmente en galaxias y nebulosas suele haber grandes variaciones de brillo que hacen imposible ver detalles en las zonas claras y oscuras en una misma fotografía si no se hace un procesamiento adecuado.
Para este procesamiento posterior suelen usarse programas como Photoshop, Pixinsight, MaxIm DL o Registax.
El programa Focus Magic también es muy útil para mejorar la nitidez y corregir las estrellas estiradas por movimientos.
Cuando el objeto es mayor que el campo de la cámara pueden hacerse mosaicos de varias imágenes procesadas para crear una imagen mayor.
A continuación puede verse una imagen combinada antes y después del procesamiento posterior.

El procesado aumenta el contraste y nitidez de detalles y realza las estrellas y zonas de la nebulosa más débiles sin saturar las brillantes, además se hizo un mosaico de tres imágenes.

Técnica básica

2008-10-27T01:04:00.001-02:00

En esta sección veremos los puntos más importantes a tener en cuenta en cada paso del proceso para obtener imágenes de espacio profundo.

Condiciones de observación - el factor más importante es la transparencia del cielo, si ésta no es buena se puede hacer fotografía planetaria pero no de espacio profundo. Existen pronósticos de tranparencia astronómica que nos pueden ahorrar frustraciones.
Alineación polar - Una buena alineación polar es fundamental para disminuir la deriva de la imagen y la rotación del campo. Esto facilita el procesamiento posterior y permite aprovechar mejor el campo visual disponible de la cámara. El uso de software facilita mucho la alineación precisa.
Enfoque - un enfoque preciso es fundamental para obtener buenas imágenes, pero enfocar una cámara no es tan fácil como cuando se usa un ocular. Afortunadamente hay técnicas que facilitan esta tarea.
Adquisición de imágenes - es muy importante tomar suficientes cuadros tanto del objeto como para calibración (darks y flats), y que los ajustes de la cámara sean los correctos.

Software recomendado

2008-10-27T01:03:00.013-02:00

Estos son algunos de los programas que utilizo o he probado y recomiendo:

WcCtrl: facilita el control de los ajustes de varios modelos de cámaras web (freeware).
WcRmac: permite modificar el firmware de varios modelos de cámaras web (freeware).
Cartes du Ciel: Atlas celeste (freeware).
AutoStar Suite: Atlas Celeste de Meade.
Messier Marathon: Programa que genera una lista de objetos Messier visibles localmente (freeware).
NGC Observer: Programa que genera una lista de objetos de diversos catálogos (Messier, NGC, etc.) visibles localmente (freeware).
AstroPlanner: Programa de planificación de observaciones mucho más sofisticado que los dos anteriores. Versión gratuita con algunas limitaciones.
Bahtinov Grabbber: Programa de ayuda al enfoque con máscara de Bahtinov (freeware).
EQAlign: alineación polar de telescopio, análisis de error periódico y autoguiado (freeware).
Desire: adquisición de fotos de larga exposición (freeware).
K3CCDTools: adquisición de videos y fotos de larga exposición y procesado de imágenes planetarias (versión freeware). Ver video tutorial de preprocesamiento con este programa.
Envisage: adquisición de imágenes, calibración, alineación y apilado específico para Meade DSI.
MaxIm DL: adquisición de imágenes, calibración, alineación, apilado y procesamiento posterior.
DeepSkyStacker: alineación y apilado específico para astrofotografía de Espacio Profundo (freeware). Ver video tutorial de preprocedamiento con este programa.
RegiStax: calibración, alineación, apilado y procesamiento posterior específico para astrofotografía planetaria, pero que puede usarse para Espacio Profundo (freeware).
IMerge:para hacer mosaicos de astrofotografías (freeware).
Focus magic: para mejorar el enfoque de imágenes.
PixInsight LE: procesamiento posterior (versión freeware).

Otros programas que se utilizan en el medio pero aún no he probado:

Photoshop: procesamiento posterior.
Iris: alineación, apilado y procesamiento posterior (freeware).

Modificación de webcams

2008-10-27T00:58:00.005-02:00

En los últimos 10 años han habido muchos modelos de webcams factibles de ser modificados para larga exposición.
Acá puede verse una lista de webcams modificables para astrofotografía, pero en la actualidad y en Uruguay la única que se consigue es la Philips SPC900 y eventualmente alguna Philips Vesta o Philips Toucam de segunda mano (en el caso de las Vesta o Toucam debe ser de las variantes con sensor CCD).
Modificación de Philips Vesta o Toucam
El diseño original de esta modificación puede verse en el sitio de Steve Chambers, pero hay descripciones más detalladas en el sitio de Sylvain Weiler y el de Keith Willey.
Otro sitio muy detallado y en castellano es Espacio Profundo.
La modificación básica, SC1, permite sacar fotos de larga exposición.
Esta modificación es muy delicada, pues hay que levantar pequeñas patas de integrados y soldar sobre ellas.
Modificación de Philips SPC900
También se basa en el diseño de Steve Chambers, hay descripción detallada de su modificación en el sitio de Matthias Meijer.
Otros sitios muy detallados y en castellano son Astro San Justo y Espacio Profundo.
Esta modificación es mucho más fácil que la de las Vesta y Toucam, pues todas las conexiones a la cámara se realizan sobre el conector que une ambas plaquetas, no siendo necesario levantar patas de integrados.
Apagado del amplificador
Es recomandable avanzar un poco más y llegar a la modificación SC1.5, que permite apagar el amplificador del CCD durante las exposiciones, evitando el brillo de fondo que éste provoca.
Esto puede hacerse con el diseño original de Steve Chambers, que desconecta la tierra del amplificador (ver detalle en el sitio de Willie Koorst) , o bajando el voltaje de alimentación del amplificador mediante un diodo zener (ver diseño de Martin Burri) . Una variante que corrige la disminución de rango dinámico puede verse en el sitio de Tom How.
Para la SPC900 se detalla la modificación con diodo zener en el sitio de Paul Hardwick y el de Julian Palmer. Para esta cámara el circuito original amp-OFF de Steve Chambers no funciona, lo he comprobado personalmente.
Estos dos diseños de modificaciones amp-off necesitan que se corte una pata del CCD y se suelde sobre ella, pero las patas del CCD son mucho más grandes y esto no constituye un problema.
Una tercera variante de modificación amp-off que no necesita cortar patas del CCD sino sólo hacer una conexión en la plaqueta de la Vesta puede verse en el sitio de Greg Beeke, y en el sitio de Ken Hough se muestra dónde hacer la conexión en una SPC900.

La modificación de apagado del preamplificador, aunque introduce un poco de ruido en la imagen, permite disminuir mucho el “brillo oscuro” en los cuadros de 30 segundos o más.
Teóricamente este brillo se puede compensar con la calibración, pero la calibración nunca es perfecta y además este brillo disminuye el rango dinámico disponible.
En estas fotos se ve claramente la mejora obtenida al apagar el amplificador.

¿Qué se necesita?

2008-10-27T00:54:00.002-02:00

El equipamiento mínimo necesario para realizar astrofotografía de espacio profundo consiste en un telescopio con seguimiento y una cámara digital capaz de sacar fotografías de larga exposición (15 segundos o más).
Óptica
El telescopio en principio puede ser de reflector, refractor o catadióptrico, pero es conveniente que sea de gran apertura (114 mm o más) y baja longitud focal (900 mm o menos).
A mayor apertura mayor capacidad de captación de luz tendrá y por tanto se podrán fotografiar objetos más débiles o usar menores tiempos de exposición.
A menor longitud focal mayor campo aparente abarcará la cámara, pudiendo abarcar nebulosas de cierto tamaño sin necesidad de hacer mosaicos de varias fotografías y además también captará más luz, permitiendo fotografiar objetos más débiles.
En función de lo anterior, los telescopios de diseño Newtoniano suelen ser los más utilizados, ya que se consiguen grandes aperturas y bajas longitudes focales por relativamente poco dinero, pudiendo ser inclusive de fabricación artesanal (curso de fabricación en sitio de la AAA).
Montura
La montura deberá tener seguimiento para compensar la rotación aparente de la esfere celeste. Las monturas ecuatoriales son preferibles a las acimutales ya que las primeras, si tienen una buena alineación polar, evitarán la rotación del campo visual, simplificando el procesamiento de las imágenes y permitiendo aprovechar todo el campo de la cámara.
Cámara
Pueden usare cámaras web modificadas, cámaras réflex digitales (DSLR), cámaras digitales compactas (digicams) o cámaras CCD astronómicas.

Webcams modificadas. Son la opción más económica. Son bastante sensibles pero algo ruidosas. Se usan principalmente en foco primario. Deben tener sensor CCD. Las más utilizadas son las Philips Vesta y SPC900.
Digicams. Son de costo intermedio. Suelen usarse con la técnica afocal, pero también algunas pueden modificarse para usar en foco primario. Lo más importante es que tengan la capacidadde sacar fotos de larga exposición. Las más usadas son algunos modelos Canon.
DSLRs. Tienen costo muy superior a las webcams o digicams, pero tienen sensores más grandes, abarcando mayores campos. Suelen usarse en foco primario. Las marcas más usadas son Canon y Nikon.
CCDs astronómicas. Abarcan una amplísimo rango de costos, desde similar a una digicam hasta muy superior a las DSLRs. Se utilizan en foco primario. Hay gran variedad de marcas.

Mis cámaras

2008-10-27T00:12:00.001-02:00

Philips Vesta Pro Scan PCVC690K

Modificada para larga exposición y con apagado del amplificador (SC 1.5)
Sensor CCD, pixel cuadrado 5.6x5.6 micras
Formato VGA (640x480 pixeles)
Conversor A/D de 8 bits

El campo aparente que se logra en foco primario con mi telescopio (focal 750 mm) es 16 x 12 minutos de arco.

Esta cámara está discontinuada y es muy difícil de conseguir en la actualidad.
La modificación de las cámaras modelo Vesta para larga exposición es sumamente delicada debido a que implica desconectar algunas patas de integrados sumamente pequeñas y soldar sobre ellas.

Philips SPC 900 NC/00

Modificada para larga exposición (SC 1)
Sensor CCD, pixel cuadrado 5.6x5.6 micras
Formato VGA (640x480 pixeles)
Conversor A/D de 8 bits

El campo aparente que se logra con estas cámaras web en foco primario con mi telescopio (focal 750 mm) es 16 x 12 minutos de arco.

Este es un modelo reciente de Philips, fácil de conseguir a costo accesible.
La modificación de esta cámara para larga exposición es sencilla, pues no hay que desconectar ni soldar patas de integrados. Todas las conexiones se realizan sobre un conector que une los dos circuitos impresos que componen la cámara.

Meade Deep Space Imager Color (DSI I)

Sensor CCD color, pixel rectangular 9.6 x 7.5 micras
Formato 510x492 pixels
Conversor A/D de 16 bits

El conversor A/D de 16 bits permite un mayor rango dinámico que una webcam, logrando tonalidades más suaves.
El campo aparente que se logra en foco primario con mi telescopio (focal 750 mm) es 23 x 17 minutos de arco.

Uno de los primeros modelos comerciales económicos. Actualmente discontinuada, no es tan económica como una webcam pero se consigue a precios de liquidación en ebay.
No necesita modificación alguna pues ha sido diseñada para uso astronómico.

Meade Deep Space Imager pro III (DSI pro III)

Sensor CCD monocromático, pixel cuadrado 6.45 x 6.45 micras
Formato 1360x1024 pixels
Conversor A/D de 16 bits

Por ser monocromática es más sensible que el modelo color.
El campo aparente que se logra en foco primario con mi telescopio (focal 750 mm) es 40 x 30 minutos de arco.

Es el modelo más reciente de la línea Meade DSI. No es económica pero su desempeño es similar al de otras cámaras muchísimo más caras.
No necesita modificación alguna pues ha sido diseñada para uso astronómico.

Mi equipamiento anterior

2008-10-26T23:05:00.002-02:00

La siguiente foto muestra buena parte de mi equipamiento, que detallo a continuación.

Telescopio
Hokenn 150 750 PEQ3-2: Diseño Newtoniano, apertura 150mm espejo parabólico de relación focal f/5, montura tipo alemana. Portaocular de 1.25" tipo piñón y corredera.
Buscador
Orion 8x50mm: con acople rápido tipo cola de milano. Campo aparente 5º
Telescopio guía
Meade RB-60: Refractor, apertura 60mm, focal 700mm. Por ahora sólo actua de buscador.
Apuntador
Mira de punto rojo Meade (vino con el RB-60)
Enfocador eléctrico
Orion Accufocus
Motorización
Hokenn de dos ejes con control manual para montura EQ3.
Cámaras
Meade DSI I, Vesta Pro Scan modificada SC1.5, Phillips SPC900NC/00 modificada SC1.0, Meade DSI pro III

Más atrás se ve el viejo Celestron 114mm f/7.9 Dobsoniano.

Accesorios
Ocular Celestron Plössl 40mm
Ocular Celestron SMA 20mm
Ocular Celestron SMA 10mm
Lente Barlowx2 Celestron
Lente barlowx3 Hokenn
Prismáticos Bushnell 10x50mm
Reductor focal GSO 0.67
Filtros Orion: Polución lumínica, lunar, Rojo, Azul para observación visual.
Filtros Meade: IR, Rojo, Verde y Azul para fotografía LRGB.