De hecho, sensores con una longitud de borde de apenas unos milímetros son completamente suficientes para capturar completamente un planeta con distancias focales razonables. El número de píxeles tampoco importa, ¡una simple resolución VGA con 640x480 píxeles es suficiente! Lo que cuenta es la capacidad de la cámara para grabar 10, 20, 30 o incluso más imágenes por segundo como archivo de vídeo. Los dispositivos de grabación ideales para la fotografía planetaria son, por tanto, las cámaras web (webcams) y los módulos de videocámara digital (no las videocámaras).
Los planetas de nuestro sistema solar son objetos relativamente pequeños pero brillantes en el cielo. Por tanto, la técnica de obtención de imágenes difiere fundamentalmente de las largas exposiciones para motivos de cielo profundo con poca luz. Esta imagen principal es un fotomontaje.
Parte 14: Captura de planetas con la webcam
Además de la Tierra, otros siete planetas orbitan alrededor del Sol. Empezando cerca del Sol, el orden es: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Mercurio y Venus son, por tanto, planetas interiores cuyo radio orbital es menor que el de la Tierra. Todos los demás están aún más alejados del Sol que la Tierra.
A excepción de Urano y Neptuno, los planetas ya pueden reconocerse en el cielo a simple vista, pero parecen una estrella. Sólo los observadores atentos se darán cuenta de que un planeta muestra una luz tranquila, mientras que las estrellas "parpadean" con mayor o menor intensidad. En un telescopio, los planetas aparecen como pequeños discos al aumento adecuado, mientras que las estrellas siguen siendo diminutos puntos de luz incluso al máximo aumento en telescopios enormes.
Por lo tanto, debido a su brillo, no es ningún problema encontrar los planetas Mercurio a Saturno en el cielo. Sin embargo, hay que saber en qué constelación se encuentran. El término "planeta" deriva de la antigua palabra griega "planetes", que significa "las errantes". De ahí deriva también el término "estrellas errantes" para los planetas, ya que, debido a su movimiento alrededor del Sol, no se encuentran siempre en la misma constelación del cielo, sino que se desplazan por todos los signos del zodíaco a lo largo del tiempo.
Por lo tanto, no es posible especificar anualmente los tiempos de visibilidad recurrentes, ya que la velocidad de su movimiento depende del periodo orbital de los planetas alrededor del sol. Y según la tercera ley de Kepler, éste depende de la distancia al sol: cuanto más cerca está un planeta del sol, más corto es su periodo orbital. Mientras que Mercurio sólo necesita unos 88 días para completar un "año de Mercurio", Saturno, que está lejos del Sol, necesita unos 29,5 años.
Existen varios métodos para conocer la posición actual y la visibilidad de los planetas. Uno de ellos es un anuario astronómico, como el "Sky Year" publicado por Kosmos. Se publica anualmente y describe la visibilidad de los planetas en cada mes. Otra es un portal en línea, como www.calsky.de.
También se pueden utilizar programas de planetario como "Guide"(www.projectpluto.com) o el programa gratuito "Cartes du Ciel"(http://www.stargazing.net/astropc/).
La noche del 30 de abril de 2002 se produjo un espectáculo muy poco frecuente: los cinco planetas visibles a simple vista pudieron verse simultáneamente en el cielo occidental.
Las posibilidades de visibilidad son fundamentalmente diferentes para los planetas interiores y los exteriores. Los planetas "interiores" (Mercurio y Venus) orbitan alrededor del Sol dentro de la órbita de la Tierra, es decir, miramos la órbita desde fuera. En consecuencia, estos planetas están siempre relativamente cerca del Sol y sólo se alejan de él hasta una distancia angular máxima. Esta distancia máxima es de 28 grados para Mercurio y de 48 grados para Venus. La posición en la que se alcanza esta distancia angular máxima se denomina "elongación". En elongación este, los planetas interiores pueden verse en el cielo vespertino después de la puesta de Sol, en elongación oeste en el cielo matutino antes de la salida del Sol. Debido a las condiciones de iluminación, los planetas interiores muestran en el telescopio de aumento una fase similar a la de la Luna. Otras posiciones extremas se producen cuando los planetas interiores están detrás del Sol ("conjunción superior") o entre el Sol y la Tierra ("conjunción inferior"). En el caso de una conjunción inferior, Mercurio o Venus pueden verse realmente como un disco oscuro delante del Sol, pero esto sólo ocurre muy raramente debido a su plano orbital inclinado con respecto a la órbita de la Tierra.
En el caso de los planetas exteriores, la situación es completamente distinta. Su radio orbital es mayor que el de la Tierra, por lo que se sitúan frente al Sol en determinados momentos vistos desde la Tierra. Esto los hace especialmente fáciles de observar, ya que salen al atardecer y se ponen al amanecer, lo que significa que pueden verse en el cielo durante toda la noche.
Al mismo tiempo, están especialmente cerca de la Tierra, es decir, su tamaño aparente en el telescopio y su brillo alcanzan un valor máximo. Esta posición óptima se denomina "oposición". Lo contrario es la "conjunción", cuando están detrás del Sol, por así decirlo, y no pueden observarse.
Representación esquemática de constelaciones planetarias importantes. El Sol está en el centro, la Tierra (1) se muestra como un planeta azul. En el caso de un planeta exterior (rojo), la posición de oposición (3) ofrece condiciones de observación especialmente favorables, mientras que es inobservable en la posición de conjunción (2). Un planeta interior (verde) se observa mejor cuando se encuentra en su máxima elongación (6), cuando su distancia angular con respecto al Sol es especialmente grande. No puede observarse en "conjunción superior" (4) y en "conjunción inferior" (5) sólo cuando pasa directamente por delante del disco solar, lo que se denomina "tránsito".
Debido a su gran distancia de la Tierra, los planetas aparecen como diminutos discos cuyo diámetro aparente se da en segundos de arco ("grados"). Un grado se divide en 60 minutos de arco, y un minuto de arco en 60 segundos de arco. La Luna llena se nos aparece con un ángulo de aproximadamente medio grado, lo que corresponde a 30 minutos de arco o 1800 segundos de arco. Ningún planeta alcanza más de 63 segundos de arco. Otra comparación: una moneda de un euro a una distancia de 240 metros se nos aparece con un ángulo de 20 segundos de arco. Esto corresponde aproximadamente al valor del globo del planeta Saturno.
Captar con nitidez objetos tan pequeños, incluso con detalles visibles en la superficie, es un verdadero reto fotográfico. No sólo se necesitan distancias focales muy largas. La tarea más difícil es compensar la pérdida de nitidez causada por las turbulencias de la atmósfera terrestre, que los astrónomos denominan "seeing" y que también provocan el centelleo (el "parpadeo") de las estrellas.
Cualquiera que haya observado alguna vez un planeta a través de un telescopio con grandes aumentos estará familiarizado con este fenómeno: a veces la imagen aparece nítida, y luego borrosa y desvaída de nuevo. En las noches con mala visión, no se produce ninguna imagen utilizable y la fotografía planetaria no merece la pena. Pero incluso con buen seeing, las condiciones no son estables y hay breves momentos con vistas especialmente detalladas.
Por estas razones, una estrategia muy acertada consiste en utilizar una webcam o una videocámara para tomar cientos o incluso miles de imágenes individuales en un breve espacio de tiempo. Con la ayuda de un software especial, se seleccionan las imágenes individuales más nítidas de esta avalancha de imágenes y se superponen con precisión. Se calcula un valor medio a partir de las imágenes seleccionadas, que se afinan a continuación. Así se obtiene una fotografía muy detallada de un planeta, que idealmente muestra al menos aquellos detalles que un observador experimentado puede reconocer al mirar por un ocular.
La fotografía planetaria también merece la pena con telescopios relativamente pequeños. Aquí, un refractor de 30 años con una apertura de sólo 75 milímetros y sin seguimiento motorizado se equipó con una cámara de vídeo DMK Firewire:
Imágenes de los planetas Saturno (izquierda) y Venus, obtenidas con el equipo mostrado arriba.
Antes de hablar de la técnica de grabación, conviene presentar primero a cada uno de los planetas por separado.
Mercurio es el planeta más cercano al Sol y no tiene lunas. Su tamaño aparente en el cielo es de poco menos de 5 a un máximo de 12". Aunque Mercurio no tiene atmósfera, por lo que podemos ver su superficie, los detalles superficiales apenas son visibles, como mucho regiones más grandes y oscuras. El objetivo de las imágenes fotográficas será, por tanto, captar su fase cambiante.
Dos imágenes del planeta Mercurio tomadas el 18 de junio de 2005 (izquierda) y el 15 de abril de 2003, que muestran la fase del planeta y estructuras superficiales débilmente indicadas. En ambos casos se utilizó como cámara una webcam Philips ToUCam 740K, como óptica de imagen un refractor de 8 pulgadas a la izquierda y un telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas a la derecha.
El 7 de mayo de 2003 se produjo un tránsito de Mercurio: El planeta más cercano al Sol pasó por delante de éste como una diminuta mancha (flecha).
Para colmo, Mercurio está siempre relativamente cerca del Sol y no se aleja más de 28 grados de él. Esto significa que sólo puede verse aproximadamente una hora después de la puesta de Sol o una hora antes de su salida en una posición cercana al horizonte. Alternativamente, puede intentar localizarlo en el cielo diurno, aunque se recomienda extremar la precaución para evitar que el Sol entre en su campo de visión.
Durante la conjunción inferior, el planeta puede verse ocasionalmente como un punto oscuro delante del disco solar. En este caso, deben tomarse todas las medidas descritas en la sexta parte de esta serie de tutoriales ("Precaución al fotografiar el Sol"). Los próximos tránsitos de Mercurio que se podrán observar desde Europa tendrán lugar el 9 de mayo de 2016, el 11 de noviembre de 2019 y el 13 de noviembre de 2032.
Mercurio en cifras:
Diámetro: 4878 km
Distancia media al Sol: 57,9 millones de km
Periodo orbital alrededor del Sol: 88 días
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: 7 grados
Distancia a la Tierra: de 80 a 220 millones de km
Número de lunas: 0
Densidad media: 5,4 g/cm³
Venus también es un planeta interior y, por tanto, muestra fases. Su superficie nunca es visible desde la Tierra porque Venus está envuelto en una densa y cerrada capa de nubes. Sin embargo, ésta refleja gran parte de la luz solar que incide sobre él, lo que convierte a Venus en la tercera estrella más brillante del cielo después del Sol y la Luna, ¡e incluso proyecta una sombra en las regiones oscuras! Gracias a su brillo, a veces puede reconocerse a simple vista a plena luz del día. Su diámetro aparente varía entre 10" ("Venus lleno") y 63" (conjunción inferior). No cabe esperar estructuras nubosas, a menos que se observe en luz ultravioleta, lo que requiere un telescopio reflector, un filtro especial y una cámara sensible a la luz ultravioleta.
Las fases del planeta Venus. En el extremo izquierdo "Venus lleno" cerca de su conjunción superior, a la derecha un estrecho creciente de Venus cerca de su conjunción inferior.
Después de 1882, otro tránsito de Venus tuvo lugar finalmente el 8 de junio de 2004. Durante su conjunción inferior, pasó por delante del Sol como un punto oscuro: ¡un espectáculo impresionante! El tránsito duró más de seis horas.
Observar Venus es mucho más fácil que observar Mercurio porque se encuentra a una distancia máxima de 48 grados del Sol visto desde la Tierra. Si además ocupa una posición al norte del Sol en el zodíaco, es visible hasta 4,5 horas después de la puesta o antes de la salida del Sol. Venus suele denominarse "estrella vespertina" o "estrella matutina".
Venus también pasa ocasionalmente por delante del Sol como un disco negro durante su conjunción inferior, lo que se conoce como "tránsito de Venus". Los tránsitos de Venus son más raros que los de Mercurio. Se producen en un ciclo de 243 años. A un tránsito le sigue otro al cabo de 8 años, luego otro al cabo de 121,5 y otros 8 y 105,5 años. El último acontecimiento de este tipo tras 121,5 años tuvo lugar el 8 de junio de 2004. El próximo tránsito de Venus se producirá el 6 de junio de 2012, del que sólo podrá seguirse el final tras la salida del Sol en Europa Central. Le seguirán periodos de espera hasta el 11 de diciembre de 2117 y el 8 de diciembre de 2125.
Venus en cifras:
Diámetro: 12104 km
Distancia media al sol: 108,2 millones de km
Período orbital alrededor del Sol: 224,7 días
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: aprox. 3,5 grados
Distancia a la Tierra: de 38,8 a 260,9 millones de km
Número de lunas: 0
Densidad media: 5,25 g/cm³
La Tierra sólo aparece aquí en cifras a efectos comparativos:
La Tierra en cifras:
Diámetro: 12742 km
Distancia media al sol: 149,6 millones de km
Periodo orbital alrededor del sol: 365,25 días
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: 0 grados
Número de lunas: 1
Densidad media: 5,5 g/cm³
Marte orbita alrededor del Sol, fuera de la Tierra, en una órbita relativamente elíptica. Aunque tiene atmósfera, ésta es muy débil, por lo que los detalles de su superficie son reconocibles. Durante los periodos favorables de visibilidad, incluso los telescopios relativamente pequeños pueden ver los casquetes polares de dióxido de carbono congelado y hielo de agua, que pueden observarse creciendo en el invierno marciano y derritiéndose en el verano marciano. La superficie de Marte presenta un color rojizo-anaranjado, debido a la presencia de óxido de hierro, que le ha valido el nombre de "Planeta Rojo". A gran aumento, también se hacen visibles regiones oscuras, que son similares a los continentes de la Tierra y tienen nombre. Gracias a estas estructuras, se puede seguir en el telescopio la rotación del globo marciano.
Tres perspectivas diferentes del planeta Marte. La imagen de la izquierda fue tomada el 19 de diciembre de 2007, la del centro el 14 de octubre de 2005 y la de la derecha el 22 de agosto de 2003. Las tres fueron tomadas con un telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas, las dos de la izquierda con una cámara de vídeo DMK y una rueda de filtros de color, la de la derecha con una webcam Philips ToUCam 740K.
La distancia de Marte a la Tierra está sujeta a fuertes fluctuaciones, por lo que su diámetro aparente varía de un mínimo de 4" a un máximo de 25". Pero incluso durante su posición de oposición, que se alcanza cada 780 días, no siempre puede observarse de forma óptima, ya que la órbita elíptica provoca grandes diferencias. La distancia mínima de oposición es de sólo 55,7 millones de kilómetros, momento en el que aparece con un ángulo de 25". En las oposiciones "malas", se encuentra a casi el doble de distancia de la Tierra, es decir, sólo a la mitad en el telescopio. Nos esperan oposiciones comparativamente desfavorables el 29 de enero de 2010 (99,3 millones de km de distancia, 14,1" de diámetro) y el 3 de marzo de 2012 (100,8 millones de km, 13,9"). Una especialmente favorable no se produjo hasta el 27 de julio de 2018 (57,6 millones de km, 24,3").
La observación de las dos lunas marcianas Fobos y Deimos es un reto para los aficionados con telescopios más grandes debido a sus pequeños diámetros (27 y 15 km respectivamente).
Marte en cifras:
Diámetro: 6794 km
Distancia media al sol: 227,9 millones de km
Periodo orbital alrededor del Sol: 687 días
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: 1,85 grados
Distancia a la Tierra: de 55,7 a 400 millones de km
Número de lunas: 2
Densidad media: 3,9 g/cm³
Júpiter es el planeta más grande de nuestro sistema solar: su diámetro es unas once veces el de la Tierra. Mientras que Mercurio, Venus, la Tierra y Marte son planetas similares a la Tierra, Júpiter es el primer representante de los planetas gaseosos exteriores que no tiene una superficie sólida y accesible. En lugar de la superficie, observamos su densa atmósfera, que muestra un bandeado de estructuras nubosas incluso en telescopios relativamente pequeños.
Algunas de estas bandas de nubes son bastante constantes, otras aparecen y desaparecen. Un detalle llamativo y constante es un enorme torbellino conocido como la "Gran Mancha Roja".
El planeta gigante Júpiter brilla sobre todo como motivo fotográfico gracias a sus bandas de nubes de alto contraste y muy estructuradas. La imagen de la izquierda muestra la "Gran Mancha Roja", que en realidad es de color más bien anaranjado. Ambas fotos fueron tomadas con un telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas y una webcam Philips ToUCam 740K, la de la izquierda el 4 de abril de 2003, la de la derecha el 27 de abril de 2004.
Incluso con telescopios pequeños y distancias focales relativamente cortas se pueden observar las cuatro lunas galileanas de Júpiter. Si se toman varias imágenes a intervalos de horas o días, puede observarse su rotación alrededor del planeta.
Júpiter es el cuarto astro más brillante del cielo después del Sol, la Luna y Venus. Sólo en contadas ocasiones supera a Marte en cuanto a brillo. Su diámetro aparente varía entre 30" y 50". Su achatamiento es claramente visible, lo que se debe a la enorme velocidad de rotación, inferior a diez horas: el diámetro del polo es sensiblemente inferior al diámetro en el ecuador. Las cuatro mayores de sus lunas, llamadas "lunas galileanas" en honor a su descubridor y denominadas Ganímedes, Calisto, Europa e Io, pueden observarse muy bien. Su movimiento alrededor de Júpiter puede seguirse en el transcurso de horas y días. En telescopios de tamaño medio, incluso se puede ver cuando una de las lunas proyecta su sombra sobre las nubes de Júpiter o desaparece en la sombra de Júpiter.
Como ocurre con todos los planetas exteriores, la posición de oposición es el momento más favorable para observar Júpiter. Se alcanza cada 399 días, cuando la distancia entre la Tierra y Júpiter es mínima, el diámetro aparente es mayor y el brillo es máximo. Sin embargo, no es necesario aprovechar directamente la noche de la oposición; las condiciones de visibilidad también son muy buenas varias semanas antes y después de la oposición.
Júpiter en cifras:
Diámetro: 139548 km
Distancia media al sol: 779 millones de km
Periodo orbital alrededor del Sol: 11,9 años
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: 1,3 grados
Distancia a la Tierra: de 558 a 967 millones de km
Número de lunas: 63
Densidad media: 1,3 g/cm³
Saturno es conocido sobre todo por su magnífico sistema de anillos, que puede verse incluso con telescopios pequeños. Sin embargo, los detalles sólo resultan visibles con instrumentos de mayor tamaño, ya que, incluso en el mejor de los casos, nos separan de él unos 1.200 millones de kilómetros: ¡incluso la luz necesita 1 hora y 24 minutos para recorrer esta distancia! Al igual que Júpiter, Saturno es un planeta gaseoso sin superficie sólida. Su globo también es achatado debido a su rápida rotación: Sin embargo, a diferencia de Júpiter, la rotación de Saturno no puede observarse directamente, ya que las estructuras nubosas de Saturno no suelen mostrar detalles llamativos, sino que consisten simplemente en delicadas bandas de colores ligeramente diferentes y poco contrastadas.
El planeta anillado Saturno el 2 de enero de 2004 (izquierda), el 20 de diciembre de 2007 (centro) y el 21 de marzo de 2009. Puede verse claramente que el ángulo de visión del sistema de anillos se ha vuelto más plano con el paso de los años. Las dos flechas señalan dos huecos en el sistema de anillos, la relativamente fácil de observar "división Cassini" (flecha derecha) y la delgadísima "división Enke" (flecha izquierda), que sólo se hace visible en telescopios más grandes cuando el cielo está despejado. Las dos fotos de la izquierda fueron tomadas con un telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas, la de la derecha con un reflector Cassegrain de 90 centímetros. Se utilizó una webcam Philips ToUCam 740K (imagen de la izquierda) y una videocámara DMK con rueda de filtros de color (centro y derecha). Para la imagen de la derecha, se sumaron 2.000 imágenes individuales para obtener el resultado final.
El globo de Saturno aparece con un ángulo entre 14" y 20", los anillos entre 37" y 46", según la distancia. Alcanza la oposición cada 378 días. El sistema de anillos, que para muchos observadores planetarios hace de Saturno el más bello de todos los planetas, está formado por innumerables trozos individuales que pueden ser tan pequeños como una mota de polvo y tan grandes como una casa aislada. En comparación con el diámetro del sistema de anillos (272.000 km), el grosor es notablemente bajo, inferior a un kilómetro.
El sistema de anillos está dividido en muchos anillos concéntricos individuales, algunos de los cuales están separados entre sí por huecos. Los telescopios de tamaño medio muestran ya la "división Cassini", mientras que los grandes telescopios muestran también la "división Enke". El plano de los anillos está inclinado casi 27 grados con respecto al plano orbital, de modo que el anillo puede verse dos veces exactamente desde el borde y dos veces con el ángulo de visión máximo cuando se observa desde la Tierra durante el periodo orbital completo de Saturno alrededor del Sol, que dura 29,5 años. La posición de borde se alcanza en los años 2009, 2025 y 2038, con una visión especialmente favorable de la superficie septentrional o meridional del anillo entre ambas fechas. Cuando se alcanza la posición de borde, los anillos no pueden verse en absoluto durante algunos días.
De las numerosas lunas conocidas de Saturno, unas ocho pueden observarse con equipos de aficionado.
Saturno en cifras:
Diámetro: 116900 km
Distancia media al Sol: 1432 millones de km
Periodo orbital alrededor del Sol: 29,5 años
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: 2,5 grados
Distancia a la Tierra: de 1191 a 1665 millones de km
Número de lunas: 60
Densidad media: 0,7 g/cm³
Urano está tan lejos de la Tierra que es prácticamente invisible a simple vista y no se descubrió con telescopio hasta 1781. Al igual que Júpiter y Saturno, está formado en gran parte por gas.
Su diámetro aparente es de sólo 3" a 4", por lo que no es un objetivo especialmente interesante para las observaciones astronómicas de aficionados. Se opone al Sol cada 370 días.
Incluso a grandes aumentos, el telescopio sólo revela un diminuto disco verdoso sin estructuras. Las cinco lunas más grandes de Urano ya pueden captarse fotográficamente con instrumentos de aficionado de tamaño medio.
Urano y cuatro de sus lunas. A la izquierda del planeta está la luna Umbriel, a la derecha Ariel, Titania y Oberón. La imagen fue tomada el 28 de agosto de 2003 con un telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas.
Urano en cifras:
Diámetro: 51000 km
Distancia media al sol: 2884 millones de km
Periodo orbital alrededor del Sol: 84,7 años
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: 0,75 grados
Distancia a la Tierra: de 2582 a 3158 millones de km
Número de lunas: 27
Densidad media: 1,3 g/cm³
Neptuno es el último planeta del sistema solar que orbita alrededor del Sol a una distancia media de 4.500 millones de kilómetros. Por tanto, sólo aparece tenuemente y no fue descubierto hasta 1846 con ayuda de un telescopio. Tarda 165,5 años en completar una órbita alrededor del Sol, lo que significa que alcanza su posición de oposición casi una vez al año, es decir, cada 367,5 días.
Pero incluso entonces, el diámetro aparente del disco planetario es sólo de unos escasos 5 cm, demasiado poco para reconocer los detalles de su atmósfera gaseosa. En cambio, merece la pena intentar recrear fotográficamente su mayor luna, Tritón.
Neptuno es el objetivo más brillante en esta imagen del 17 de septiembre de 2003, y su luna más brillante, Tritón, puede verse a la derecha debajo del planeta. Una vez más, un telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas sirvió como óptica de imagen.
Neptuno en cifras:
Diámetro: 44730 km
Distancia media al sol: 4500 millones de km
Periodo orbital alrededor del Sol: 165,5 años
Inclinación orbital respecto a la órbita terrestre: aprox. 1,75 grados
Distancia a la Tierra: de 4300 a 4683 millones de km
Número de lunas: 13
Densidad media: 1,7 g/cm³
Técnica de grabación
Como ya se ha indicado, la técnica de toma de fotografías planetarias difiere fundamentalmente de la tratada en los tutoriales anteriores de la serie "Astrofotografía y fotografía del cielo". Se requiere un sistema de cámara capaz de tomar el mayor número posible de imágenes en el menor tiempo posible, por lo que el tamaño del sensor de imagen desempeña un papel absolutamente subordinado. Los sensores grandes son incluso una desventaja, ya que sólo se trata de una pequeña porción de planeta y un entorno grande, que consiste esencialmente en un cielo negro, sólo aumenta innecesariamente la cantidad de datos que hay que almacenar, lo que dificulta el posterior procesamiento de las imágenes.
De hecho, sensores con una longitud de borde de apenas unos milímetros son completamente suficientes para captar completamente un planeta con distancias focales razonables. El número de píxeles tampoco importa, ¡una simple resolución VGA con 640x480 píxeles es suficiente! Lo que cuenta es la capacidad de la cámara para grabar 10, 20, 30 o incluso más imágenes por segundo como archivo de vídeo. Los dispositivos de grabación ideales para la fotografía planetaria son, por tanto, las cámaras web (webcam) y los módulos de videocámara digital (no videocámaras).
Los modelos de webcam Philips ToUCam 740K (izquierda) y sus sucesoras hasta la SPC 900 NC (derecha) lamentablemente sólo están disponibles de segunda mano. Tienen un sensor CCD real en lugar del habitual sensor CMOS, lo que resulta ventajoso para la fotografía planetaria.
Una webcam es la solución más barata y puede adquirirse por poco más de 100 euros, incluidos los accesorios necesarios. Hay que dar preferencia a los modelos con un auténtico sensor CCD en lugar de un sensor CMOS. Por desgracia, Philips, que solía ofrecer un modelo de este tipo, ha interrumpido la producción y ahora sólo ofrece dispositivos con sensor CMOS. Si tienes la oportunidad de hacerte con una webcam "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" o "Philips ToUCam SPC 900 NC" de segunda mano, sería una buena opción, ya que ambos modelos tienen un sensor CCD.
Un módulo de vídeo DMK del fabricante ImagingSource ofrece mejor calidad de imagen que una webcam, pero también cuesta bastante más. El modelo mostrado aquí sólo proporciona imágenes en blanco y negro y también se conecta a un telescopio mediante un manguito de 1,25 pulgadas (arriba).
Videocámara DMK 21AF04 lista para usar, que transmite las imágenes al ordenador a través de una interfaz Firewire. También se instala una rueda de filtros de color con un filtro rojo, verde y azul para obtener imágenes planetarias en color:
Si prefiere una cámara totalmente nueva, la única opción que le queda es la "cámara CCD Celestron NexImage"(enlace), cuyo funcionamiento interno corresponde al de una webcam, pero que se suministra preparada para su conexión a un telescopio.
En el caso de los productos Philips mencionados, hay que desmontar el objetivo de la webcam y sustituirlo por un adaptador de telescopio con un diámetro de 1,25 pulgadas para poder insertar la cámara en el enfocador en lugar de un ocular. Si se trata de un telescopio refractor, también puede ser útil utilizar un filtro IR/UV para evitar el desenfoque.
Para que una webcam sea adecuada para la astrofotografía, necesitarás un filtro de bloqueo UV/IR (extremo izquierdo, especialmente importante para los refractores) y un adaptador de webcam (centro).
La lente de la Philips SPC 900 NC se retira cuidadosamente con un cuchillo para alfombras, ya que no es necesaria para la fotografía planetaria:
Para sustituir la lente extraída, se enrosca el adaptador de webcam en la rosca de la lente, de modo que la cámara pueda acoplarse al enfocador del telescopio.
El adaptador de webcam con un diámetro de 1,25 pulgadas se inserta en el enfocador en lugar de un ocular.
Como las webcams no están optimizadas para la máxima calidad de las imágenes individuales, sino para la generación de un flujo de vídeo continuo, el uso de un módulo de vídeo digital es una mejora útil. Esto permite obtener imágenes individuales sin comprimir en los vídeos grabados, aunque a un precio mucho más elevado. Un fabricante recomendado de este tipo de módulos de vídeo es ImagingSource(enlace).
Grabación de vídeos planetarios
En primer lugar, hay que determinar la distancia focal óptima de grabación, que depende de la resolución del telescopio (es decir, de su apertura) y del tamaño en píxeles de la cámara. Normalmente, los sensores de las webcams tienen píxeles con una longitud de borde de unas cinco milésimas de milímetro. La mejor distancia focal se consigue cuando la relación de apertura es de aproximadamente 1:20, aunque puede redondearse generosamente.
En otras palabras, la distancia focal debe ser aproximadamente 20 veces la apertura. Si es menor, no se puede aprovechar el poder de resolución teórico del telescopio. Si es mayor, el disco planetario se hará cada vez más grande y más tenue, sin que sean visibles más detalles. Lo que resulta especialmente trágico en este último caso es que el tiempo de exposición para las imágenes individuales se prolonga innecesariamente y se hace más difícil aprovechar los momentos de baja turbulencia del aire para obtener imágenes individuales nítidas.
Ejemplo: Si se utiliza un telescopio con una apertura de 150 milímetros, la distancia focal óptima sería de 150 mm * 20 = 3000 mm, es decir, 3 metros. Si la distancia focal primaria es menor, se lleva al valor deseado utilizando una lente de Barlow, que se acopla entre el telescopio y la cámara.
La fórmula exacta del denominador de la mejor relación focal se calcula dividiendo el diámetro de los píxeles por la constante 0,00028. Ejemplo: Los píxeles de su cámara tienen una longitud de borde de 4 milésimas de milímetro (= 0,004 mm). 0,004 dividido por 0,00028 da como resultado el número redondeado 14, es decir, la relación focal del objetivo debería ser aproximadamente 1:14.
El telescopio se alinea ahora con el planeta y se observa a través de un ocular. El movimiento fino motorizado de la montura sitúa el planeta exactamente en el centro de la imagen. Retire ahora el ocular y sustitúyalo por la cámara web. Para poder reconocer la imagen planetaria en la pantalla del ordenador, todavía muy borrosa en este momento, es necesario ajustar en el software de control de la cámara un tiempo de exposición largo y una amplificación de imagen elevada (a menudo denominada "ganancia"). El vídeo grabado por la cámara se puede seguir en directo en la pantalla, por lo que enfocar no es un gran problema. Cuanto más nítida sea la imagen, más brillante será, por lo que el tiempo de exposición y la ganancia deben reducirse por pasos para evitar la sobreexposición.
Antes de guardar un vídeo planetario, asegúrate de desactivar la transmisión de sonido de la cámara para que los datos de audio no desperdicien un valioso ancho de banda.
Capturas de pantalla del software "Philips VRecord" suministrado con la Philips ToUCam 740K. En el extremo izquierdo se puede ver el planeta Marte después de sustituir el ocular por la webcam; la imagen sigue estando completamente borrosa. En el centro se puede ver el estado después de enfocar, por lo que la imagen sigue estando muy sobreexpuesta. En el extremo derecho, se han ajustado la exposición y el balance de blancos.
Una vez que el planeta está enfocado en la pantalla, es hora de hacer los ajustes finos. Es importante encontrar un buen equilibrio entre el tiempo de exposición de las imágenes individuales, por un lado, y la intensificación electrónica de la imagen, por otro. Asegúrate de desactivar la función de exposición automática de la cámara para poder realizar tú mismo todos los ajustes. Los tiempos de exposición cortos facilitan la "congelación" de momentos con pocas turbulencias de aire, mientras que una intensificación de imagen elevada provoca un ruido pronunciado en las imágenes capturadas. Hay que encontrar un compromiso en función de la luminosidad del planeta y de las condiciones de observación con respecto a las turbulencias del aire. La sobreexposición debe evitarse en cualquier caso, ya que satura algunos píxeles y la información de la imagen se pierde irremediablemente. Tampoco es aconsejable una fuerte subexposición, ya que esto hace que la relación señal-ruido sea menos favorable.
La grabación de sonido debe desactivarse ("mute") en el software del controlador de la webcam. El aspecto del cuadro de diálogo correspondiente puede variar en función del modelo de cámara utilizado.
Control de la cámara de la Philips ToUCam 740K. Es importante desactivar el control automático del balance de blancos y de la exposición. Los controles de color (arriba) y los controles de tiempo de exposición y ganancia (abajo) pueden ajustarse manualmente.
Control de imagen de la Philips ToUCam 740K. Aquí también debe desactivarse el ajuste totalmente automático. A continuación se ajustan manualmente la frecuencia de imagen, el brillo y el contraste hasta que la imagen visible del planeta aparezca lo más natural posible.
El siguiente paso es ajustar el balance de blancos. Para ello hay uno o dos controles de color, que se ajustan simplemente hasta que la impresión de color en la pantalla se corresponda aproximadamente con la impresión visual en el ocular.
La última decisión se refiere a la frecuencia de refresco. En el caso de las cámaras web, no se debe fijar un valor superior a 30 imágenes por segundo, ya que los datos de la imagen deben comprimirse mucho para poder transferirlos al ordenador, lo que reduce la calidad de la imagen. Diez o veinte imágenes por segundo son suficientes.
Ahora graba un vídeo, preferiblemente en formato AVI. Limite la duración del vídeo a un máximo de 4-5 minutos para que el archivo resultante no sea demasiado grande, lo que dificultaría el procesamiento posterior. Es mejor grabar varios vídeos más cortos, uno tras otro, con diferentes ajustes. Para los planetas cuyas características superficiales están en movimiento debido a la rotación planetaria, la duración del vídeo no debe superar los cuatro minutos. Es el caso de Marte y Júpiter.
Tratamiento de los vídeos
Al final de la grabación, tendrás un archivo de vídeo que muestra el planeta. Debido a las turbulencias del aire, no todas las imágenes individuales que contiene son igual de nítidas. Por lo tanto, en el paso siguiente, las imágenes individuales nítidas deben seleccionarse y alinearse con precisión para poder combinarlas y formar una imagen suma con un cálculo del valor medio. La suma es necesaria para reducir el ruido de la imagen, lo que a su vez permite afinar la imagen planetaria.
Seleccionar las imágenes individuales más nítidas es un trabajo tremendamente duro si se tiene en cuenta que un vídeo planetario de 4 minutos a diez fotogramas por segundo consta de 2.400 imágenes individuales. Afortunadamente, este paso no tiene que realizarse manualmente, sino que puede hacerse con programas especiales que están disponibles como freeware en Internet. Cabe mencionar dos de estos programas:
GIOTTO(http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) y
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
A continuación se describe el procedimiento con el programa "GIOTTO". Puede seguir los pasos si descarga el software y lo instala tal y como se describe en la página web mencionada. Además, descargue el archivo de ejercicios "MarsDemo.zip" para este tutorial, que contiene el vídeo descomprimido "MarsDemo.avi". Por razones de tamaño del archivo, el vídeo consta de sólo 100 imágenes individuales del planeta Marte, tomadas el 22 de agosto de 2003 con un telescopio de 10 pulgadas y una webcam Philips.
Lo mejor es ver primero el vídeo con un reproductor multimedia. Entonces te darás cuenta de que la calidad de la imagen fluctúa mucho debido a las turbulencias del aire. Aquí tienes dos tomas individuales del vídeo, que muestran una imagen individual especialmente borrosa y otra bastante nítida:
Dos tomas individuales del vídeo de ejercicios "MarsDemo.avi". La imagen de la izquierda está borrosa debido a la turbulencia del aire, mientras que la imagen de la derecha es mucho más nítida.
Tras iniciar GIOTTO (versión 2.12), aparece la siguiente pantalla:
Pantalla de inicio del programa gratuito "GIOTTO". Están disponibles cuatro ventanas de imagen (buffers A - D).
Seleccione el comando Superponer imágenes/superponer imágenes automáticamente... Aparece entonces este cuadro de diálogo:
Software "GIOTTO": En siete pasos se procesa un vídeo planetario en una sola imagen acabada.
Ahora proceda paso a paso y trabaje en los puntos 1 a 7. En primer lugar, el software quiere saber de dónde proceden las imágenes en bruto. Seleccione Todas las imágenes individuales en archivo AVI y Digicam/Webcam/Scanner/Cámara CCD (No entrelazada) y confirme con Aplicar:
Software GIOTTO: Seleccionar la fuente de imagen raw.
Podemos saltarnos el punto 2 (¿Pretratar las imágenes raw antes de superponerlas?) (quitar la marca de la casilla de selección si es necesario) y pasar al punto 3 (¿Qué método de centrado?). Esto le permite especificar el método que GIOTTO debe utilizar para superponer las imágenes planetarias con precisión. Decida Encontrar el centro de brillo (objetos individuales brillantes ) después de haber hecho clic en el botón Método de centrado...:
Software GIOTTO: Seleccione el método de centrado. La selección "Buscar centro de brillo" suele proporcionar mejores resultados que "Centrar discos planetarios".
En el paso 4, "Precisión subpíxel", haga clic en el botón Superresolución... y decida en el cuadro de diálogo correspondiente duplicar la resolución (medio píxel) y, a continuación, recortar el motivo; se conserva el tamaño de la imagen. Este ajuste hace que GIOTTO duplique el tamaño de todas las imágenes individuales antes de superponerlas, lo que aumenta la precisión de la superposición.
Software GIOTTO: Tras seleccionar "doble resolución", GIOTTO puede trabajar con una precisión de subpíxel.
Ahora pasamos al punto 5, el control de calidad de las imágenes en bruto. Haga clic en el botón Ordenar... para especificar qué porcentaje de las imágenes debe utilizarse y el resto descartarse. Como el vídeo del ejercicio sólo contiene 100 imágenes individuales, queremos utilizar el 70 por ciento de las imágenes, lo que puede establecerse utilizando el control deslizanteTasa de utilización. También es importante la ponderación de la nitidez y la distorsión, que se define con el control deslizante Nitidez/Distorsión. Decídase por un 70% de nitidez y un 30% de distorsión.
Software GIOTTO: La ponderación de la nitidez y la distorsión, así como la tasa de utilización, deben ajustarse en función de la naturaleza del vídeo planetario. Los botones del cuadro "Recomendaciones prácticas" ofrecen sugerencias útiles.
Según la naturaleza del vídeo en cuestión, puede ser necesario modificar estos valores. Si los vídeos grabados en aire turbulento contienen sólo unas pocas imágenes individuales nítidas, la tasa de utilización deberá reducirse drásticamente. Si el aire turbulento también causó muchas imágenes planetarias distorsionadas, se debería dar más prioridad a la distorsión y menos a la nitidez. Los controles deslizantes se desplazan a las posiciones definidas y sugeridas al hacer clic en los botones situados debajo de las "Recomendaciones prácticas" indicadas en el cuadro de diálogo.
Continúe con el punto 6: ¿Cómo debe determinarse el resultado? Al hacer clic en el botón Determinación del resultado... se abre el cuadro de diálogo correspondiente en el que debe seleccionar Medios. Promedio significa un cálculo de la media aritmética de los fotogramas seleccionados y centrados:
Software GIOTTO: Tras seleccionar las imágenes individuales más nítidas y alinearlas, se deben promediar las imágenes planetarias.
El punto 7 puede omitirse de nuevo, por lo que ahora debe pulsarse el botón Siguiente.... Si no está disponible, pulsar el botón Aceptar configuración anterior puede resolver el problema.
Tras iniciar el procedimiento, el programa le pedirá en primer lugar que seleccione el archivo de vídeo (en nuestro caso "MarsDemo.avi") y, a continuación, dedicará un tiempo al cálculo, mostrando el progreso en forma de porcentaje.
Programa GIOTTO: Selección del vídeo del planeta.
Software GIOTTO: Dependiendo del número de imágenes individuales a procesar, el procesamiento de vídeo tarda un cierto tiempo. Durante este tiempo, GIOTTO muestra mensajes de estado (flechas).
Una vez finalizado el trabajo, el resultado aparece en la ventana "Buffer A con imagen totalizada".
Software GIOTTO: Visualización de la imagen totalizada.
Inicialmente, esta imagen parece más borrosa que una imagen individual nítida del vídeo, pero el ruido electrónico de la imagen es considerablemente menor. Esto nos permite aplicar filtros de nitidez. Intentémoslo y seleccionemos el comando Edición/Enfocar y Filtrar... en GIOTTO. En el cuadro de diálogo que aparece, seleccionemos la pestaña Enfocar sólo, establezcamos los parámetros que se muestran en la siguiente ilustración y seleccionemos Buffer B como destino. Si cambiamos un parámetro de enfoque, la ventana de previsualización sólo se actualizará tras un tiempo de espera relativamente largo, necesario para calcular la imagen de previsualización.
Software GIOTTO: La nitidez de la imagen de suma debe controlarse finamente con muchos parámetros para evitar el exceso de nitidez, que crea artefactos no deseados. La imagen de previsualización facilita mucho este trabajo.
Con el botón Editar se inicia la rutina de nitidez, cuyo resultado se muestra en la ventana "Buffer B".
Software GIOTTO: Visualización de la imagen de suma nítida en la memoria intermedia B.
Antes de guardar, asegúrese de que los ajustes del formato gráfico son correctos. Para ello, seleccione el comando Archivo/Formatos gráficos... en GIOTTO y configure las opciones Sin comprimir y 16 bits en la sección TIFF:
Software GIOTTO: Configuración de formatos gráficos. Sólo TIFF y FITS funcionan sin pérdida, lo que es importante si la foto planetaria va a ser procesada posteriormente con otro software.
Con el comando Archivo/Guardar imagen... puede guardar el contenido de las cuatro ventanas de archivo por separado, preferiblemente en un formato sin pérdida (por ejemplo TIFF).
Software GIOTTO: Guardar la imagen de suma afilada en formato TIFF.
Si lo desea o necesita, puede abrir dicha imagen en formato TIFF en otro programa de edición de imágenes para realizar los pasos finales de edición.
Imagen de Marte terminada a partir del archivo de ejercicio "MarsDemo.avi" después de haber realizado pequeños ajustes de alineación, gradación y coloración en Adobe Photoshop.
Tubo del telescopio Maksutov-Cassegrain de 10 pulgadas, que se utilizó para tomar muchas de las fotos planetarias de este tutorial. También se muestra una Canon EOS 1D como comparación de tamaño:
Nota de nuestra parte: Todos los ejemplos de imágenes utilizados fueron tomados de la manera descrita en el tutorial.
La única excepción: la imagen del título es un fotomontaje de imágenes planetarias que usted mismo tomó.
Continúa con la parte 15: "Calibración: toma de imágenes de campo claro y oscuro"
