ASTRONÓMICA

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Imágenes y su técnica

Espacio de colaboración mensual del experto astrofotógrafo Josep Maria Drudis comentando imágenes obtenidas por él con la intención de que sirvan de modelo y de ejemplo para que otros aficionados a la astrofotografía se animen a seguir sus pasos.

Metodología y software201907 ImatgesILaSevaTecnica esp

Don Goldman, el propietario del telescopio localizado en Australia, con quien estoy asociado y es un buen amigo, me dijo un día que «eso de los mosaicos, en tí, es casi un vicio». De hecho, hemos trabajado en varios proyectos conjuntamente, de los cuales solamente uno no es un mosaico.

Hago esta introducción porque hoy hablaremos de mosaicos. Al querer tomar una foto de una zona concreta, hacer un mosaico es favorable cuando:

1. Disponemos solamente de un telescopio de focal larga y nuestro objeto (o la zona donde se halla) es más grande que el campo de visión del binomio cámara/telescopio.

2. Disponemos de un telescopio de focal corta (gran campo) pero deseamos fotografiar una zona más amplia, usualmente abarcando varios objetos en una sola foto.

3. Disponemos de dos telescopios, uno con focal larga y otro con focal corta. Nuestro objeto cabe perfectamente en el campo de la focal corta, pero preferimos hacer una foto de ese objeto con una mayor resolución (focal larga) y no cabe completamente en el campo del telescopio de focal larga.

Figura 1

Existen muchos programas (Maxim DL, TheSky Pro, etc.) que ofrecen calcular las posiciones exactas de cada panel (tesela) del mosaico pero hoy no hablaremos de éstos. A la hora de alinear los diferentes paneles del mosaico muchos programas se ofrecen a hacerlo (PixInsight, APP, etc.) pero suelen presentar un problema común:

Cuando el mosaico a unir se encuentra en la zona encima de, o muy cercano, al ecuador celeste (declinación = 0 grados), el mosaico puede ser alineado sin errores por casi cualquier programa. El problema se presenta cuando queremos unir los paneles de un mosaico de un objeto que se aleja del ecuador y, muy especialmente, cuando esa zona supera las declinaciones +40 y –40. El problema se debe a que los paneles horizontales se suelen tomar «en paralelo», es decir, con los paneles superiores a la misma declinación y diferentes ascensiones rectas y los verticales a la misma ascensión recta y diferentes declinaciones. Aquí aparece el efecto «abanico », que es fácil de visualizar si miramos un mapa estelar que tenga dibujados los meridianos y los paralelos...

201907 JMDrudis esquemamosaic

Figura 2

A la hora de alinear los paneles del mosaico, el problema no es tanto que algún panel esté un poco desplazado, ya que en la foto final podría verse poco. El problema es que este desplazamiento suele ser diferente en los masters de diferentes filtros y esto nos lleva a acabar con zonas de nuestro mosaico en las que las estrellas, en lugar de tener color natural, aparecen como tres puntos rojo, verde y azul...

Después de haber fallado en diversos mosaicos, con los softwares mencionados, creo que la solución estriba en lo siguiente:

Dado que la mejor manera de representar fielmente una zona amplia del cielo es fotografiarla con un objetivo que capte la totalidad del campo en una sola toma, deberemos buscar una foto, en Internet, que cumpla con esta premisa. Casi con total seguridad alguien habrá tomado esa zona con un objetivo fotográfico o con un telescopio de campo más amplio que el nuestro. Evitar siempre (pero... siempre) fotos hechas con gran angular, dado que distorsionan la perspectiva.

A partir de aquí, la metodología es la siguiente:

1. Estimar el tamaño, en pixeles, que tendrá nuestro mosaico final, contando que habrá superposición parcial de zonas. Por ejemplo, con una cámara de 4.096 x 4.096 pixeles, y un mosaico 2 x 2, podríamos tener un mosaico final de aproximadamente 7.200 x 7.200.

2. Recortar la foto escogida como modelo (hecha con una sola toma) a la misma visión que tendrá nuestro mosaico.

3. Cambiar la resolución (agrandando o reduciendo) de dicha toma hasta aproximadamente un 3-5 % más que nuestra estimación de nuestro mosaico. En el ejemplo puesto en 1, iríamos a un tamaño de 7.400 x 7.400 hasta 7.600 x 7.600.

4. Alinear todos los masters individuales de todos los paneles y cada uno de los filtros con la toma agrandada.

5. Con la utilización de máscaras, «coser» todos los paneles para generar todos los masters del mosaico.

6. Componer el color y trabajar la luminancia siguiendo los procesos habituales, utilizando los nuevos masters como haríamos si se tratara de una foto habitual. Por supuesto, el modelo de alineación no interviene para nada en el procesado final.

La razón para seguir esta metodología es simple: conseguimos tener una visión totalmente real y no distorsionada por las coordenadas a declinaciones altas (N o S).

El punto clave de este proceso es que el alineamiento con una toma previa no suele ser posible con los softwares habituales. Todas las pruebas con PixInsight o APP que he hecho me han dado siempre distorsiones y los masters no han coincidido completamente. El único programa que no me ha fallado nunca es Registar ( https://aurigaimaging. com/ ). Una ventaja de este software es que permite alinear mosaicos con un solapamiento muy pequeño (10% o menos incluso).

Como ejemplo acompaño un mosaico de la Nube Mayor de Magallanes (LMC, figura 1), así como una captura de los solapamientos de los paneles (figura 2, se muestra claramente el efecto «abanico») y la foto utilizada como modelo de alineación (figura 3).

201907 mosaic JDrudis
Figura 3

 Las fotos de cada panel fueron tomadas con un telescopio refractor de 130 mm de abertura, f/5,7, y cámara SBIG STX16803, con filtros de banda ancha (LRGB) y estrecha (Hα, OIII) procesada con los colores «mapeados» para proporcionar color natural. La localización del observatorio es la habitual en Coonabarabran, Australia, operado remotamente.

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Primero lectura, después foto…201906 ImatgesILaSevaTecnica esp

La nebulosa de este mes nos permite comentar uno de los aspectos que pueden hacer que nuestra foto sea «un poco especial». En efecto, muchísima gente se dedica a la astrofotografía y, prácticamente, todos los posibles objetos han sido fotografiados millones de veces (algunos más, otros claramente menos, pero siempre muchas veces…). A la hora de seleccionar un objeto deberíamos también pensar en «qué hará que nuestra foto tenga algo diferente». Para ello no hay substituto a la lectura previa de información sobre nuestro objeto. Esto nos permitirá decidir qué filtros utilizar, qué encuadre y muy especialmente qué tiempo/tiempos de exposición le aplicaremos.

Esta nebulosa en cuestión, NGC 3242, también llamada "El Fantasma de Júpiter", es muy pequeña (40x35 arcsec) y, por lo tanto, reservada a telescopios de muy larga distancia focal (cuanto más larga mejor, pero por lo menos 3.000 mm). Una lectura detallada de la información disponible en Internet nos permite saber que esta planetaria tiene una estructura en capas concéntricas hacia el exterior. Esta estructura detallada la deberíamos poder captar, sin quemarla. Otro factor es que, a su alrededor, especialmente en su zona sur y sureste hay una nebulosidad extremadamente débil que tiene un origen aún no determinado. Las dos teorías sobre su origen son: que procede de la propia expansión de las capas externas de la estrella matriz (y que ahora es una enana blanca) y la otra es que se trata de gas interestelar que ha sido iluminado (excitado) por el proceso seguido por dicha estrella. La mayoría de autores se decanta por ésta última, pero aún no lo ha demostrado nadie.

Visto esto, el encuadre no debe ceñirse a centrar la nebulosa sino que debe ser descentrada para poder captar ambas nebulosidades. Los filtros deberán ser los de banda estrecha (para captar mejor la nebulosidad débil, ya que emite en ambos Hα y OIII) y muy especialmente deberemos escoger tiempos de exposición. Para la nebulosidad débil deberemos emplear por lo menos 30 minutos para cada subframe, pero ello nos deja la nebulosa planetaria totalmente quemada (blanca) hasta bastante lejos de su centro. Un problema adicional que dejarán estas subframes de 30 minutos es que, similarmente a las espigas que aparecen alrededor de las estrellas más brillantes, aparecerán espigas alrededor de la planetaria, y en este caso serán espigas muy anchas, lo cual molestará en el procesado.

La solución pasa por tomar también fotos a exposiciones más cortas. En esta nebulosa las exposiciones (Hα y OIII) de 10 minutos mostraban la estructura interior, pero aún perdiendo detalle debido a su alto brillo, por lo que no fueron utilizadas. Se tomaron, adicionalmente, subframes de 5 minutos y 1 minuto para poder tener la colección completa y poder realizar un HDR (alto rango dinámico) sin perder el detalle que permita el telescopio empleado.

Dicho esto, en la imagen se puede observar el resultado final, mientras que la pequeña muestra el recorte que contiene solamente la nebulosa central, mostrando la estructura de capas concéntricas y todo el detalle del que el telescopio era capaz, con lo que en la foto se ven ambas nebulosidades así como la estructura de la planetaria. El telescopio utilizado fue un CDK de 51 cm de abertura (20”), f/6,8, situado en el Observatorio Siding Spring (SSO), (Coonabarabran, Australia), con una cámara SBIG STX16803 de 16 Mpx.

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2001905 ImatgesILaSevaTecnica espHemos tratado muy a menudo de las fotografías que tomamos porque el objeto no es solamente atractivo estéticamente, sino también porque el objeto en cuestión tiene una serie de peculiaridades científicas, en él o a su alrededor, y vale la pena ponerlas a la vista.

 

Este es también el caso de la nebulosa de este mes, Messier 78 (familiarmente, M 78). Se trata de una nebulosa de reflexión, por lo que la tomaremos con los filtros habituales LRGB. M 78 se halla en una zona muy convulsiva (Orion) con nebulosas de todo tipo: de emisión, de reflexión y oscuras. En la primera foto vemos dos nebulosas de reflexión. La central es M 78, que presenta una zona de emisión débil (rojiza) en la zona inferior central. La segunda nebulosa de reflexión, en la zona superior izquierda, es NGC 2071. Además, en la foto se observan, por lo menos, dos pulsares de periodo de rotación del orden de milisegundos, indicando dos cosas: que por este espacio ya han pasado estrellas masivas que han salido de la secuencia principal, muy probablemente explotando como supernovas, así como que su velocidad de rotación era alta y al expulsar mucha materia y comprimir la resultante en un radio mucho menor, para conservar el momento angular su velocidad de rotación ha pasado a ser enorme, del orden de mil veces por segundo...

Pero también vemos bastantes objetos Herbig Haro, asociados a estrellas en sus fases tempranas de vida. En la imagen vemos al menos siete de ellos: HH24, HH23, HH20, HH2, HH21B, HH37 y HH19. Pero probablemente, el objeto más curioso de la imagen sea la nebulosa de McNeil (en la foto, en el cuadrante inferior derecho. Esta nebulosa fue descubierta por el astrónomo americano Julian McNeil al hacer una foto de M 78 en enero de 2004. Las imágenes anteriores a esta fecha no mostraban ninguna nebulosa. Lo curioso es que dicha nebulosa ha vuelto a desaparecer. Como se puede ver en la segunda imagen, la foto inferior muestra la previa ausencia de la nebulosa y la foto superior muestra la situación en 2004.

mcneils nebula
La nebulosa McNeil. (ESO/T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN and NOAO/
AURA/NSF and Igor Chekalin).

La tercera imagen es un recorte de la primera, que fue tomada en diciembre de 2017, en la que también se aprecia la nebulosa. En la última imagen se constata que la nebulosa ha vuelto a desaparecer.

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Retallada de la primera imatge

Pero no se acaban aquí las curiosidades. Debajo de HH24, se observa la nebulosa [B77]106, que envuelve una estrella T-Tauri. Esta nebulosa también es una candidata a ser variable y conviene seguir observándola, ya que nos puede deparar, en el futuro, otra bonita sorpresa...

201905 McNeil JMartinez
Nueva desaparición de la nebulosa McNeil. (Juan Martínez, diciembre de 2018).

La foto primera fue tomada, como es habitual, con un telescopio Planewave CDK de 51 cm de abertura (20’’), f/6,8, situado en el Observatorio Siding Spring (SSO), Coonabarabran, (Australia), con una cámara SBIG STX16803 de 16Mpx. En total, se tomaron fotos en LRGB (23 horas 15 min en total, L: 4 h; R: 4,5 horas; G: 6,25 horas; B: 8,5h, todas en Bin 1x1). El procesado fue el habitual con CCDStack y Photoshop CC. La exposición con el filtro B fue más larga de lo habitual que con los otros filtros para poder extraer más detalle de las nebulosas de reflexión.

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2001902 ImatgesILaSevaTecnica esp

El ejemplo de este mes nos confirma, una vez más, que todos los objetos del cielo, además de presentar una belleza inmensa, tienen su lado interesante bajo el punto de vista científico. NGC 6727, junto con sus dos «colegas» NGC 6726 y NGC 6729, es una preciosa nebulosa de reflexión (de ahí su color azul) localizada en una región donde nacen muchas estrellas. Este tipo de regiones se suele asociar a nebulosas con fuerte emisión de Hα (y por tanto muy rojizas) dado que este elemento es imprescindible para la formación de estrellas. En el caso de NGC 6727 la zona está muy entremezclada con nubes oscuras (que nos cubren parcialmente la visión de las nebulosas rojas) con abundante polvo. Esto provoca que las nuevas estrellas (en este caso estrellas de clase A, azules) reflejen su luz en el polvo y, por adicional dispersión de la luz roja, presenten un muy evidente color azulado. Por tanto la combinación de filtros a usar es (según los libros), LRGB.

Hasta aquí nada especial, pero una región de alta frecuencia de nacimiento de estrellas suele estar poblada por YSOs (Young Stellar Objects) y de hecho en esta zona son numerosísimos, y también objetos de Herbig-Haro. En breve: los objetos Herbig-Haro (HH) son pequeñas «nebulositas» de emisión (rojizas) relacionadas con estrellas recientemente formadas. Pueden ser jets directamente eyectados o arcos formados por las ondas de choque lanzadas por dichas estrellas jóvenes. Son objetos que varían muy deprisa y sus cambios se pueden observar en pocos años. Se estima que acaban desapareciendo muy deprisa también; unas pocas decenas de miles de años…

En la foto que nos ocupa los catálogos dicen que hay trece objetos HH. Las fotos tradicionales en LRGB suelen captar entre cinco y ocho de estos objetos. No se suele ir más allá, ya que se necesitaría tomar exposiciones muy largas para captar algunos más, lo que quemaría la zona «bonita» de la foto. Pero la toma de fotos adicionales al conjunto LRGB con filtro Ha (de elección para estos objetos, dada su naturaleza) nos puede permitir tomar fotos más largas sin quemar la zona azul, que no sería impresionada en el fotograma. Tras ocho horas de exposición en Ha (16x30 minutos), la foto muestra los trece objetos HH. Todos ellos (con una excepción) están señalados en la foto anotada. Se trata de HH101N, HH82, HH96, HH97 (éste no está señalado ya que está situado debajo de las letras «HH96»), HH101, HH731A, HH731B, HH100, HH98, HH104, HH735, HH99 y HH735A.

Como «regalo» adicional proveniente del cielo, en la foto también se observa, a la izquierda, una galaxia lejana (tiene un desplazamiento al rojo pequeño pero mesurable, z = 0,02565) catalogada como 2MASX J19002351-3712243.

El telescopio utilizado fue un CDK de 51 cm (20”), f/6,8, situado en el Observatorio Siding Spring (SSO), Coonabarabran, Australia, con una cámara SBIG STX16803 de 16 Mpx.

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La nebulosa de este mes es muy peculiar. Suele definirse como una «Super burbuja», aunque hay mucho que matizar a esta definición. Una superburbuja es una zona «vaciada» de gas interestelar debido a ondas de choque y vientos estelares producidos por supernovas o por estrellas muy calientes y brillantes. N 70, también llamada Henize 70, está localizada en la Nube Mayor de Magallanes y, aparentemente, es el resultado de ambos procesos. Inicialmente una explosión de supernova le proporcionó la forma esférica y, posteriormente, un cúmulo abierto central de estrellas muy jóvenes y brillantes (de tipo O y B), llamado LH 114, amplió la forma esférica.

De todas maneras, la teoría que dice que esta nebulosa empezó como explosión de supernova data de 1981, aunque en ese momento no pudo ser confirmada, a pesar de las numerosas pistas de ello. Durante muchos años, esa teoría se impuso, hasta 2014, cuando un equipo investigador liderado por un astrofísico chino (Zhang), concluyó que aunque no se descarta definitivamente que sufriera una explosión de supernova, la evidencia es aún poco conclusiva, por lo que esta nebulosa tiene una estructura cuyo origen no es completamente conocido… o, al menos, confirmado…

Lo que sí conocemos es que, coherentementecon la teoría de la supernova, esta nebulosa debería tener (y tiene) una emisión en la línea de nitrógeno II (NII) muy fuerte, comparable con la línea vecina (en el espectro) Hα. De hecho, Zhang ya describe que la emisión de NII y la de Hα son iguales en intensidad. Adicionalmente, esta nebulosa es muy brillante en SII (lo cual se esta nebulosa es muy brillante en SII (lo cual se sale de la norma de las nebulosas de emisión habituales). La señal de SII, según Zhang, crece hacia las zonas más externas de la nebulosa, de manera uniforme.

Con la finalidad de tomar la fotografía correctamente y extraer el máximo de información de ella, la foto fue planificada para usar cuatro filtros de banda estrecha (todos ellos de 3 nm, para no solapar las señales de Hα y NII): Ha, NII, OIII y SII, así como las habituales estrellas tomadas en RGB. Una vez integrados todos los masters decada filtro, se observaron las siguientes propiedades:

1. Efectivamente, la señal de Hα y la de NII son iguales en intensidad. Este hecho se pudo comprobar al hacer la diferencia entre ambos masters (Hα y NII), obteniéndose una foto totalmentenegra.

2. También es cierto que la señal de SII es muyintensa pero, a diferencia de lo publicado por Zhang, la señal es más intensa en el lóbulo derecho (y no uniformemente hacia las zonas externas) y es igual a la señal de Hα en la zona central(a la izquierda de la nebulosa). Este hecho sepuede ver en la foto resultante de restar la fotode Hα de la de SII (imagen en negativo), en la que se observa claramente esta peculiaridad. Al final la foto resultante tiene casi 30 horas de exposición. Esta foto fue seleccionada como APOD el pasado 4 de febrero de 2019.

El telescopio utilizado fue un CDK de 51 cm de abertura (20”), f/6,8, situado en el Observatorio Siding Spring (SSO), Coonabarabran (Australia), con una cámara SBIG STX16803 de 16 Mpx.

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