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Cálculo de Centroide |
SEEING y FWHM
ESCALA PARA CONDICIONES DE VISIBILIDAD ATMOSFERICA
Tema en experimentación y aportes concluyentes en breve...
DIMM ( Differential Image Motion Monitor )
QUEDA por ACLARAR (está en proceso de estudio...)
IMAGENES de Damian Peach
TABLA_06 - arc.seg. del FWHM, Resolución equipo y Fondo de cielo
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Y pregunto, en lugar de intentar sacar esos halos que aparecen, por medio de software agresivo que no deja de ser un maquillaje ¿No sería mejor estudiar, el por qué se obtuvieron? y con ello sacar conclusiones sobre la composición apropiada del Telescopio para esa toma,
con una resolución en segundos de arco aproximadamente de ± 1/3 del valor FWHM del Seeing, en ese momento, por tanto resolución ± 3 veces mejor.
Ver
en este Tema su Aporte
experimental
Por ejemplo, conociendo la resolución en seg.arc. del Telescopio
para esa composición utilizada, comparándola con la FWHM del Seeing en ese momento y la altura el objeto sobre el horizonte, por el natural efecto de la refracción, etc., etc.,
y Seeing variable: según la noche y a que altura del cenit apuntemos tendremos un
Seeing u otro, esto afectará al umbral de píxel muerto que necesitemos.
Lo ideal es fotografiar a los objetos en tránsito, es decir en su posición optima de mínima turbulencia.
Es mi particular opinión, para averiguar el por qué están esos halos molestos
en la original naturalmente y que reflejan una realidad de la captación en ese momento...
y que comporta también una precisión equívoca en el seguimiento automático,
por tomar una medida de la estrella algo inflada, lo que puede averiguarse con
el estudio evolutivo en el tiempo del Centroide, en un
guiado
por método FFT, más información en Operativa del K3CCDTools.
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Cálculo de Centroide |
Ello tiene importancia, en la configuración del Telescopio, porque de nada sirve conseguir una configuración de p.e. 1,25 seg.arc. por pixel, si la atmósfera p.e. debido a su turbulencia, altura sobre horizonte, etc., aporta un Seeing (FWHM) de p.e. ± 3,75 seg.arc., ya que los detalles a observar están en estos p.e. 3,75 seg.arc., y ni que decir tiene en el seguimiento por software y cámara
RESUMIENDO: SEEING y FWHM - Full widht at half maximum -
Llamamos Seeing al valor del FWHM medido en segundos de arco, o dicho de otra manera:
Seeing es el tamaño angular de una estrella en segundos de arco, en el punto FWHM
Por tanto Seeing es el FWHM en ese punto
El FWHM de todas las estrellas de una misma imagen tomadas en un mismo momento es siempre el mismo
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FWHM y estrellas de Ø diferentes |
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pulsar imagen para ampliar |
Diciéndolo de otro modo, en un momento dado, el Seeing en su punto FWHM (es decir en la mitad de la curva de Gauss de su flujo), será siempre igual para cualquier estrella, es decir si obtenemos en ese punto de observación un FWHM de p.e. 2,5 arc.seg., ese será el Seeing de ese momento, para todo el campo observable y cualquier tamaño de las estrellas, captado por la Cámara CCD y calidad de ese Telescopio.
DIMM - Differential Image Motion Monitor -
El método DIMM, requiere un equipo y un programario, que centros como el IAC utilizan para tareas de site-testing, no para medidas puntuales, ya que los resultados que aporta tienen un valor de interés estadístico, no puntual.
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Recomendando leer el contenido del enlace SEEING Y RESOLUCIÓN
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Espero haber aclarado un poco ese complejo aporte para el Seeing, porque al variar el momento de la observación y aunque sea una simple hora el valor del Seeing ya varia, pero será indispensable ese aporte para conocer la resolución que hemos de obtener con el Telescopio, generalmente de unas 2 ó 3 veces mayor en ese momento de la observación.
Ver al respecto la TABLA_01 para composiciones, en la que se tiene en cuenta el valor del Seeing en segundos de arco y los segundos de arco por píxel obtenidos en la composición del Telescopio.
-- ejemplo: FWHM = 4,5 arc.seg. comportaría una Resolución del Telescopio = ± 1,8 arc.seg. --
QUEDA POR ACLARAR (está en estudio...)
Aportar para cada valor de las imágenes sobre calidad de las estrellas observadas, la FWHM de cada una de las escalas
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Ejemplo variación de Seeing-FWHM en una noche concreta |
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pulsar imagen para ampliar |
orientativas en la escala de Pickering del 1 a 10, que en principio es óptica, y pasarlo a valores obtenidos con las CCD, lo que facilitará enormemente el conseguir la composición idónea de nuestro equipamiento, para obtener una resolución del Telescopio apropiada y que permita trabajar entre 2 y 4 arc.seg.
Como orientación de una composición apropiada, diríamos que DF / mm del pixel = 100 para obtener una resolución de trabajo, del orden de los 2 arc.seg.
Indispensable conocer la magnitud en arc.seg. del Fondo del cielo que será la magnitud por brillo del cuadrado observado de un arc.seg. de lado, por ejemplo; Una noche buena para la observación nos aportará una magnitud de 17,8 arc.seg.2 lo que nos ayudará mediante la relación señal ruido SNR, la magnitud conseguible.
Antes
que nada, gracias por interesarte en este Tema,
Veamos
el planteo en el que estamos implicados Ramón
Naves, José Luis Lamadrid, y
yo personalmente como impulsor del Tema,
con la ayuda conceptual en principio de Damian Peach, Ignacio de la Cueva
y Daniel Verschaste, tiene el siguiente principio:
Está
claro que dependiendo de la “característica de cielo”, veremos
mejor o peor un Objeto, resaltando y permitiendo grabar más o
menos sus detalles
Característica,
que nos hará actuar en principio, con una u otra configuración del
Telescopio al que hemos situado una CCD
Y
por último para "escanear" con la CCD ese Objeto a
observar, la resolución por píxel en “segundos de arco”,
conseguida con la composición del Telescopio, será indispensable
Por
tanto, efectuando el planteo al revés, si con un sistema sencillo como
pueden ser las imágenes de Damián Peach efectuadas por software y por
tanto no reales, las conseguimos obtener reales, lo
que tendremos es la magnitud “segundos de arco” necesaria en ese
momento, lo
que simplemente dividiendo por ± 2,5 nos indicará la resolución por píxel
en “segundos de arco”, que deberemos conseguir en ese momento y
Objeto a observar, con nuestro equipamiento.
_____
Ramón
Naves, utiliza este sistema diariamente, p.e., para captar los Cometas y
yo personalmente, unos días trabajo a F30 y otros hasta F3,15 dependiendo
de lo que desee estudiar y dependiendo del Seeing en su punto
FWHM, lo que es una línea metódica a seguir de trabajo.
Por
tanto cuando tengamos las 10 imágenes de Pickering con valores de
“segundos de arco”, cualquiera en ± 1,5 minutos podrá al
dividirlo por ± 2,5 y conseguir la configuración de Telescopio
apropiada para ese momento y Objeto a observar.
Cuando
lo tengamos terminado el estudio de Seeing (José Luis Lamadrid indica
tardará ± 10 meses por razones de su aplicación para otra importante y
profesional cuestión y yo personalmente ± 3 actuando sobre “ALTAIR
53 a
Aql”, “Fondo de Cielo”, etc.
),
las brindaremos a todos para su uso orientando, práctico y rápido.
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Por
tanto si tuvieses tiempo de efectuar unas 10 captaciones simples de
“ALTAIR
53 a Aql” o
cualquier objeto de difícil captación en el Cielo profundo, y
por tanto con diferentes calidades climáticas, anotándolas a priori
y me las remites, por e-mail (representa unos 15 min. por día
solamente), obtendríamos más valores en píxeles, que una vez
tabulados y elaborados convenientemente me proporcionarán, los
“segundos de arco” de cada una de las imágenes y por ende su ubicación
del 1º al 10º de la escala de Pickering,
Si te interesa colaborar, antes te indico unas ciertas premisas de trabajo, para que en todas tengamos el mismo procedimiento, Indicando para cada trabajo:
Ø y DF del Telescopio
Tamaño en µm del píxel de la CCD utilizada
Resolución obtenida:
Teórica, Real y FWHM
Magnitudes obtenidas en:
Box 10 x 10
Fondo de Cielo
INT empleado en segundos
Objeto captado
Fecha
Nombre del Autor
Naturalmente
en el desarrollo del Tema, constará el nombre de los Colaboradores
Ya
comentarás y muy agradecido por interesarte en el Tema.
-- Mi agradecimiento en este Tema por la colaboración de Ramón Naves de MPC 213
ESCALAS PARA EVALUAR CONDICIONES
de la ATMÓSFERA
Existe una
serie de factores que pueden afectar, de diverso modo, tanto positiva como
negativamente, la observación astronómica.
Uno de los más
importantes es la atmósfera de la Tierra, la cual y además, está dominada por
otra serie de factores que determinan su transparencia, estabilidad y la calidad
de la visibilidad, que percibirá el observador localizado bajo su manto
protector.
En
diferentes momentos o a distintas elevaciones sobre el horizonte, un mismo
objeto astronómico puede presentar apariencias totalmente dispares (e incluso
no verse por completo) dependiendo de las condiciones que caractericen ese medio
gaseoso.
Para evaluar las condiciones de la atmósfera al momento de llevar a cabo una actividad de observación, los astrónomos aficionados usualmente emplean ciertas escalas valorativas que han sido diseñadas para dicho propósito.
Además de las condiciones meteorológicas, la visibilidad se ve influida frecuentemente de modo notable, por la topografía local, y por tanto deberemos desestimar para la observación.
Existe una escala
subjetiva del 1 al 10 en la que los aficionados ha registrado las
condiciones cualitativas de visibilidad atmosférica "Seeing",
valorándolo en segundos de arco mediante el sistema del FWHM, con el 1 como desesperanzado y el 10 como perfecto.
La idea
sobre que es lo que significa cada número es muy variada.
Con el interés
de uniformizar se presenta a continuación la escala descrita por William H.
Pickering (1858-1938) del Observatorio de Harvard.
Pickering usó
un refractor de 12.5 centímetros.
Sus
comentarios sobre sus discos y anillo de difracción tuvieron que ser
modificados para instrumentos mayores o menores, pero son un punto de arranque:
1 - MUY POBRE
La imagen de la
estrella es generalmente del doble del diámetro del tercer anillo de difracción
si este puede verse; imagen estelar de 13" de diámetro.
2 - POBRE
La imagen ocasionalmente es del doble del diámetro del tercer anillo
(13").
3 - TIENDE A POBRE
La imagen es de
cerca del diámetro del tercer anillo (6.7") y más brillante en el centro.
4 - POBRE A JUSTO
El disco central
de difracción de Airy es a menudo visible; A menudo se ven en las estrellas
brillantes arcos de anillos de difracción.
5 - JUSTO
El disco de Airy
es siempre visible; en las estrellas brillantes se ven frecuentemente arcos.
6 - JUSTO A BUENO
El disco de Airy es visible siempre; constantemente se ven arcos cortos.
7 - BUENO
Disco nítido
definido algunas veces; anillos de difracción vistos como arcos largos o círculos
completos.
8 - BUENO A EXCELENTE
Disco siempre nítidamente
definido; anillos vistos como arcos largos o círculos completos, pero siempre
en movimiento.
9 - EXCELENTE
El anillo
interno de difracción es estacionario. Anillo exteriores momentáneamente
estacionarios.
10 - EXCELENTE A PERFECTO
El patrón de difracción completo es estacionario.
En
esta escala, se considera en principio, que un SEEING
de:
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1 a 3 |
muy malo |
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4 a 5 |
pobre |
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6 a 7 |
bueno |
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8 a 10 |
de bueno a excelente |
Cabe destacar la posibilidad de obtener en base a los arc.seg. del FWHM del Seeing en ese momento, la
Resolución a conseguir con el equipo, una vez situado el Ø del Telescopio utilizado, para obtener los datos correspondientes.
En el PDFde este enlace Telescopio de 12" Ø se presenta y a título de ejemplo, una de las tablas obtenidas, con sus diversos aportes de Resolución a conseguir para un Telescopio en concreto y el Fondo de Cielo capturable,
La definitiva y supeditada al Ø de nuestro Telescopio, la obtendremos en el enlace TABLA_06 y en la misma podremos situar el Seeing, que tengamos en ese momento de la observación, obteniendo los referentes para una resolución recomendada y otros de interés, que nos facilitarán la composición de nuestro Telescopio.
De la misma y como ejemplo, una relación de obtenidos para un Telescopio de 8" Ø
En las tablas se obtiene para cada unidad SEEING del 1 al 10, sus valores aproximados en segundos de arco del FWHM, más la RESOLUCIÓN en arc.seg. a la que debe tender el equipamiento, para una captación u observación óptima.
Y en base a experiencias, para la composición del Telescopio con los segundo de arco por píxel de resolución, poder conseguir la imagen de interés, con el máximo de detalles.
Orientativas, de como se verá una estrella, que atraviesa diferentes turbulencias y que han servido de orientación visual, para confeccionar la escalada de Pickering.
Simulación obtenida con software "Aberrator 3.0" por Damián Peach y por tanto sin intervención de Telescopio ni cámara.
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1 |
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5 |
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8 |
9 |
10 |
La escala de Antoniadi, a diferencia de la de Pickering, evalúa la atmósfera basándose en la apariencia del objeto bajo estudio. Ésta otorga valores del 1 al 5 utilizando números romanos. Contrario a la anterior, los números de menor valor denotan mejores condiciones atmosféricas
Visibilidad perfecta, con muy pocas ondulaciones.
Pequeñas ondulaciones, con momentos de calma que se extienden por
varios segundos.
Visibilidad moderada, con mayores ondulaciones.
Pobre visibilidad, con ondulaciones constantes y perturbadoras.
Muy pobre visibilidad, apenas permitiendo observar lo suficiente como
para hacer un dibujo.
Muchos astrónomos
aficionados utilizan una de estas dos escalas para describir las condiciones del
cielo al momento de hacer sus observaciones (la selección es generalmente
subjetiva).
Ambas
escalas se pueden asociar con equivalencias:
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Pickering |
Antoniadi |
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9 - 10 |
I |
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7 - 8 |
II |
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5 - 6 |
III |
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3 - 4 |
IV |
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1 - 2 |
V |
En febrero / 2001, por tanto la clasificación más reciente sobre calidad del cielo y con ello posibilidad de ver y poder observar, John E. Bortle ideó esta escala apropiada en cierto modo a las circunstancias actuales, en las que la "Contaminación Lumínica" está en todas las ciudades.
| Clase | Título | Color |
a simple vista |
Descripción |
| 1 | Ubicación con cielo oscuro excelente | negro | 7.6 – 8.0 |
Luz zodiacal, gegenschein, y banda zodiacal visibles; M33 visible a simple vista sin problemas; las regiones de la Vía Láctea de las constelaciones de Escorpión y Sagitario proyectan sombras en el suelo; Júpiter) y Venus) afectan a la adaptación a la oscuridad del ojo; imposible ver los alrededores. |
| 2 | Ubicación con cielo oscuro típica | gris | 7.1 – 7.5 |
M33 visible a simple vista; Vía Láctea de verano muy compleja; luz zodiacal amarillenta y proyectando sombras al alba y al crepúsculo; nubes únicamente visibles cómo zonas oscuras sin estrellas; alrededores visibles débilmente recortados contra el cielo; muchos cúmulos globulares del Catálogo Messier aún visibles a simple vista. |
| 3 | Cielo rural | azul | 6.6 – 7.0 |
Algo de contaminación lumínica visible en el horizonte, dónde las nubes aparecen iluminadas; siguen apareciendo oscuras en la parte superior del cielo; la Vía Láctea sigue apareciendo compleja; M15, M4, M5, M22 visibles a simple vista; M33 fácil de ver con visión desviada; luz zodiacal impresionante en primavera y otoño y aún puede apreciarse su color, alrededores difíciles de ver. |
| 4 | Transicón entre cielo rural y periurbano | amarillo verdoso | 6.1 – 6.5 |
Varias cúpulas de polución lumínica visibles en varias direcciones sobre el horizonte; luz zodiacal aún visible, pero no tan impresionante, llegando hasta el cénit en primavera. La Vía Láctea sigue siendo espectacular, pero empieza a perder detalles. M33 difícil de ver incluso con visión desviada y sólo a >55° de altura. Las nubes se ven cómo en el caso anterior, y es fácil ver los alrededores, incluso en la distancia. |
| 5 | Cielo periurbano | naranja | 5.6 – 6.0 |
Luz zodiacal sólo débilmente visible y en las mejores noches de primavera y otoño; la Vía Láctea aparece muy débil ó invisible cerca del horizonte y en su punto más alto aparece débil; fuentes de luz visibles en todas ó casi todas las direcciones; las nubes aparecen considerablemente más brillantes que el cielo |
| 6 | Cielo periurbano brillante | rojo | 5.1 – 5.5 |
Luz zodiacal invisible. Vía Láctea sólo visible en el cénit; el cielo hasta una altura de 35° del horizonte aparece gris blanquecino; las nubes aparecen brillantes en cualquier parte del cielo.M33 sólo visible con al menos binoculares, y Andrómeda débilmente visible a simple vista. |
| 7 | Transición entre cielo periurbano y urbano | rojo | 5.0 |
Todo el cielo tiene un tono gris blanquecino, y pueden apreciarse fuentes de luz en todas direcciones. Vía Láctea invisible; la Galaxia de Andrómeda y el Pesebre pueden verse aunque mal a simple vista; incluso con telescopios de apertura moderada, los objetos Messier más brillantes aparecen únicamente cómo sombras de lo que son en lugares mucho mejores |
| 8 | Cielo urbano | blanco | 4.5 |
El cielo brilla blanco ó naranja, y su luz permite leer; sólo los observadores experimentados pueden ver la Galaxia de Andrómeda y el Pesebre en noches propicias; incluso al telescopio sólo pueden verse objetos Messier brillantes; las estrellas que forman asterismos familiares de las constelaciones pueden ser invisibles ó en el mejor de los casos débilmente visibles |
| 9 | Cielo de centro de ciudad. | blanco | 4.0 |
El cielo brilla intensamente y muchas estrellas, así cómo constelaciones formadas por estrellas débiles son invisibles; excepto las Pléyades, no hay ningún objeto Messier visible a simple vista; los únicos objetos que pueden verse todavía en condiciones son la Luna, los planetas, unos pocos cúmulos estelares brillantes, y poco más |
-- Tabla Bortle, fuente aporte Wikipedia
