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SEEING y FWHM ESCALA PARA CONDICIONES DE VISIBILIDAD ATMOSFÉRICA Y PROCEDIMIENTO PARA MEDIRLA DIMM ( Differential Image Motion Monitor ) IMÁGENES 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 portátil aparato, para conocer la ( mv ) magnitud visual posible Franja horaria mejor para observar de noche PRACTICA CASETA "DOMO" DESMONTABLE, PARA SALIDAS DE OBSERVACIÓN... ______________________
El SEEING (calidad de visión o visibilidad
astronómica) es un término utilizado en astronomía para
referirse al efecto distorsionador de la atmósfera sobre las imágenes
recibidas de
objetos astronómicos. 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 para imágenes de cielo profundo y su aplicación también para planetaria 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 por píxel, aproximadamente de ± 1 / 3 del valor FWHM del Seeing, en ese momento, por tanto resolución ± 3 veces mejor que la del Seeing, en segundos de arco. Teóricamente debería tender a 2,57 veces.-
Ver, al efecto,
sobre este Tema el
Aporte
experimental 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.
Ello tiene gran importancia, para la configuración del Telescopio, a conseguir para cada grabación y momento, porque de nada sirve conseguir una configuración de p.e. 0,38 ''arc / px, si la atmósfera p.e. debido a su turbulencia, altura sobre horizonte, etc., aporta un Seeing (FWHM) de p.e. ± 3,27 ''arc., ya que los detalles a observar están en estos p.e. 3,27 ''arc., y ni que decir tiene en el seguimiento por software y cámara, porque debería tender como óptimo el Seeing a 0,98 ''arc, para obtener la teórica relación de 2,57 veces (0,98 / 2,57 = 0.38), por tanto esa diferencia en el Seeing de ese momento ( 3,27 - 0,98 = 2,29 ) es demasiada y molesta ya que para ese Seeing de 3,27 ''arc, teóricamente deberíamos trabajar con una resolución de 1,27 ''arc / px (3,27 / 2,57 = 1,27).
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 cualquier estrella. Por tanto Seeing es el FWHM en ese punto y momento. 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 cm2 y a l = 500 nm para l = 1"arc (seg.de arc.)
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.
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:
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, aplicando Barlow, Reductora de focal o incluso métodos como el de Proyección de Ocular, etc., para obtener generalmente unas ± 3 veces mejor en ese momento de la observación, por ejemplo con Seeing de ± 1,30 ''arc llegar a resolución de ± 0,43 ''arc / px o mejor, habida cuenta del tamaño del píxel de la CCD, hablando de captaciones de planetaria, ya que para cielo profundo estaría sobre ± 1,76 ''arc / px... -- Ejemplo para una captación de planetaria,
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 ver un desarrollo práctico.
COMO REGLA GENERAL conseguir una resolución del Telescopio y que permita:
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.seg2 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::
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 la muestra con 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:
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" pestaña 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 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 de Airy y anillo de difracción tuvieron que ser modificados para instrumentos mayores o menores, pero son un punto de arranque:
En esta escala, se considera en principio, los valores SEEING de:
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, para observaciones de cielo profundo y con su factor corrector, para las de planetaria.. 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, con el factor regulador para imágenes de planetaria ) 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 que ampliamente hemos tratado, entrar también en la TABLA_01 en donde encontraremos lo necesario para conseguir esa configuración apropiada. |
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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. Ver esta "escala de Bortle" con sus valores del 1 al 9.
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: 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 lumínica en un lugar y con el paso del tiempo.
De todo ello se deduce que los lugares más adecuados para la observación, son:
Todavía mejores, aunque difícilmente accesibles,
Cuando pasa un avión a reacción y aparecen: "Estelas de Condensación", son el pronóstico de cambios de tiempo
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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.
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" también 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.
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UR 25/08/2023 --- --- |