El objetivo de la visita era doble: disfrutar de la compañía y de la astronomía.
Así fue y estuvo tan bien, que sin duda habrá que repetir el encuentro.

La tarde – noche del 14 al 15 de abril fue intensa y bien aprovechada.
Tuvimos tiempo de charlar sobre temas de astrofotografía en general, de alineación, de colimación, de tipos de monturas, de cámaras, de técnicas con el PixInsight y un sin fin de cosas más, todas muy interesantes.

Durante la tarde y antes de la cena, pasamos un buen rato en el observatorio.
Con Pedro aprovechamos para cambiar el montaje del último año y medio (ED80) por el del VISAC recién colimado.
Las visitas tuvieron la rara oportunidad (en un observatorio fijo) de ver un momento de intensa actividad como es el cambio de setup. El resto del tiempo y en general, la actividad es discreta y todo se podría resumir en: abrir, poner todo en marcha, apuntar, lanzar el control remoto y volver a casa para controlar las capturas sin más, durante horas.
Puede parecer espectacular para el no iniciado, pero sin duda es menos vistoso que un cambio de setup completo con todo su cablerío, anillas, adaptadores, etc…

El cambio del ED80 al VISAC nos llevó un par de horas largas, puesto que como siempre, surgen imprevistos a la hora de encadenar los elementos del tren óptico.
Afortunadamente, tenemos anillas, extensores, conversores y resto de utillaje de todo tipo y color. Esto hizo que la función acabara muy bien.

Si cuando entramos al observatorio este era el setup que se encontraron Francesc y Joan…

ED80 a f7.5 con aplanador y filtro IDAS LPS sobre EQ6 Pro
Cámara QHY8 Pro
Enfocador JMI
Guiado vía SXV AO LF / Lodestar

Tras un par de horas la cosa quedó así:

VISAC a f9 con filtro IDAS LPS sobre EQ6 Pro
Cámara QHY8 Pro
Enfocador Seletek
Guiado vía SXV AO LF / Lodestar

Como detalle extra destacamos un punto crítico que es el acoplamiento de la SXV AO LF al enfocador. Por un momento pensamos que habíamos agotado todas las combinaciones posibles de anillas y adaptadores, pero no.
Tiene poco margen de fijación al enfocador, pero resultó ser suficiente.
El IDAS queda embutido en la parte frontal de la SXV AO LF

Otro momento que seguro Francesc y Joan recordarán, será la milagrosa aparición de Xavi, que gracias a sus mil herramientas y saber hacer, nos improvisó en pocos minutos un contrapeso para balancear el eje de declinación.
Hace un par de años decidimos que teníamos que comprar un contrapeso frontal para la cola de milano del VISAC, pero nunca lo llegamos a encargar.
Como no podía ser de otra forma… el día que recuperas el montaje, te vuelves a encontrar en el mismo punto en el que estabas… no lo tienes y te hace falta.

Vista de la cola de milano del VISAC con el contrapeso temporal para balancear el eje de declinación y de Pedro instalando el contrapeso fabricado por Xavi.

Por la tarde nos temimos lo peor, se puso a llover y tuvimos que cerrar el observatorio.
Pero tras la cena, Murphy se apiadó, despejó parcialmente y gracias a la lluvia la atmósfera quedó inusualmente limpia además de increíblemente estable, cosa rarísima en La Bisbal.
Sacamos la HEQ5 al patio anexo del observatorio y con el ED80 aprovechamos para hacer un poco de visual.

Entre claros y nubes pudimos disfrutar de un Saturno espectacular en el zenit con un ocular de 20mm de VIXEN.
Puesto que las condiciones de transparencia y buen seeing eran tan favorables allí donde no habían nubes, con el mismo ocular pero sobre una PowerMate x5 y una Barlow x2 encadenadas, volvimos a enfocar Saturno.
Ni rastro de mal seeing, ni reflejos, ni brillos, ni halos. IMPECABLE a todas las focales.
Un Saturno como pocas veces hemos visto. Bien contrastado y absolutamente estable.
Por suerte, Francesc y Joan fueron testigos, porque esto lo cuentas y no se lo cree nadie.

De Saturno, pasamos a Marte, pero ya estaba muy bajo en el oeste y sólo se apreciaba el disco. Luego vino M13, muy tenue y con poco detalle, y poca cosa más.

La noche acabó dentro del observatorio y ya bien entrada la madrugada nos despedimos de nuestros amigos.

Como comentario final hay que añadir que lo pasamos tan bien que a todos se nos pasó lo evidente… hacer una foto de grupo para inmortalizar el encuentro.
Lástima. Aunque… bien mirado, ya tenemos una excelente excusa para repetir.

El VISAC es una leyenda dentro de la comunidad de astrofotógrafos y lo es debido a su gran calidad de imagen. El comentario de que es el “RC de los pobres” le hace justicia.

No en vano se trata de un sistema con una óptica muy bien corregida, sin problemas de astigmatismo ni coma, con un error cromático inapreciable, un primario fijo y un secundario generoso que ilumina muy bien el campo de nuestra QHY8 Pro.

Tiene otros “pluses” poco frecuentes en telescopios de su mismo rango de precios.
Por ejemplo, es muy ligero, no tiene problemas de condensación al no tener correctora y todo es colimable: enfocador, primario y secundario.
Esto último es sin duda un gran plus, pero también puede ser un quebradero de cabeza importante, puesto que cuantos más elementos colimables hay… más probabilidad de que alguno se descolime.

Hace un par de años (Marzo 2010) lo desmontamos, limpiamos y colimamos.
Lo utilizamos hasta diciembre de ese año y luego lo sustituimos por el  ED80.
Hace un par de semanas, aprovechando la visita de unos amigos y que de aquí al verano hay menos objetivos de gran campo para el ED80, decidimos desempolvar el VC200L y ponerlo a punto.
En su día realizamos una colimación con lo que teníamos a mano, pero no documentamos el proceso como es debido.
Esta vez, hemos estructurado nuestro método de colimación paso a paso y tras documentarlo a fondo decidimos publicar la experiencia en este post.
No obstante, antes de comenzar con la guía paso a paso, vale la pena tener en cuenta una serie de notas previas:

Enfoque a distancias cortas y back focus a aplicar.

La distancia hiperfocal del VISAC a f6.4 (punto a partir del cual todo el campo queda enfocado), para un tamaño de pixel de 7,8 micras a foco primario es de unos 33 Km.
Pero eso de poco nos sirve.

Lo que nos interesa saber es qué back focus hay que aplicar para poder enfocar a distancias muy cortas (pocos metros, 15 – 20 metros).

A menor distancia del objeto, mayor back focus habrá que aplicar. Pero como es obvio, todo tiene un límite. No le podemos poner un extensor de medio metro al VISAC.

Hemos utilizado la siguiente fórmula para calcular la distancia de enfoque para un objeto (nuestro PC con la estrella artificial), situado a 17 metros.

Para los 17 metros a los cuales situamos nuestro objeto a enfocar, (la estrella artificial en la pantalla del PC), la distancia focal total es de 1384 mm, lo cual provoca un back focus (extensión) considerable.

Si el objeto se colocara a 500 metros, la distancia de enfoque estaría en 1283 mm.
A 32,8 Km, (distancia hiperfocal) la distancia de enfoque del CCD se situaría a 1280,049 es decir, 49 micras más allá de la longitud focal nominal a f6.4.
Pero si colocáramos el objeto a tan sólo 5 metros, la distancia necesaria para llegar al punto de enfoque sería de 1720 mm, es decir, 44 cm más allá de los 1280 mm.

Toda esta teoría parece rebuscada e innecesaria, pero lo cierto es, que por no tenerla en cuenta y no haber releído nuestro propio post de hace un par de años… enfocar la máscara de colimación nos llevó más tiempo que todo el resto de pasos.

Los demás pasos tras el enfoque, se realizaron en algo menos de una hora.
No está mal, teniendo en cuenta que esa hora también incluye el tiempo extra de documentar el proceso paso a paso fotográficamente.

El problema fundamental fue el “pequeño detalle” de olvidar añadir el reductor de focal y como es lógico, no hubo manera de enfocar a f9.
Para los 17 metros de distancia a los que estaba colocado el PC (límite del garaje), la distancia de enfoque del VISAC a f9 se hubiera situado en 2013 mm.
Casi 11 cm más de backfocus que el requerido para la misma distancia a f6.4
Una vez añadido el reductor de focal, salvamos el principal problema de la tarde.

Detalle del enfocador con el reductor a f6.4, el espejo divisor y la DSI a la distancia de enfoque adecuada.

Detalle del PC situado a 17 metros. Es el pequeño rectángulo blanco que se ve al fondo, en la parte superior izquierda de la imagen.

Precauciones:

Antes de comenzar, recuerde que el haz del laser NUNCA debe dirigirse a los ojos, puesto que el daño en la retina podría ser permanente. Lea las instrucciones de su colimador y tómese las advertencias indicadas muy en serio. Dependiendo del modelo y potencia del laser, una fracción de segundo podría ser suficiente para dañar la retina para siempre.
Por tanto cualquier precaución es poca.
Los fabricantes suelen incluir notas y serigrafías de advertencia, hágase un favor, léalas.

Segunda nota importante: nuestro VISAC ya no está en garantía y por tanto nos arriesgamos a colimarlo y en algún caso a modificar partes del mismo.
Tenga en cuenta que haga lo que haga será bajo su propia responsabilidad.
Todo lo que explicamos en este post y en nuestro blog, son procedimientos que nos han funcionado con nuestro material y de ahí que queramos compartirlo, pero como es obvio, no nos hacemos responsables de la interpretación, aplicación ni resultados de nadie.
Si no está seguro o no está dispuesto a asumir totalmente los potenciales riesgos y consecuencias asociadas, consulte con su proveedor de material astronómico habitual.

Tercera nota importante: los tornillos de colimación trabajan en parejas. Uno empuja la superficie y el otro la acerca. Para apretar/tensar uno, primero hay que aflojar el otro.
Los movimientos a realizar son pequeños. Es importante no forzar nada.
Desconocemos la longitud de estos tornillos, pero intuimos que serán longitudes muy cortas, por tanto hay que ir con cuidado.
En nuestro caso, todos los ajustes consistieron en fracciones de vuelta para las tres superficies: enfocador, secundario y primario.
Además no hizo falta trabajar sobre las 3 parejas de tornillos de todas y cada una de las superficies. En algún caso sólo tuvimos que modificar la posición de una pareja de tornillos y nada más.

Cuarta nota importante: si es posible realice todo el proceso con alguien que le ayude.
Hay pasos que si tuviera que realizarlos solo, serían mucho más complicados y largos.

Qué hace falta para colimar mediante nuestro método:

1. Soporte de referencia del VISAC
   Hace falta una posición de referencia fija que nos garantice que la estrella artificial quede enfocada y dentro del campo del CCD.
   Teniendo en cuenta la distancia a la que estará situada la pantalla del PC (17 metros en nuestro caso), esta posición de referencia tiene que ser una posición sólida, que permita sacar el VISAC y volver a colocarlo sin variaciones o con variaciones ínfimas.
   Nosotros hemos utilizado una pletina Geoptik, pero una tabla de madera en forma de L, sujeta firmemente a una mesa o a un banco de trabajo mediante dos sargentos, será igualmente útil y precisa. 

   Detalle del montaje con la pletina Geoptik sujeta a la mesa firmemente mediante dos sargentos.
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2. Destornillador para desmontar el secundario.
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3. Llaves Allen pequeñas para los tornillos de colimación.
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4. Espejo pequeño, para colimar el enfocador.
   Llegado el momento el espejo se tendrá que colocar delante (parte exterior) del soporte del secundario.
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5. Cámara CCD, puede ser cualquiera, la de guiado por ejemplo.
   Nosotros utilizamos una DSI II C. 

   
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6. Un PC/Mac para poder visualizar la máscara con la estrella artificial que cargaremos en el PC que hemos colocado a 17 metros.
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7. Otro PC/Mac para capturar la imagen de la estrella artificial ligeramente desenfocada  y así poder monitorizar el proceso de colimación del primario.
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8. Colimador Laser, si puede ser con adaptador auto centrado como el Hotech
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Guía rápida de nuestro método para colimar el VC200L VISAC.

Esta guía ilustra de forma muy resumida y esquemática el proceso que seguimos para colimar nuestro VISAC.

Método de colimación del VC200L VISAC a f6_4.pdf

El siguiente es un documento en PowerPoint que aglutina dos objetos. La máscara en color granate para ayudarnos a localizar el punto central en el pequeño campo de la CCD de guiado, y la propia estrella artificial (punto blanco central).
Una vez situada la estrella en el último paso, (colimación del primario), si la máscara que nos ayuda a localizarla interfiriera al aplicar el desenfoque, siempre se podría desagrupar el objeto, eliminar la máscara y quedarnos solo con la estrella artificial (el punto blanco central). Así lo hicimos nosotros.

Máscara colimación VC200L VISAC.pptx

Antes de comenzar quisimos comprobar cómo estaba la colimación.
No muy bien como se puede apreciar en la siguiente imagen.

Método en imágenes y su correspondencia con los puntos de la guía.

1. Preparación:
   a. Aunque en la guía planteamos utilizar una tabla de madera, nosotros hemos utilizado una pletina Geoptik. El objetivo es tener un soporte firme, para poder mover el VISAC y volver a dejarlo exactamente en la misma posición de referencia (esta es la posición enfrentada con el PC/Mac a 17 metros).
   Para realizar alguno de los pasos siguientes será más cómodo poder cambiar la posición del VISAC y así facilitar el trabajo. Gracias a esta posición inicial de referencia, en el último paso (colimación del primario) podremos volver a dejar todo exactamente igual que como estaba al principio. Esto es un requisito fundamental de nuestro método.
   La posición de desplazamiento sobre la Geoptik queda fijada por los tornillos finales de la cola de milano que hacen de tope. Si se utiliza una tabla de madera en forma de L, no hace falta más que encajar la cola de milano contra el ángulo recto que forman sus lados.
   (Ver detalle esquemático en el punto 1.a de la guía rápida, PDF)
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   b. Colocación del PC/Mac a 17-20 metros.
   En nuestro caso lo pusimos al final del garaje y así conseguimos enfocar la imagen.
   Eso sí, de poco nos fue el haber tenido que montar todo el chiringuito en la calle.
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   c. Para enfocar la imagen se recomienda abrir una página de texto a cuerpo 10-12  a pantalla completa.
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2. Colocar la cámara y enfocar la imagen.
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   Nota importante: una vez enfocada la imagen, fijar el enfocador.
   Así evitaremos flexiones debidas al peso de la cámara, extensores, etc.
   Esto es algo que también hacemos de forma rutinaria en nuestras capturas de cielo profundo. Liberamos ligeramente la fijación del enfocador para no forzar el motor de enfoque, enfocamos y luego lo volvemos a fijar. Si se dejara sin fijar, el peso de la cámara desplazaría el eje del conjunto del enfocador en dirección al suelo alterando la perpendicularidad del plano del CCD con el eje óptico.
   A modo de aviso, conviene colgar una etiqueta en el mando del motor del enfocador que nos recuerde que debemos aflojarlo y fijarlo, antes y después de utilizarlo. De lo contrario es probable que algún día nos olvidemos y forcemos el motor del enfocador.
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   Una vez enfocada la imagen, abrir el archivo pptx, editarlo y situar la máscara de forma que se vea en la imagen capturada.
   No es necesario situarla en ningún lugar concreto, basta con que la imagen esté dentro del campo del CCD.
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3. Marcar la posición en la que se encuentra el secundario y retirarlo con cuidado. Mucho cuidado y atención con este paso, para luego volver a dejar todo tal y como estaba.
   El manual de Vixen (punto B.1) indica lo siguiente a la hora de desmontar el secundario:
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   “Remove the secondary mirror and holder from the front spider. Don’t forget to mark the orientation first. Aim the scope approximately horizontally. Remove the model name sticker and loosen the 3 collimation screws (fig 1-1) one full turn. Remove the Phillips screw in the center of the spider, being careful not to lose the washers that may drop out from between the spider and the secondary (they may stick to either one). Leave the spider in place. To get the secondary assembly out of the tube, aim it at the tube wall and carefully slide it between the vanes.”
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4. Manteniendo el tubo horizontal, retirar la cámara CCD e introducir el colimador (siempre apagado).
   Situar y aguantar un espejo pequeño por la parte exterior del soporte del secundario, encender el colimador y por último colimar el enfocador.
   Este paso es mejor realizarlo entre dos personas. Mientras uno aguanta el espejo, el otro colima. Recuerde que no hay que mover la posición de foco.
   Deje el enfocador fijado, tal y como quedó en el punto 2
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5. Si durante la acción anterior, se retiró el tubo del soporte fijo de la mesa (posición inicial de referencia), volver a colocarlo en la posición inicial.
   En nuestro caso, así lo hicimos. Retiramos el VISAC de la posición inicial para facilitar la tarea de colimación del enfocador y luego lo volvimos a dejar como estaba.
   Al colocar el tubo en su posición inicial de referencia (sobre la Geoptik en nuestro caso), ahora el laser apunta directamente a la pantalla del PC que está a 17 metros.
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   Si no fuera el caso, debido a que el enfocador estaba muy descolimado, mueva el PC hasta que la proyección del haz del laser quede situado en algún punto dentro de la pantalla. En nuestro caso, no hizo falta tal movimiento y tenga en cuenta que si hay que mover el PC, se perderá el punto de foco y habrá que volver a ajustarlo en el último paso.
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   NOTA importante: recuerde que NUNCA hay que exponer el haz del laser apuntando a los ojos. En cuanto a la proyección del mismo contra la pantalla del PC, nosotros no hemos notado ningún problema/daño aparente de la misma, pero entendemos que esto puede depender notablemente de la potencia del laser y de la pantalla de cada PC, infórmese primero en cualquier caso.
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   Edite el documento de PowerPoint y mueva la máscara hasta que la estrella artificial (punto blanco central) quede en la misma posición que el punto central proyectado por el laser sobre la pantalla. Al editar el documento, procure no mover el PC ni la pantalla, para no perder el punto de foco.
   NOTA importante y reiterada: NUNCA mire hacia el haz del laser que sale del VISAC.
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   Ahora la estrella artificial ya está perfectamente alineada con el eje geométrico del enfocador. Este es un paso de preparación para la posterior colimación del primario.
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6. Apague el colimador laser y vuelva a colocar el secundario. Una vez colocado el secundario, vuelva a encender el laser y colime el secundario.
   Nuevamente recordamos que esto es mejor hacerlo entre dos personas.
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7. Si no lo había hecho ya, vuelva a colocar el VISAC en la posición de referencia inicial.
   Apague y retire el colimador laser.
   Inserte la cámara.
   Si la posición de referencia se ha mantenido, ahora debería de ver la estrella artificial en algún punto de la imagen. Punto central blanco de la máscara de colimación.
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   Libere la fijación del enfocador y desenfoque ligeramente la imagen para poder colimar el primario. Vuelva a fijar el enfocador. Esto es importante para mantener el plano del CCD perpendicular al eje óptico del enfocador.
   Amplíe y contraste la imagen de forma que pueda monitorizar la colimación del primario de forma precisa.
   Colime  el primario hasta que la imagen presente un aspecto perfectamente simétrico.
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   Imagen de la DSI: ampliación al 400% y contraste con un stretch acusado.
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   En la siguiente imagen se puede observar el ajuste que realizamos.
   En la imagen anterior, la sombra central está ligeramente desplazada hacia la parte superior izquierda.
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Ya sólo nos queda trasladar el VISAC al observatorio, capturar nuestra primera imagen real tras la colimación y comprobar el resultado. Todo llegará.

Fuentes y documentación adicional sobre el VC200L VISAC

VISAC Collimation guide
VISAC page
VISAC specs
VISAC review
VISAC review (II)
VISAC Wikipedia

Fuentes y documentación adicional sobre temas de enfoque

Close focus formula
Depth of focus
Understanding depth of field
Circle of confusion
Hyperfocal distance
Relación entre f y DoF

Colimador laser Hotech

SV aligner es la aplicación de alineación a la polar por el método Sánchez – Valente.

Permite trazar los segmentos de estelas directamente sobre las imágenes del movimiento del cielo y movimiento de la RA.

Calcula y presenta sobre las imágenes sus respectivos centros de rotación así como la corrección necesaria en (x,y)

Dispone de herramientas de zoom, de organización de ventanas de trabajo y guarda todos los cambios de forma automática.

El interface está disponible en 4 idiomas.

Cuenta con una guía rápida paso a paso (de momento sólo en castellano) que además iremos ampliando con video tutoriales.

Y lo mejor de todo…  es GRATIS!!!

Descargue la aplicación y la guía rápida desde svaligner.com

SV aligner, la alineación perfecta a la polar
por el método Sánchez – Valente

En el artículo anterior hicimos una descripción detallada del nuevo método de alineación que proponemos, y además proporcionamos las herramientas necesarias para poder ponerlo en práctica.

En este post pretendemos demostrar las bondades del procedimiento y la rapidez de ejecución. Para ello hemos desalineado completamente la montura y hemos procedido a volver a alinearla.

Las pruebas de campo que hemos realizado son las siguientes:

• Prueba 1: desalineamos la montura por completo, como si acabáramos de montar el telescopio, y realizamos una alineación rápida con el buscador de la polar. Ni siquiera nos hemos molestado en intentar ajustar especialmente bien la hora angular correspondiente (en adelante HA), sino que la acercamos ‘a ojo’ a la posición que le corresponde. En 25 minutos hemos vuelto a dejar la montura alineada con un error calculado de 9 arcseg  respecto al NCP.
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• Prueba 2: desalineación total. Nos llevamos la estrella polar a un punto alejado del círculo del buscador de la polar. Es decir, no sólo no está en la HA que le corresponde, sino que además está totalmente fuera de su círculo natural de rotación. En este caso hemos tardado un poco más, unos 53 min, debido a efectos que comentamos más adelante y a que hemos repetido el procedimiento una segunda vez para dejar una alineación lo más precisa posible. El error final calculado es de 7 arcseg.

Tras este aperitivo, procedemos a explicar ambos casos con más detalle y con sus correspondientes ilustraciones.

Consideraciones previas

No es necesario volver a realizar una captura de la rotación del cielo. Tal y como explicamos en el post anterior, cuando realicemos por primera vez esta captura, podremos conservarla para siempre, y utilizarla siempre que utilicemos el mismo telescopio con el mismo tren óptico. Ni siquiera necesitamos que se trate de la misma montura.

Esto es una gran ventaja, ya que la captura del cielo rotando es la más larga (45 – 90 min.) y por tanto en próximas alineaciones nos ahorraremos tanto ese tiempo de captura como el de toma de medidas de coordenadas sobre la imagen.

Prueba 1: Partimos de una alineación básica con el buscador de la polar.

En la imagen siguiente se puede apreciar lo que se ve a través del buscador de la polar, y que constituye nuestro punto de partida

Sobre esta ilustración es interesante hacer las siguientes apreciaciones:

• No hemos ajustado la HA: no hemos utilizado el circulito sobre el cual hay que situar la polar. Lo que hemos hecho es situar la polar más o menos en la posición que le correspondería conociendo la HA.
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• No hemos situado del todo la polar sobre el círculo de rotación con el único objetivo de que se pudiera apreciar en la ilustración que mostramos. Esto introduce algo más de error, pero como veremos tiene poca importancia.

Este es nuestro punto de partida. A partir de ahora ponemos en marcha el cronómetro y contamos el tiempo que nos llevará realizar los próximos pasos hasta que hayamos finalizado la alineación.

• Paso 1: Captura de una imagen rotando manualmente la montura en RA.
  Tiempo requerido: 3 minutos.
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• Paso 2: ajuste del stretching de la imagen para visualizar correctamente las estelas, y medidas de las mismas siguiendo las indicaciones de nuestro método.
  Tiempo requerido: 6-7 minutos.
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• Paso 3: Tras el paso anterior ya conocemos la desviación actual de la montura, que resulta ser de unos 3,7 minutos de arco. También conocemos la corrección que hay que aplicar, así que procedemos a alinear la montura.
  Tiempo requerido: 15 minutos.

Hasta este momento hemos tardado unos 25 minutos, y me gustaría resaltar que el paso 3 nos ha llevado tanto tiempo porque los controles de azimut y altitud de nuestra EQ6 no son precisamente maravillosos, y debido a su escasa precisión hemos tenido que ‘perseguir’ la posición final hasta que nos hemos dado por satisfechos.

Tras esta alineación hemos repetido el proceso, pero sólo para evaluar el error actual. Este proceso nos ha llevado otros 10 minutos en total (captura más cálculos). Huelga decir que esto no es necesario, pero queríamos poder aportar el error final en este post.

En resumen:

• Tiempo total de alineación tras una puesta en estación básica: 25 min.
• Tiempo extra para volver a calcular el error final: 10 min.
• Error final de la montura: 9 segundos de arco.

Si alguien consigue un resultado similar con el método de la deriva, en un solo paso y en este tiempo, le felicito (desde luego no es nuestro caso).

Prueba 2: Partimos de una desalineación muy pronunciada

Sin dar muchas explicaciones, os muestro en la siguiente imagen cómo hemos dejado el punto de partida visto a través del buscador de la polar.

A pocos de nosotros se nos ocurriría partir de una situación así, a menos que nos guste complicarnos la vida. Sin embargo eso es lo que hemos hecho para demostrar la potencia de nuestro método.

En este caso los resultados de cada paso son:

• Paso 1: Captura de la imagen RA.
  Tiempo requerido: 3 minutos.
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• Paso 2: Cálculos sobre la imagen.  Esta vez hemos tardado bastante más, porque al ser la desalineación tan pronunciada nos ha costado identificar las 2 primeras estrellas comunes con la imagen del cielo. Más adelante explicamos esto en detalle.
  Tiempo requerido: 30 minutos.
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• Paso 3: Del paso anterior obtenemos un error actual de unos 42,4 arcmin!!
  Una alineación realmente mala. Conocido el error y la corrección a aplicar nos tomamos otros 10 minutos para arreglar el desastre.

Por tanto, en esta ocasión hemos tardado unos 43 minutos en realizar todo el proceso. Y con una captura de control que hemos hecho a continuación se desprende que ahora el error es de tan solo 1,4 arcmin.

Como nos hemos vuelto exquisitos, pero sobre todo tras ver lo fácil que resulta hacer correcciones, no nos hemos conformado con esta situación, y en 10 minutos más hemos vuelto a hacer una última corrección. Esta pequeña inversión de tiempo ha supuesto alcanzar un error final de unos 7 arcseg!!!

Comentarios sobre la prueba 2

En la prueba 2 hemos comentado que la desalineación tan extrema que hemos tomado como punto de partida nos ha dificultado la identificación de estrellas comunes con la imagen del cielo inicial que ya teníamos. En la imagen que mostramos a continuación se puede entender por qué:

La imagen de la izquierda era una captura de la rotación del cielo partiendo de una puesta inicial en estación moderadamente buena, así que el centro de rotación estaba relativamente cerca del NCP.

En cambio, en la imagen de la derecha la desalineación es tal, que las estelas siguen trayectorias completamente diferentes. Nótese la separación entre ambas cruces, la de color rojo es el centro de rotación de la R.A. mientras que la de color cyan es el NCP.

Para entender el problema en toda su magnitud, sobre las mismas imágenes hemos numerado algunas estrellas comunes a ambas. Resulta evidente que es imposible guiarse por la forma de las estelas para localizar estrellas comunes.

Nosotros lo que hemos hecho es partir de una estrella que resultara obvia (en este caso Polaris) y buscar estrellas en ambas imágenes que estuvieran aproximadamente a la misma distancia (el punto de referencia es el inicio de la estela de Polaris).

Las conclusiones obvias son:

1. Queda explicado por qué la prueba 2 nos ha llevado más tiempo: Ha sido complicado localizar estrellas comunes a ambas imágenes.
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2. Para evitar este problema, es recomendable partir de una situación que no sea tan desastrosa como la que hemos empleado para la demostración, ya que nos hará la vida más fácil a la hora de localizar estrellas comunes entre imágenes.
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3. Incluso en este caso, el método ha funcionado espectacularmente bien, así que ni siquiera esto es un obstáculo para realizar la alineación en un tiempo que opinamos que es más que razonable, y en nuestra opinión difícil de conseguir con cualquier otro método.

Por tanto y siempre que se pueda, conviene realizar una alineación previa con el buscador de la montura por el método de la hora angular. Esto nos llevará 5 minutos como mucho y evitará que nos encontremos en una situación como la que acabamos de describir.

Nota final para personas perspicaces

Posiblemente alguno ya se habrá dado cuenta de un pequeño detalle: en realidad, si no movemos el tubo ni la cámara, el centro de rotación de la imagen RA siempre estará en las mismas coordenadas. Esto es lógico porque la posición relativa entre el telescopio y el eje de la montura se mantiene.

Por tanto, en realidad ni siquiera hubiera sido necesario volver a realizar todas las medidas de coordenadas de estelas para cada imagen R.A. que hemos capturado durante las pruebas. Simplemente nos hubiera bastado con indicar las coordenadas de las 2 primeras estelas comunes entre la imagen del cielo y la de R.A.

Sin embargo hemos preferido realizar el proceso completo, porque en la realidad uno suele realizar la puesta en estación justamente tras realizar alguna modificación en la configuración. Por otra parte, si rotamos la cámara, esto deja de ser cierto e igualmente hay que realizar el proceso completo.

Lo que sí es cierto es que de acuerdo con esta conclusión, podemos comprobar si el margen de error de nuestras medidas y cálculos es muy elevado o no. Para ello hemos comparado las coordenadas de rotación en R.A. que hemos obtenido en todos los casos y hemos podido comprobar que efectivamente son siempre aproximadamente los mismos. El margen de error que hemos detectado entre unos casos y otros es de un máximo de unos ±4 píxels, lo que con nuestra configuración corresponde a unos ±10 arcseg.

En definitiva, todas las medidas y sus cálculos asociados que hemos realizado consideramos que tienen un margen de error de ±10 arcseg, lo que sigue constituyendo una excelente aproximación.

Q 1: Who is the target audience for this method?

Q 2: How long does alignment take with this method?
A 2: The very first time, it takes between 1.5 and 2 hours because the capture of the sky movement will need a long time to perform. However, once you capture this image, measure the starting and ending coordinates of several star trails and enter their data into the spreadsheet, you will have them for future use.
From then on, whenever you are in the same hemisphere and have the same optical train, accurate polar alignment will take no more than 15-30 minutes.

In this amount of time you should be able to do the following:
- Capture the “RA Mov.” image (3-5 min)
- Look and find in the “RA Mov.” image, the same two reference star trails as the ones you chose on the “Sky Mov.” image. Enter their starting and ending points coordinates into the spreadsheet and add the other 3 star trail coordinates (5-10 min).
- Use the correction shown in the Excel spreadsheet to make the change to the mount (7-15 min).

Q 3: What exactly do you mean by same optical train?
A 3: Every optical component within your system where light is reflected or passes through. This goes from the first surface of your system the star light hits and ends with your camera CCD, both points included.
An optical train (A + a’ + a”) is equal to another (B + b’ + b”) only if all their elements are equal (A=B, a’=b’, a”=b”), are placed exactly in the same order and at the same distance (distance from A to a’ = B to b’; a’ to a” = b’ to b”).

Q 4: If you disassemble the optical train and mount it again with the CCD in a different rotation angle, do you still consider it as the same optical train?
A 4: Yes. No problem!
If you disassemble the optical train (telescope, filter wheel, focal reducers/flatteners, camera, etc.), store it and set it up again two weeks later in another place, it is considered the same optical train.
If you set up your system exactly as it was when you captured the “Sky Mov.” image, the focal length and optical corrections will not vary and the new “RA Mov.” image will be consistent with the former “Sky Mov.” image.
Different focus positions between the two captures are hardly perceptible compared with the total focal length of the system.
The CCD rotation angle has no impact on calculations. However, it may interfere in some way when you are trying to find the two reference stars chosen in “Sky Mov.” image within the rotated “RA Mov.” image.
In order to minimize the probability of a star chosen in “Sky Mov.” image disappearing from the image field in the “RA Mov.” image, we highly recommend selecting the two reference stars in the area within a square centered over the image.
(See step 3 at page 4. Quick Guide)

Q 5: Do I need to see Polaris in the CCD field?
A 5: No.
The only requirement is having curved star trails that enable the tool (Excel file) to calculate an accurate rotation center position. For example, if the mount is pointing at a position far away from the true NCP, you will not get star trails with the minimum recommended 60º curved paths.
This might affect the accuracy of the rotation center calculations.
(Note that 60º is not for just one trail, but for the total star trails shown in the image)
This does not mean that we could not try with images that show star trails covering less than 45º from side to side.
Remember that the shorter the total star trails become, the greater the potential for errors of calculation. The system’s focal length is closely related to the NCP offset at which we can point the mount while still having curved star trails.
As a general rule, you should point your mount to the area around the NCP.

Q 6: Is the accuracy of Park/Home position important?
A 6: No, for the same reason as the previous question.
We recommend capturing both images from Park /Home position to maximize the curvature of the star trails. If NCP is somewhere in the image, star trails will show a curve angle ranging from 90 to 360º.
When we draw back from the NCP, the star trail angle gets smaller in the image. At some point the star trails will look more like straight lines than curves. The Park /Home position therefore seems to be the optimal starting point in order to maximize star trail angles.
Of course, the degrees the star trails cover will depend on exposure time and selected speed in the case of “RA Mov.” image.

Q 7: Is it necessary to perform a polar alignment before using this method?
A 7: No, but it is highly recommended to perform a proper Polaris hour angle alignment with the polar scope.
If you do not, the “RA Mov.” image star trails may become very difficult to identify when compared with those in the “Sky Mov.” image. We tested and explained all of this in our post “Polar alignment (II): field trials”.

Q 8: Does the CCD axes have to be aligned with the mount axis?
A 8: It is not a must, but we recommend doing so.
If both axes are aligned with the mount axes it will be easier, more convenient and accurate when performing the mount corrections at the end of the process.
At that step of the process, when you know the required correction amount to apply to each axis, we recommend choosing a star near the NCP (a star within your CCD field while in Park /Home position) because the altitude and azimuth knobs will also produce movements aligned with the CCD axes. This makes the final adjustment step easier, more predictable and accurate.

Q 9: How many star trails have to be measured to achieve an accurate alignment?
A 9: The first two stars of both images “Sky Mov.” and “RA Mov.” are mandatory and have to be the same stars on both captures, because they are the reference stars used for the alignment of the two images. Particularly for these two initial stars in each image, their starting points have to be measured very accurately.
Since you will capture the “Sky Mov.” image just once, it is a good idea to add several extra star coordinates in addition to the two mandatory stars.
That said, we have checked that when adding no more than 3 additional star trail coordinates (5 in total), the NCP offset estimation is highly accurate.
The more you add, and the more accurate you are when measuring their coordinates, the lower the NCP offset estimation error.
Again, note that you capture the “Sky Mov.” image just once, so carefully measuring the star trail coordinates will pay off in all future alignments.
The same applies for the “RA Mov.” image. If you measure the two reference star trail coordinates plus no more than 3 additional trails, you will easily achieve a polar alignment with an error of only a few pixels from the true NCP in no more than 15–30 minutes.

Q 10: Is it true that I can reuse the same “Sky Mov.” image for the same optical train as long as I am in the same hemisphere?
A 10: In short, yes it is.
The long and detailed answer is a qualified yes. It is true providing that you can identify the same two reference star trails in both images “Sky Mov.” and “RA Mov.” from your current (new) location.
If you cannot identify at least two star trails common to both images, then you will need to capture the “Sky Mov.” image again.

Q 11: Does cone error have an effect or need to be taken into account when using this method?
A 11: No.
The cone error, which results from the optical axis not being aligned to the RA axis, will affect the “go to” accuracy of the mount but has no effect at all on our method. You could even have a large image field offset between the two images and it would have no impact at all on our calculations.
The limits of the range of this image field offset will depend on the system’s focal length (approx. +/- 2º for a fl of 600 mm)
As a rule, if you can identify the two reference star trails on the two images, the calculations will work regardless of the cone error your system may have.

This is particularly the case of iterative methods in which, after first adjustment, the subsequent ones take longer and become more difficult. This is why, after battling this problem for years, Daniel Valente and myself (Pedro Sánchez) have devised an alternative method for polar alignment that has proven to be easier, faster to implement and, above all, much more accurate than any of the ones we have ever tried. We have also developed a tool that calculates the current NCP (North Celestial Pole) mount alignment offset and tells you how to correct it.

When using this method, an equatorial mount or an alt-azimuth mount over a wedge is required. Although NCP is mentioned throughout our documents, this method is also suitable for the southern hemisphere, taking into the account the apparent counterclockwise rotation of the stars overhead (diurnal motion). The very first time you align the mount using this approach, a 45-90 minute capture is required. From this point on, and regardless of where you go within the same hemisphere and with the same telescope (optical train), polar alignment should be achieved in no more than 15-30 minutes.

Anyone who is looking for a good polar alignment (in order to avoid field rotation during lengthy exposure) will benefit from this method whether they have a fixed or portable setup.
We have searched the Web to find anything related to this idea and found nothing of this kind. So we have taken the liberty to name the method after ourselves: Sánchez -Valente. It might seem pretentious, but since it is unlikely that we will have a chance to make a greater contribution to astronomy, we thought we should take advantage of this one.

Simply stated, the idea behind our method is to capture two images with the mount in “Park /Home” position, i.e., pointing at NCP (North Celestial Pole). In order to capture both images we must set our mount tracking “off”.

• Image 1: Starting from “Park /Home Position” capture a 2-3 minute image while moving the mount RA towards East.
  (To move the mount’s RA axis use the hand control directional keys)
  Note: start moving the RA from Park /Home position towards East right before you launch the image capture and keep moving it until the image capture ends. Once captured, you should get the classic star trail image.
 The rotation center of this image is the sky point your mount is currently pointing at
  Ideally, it should be the NCP, although that rarely happens
  .
• Image 2: Go back to Park /Home position and capture a 45-90 minute image without moving the mount (keep the tracking “off” and the mount stopped at Park /Home position). This time the rotation of the starry sky will create the star trails in the picture. The rotation center of this image is the true NCP.

The trick lies in measuring the rotational centers offset. If we can manage this, we could accurately determine the adjustment required for the mount.

Although this is just a quick description of the method and its results, it is not a simple matter of overlapping images and measuring the offset between both centers. At the end of this post you will find a detailed document about the method, a quick guide and an Excel spreadsheet tool that makes all calculations automatic. Below you will see the results we achieved using our method on an EQ6 Pro mount.

The pictures below are the two captures mentioned above.

RA movement image

Sky movement image

When the two pictures are overlapped you can easily see the degree of the mount alignment error. After a few minutes, the path followed by the mount RA axis (in red) drifts away from the real star trail path (in white).

The small red cross in the center of the image shows the RA rotation center while the white one is the true NCP point. According to our calculations, the offset error shown in this image is 73.27 pixels. This represents 3.27 arcmin (based on our telescope focal length and CCD pixel size)

Once the adjustment has been set, we can see that the alignment has improved immensely. The following picture shows the alignment achieved in just one step and on our first try.

This is once again the overlapped pictures of the sky trails with the new RA movement captured after the one-step alignment adjustment.

Now you can see the close proximity of both rotation centers. The current error after one step alignment is only 26 arcsec!!!

Supporting documents at the end of this post go into much greater detail. We also include a quick visual guide for those who want to get started immediately.

The very first time you perform the alignment using our method, you might manage to get excellent polar alignment in about 1.5-2 hours. If you save the Excel file with the “Sky Mov.” data, following polar alignments, whenever you are within the same hemisphere and using the same optical train, all this should take no more than 15-30 minutes.
That is the trick to this method.

Supporting documents

• Sánchez Valente NCP relative offset alignment method – Quick guide (PDF)
• Sánchez Valente NCP relative offset alignment method – Tool (Excel)
• Metodo Sanchez Valente de Alineacion por desplazamiento del NCP
• Frequently asked questions

P 1: ¿A quién va dirigido este método?

P 2: ¿Cuánto tiempo se tarda en realizar la alineación por este método?
R 2: La primera vez, del orden de 1,5 a 2 horas, puesto que la captura de la rotación del cielo es necesariamente larga. No obstante esta captura se realiza una única vez para el mismo tren óptico, (tubo/filtros/aplanadores/cámara). Una vez realizada la captura de la rotación del cielo, medidas las coordenadas de inicio y final de unas cuantas estelas y entrados los datos en la hoja de cálculo, esta nos servirá para el futuro.
A partir de ahí, y siempre para el mismo tren óptico y en el mismo hemisferio, alinear con nuestro método nos llevará entre 15 y 30 minutos que es el tiempo necesario para realizar las siguientes acciones:
- Capturar la imagen “Mov. RA” (3-5 min)
- Localizar en la imagen “Mov. RA” las dos estelas de referencia seleccionadas en la imagen “Mov. Cielo”, medir y entrar sus coordenadas de inicio y final, así como las coordenadas de otras tres estelas más. (5-10 min)
- Aplicar a la montura la corrección necesaria indicada en la hoja de cálculo (7-15 min)

P 3: ¿Qué se entiende exactamente por mismo tren óptico?
R 3: Todos los componentes que atraviesa, o sobre los que se refleja, el haz de luz desde que toca la primera superficie óptica de nuestro sistema hasta que llega al CCD, ambos incluidos, es lo que se denomina el tren óptico.
Un tren óptico (A + a’ + a”) es igual a otro (B + b’ + b”) si sus elementos equivalentes son idénticos (A=B, a’=b’, a”=b”), se encuentran exactamente en el mismo orden y a la misma distancia entre sí.

P 4: Si el tren óptico se desmonta y vuelve a montar con la cámara en otra orientación… ¿Se sigue considerando como el mismo tren óptico?
R 4: No hay problema en desmontar el tren óptico: tubo, rueda de filtros, aplanadores, cámara, etc…  guardarlo y volver a montarlo dos semanas más tarde.
Siempre y cuando se vuelva a montar todo tal cual estaba y en el mismo orden, la distancia focal y corrección del sistema no habrá cambiado, y por tanto la imagen “Mov. Cielo” seguirá siendo consistente con la nueva “Mov. RA” que se capture desde la nueva ubicación.
Consideramos que las diferencias producidas por las distintas posiciones de enfoque serán despreciables respecto a la longitud focal del sistema.
La rotación de la cámara no afecta a los cálculos y como mucho puede afectar a la localización de las estelas de referencia de la imagen “Mov. Cielo” en la “Mov. RA”, de ahí que se recomiende que las dos estelas de referencia se encuentren dentro del área representada por un cuadrado centrado sobre la imagen, de lado igual al eje más corto de la misma. (Ver diagrama en el punto 3 de la página 4 de la guía visual)

P 5: ¿Hace falta que se vea la polar?
R 5: No. Lo que hace falta es que se observen estelas curvilíneas para poder establecer su centro de rotación con precisión. Es decir, si apuntamos muy lejos del NCP, no tendremos estelas que cubran un arco mínimo recomendado de unos 60º y esto hará que el margen de error a la hora de establecer el centro de rotación de la imagen sea potencialmente mayor.
Esto no quiere decir que no se pueda probar con estelas de menos grados, pongamos por caso de 45º. Lo que indica es que cuanto menor sea el ángulo recorrido por el total de las estelas de la imagen, mayor será la probabilidad de inducir errores en el cálculo debido a las medidas que tomemos sobre la imagen.
Obviamente si se miden las estelas con total precisión, potencialmente se pueden conseguir los mismos resultados independientemente del ángulo con el que se trabaje, pero en la práctica, a mayor ángulo de las estelas, menor margen de error obtendremos.
Nótese que la focal a la que se trabaje nos dará más o menos margen de acción. A menor distancia focal, más campo cubriremos y por tanto mayor será el margen de alejamiento de la polar que tendremos.
En cualquier caso y como regla general, deberemos apuntar al entorno del NCP.

P 6: ¿Hace falta que la posición de “Park” sea precisa?
R 6: No y por el mismo motivo que la pregunta anterior. Nosotros indicamos que se capture desde la posición de “Park” para maximizar los grados de rotación cubiertos por las estelas que aparecen en la imagen. Si tenemos el NCP en algún punto de nuestra imagen, deberíamos de observar que la concatenación de las estelas cubren un giro de entre 90º y 360º. Si nos alejamos del NCP y este ya no se encuentra en nuestra imagen, iremos limitando el ángulo de giro cubierto por las estelas. Si nos alejamos mucho, en lugar de estelas claramente arqueadas, observaremos rectas ligeramente curvadas. De ahí, que lo evidente sea buscar la posición de “Park” como punto de inicio de nuestras capturas, para garantizar que podamos generar estelas que cubran un ángulo generoso.
Se entiende que los grados que cubran las estelas individuales en cada imagen también dependerán del tiempo de exposición y en el caso de la imagen “Mov. RA”, de la velocidad seleccionada.

P 7: ¿Hace falta realizar una buena puesta en estación previa?
R 7: No, pero es muy recomendable hacer una primera aproximación correcta con el buscador de la polar, por el método de la hora angular. Si no lo hacemos así, puede pasar que el giro que observemos en la imagen “Mov. RA” sea muy difícil de interpretar respecto a la imagen “Mov. Cielo”. Todo esto lo hemos probado ampliamente y explicamos en detalle en el post Alineación a la polar (II): pruebas de campo.

P 8: ¿Los ejes del CCD tienen que estar obligatoriamente alineados con los ejes de la montura?
R 8: No es obligatorio, pero sí recomendable para poder realizar los movimientos finales de corrección en azimut y altitud con mayor comodidad y precisión.
Es más, se recomienda corregir la posición final seleccionando una estrella próxima al NCP, (es decir en el entorno de la posición de “Park”) porque así las acciones de corrección aplicadas a los mandos de azimut y altitud, también generarán movimientos de la estrella alineados con los ejes del CCD, siendo todo el proceso más claro, previsible y preciso.

P 9: ¿Cuántas estelas hay que medir para que la alineación sea precisa?
R 9: Las dos primeras estelas de referencia entre ambas imágenes son obligatorias y tienen que corresponder al mismo par de estrellas en ambas capturas “Mov. Cielo” y “Mov. RA”.
Además es muy importante que el punto de inicio de cada par se mida con precisión puesto que son la base del sistema de referencia que se utiliza para alinear las dos imágenes.
Puesto que la imagen “Mov. Cielo” se captura una única vez para el mismo tren óptico, conviene añadir unas cuantas estelas extra además de las dos obligatorias de referencia.
No obstante, nosotros hemos probado midiendo cuidadosamente 3 estelas más, (5 en total) y el resultado ya es muy preciso. Cuantas más se añadan y más preciso se sea con las medidas, menor será el margen de error final. Se insiste en que esta imagen larga del cielo y su entrada de datos en la correspondiente hoja “Mov. Cielo” del archivo Excel, se realiza una sola vez, de ahí que recalquemos el esmero en las medidas.
En el caso de la captura corta “Mov. RA”, aplicaría lo mismo, pero con que entremos las coordenadas de las dos estelas de referencia medidas con precisión y tres más, tendremos suficiente para conseguir, en no más de 15 – 30 minutos, una alineación con un error de pocos píxeles respecto al verdadero NCP.

P 10: ¿Realmente puedo utilizar la misma imagen “Mov. Cielo” para el mismo tren óptico siempre y cuando no cambie de hemisferio?
R 10: La respuesta corta es Sí.
La respuesta larga y matizada es: sí siempre y cuando se puedan localizar dos estelas de referencia de la imagen “Mov. Cielo” en la imagen “Mov. RA” capturada en la nueva ubicación. Si no se puede localizar al menos un par de estelas comunes en ambas imágenes, estaremos obligados a volver a capturar la imagen larga “Mov. Cielo”.

P 11: ¿Afecta o hay que tener en cuenta el error de cono a la hora de utilizar
este método?
R 11: No.
El error de cono, provocado por una diferencia entre la alineación del eje óptico y mecánico de la RA de la montura, afecta al modelado que se realiza para establecer un GOTO preciso, pero no afecta en absoluto a nuestros cálculos de alineación.
Es más, podría haber un margen generoso de desplazamiento del campo capturado por el CCD entre imágenes o respecto a la verdadera posición de “Park”, en +/- 2º para una focal de 600 mm (el margen dependerá de la focal a la que se trabaje) y no afectaría en absoluto a nuestros cálculos. Basta con que podamos encontrar el par de estelas de referencia en ambas imágenes para que los cálculos funcionen.

Todos los que practicamos la astrofotografía hemos sufrido el tedioso proceso de realizar una buena puesta en estación de la montura. Conseguir que el eje de rotación de la montura esté alineado con el eje terrestre con gran precisión no es tarea fácil. Los métodos existentes, ya sea manualmente o con la ayuda de alguna aplicación, son laboriosos, requieren bastante tiempo, y la precisión que se puede llegar a alcanzar es limitada.
De hecho, tras las primeras correcciones cada vez se hace más difícil evaluar la siguiente corrección que hay que hacer.

Daniel y yo hemos ideado un método alternativo que ha demostrado ser mucho más sencillo y rápido de aplicar. Además nos permite conocer de una manera muy exacta el error existente en la alineación y corregirlo con una precisión sorprendente. El único requerimiento es que la montura sea de tipo ecuatorial , ya que en una azimutal no podremos realizar los pasos requeridos (una montura azimutal sobre una cuña también serviría, ya que en ese caso se comporta como una ecuatorial).
Aunque en los documentos hacemos referencia al NCP, el método es igualmente válido para el hemisferio sur, teniendo en cuenta que el movimiento aparente del cielo se da en sentido horario y no anti horario como en el norte.

La primera vez que se realiza el ajuste de la alineación, sólo la primera vez, se requiere capturar una imagen de entre 45 y 90 minutos de duración. A partir de ahí, y para las siguientes puestas en estación que queramos realizar, vayamos donde vayamos con nuestro telescopio, alinear con nuestro método será cosa de 15- 30 minutos.

Por tanto este método interesa a todo aquel que necesite una buena puesta en estación para evitar la rotación de campo en capturas de larga exposición, tanto si se realiza desde una instalación fija como si no.

Hemos buscado en la red y como no hemos encontrado nada parecido, nos hemos tomado la licencia de darle nuestro nombre.

Tal vez parezca pretencioso, pero como seguramente hay pocas probabilidades de que tengamos oportunidad de hacer grandes aportaciones al mundo de la astronomía, para una ocasión que tenemos…

En resumen, la idea consiste en capturar dos imágenes con el telescopio en modo “Park”, es decir, apuntando al polo norte celeste (NCP o North Celestial Pole). Para tomar estas imágenes, la montura estará parada, es decir, sin ningún tipo de seguimiento, y las características de cada imagen serán las siguientes:

• Imagen 1:  Realizamos una captura de 2 ó 3 minutos forzando manualmente (con el mando de la montura) la rotación en R.A. hacia el Este. Así obtendremos la típica imagen en la que se ve el arco que forman las estrellas al girar. En este caso el centro de rotación de la imagen es el punto al que está apuntando nuestra montura (idealmente el NCP, cosa que no ocurre nunca).
  .
• Imagen 2: Volvemos a poner la montura en posición de “Park” y esta vez realizamos una captura más larga, digamos de entre 45 y 90 minutos, pero ahora no movemos la montura. Será la propia rotación del cielo la que provoque el movimiento de las estrellas. En esta imagen, el centro de rotación es el auténtico NCP.

La gracia está en aprovechar ambas imágenes para poder comparar el punto al que apunta nuestra montura y el NCP real. Si conseguimos hacer esto, podremos saber con exactitud qué corrección hay que aplicar a la montura para alcanzar la situación ideal.

Aunque en este artículo hacemos una descripción rápida del método y los resultados obtenidos, la cosa no consiste simplemente en superponer las imágenes y medir la distancia (básicamente porque en la imagen no aparece ningún cartelito indicando donde está el centro de rotación . En los documentos adjuntos encontraréis la explicación completa y detallada del método, así como una hoja de cálculo Excel que permite realizar los cálculos de manera muy sencilla.

Pero para quien dude de la eficacia de este método, a continuación mostramos los resultados que hemos obtenido con nuestra montura.

En las dos siguientes imágenes podemos ver un ejemplo de las 2 capturas mencionadas anteriormente. En cada una de ellas hemos marcado con una cruz el centro de rotación correspondiente.

Imagen del movimiento en RA

Imagen del movimiento del cielo

Si superponemos las imágenes podremos ver el efecto que tiene el error en la alineación. Efectivamente, al cabo de unos minutos, la trayectoria que sigue nuestra montura (en rojo) se aleja claramente de la trayectoria real de la estrella (en blanco):

El aspa roja indica el centro de rotación de la imagen obtenida al realizar el movimiento en RA. El aspa blanca indica la posición real del NCP.

Según nuestros cálculos, el error que tenemos en esta situación es de 73,27 píxeles, que corresponden a unos 3,27 minutos de arco (calculado a partir de la focal del tubo y del tamaño de píxel de nuestro CCD).

Tras aplicar la corrección, la situación ha mejorado extraordinariamente. Hay que tener en cuenta que el resultado que vais a ver se ha obtenido en un solo paso, y además en nuestro primer intento.

La siguiente imagen es de nuevo una superposición de la nueva captura del movimiento en R.A. sobre la imagen anterior del movimiento real del cielo.

Puede observarse claramente la proximidad de ambos centros de rotación. El cálculo de la nueva situación nos indica que el error es ahora de unos 10 píxeles, lo que con nuestra configuración corresponde a tan solo 26 segundos de arco!!!

Los documentos adjuntos incluyen la explicación técnica acerca de cómo hemos aplicado este método, pero también una guía rápida/visual para aquellos que quieran ponerlo en práctica sin más preámbulos.

La primera vez, se podrá realizar una estupenda puesta en estación en 1,5 ó 2 horas.
Si guardamos la hoja de cálculo con los datos de la imagen “Mov. Cielo”, las siguientes puestas en estación, sea donde sea en el mismo hemisferio y para el mismo tren óptico, nos llevará entre 15 y 30 minutos. Ahí está la gracia de este método.

Documentos adjuntos:

• Metodo Sanchez Valente de Alineacion por desplazamiento del NCP (PDF)
• Metodo Sanchez Valente de Alineacion por desplazamiento del NCP – Calculos
• Metodo Sanchez Valente de Alineacion por desplazamiento del NCP – Guia visual
• Preguntas frecuentes sobre el método Sánchez-Valente

We’ll soon share some of the content in English.

Thank you for being patient

Esta nebulosa recuerda la forma de un corazón.
En realidad el conjunto se llama “The Heart and Soul Nebula” (IC 1805 – IC 1848) y ocupa un área de 5º x 4º.

En nuestra imagen no se aprecia la forma completa del corazón puesto que se nos presenta en el cielo como un enorme objeto de unos 2,5º x 2º que desborda completamente los límites de nuestra configuración focal.
Con el ED80 a f7.5 (fl 600mm) y la QHY8 Pro, cubrimos un campo de 2,2º x 1,5º claramente insuficiente para abarcar el objeto en su totalidad.

IC 1805 tiene un tamaño real de casi 200 años luz, es decir 4 veces mayor que la nebulosa del velo y está 5 veces más lejos de nosotros que esta.

La “Heart Nebula”, es una nebulosa de emisión situada en el brazo galáctico de Perseo a 7500 años luz del sistema solar en dirección a la constelación de Casiopea.
Por tanto lo que vemos hoy es como era este objeto en el año 5500 antes de cristo.

Para contextualizar la época, cuando los fotones que nosotros capturamos salieron de IC 1805, aquí en la tierra comenzaba a desarrollarse la agricultura en el antiguo Egipto y poco después nacía la civilización Sumeria en lo que hoy es el sur de Iraq.

A continuación se pueden ver las imágenes finales tras un procesado que, por diversos motivos, ha representado un desafío mayor al de sus predecesoras las Pléyaes y la nebulosa del velo.

Imagen al 50% de resolución

Link a la imagen al 100 % de resolución

Imagen al 100%  de resolución pero comprimida y menos contrastada

Tabla con datos de captura

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Nombre: Heart Nebula  (IC 1805)
Constelación: Casiopea
Tipo: Nebulosa de emisión
Mag: 6,5
Dimensión: 2,5º x 2º
Distancia: 7500 ly (radio 200 ly)

Tiempo total de captura: 12h 20m

Temperatura de la cámara: -20 ºC

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IC 1805 engloba unos cuantos objetos interesantes que a su vez tienen su propia catalogación.

A continuación se destaca la región superior derecha de la imagen original, en la que se encuentra el objeto catalogado IC 1795. Esta es una región de formación estelar en medio de gas ionizado y nubes de polvo que destacan claramente como zonas oscuras.
La zona más brillante de la derecha se denomina NGC 896 y es una región de gran emisión en la banda del hidrógeno alfa.

Otra zona con nombre propio dentro de IC 1805 es el cúmulo abierto que se observa en el centro de la nebulosa, denominado Melotte 15.

Este cúmulo de tan sólo 1,5 millones de años contiene estrellas gigantes del tipo O.
Visto desde nuestra posición, el cúmulo se encuentra unos 50 años luz por delante de la nebulosa, de ahí que se vea tan iluminada.

Del grupo que se aprecia en la imagen, destacamos por su relevancia dos componentes:
HD15570 es una estrella de las más masivas y luminosas de la Vía Láctea; 3 millones de veces más luminosa que el sol.
HD15558 es un sistema binario cuyas componentes tienen 150 y 50 masas solares.

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En cuanto al procesado de la imagen, que se realizó íntegramente en PixInsight, presentó un problema importante a la hora de abordar la corrección de color puesto que en todo el campo de la imagen casi no hay zonas de fondo de cielo para muestrear.
Todas las zonas del fondo que a simple vista parecen oscuras, tienen algo de nebulosa y esto hace difícil el poder establecer un buen balance de blancos.

En la siguiente imagen se aprecia un primer procesado en el que se ven varios problemas.
En la parte superior derecha hay un degradado violeta que atribuimos a dos problemas diferentes.
El primero debido a reflejos directos y/o iluminación del cielo (esa parte del campo del ccd era la más expuesta a la iluminación urbana cuando el objeto se encontraba bajo en el oeste). El segundo y también muy evidente, es debido al problema de la calibración del color que comentábamos en el párrafo anterior.

Como se puede apreciar en toda la imagen, el color está desplazado y de ahí que obtuviéramos todo tipo de falsos colores como: núcleos verdes, halos violetas, estrellas turquesas, zonas nebulosas verdosas, etc…

En la siguiente imagen se muestra una comparación entre pares de distintas zonas del primer y último procesado de IC 1805.

A Pedro le costó mucho más corregir esta imagen que la impecable M45 de hace un mes.
Como decíamos al principio, el procesado de IC 1805 a nuestra focal, representa un ejercicio más exigente que el de M45 y NGC 6960.

Aunque no conseguimos eliminar todos los problemas, la imagen final da buena fe del saber hacer y las artes del amigo Pedro Sánchez Luling.

Fuente de los datos técnicos de IC 1805, IC 1795, NGC 896
e históricos del año -5500: Wikipedia