SEEING y FWHM

ESCALA PARA CONDICIONES DE VISIBILIDAD ATMOSFERICA

Y PROCEDIMIENTO PARA MEDIRLA

DEFINICIÓN

COMENTARIO en VOZ ALTA

DIMM ( Differential Image Motion Monitor )

MEJORA de la RSR

SEEING y FWHM

ESCALAS

ANTONIADI

BORTLE

PICKERING

IMAGENES  de Damian Peach con software y CCD

TABLA_06 arc.seg. del FWHM, Resolución equipo y Fondo de cielo  

CÓMO MEDIR LA CALIDAD DEL "FONDO DE CIELO-  simple y portatil aparato, para conocer la ( mv ) magnitud visual posible

EN DONDE OBSERVAR

LUGARES ACONSEJADOS

LUGARES con DIFICULTAD

CURIOSA PREDICCIÓN

PRACTICA CASETA "DOMO" DESMONTABLE, PARA SALIDAS DE OBSERVACIÓN...

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El SEEING (o visión) es un término utilizado en astronomía para referirse al efecto distorsionador de la atmósfera sobre las imágenes de objetos astronómicos. 

El SEEING está causado por turbulencias atmosféricas causando variaciones de densidad, que deforman el camino óptico recorrido por los rayos de luz de objetos exteriores a la atmósfera. 

El SEEING se mide mediante la mejor resolución angular posible en unas condiciones dadas. Las mejores condiciones de observación dan un diámetro de
Seeing de 0.4" segundos de arco2 en observatorios situados a gran altitud como en Mauna Kea o en La Palma;

En los observatorios situados a baja altura es habitual que el SEEING en su FWHM nunca descienda de 1"arc ó incluso que sea superior, dependiendo de la turbulencia local. ver TABLA_06

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, al efecto,  sobre 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.

...

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

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, que es el ancho (abcisa) en la altura media (ordenada) de la curva de Gauss, obtenida para la luminosidad, de una estrella.

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 FWHM = 0,98 l  /  rº   siendo rº = 14,9 en el período 1994 a 1998, y como referencia de 10 cm y a l = 500 nm  para  l = 1"arc (seg.de arc.)

...

FWHM y estrellas 

de Ø diferentes

pulsar 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. 1,5 ''arc2, 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 DIMMA, 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. 

Ver desarrollo técnico:

http://www.iac.es/site-testing/images/stories/stations/dimma/monitor.pdf

Recomendando leer el contenido del enlace SEEING Y RESOLUCIÓN 

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 ± 3 veces mayor en ese momento de la observación.

--   Ejemplo para un 203,2 mm Ø a F10:   una FWHM  =  1,31 ''arc2. comportaría una Resolución del Telescopio  de  ± 0,38 ''arc / px   --

...

Ejemplo FWHM en una noche concreta

pulsar para ampliar

Aportar para cada valor de las imágenes sobre calidad de las estrellas observadas, la FWHM de cada una de las escalas 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, ver al respecto TABLA_01, para:

 

COMO REGLA GENERAL conseguir una resolución del Telescopio y que permita:

  • Trabajar como máximo a  ±  0,5 ''arc / px, para imágenes de planetaria

  • y a  ± 2,0 ''arc / px, para las de cielo profundo

Indispensable también conocer la   magnitud en arc.seg (''arc). del Fondo del cielo  que será la magnitud por brillo del cuadrado observado de un arc.seg  ( 1 "arc ). de lado, por ejemplo una noche buena para la observación nos aportará  una magnitud de 17,8 arc.seg.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, más yo mismo JMP personalmente, como impulsores del Tema, con la ayuda conceptual en principio de Damian Peach, Ignacio de la Cueva y Daniel Verschaste, siguiendo  los siguientes principios::

  1. Está claro que dependiendo de la “característica de cielo”, veremos mejor o peor un Objeto, resaltando y permitiendo grabar más o menos sus detalles

  2. Característica, que nos hará actuar en principio, con una u otra configuración del Telescopio al que hemos situado una CCD

  3. Y por último para "escanear" con la cámara CCD ese Objeto, obntener la resolución más apropiada en segundos de arco por píxel ( ''arc / px ), conseguida con la composición y elementos añadidos 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 ± 3 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 F10 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 ( ver al efecto el desarrollo del estudio, en la pestaña "BD" de la TABLA_06 ) para 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.

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:

  1. Ø y DF del Telescopio

  2. Tamaño en µm del píxel de la CCD utilizada

  3. Resolución obtenida: 

  4. Teórica, Real y FWHM

  5. Magnitudes obtenidas en:

  6. Box 10 x 10

  7. Fondo de Cielo

  8. INT empleado en segundos

  9. Objeto captado

  10. Fecha

  11. Nombre del Autor

Naturalmente en el desarrollo del Tema, constarán los nombres de los Colaboradores

Ya comentarás y muy agradecido por interesarte en el Tema., viendo como ejemplo la base de datos "BD" de la TABLA_06 indicada en este Tema, donde ya constan las aportaciones recibidas

--  Mi agradecimiento en este Tema por la colaboración de Ramón Naves de MPC 213

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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, los valores SEEING de:  

1 a 3

muy malo

4 a 5

pobre

6 a 7

bueno

8 a 10

de bueno a excelente

  • TABLA_06

    ....
     

    Impr.Pant. ejemplo de TABLA_06

    pulsar para ampliar

La definitiva resolución supeditada al diámetro ( Ø ) de nuestro Telescopio y píxeles de la CCD, la obtendremos en el enlace  TABLA_06 situando en la misma 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, con o sin Barlow o Reductora de focal, etc., etc..

En esta misma tabla y en su pestaña "BD", el desarrollo del estudio, que nos ha servido de pauta para la configuración de esta nuestra TABLA_06.

En la tabla se obtienen para cada unidad Seeing del 1 al 10, según la escala de Pickering, los valores aproximados en segundos de arco2 ( ''arc2  )  del FWHM, más la resolución en arc.seg. por píxel ( ''arc / px ) a la que debe tender la configuración del equipo, para una captación u observación óptima..   ( Ver estudio conseguido en pestaña "BD" de esta tabla )

Y en base a experiencias poder conseguir, para una composición de Telescopio más su cámara CCD, los segundo de arco por píxel ( ''arc / px ) de resolución, necesarios poder obtener la imagen observada, con el máximo de detalles, meta a la que todos deseamos alcanzar, y por referencias complementarias a lo tratado, entrar también en la TABLA_01 en donde encontraremos lo necesario para conseguir esa configuración apropiada.

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.

1/10

2/10

3/10

4/10

5/10

6/10

7/10

8/10

9/10

10/10

Cabe destacar el esfuerzo realizado por Damián Peach, para situar imágenes del Seeing, sobre diferentes captaciones de Júpiter, mediante un filtro verde, acoplado a su CCD SKYnyx cámara acoplada a su Telescopio Celestrón C14, presentado en su "A Modern Scale of Astronomical Seeing for Imagers

No conviene grabar planetaria

con este o inferior Seeing

5/10

6/10

7/10

 

 

 

8/10

9/10

10/10

EJEMPLO ORIENTATIVO  para Ø de 14" y de 8"

 Ø'' Telescopio

SEEING

6/10

7/10

8/10

9/10

10/10

Para un 14" Ø ± en  ''arc2

FWHM

0,93

0,80

0,70

0,62

0,56

Tender "arc/px  hacia

0,29

0,25

0,22

0,19

0,17

 

Para un  8" Ø ± en ''arc2

FWHM

1,63

1.40

1.23

1.09

0.98

Tender "arc/px  hacia

0,51

0,43

0,38

0,34

0,30

Para otros Ø de Telescopios, ver  TABLA_06

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

  1. Visibilidad perfecta, con muy pocas ondulaciones.

  2. Pequeñas ondulaciones, con momentos de calma que se extienden por varios segundos.

  3. Visibilidad moderada, con mayores ondulaciones.

  4. Pobre visibilidad, con ondulaciones constantes y perturbadoras.

  5. 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:  

Pickering

Antoniadi

9 - 10

I

7 - 8

II

5 - 6

III

3 - 4

IV

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

Magnitud límite 

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

 

...

 

SQM  -  para medir la "calidad fondo de cielo"

 

pulsar para ampliar

Es decir, que cuanto menor sea la contaminación lumínica..., más negro será el cielo y con ello mejor podremos fotografiar y grabar los diferentes objetos..., alcanzando mayores distancias y magnitudes ( mv ).

Recomiendo la adquisición de un SQM-L (Sky Quality Meter), cuya finalidad es detectar la calidad del "fondo de cielo" por tanto permite conocer la magnitud visual ( mv ),en ese momento, medida en seg.arc2 ( "arc2 ), lo que nos permitirá aportarlo en nuestra TABLA_01, para conseguir la mejor configuración del equipamiento.

Además la temperatura del lugar en ºC, siendo su coste en el 2017 y distribuidores, de ± 149,00 € por ejemplo en:

http://www.astroshop.es/varios/unihedron-medidor-de-calidad-del-cielo-sky-quality-con-lente-version-l-/p,20964

Aparte de la medición de la claridad del firmamento para la observación astronómica, el SQM tiene muchas más aplicaciones.  Por ejemplo, para seguir el desarrollo de la contaminación lúminica en un lugar con el paso del tiempo.

  1. Hondonadas estrechas

  2. Laderas de montañas

  3. Cimas de alturas aisladas

  4. Y de forma general, en donde la configuración del terreno favorece el flujo ascendente o descendente del aire, la observación se ve siempre dificultada, especialmente para Estrellas dobles, que requieren la apreciación de distancias angulares muy reducidas.

  5. Otro tanto puede decirse de los terrenos húmedos, que favorecen rápidas evaporaciones o la formación de capas de niebla

  6. Así también los lugares próximos a alguna fuente importante de calor natural o artificial, que produciría rápidos movimientos ascensiones del aire, aumentando su turbulencia.

De todo ello se deduce que los lugares más adecuados para la observación, son:

  1. Los moderadamente arbolados,

  2. Recubiertos de vegetación baja, césped al que se ha regado previamente

  3. De terreno suelto, preferiblemente arenoso.

Todavía mejores, aunque difícilmente accesibles,

  1. Ciertas regiones de alta montaña,

  2. Internas de grandes desiertos.  

Cuando pasa un avión a reacción y aparecen:  "Estelas de Condensación", son el pronóstico de cambios de tiempo

  • No deja ninguna estela, o ésta desaparece con rapidez

    Es un pronóstico de buen tiempo,

    Indica que la atmósfera está muy estable, tendiendo a seco.

  • Pero si la estela persiste mucho tiempo: 

    Esto podría significar que se acerca tiempo revuelto o tormentoso "en unas ± 5 horas",

    Quiere decir que el avión está pasando por una capa aire bastante húmedo.

    Sobre todo si hay muchas estelas producidas por los motores de aviones y nubes tipo cirros, que son esas nubes muy altas, delgaditas y muy blancas que parecen "sábanas" algodonosas muy finas y que están a veces hechas jirones

  • PRACTICA CASETA "DOMO" PARA SALIDAS DE OBSERVACIÓN

Evidentemente una de las preocupaciones de todos, es disponer de una protección contra las diversas inclemencias climáticas puntuales, tanto en una terraza o patio, como en nuestras salidas Star Party.

....

DOMO PORTABLE

Pulsar para ampliar

Y navegando por Internet, he encontrado esta imagen de un DOMO cuya comprensión, solución y utilidad, saltan a la vista y que podemos confeccionar en breve tiempo con simples tubos roscados en sus extremos a diversas "T" tambien roscadas, que amparan a los tubos superiores, etc., etc., y todo ello ensamblado en poquísimo tiempo, y luego cubriéndolo y sujetándolo con el conveniente plástico oscuro y resistente, aportándonos un domo francamente interesante, que nos privará de las inclemencias meteorológicas, como viento, lluvia, etc..

Ver la imagen para intuir como confeccionarla y con un poco de paciencia, más cierta habilidad..., que obviamente no nos falta en este nuestro hobby, se monta y desmonta, conservando todo el conjunto en una bolsa diseñada a propósito, que cabe en cualquier maletero.

  • Naturalmente mi felicitación al aficionado observatoriowillkawara@gmail.com, que tuvo la feliz idea, quedando a disposición de a quien pueda interesar, para solicitar su adquisición.

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UR 13/01/2017

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