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.

Nos hemos tomado la licencia de darle nuestro nombre al método.
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 40 ó 60 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 fotografías 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 cartel 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 poco rato, 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 RA 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.

Con un poco de práctica, en 1,5 ó 2 horas se puede haber realizado una estupenda puesta en estación.

Documentos adjuntos:

• Alineación por desplazamiento del NCP (PDF)
• Alineación por desplazamiento del NCP – Cálculos (Excel)
• Alineación por desplazamiento del NCP – Guía visual (PDF)

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

________________________________

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

________________________________

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.

________________________________

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

Pléyades, significa en griego antiguo “palomas” o también “hijas de palomas” según el texto que se consulte. Como en toda la mitología, las versiones sobre los personajes y sus historias varían notablemente de unas a otras.

Una de las historias de la mitología griega cuenta que las Pléyades eran hijas de Pléyone y el titán Atlante (Atlas), aquel que fuera castigado por Zeus a sujetar la bóveda celeste eternamente.
El cazador Orión se enamoró de las siete Pléyades, a quienes persiguió durante cinco años sin éxito. Como estas no le hacían caso, decidió convertirlas en palomas para así poderles dar caza. Afortunadamente Zeus, que disfrutaba interviniendo en los destinos, se apiadó de las Pléyades y las convirtió en estrellas. Se dice que el cazador Orión, convertido en constelación del mismo nombre tras su muerte, aún las persigue cada noche.

M45 es un cúmulo abierto de 12 años luz de diámetro formado por unas quinientas estrellas muy jóvenes (100 millones de años). Estas se formaron a partir del colapso de una nube de gas interestelar, pero la mayoría no se ven al tratarse, entre otras, de enanas marrones. Dependiendo de la calidad del cielo se pueden llegar a ver hasta ocho a simple vista.

Con las medidas actualmente disponibles, se cree que el cúmulo se encuentra a unos 440 años luz y por tanto se trataría de un objeto próximo a nosotros. Lo que vemos es cómo era el cúmulo en el año en que nació el astrónomo alemán Johannes Kepler y el pintor italiano Caravaggio (1571).

La nebulosa de reflexión que se ve en la imagen, está causada por polvo que refleja la luz azulada de las estrellas muy calientes y jóvenes del cúmulo. No obstante, este polvo no es el remanente de la nube interestelar que dio origen al cúmulo sino que es parte del medio interestelar que las pléyades atraviesan en estos momentos.
Este está formado por dos capas de polvo interestelar separadas entre sí, que se encuentran delante del cúmulo desde nuestra perspectiva.

Imagen al 50% de resolución

Link a la imagen al 100 % de resolución

Tabla con datos de captura

________________________________

Nombre: Pléyades  (M45)
Constelación: Tauro
Tipo: Cúmulo abierto
Mag: 1,6
Dimensión: 110 minutos de arco
Distancia: 440 ly (radio 6 ly)

Tiempo total de captura: 9h 17m

Temperatura de la cámara: -20 ºC

Detalle de situación de las ocho componentes visibles del cúmulo.
Aunque más próxima que el resto (338 ly), también se indica el nombre y magnitud de TYC 1800-2207 por tratarse de una estrella destacada en la parte superior de la imagen.

Enfoque
Como se ve la calidad del enfoque fue muy buena y al igual que en la Veil Nebula, la AO aportó lo suyo. La resolución del sistema es de 2,68 segundos de arco por pixel.

Detalle de la galaxia PGC 013696
En el centro de esta imagen se puede observar esta galaxia de magnitud 16 que se encuentra a la derecha de Electra, la estrella más brillante de la imagen, a media altura en el lateral izquierdo.

Detalle de la nebulosa IC 349
La pequeña nebulosa de 0,5 minutos de arco, de magnitud 13 y muy próxima a Merope, no se puede apreciar a la resolución de nuestra configuración, dado que apenas ocuparía 11 píxeles de extremo a extremo.
Además el brillo de Merope es tan intenso que sólo aplicando un “strech” muy acusado se puede intuir su brillo entre el resplandor de la parte superior de la estrella.

En las imágenes siguientes se ve a la izquierda, un recorte de la zona de Merope ampliada al 600%. Como se puede apreciar el brillo no permite intuir la nebulosa.
En la imagen central se observa la misma zona con un histograma muy contrastado para poder resaltar la nebulosa que se encuentra en la parte superior de la estrella.
En la imagen que está a la derecha se observa un mix de las dos primeras imágenes
(RGB original + strech con transparencia)

Es obvio que es más lo que nos imaginamos que lo que se ve pero nos hacía ilusión buscarla.

Al final de este link de astronomie.be se encuentra una imagen con más detalle de esta nebulosa, capturada con un Celestron 11 a f10 (fl 2800) y una SBIG ST-10XME.

Reflejos de la óptica
Por último, en la parte superior derecha de la siguiente imagen, dentro del recuadro (a), se observa un brillo que no es más que un reflejo de la óptica.
En las primeras imágenes RAW que obtuvimos pensamos que se trataba de una nebulosa, así que buscamos en SimPlay para verificarlo.
En la imagen superior izquierda se puede ver que en el recuadro (a) no aparece nada, así quedó claro que junto a HD 23924 no había nada y simplemente se trataba de un reflejo de la óptica.

Como se ve en las dos imágenes inferiores, también hemos detectado reflejos radiales en las estrellas brillantes que quedan lejos del centro.
Todas estas imágenes corresponden al lateral izquierdo de la imagen original.
No es que en el lado derecho no haya distorsión, también la hay, pero al no haber estrellas brillantes es menos aparente.
Es probable que el movimiento de la AO provoque estos reflejos sobre las superficies ópticas próximas (corrector/aplanador, IDAS LPS) que a su vez las devolverían al CCD.
No sabemos qué causa estas distorsiones pero ahí están.

Aún y con todo, el rendimiento que conseguimos sacarle al ED80 sobre la EQ6 gracias a la AO, es extraordinario y las últimas imágenes que hemos capturado hablan por sí solas.

Fuente de los datos técnicos de M45 e históricos del año 1571: Wikipedia

Otros links de interés:
IC 349
PGC 013696
Comprobación en SimPlay de la zona próxima a HD 23924

La causa del bad seeing es simple, se trata de una combinación de diferencias de temperatura y movimientos de las masas de aire que atraviesa el haz de luz que llega a la óptica de nuestro sistema.

Por tanto, dentro del término entran varias cosas.
Desde las corrientes de tubo para aquellos que trabajan con reflectores abiertos cuando estos aún no han alcanzado el equilibrio térmico, “ground seeing” provocado por superficies calientes que transmiten su calor a las capas de aire que reposan sobre ellas, léase calles, tejados, laderas de montañas y por último el “atmospheric seeing” turbulencias atmosféricas causadas por corrientes térmicas y masas de aire con diferencias importantes de velocidad.

La teoría
Cuando la luz atraviesa el aire afectado por cualquiera de estas causas, ve modificado su índice de refracción y este se percibe en nuestra imagen como una distorsión de lo que en condiciones perfectas tendría que ser un punto de luz. Un efecto similar a los brillos que observamos en el fondo de una piscina cuando su agua no está en calma.

Por último, todo esto sucede muy rápido (más de 100 variaciones por segundo) y por tanto el cálculo del seeing tiene una base estadística sobre el promediado de distorsiones que acaba formando un disco que representa a la estrella “seeing disc”. El diámetro de ese “seeing disc” se define como FWHM (full with at half maximum) que normalmente se da en segundos de arco.

Hasta aquí la teoría, pero…  ¿qué podemos hacer para remediarlo?

En una palabra: NADA.
Si el seeing es pésimo, apaga y vámonos.

Nuestro seeing local
En nuestra ubicación el seeing normalmente está entre 2” – 2,5” y  > 2,5″ según 7timer!. Además suele variar mucho a lo largo de la noche, a veces incluso en intervalos de pocos minutos. Son muy raras las noches estables y de buen seeing.

Mejora del enfoque que aporta la AO
Es un error creer que la AO (active optic) corrige los problemas de seeing.
No es así, o mejor dicho, sólo lo es en menor medida.

La AO corrige principalmente los problemas mecánicos entre los que destaca el error periódico y sólo “compensa algo” del mal seeing.
En nuestro caso hablamos de una mejora de 0,5 – 0,4 como mucho, en la medida del HFR leído por Nebulosity.

Claro está que pasar de un HFR de 1,8 a 1,5 o en el mejor de los casos, de  1,6 a 1,2 por el simple hecho de poner en marcha la AO ya es todo un triunfo.

No obstante, las variaciones de seeing son muy rápidas y por tanto ni siquiera la AO las puede compensar. Si las variaciones del seeing son del orden de 100 veces por segundo y las de la AO de un máximo de 10 (2,5 o 3 en nuestro caso), ya podemos intuir que algo hará, pero obviamente será una mejora discreta.

Nosotros así lo confirmamos cuando activamos la AO para enfocar, pero seguimos hablando de que los mejores enfoques que hemos conseguido son del orden de entre 1,1 y 1,2 HFR.
En la imagen siguiente se puede observar un par de secuencias de enfoque a dos estrellas diferentes con la AO activada durante un período de pésimo seeing.

Como se puede ver, las variaciones son tan acusadas que el perfil de la estrella llega a formar dos picos. Si se intenta guiar en estas condiciones tan variables, los cálculos del centroide se verán muy afectados y se notará en la imagen final con un efecto equivalente a un mal enfoque general.

¿Qué es el HFR que indica el Fine Focus del Nebulosity y en qué unidades trabaja?
Tal y como indican los siguientes extractos del manual de Nebulosity y de la página de documentación del Focus Max de Larry Weber y Steve Brady, el HFR es una medida más robusta que el clásico FWHM.

__

Cosas importantes a tener en cuenta sobre el HFR:
- El HFR de Nebulosity está basado en la métrica de Larry Weber utilizada en Focus Max.
- La utilidad de enfoque de Nebulosity trabaja con la cámara a full resolution.
- El valor Max que se observa en los pantallazos se mide del pixel central más brillante de la estrella.  (Cuanto mejor enfocada esté, menos píxeles compartirán el valor más brillante del perfil que se enseña y más puntiaguda será la representación de la misma)
- El HFR se mide en píxeles y por tanto la conversión a segundos de arco se tendrá que realizar multiplicando el valor por nuestra resolución por pixel del sistema. (Para calcular el diámetro de la estrella se tendrá que multiplicar además, por 2)
- El HFR es 1/2  x HFD que es la medida que se utiliza en el Focus Max y que se define como: el diámetro de un círculo centrado sobre la estrella desenfocada de forma que la mitad del “total star flux” queda dentro del círculo y la otra mitad queda fuera.

Por tanto cuando el Fine Focus de Nebulosity nos da un valor de HFR de 1,1 pongamos por caso, tendremos que multiplicar ese valor x 2 (para calcular el diámetro de la estrella)  y  por la resolución de nuestro sistema en píxeles, que en el caso de la QHY8 Pro con el ED80 es de 2,68″. Esto nos da una estrella con un diámetro equivalente de 5,86″ o lo que es lo mismo de 2,2 píxeles en nuestra cámara.
Ahora supongamos un caso sostenido de mal seeing sobre la misma estrella. Si el valor leído por el Fine Focus se mantuviera próximo a 2, eso indicaría que el diámetro real durante ese período tendría un valor de: 2 (valor HFR)  x  2 (radios)  x 2,68″ (resolución QHY8 Pro + ED80 f7.5) = 10,72″ o lo que es lo mismo, un diámetro de 4 píxeles en nuestra cámara.
Como se ve, la estrella es la misma, pero debido al mal seeing habrá ocasiones en que salga representada por 2,2 píxeles y en otras por 4.

Si el seeing fuera perfecto, toda la energía de la estrella se concentraría en el mismo pixel, pero al no ser así, los fotones se distribuyen alrededor de un/unos pixeles centrales que capturan la mayoría de la luz. De ahí que la medida de esa dispersión (aumento del radio de la estrella) sea una fiel representación de la magnitud del seeing.
A mayor valor de HFR, mayor radio, estrellas menos puntuales y por tanto… peor seeing.

Recordemos en todo momento que cuando enfocamos estamos tomando una medida promediada de las variaciones que presenta la estrella durante un período muy breve.
El seeing a lo largo de una captura de 30 minutos variará, a veces a mejor y a veces a peor.
Al principio decíamos que en nuestra experiencia, la AO aporta una mejora máxima de 0,5 – 0,4 en el valor del HFR aunque un valor más representativo sería 0,3. Esto implica pasar por ejemplo, de estrellas con un diámetro (enfoque) de 7″ a 5,4″, lo cual en nuestro caso representa pasar de estrellas de 2,6 píxeles a 2. Nada mal.

De ahí que sea fácil justificar por qué nos salen imágenes tan bien enfocadas como la NGC6960 y la M45 con nuestra configuración actual.

Nuestro seeing habitual según 7timer! se mueve entre 2” – 2,5” y  > 2,5″ y nuestra resolución con el ED80 es de 2,68” para la QHY8 Pro.
Cuando tenemos suerte y el seeing real promedio de la noche se encuentra entre 2” – 2,5”, la resolución de nuestra configuración actual se sitúa un pelín por encima del seeing promedio de la noche. De ahí que al ampliar las imágenes al 200 % se observen claramente estrellas (cruces pequeñísimas) con poquísimos píxeles centrales destacados rodeados de otros algo más atenuados. Si nuestra cámara tuviera el doble de resolución en ambos ejes, bajo las mismas condiciones de seeing esas crucecitas mostrarían un centro con 4 veces más píxeles destacados rodeados de muchos más con intensidad decreciente.

Por tanto una previsión de seeing de 2” – 2,5” lo que nos indica es cual será el mínimo diámetro posible de la estrella mejor enfocada de nuestra imagen. En nuestro caso con una resolución de 2,68″ equivale a un enfoque límite de un pixel.
No hay que olvidar que esto es la teoría y que la dispersión no sólo la da el mal seeing, también la aportan el tren óptico (correcciones, filtros, aplanadores, la AO), el ruido térmico y los problemas eléctricos del CCD, etc… De ahí que si conseguimos tener un enfoque que nos de un HFR de 1,2 – 1,3 (que implica un diámetro de la estrella representado por 2,4 – 2,6 pixeles) ya podemos considerar que nuestro enfoque es muy bueno.

El día que cambiemos el ED80 por el VISAC a f6.4 estaremos trabajando por debajo del límite de resolución que nos impone nuestro seeing habitual, puesto que a esa focal, la resolución por pixel de la QHY8 Pro será de 1,26” muy por debajo de 2″ – 2,5″.
Con el VISAC a f9 ya ni hablemos, estaríamos trabajando a resoluciones de 0,89”

Por supuesto esto no quiere decir que no podamos hacer fotos a estas focales, simplemente indica que con las limitaciones de nuestro seeing habitual, nunca conseguiremos aprovechar al máximo la resolución de nuestra configuración. Las estrellas más pequeñas tendrán un centro con muchos píxeles bien destacados y nunca de unos pocos como con la configuración actual del ED80.

Fuentes interesantes:
Astronomic Seeing
Astronomical seeing
Degree of Focus Metric

Lo peor de la SXV – AO – LF, como ya apuntábamos en el primer post, es sin duda alguna el software que podríamos definir como poco intuitivo y con bugs importantes.
Lo siguiente en la lista es la documentación que en dos palabras, es escasa y confusa.

Los problemas más importantes de la aplicación son:
a) Si por error se selecciona un bad pixel, la aplicación no lo detecta y durante el proceso de calibrado “Train”,  esta se cierra inesperadamente.

b) El proceso de calibrado no detecta ni corrige una configuración errónea del e/w.

c) Algunos parámetros bien podrían calcularse y establecerse automáticamente durante el proceso de “Train” como sí realizan otras aplicaciones de guiado (léase PHD).

d) Si se selecciona la ventana cliente de la aplicación, se cancela el guiado inmediatamente.

e) Si no le gusta la estrella seleccionada o no puede establecer el centroide, a veces comienzan a aparecer decenas de pequeños diálogo de error. Cuando esto pasa, lo mejor es cerrar la aplicación y volver a comenzar, puesto que lo más probable es que los “mensajitos” se vuelvan a repetir de forma aleatoria.

f) A veces sucede que tras un error de la aplicación los cálculos y la selección de estrella guía dan  como resultado coordenadas del orden de 5000 – 8000 píxeles dentro del CCD de la Lodestar, obviamente tal coordenada no existe y comienzan a salir mensajes de error.

Como decíamos antes… si se produce un error, lo mejor es salir de la aplicación y volver a comenzar.

No obstante, y esto ahora va en favor de la SXV AO, cuando entiendes como funciona todo y como esquivar los problemas mencionados, los resultados compensan de largo la curva de aprendizaje.

Precisamente para evitar a futuros usuarios toda la pérdida de tiempo que nos está suponiendo “descubrir” cómo funciona exactamente el software de control y qué hace qué, a lo largo de este y sucesivos posts vamos a ir contrastando lo que pone el manual de la AO con nuestra práctica diaria.
Insistimos en que a pesar de que estos posts puedan parecer muy negativos con el producto, sólo lamentamos el bajo nivel de la aplicación de control y su documentación, pero sin duda la astrofotografía con y sin AO son dos mundos completamente diferentes.
Si uno se puede permitir el desembolso económico que representa adquirir una AO, sin duda vale la pena.

Veamos ahora en detalle algunos puntos importantes que no vienen descritos con la claridad que desearíamos en el manual.

1) Valores de configuración por defecto para la Lodestar

Nuestra cámara guía es la Lodestar, así que el software que utilizamos es el que Starlight suministra para su control.
Es en esta aplicación donde también se integra el guiado con o sin AO.

En la imagen siguiente se muestra por un lado, un extracto del manual de la Lodestar en el que se hace referencia a los settings establecidos por defecto y en la parte superior los settings propuestos por el fabricante para una fl 1000 mm y los que nosotros utilizamos con el ED80 a F7.5 fl600 mm.
Como se puede ver hay unas cuantas diferencias que enseguida pasamos a detallar.

Comencemos con el primer párrafo resaltado en la imagen. En él se menciona que los settings de la imagen superior izquierda están establecidos para una distancia focal de 1000 mm y una velocidad de guiado de 0,5x sidereal rate.
En general hemos realizado todos los cálculos y no nos cuadra de dónde salen los 6 píxeles por segundo y tampoco vemos claro lo de “… para una velocidad de guiado de 0,5x”.
En principio debería dar igual la velocidad puesto que la montura siempre guía a sidereal rate, independientemente de que la resolución para el guiado vía ST4 pueda establecerse a x1, x0,5, x0,25 x0,125. (Lunar, solar, cometas y similares aparte, se entiende que hablamos en general para seguimiento de DSOs)
Como no nos cuadraba el párrafo y en el manual no dan pistas sobre el cálculo realizado, hicimos dos cosas:

a) Calcular los píxeles por segundo de tiempo para nuestra configuración
b) Hacer tests modificando los valores en base a nuestros cálculos y ver qué pasaba

- Pixels per sec in RA/DEC
Para calcular este valor hay que tener en cuenta que en cada segundo, la montura realiza un desplazamiento en RA de 15 segundos de arco.
Lo que queremos calcular es qué desplazamiento en píxeles por segundo representan esos 15 segundos de arco a nuestra focal de 600mm.
Ese es el valor que se espera en el parámetro “Pixels per sec in RA” para poder calcular el pulso de corrección a enviar a la montura vía ST4 cuando la estrella está a punto de salir del campo de la AO.

No obstante, tras realizar el cálculo y obtener ese valor aproximado de 2 – 3 (la aplicación no permite entrar decimales), la respuesta de la montura forzando un “mount bump” desde el mando de la EQ6, tal y como indica el manual (ver imagen inferior) no dejó la estrella en la posición “x pos = 0” sino que bajó de 52 a tan solo 40.

Al cambiar el valor del parámetro “Pix per sec in RA” a 1 (mínimo que permite) en lugar del 2 – 3 calculado, la cosa mejoró mucho y ahora, tras el “mount bump” forzado, nos devuelve la posición de la AO a un valor próximo a “x pos = 20”.
Interesa que el pulso enviado a la montura deje la estrella lo más centrada posible (valor x pos = 0 ) para evitar esta operación de “mount bump” tanto como sea posible.
Si el valor indicado genera un pulso de corrección pequeño y el tiempo de exposición es largo, en breve el PE o la deriva en cualquiera de los dos ejes, volverá a poner la estrella al límite del control de la AO.

De ahí la importancia en dedicar tiempo a probar bien este punto y determinar el valor más adecuado para cada configuración particular de tele y cámara. Si se cambia la distancia focal, la cámara de guiado o el binning, hay que volver a calcular/probar el valor de “Pixeles per sec in RA”.

Continuando con el resto de parámetros que hemos modificado respecto a los recomendados por defecto… (consultar la primera imagen del post)

- Radius of Guide Star Mask
Por defecto se indica 8 Pixeles, pero a nosotros nos ha pasado que al intentar guiar con estrellas bien destacadas, que no saturadas, la aplicación generaba un error. Entendemos que 8 píxeles pueden verse desbordados por estrellas de cierta magnitud, de ahí que lo tenemos permanentemente a 15 píxeles.

- Ignore drift less than
Por defecto se indica 1.0 pixel, pero esto está bien cuando se trabaja sin binning. En nuestro caso al trabajar siempre a binning 2×2, hemos indicado 0,5 pixeles.

- 70 ms delay when changing correction direction
Por defecto está marcado, pero lo hemos probado sin marcar y no se observan problemas, así evitamos añadir cualquier tipo de delay a las correcciones. Digamos que ya hay bastante con el delay que impone el tráfico USB y el procesador de nuestro viejo PC

- Telescope Drive Direction
Este lo hemos pintado en naranja porque depende de la configuración y situación de cada uno. Hay que probarlo y ver si la corrección hace lo que debe o justo lo contrario.

- AO Unit Available
Los parámetros por defecto no asumen una AO presente como sí lo está en nuestro caso.

2) Valores de configuración de la AO

En la ventana de “Lodestar Control Interface” tenemos unos cuantos valores de configuración importantes.

- Camera Binning
Nosotros trabajamos a 2×2 puesto que al estar a la misma distancia focal que la cámara principal, preferimos asegurar el SNR.

- Exposure Range
Hay que recordar que el valor se tiene que modificar con los botones de flechas y no de forma manual. Nosotros trabajamos con valores entre 3 y 4 tenth’s (podríamos indicar algo más bajo pero el tiempo de respuesta del tráfico USB y procesado nos seguiría limitando a un máximo de 3-2 décimas, pero no más).
Con valores entre 3-4 hemos comprobado que el resultado es excelente.
Hay que tener en cuenta que cuanto más rápido capturemos, menor será el SNR y por tanto menos precisos serán los cálculos del centroide y la respuesta de la AO.

- Strech al máximo (50), Apply Strech to Images siempre marcado y también marcamos el Median Filter

- Apply Dark Frame
No utilizamos Darks para la cámara de guiado, puesto que los resultados siempre han sido muy buenos sin ellos, eso que nos ahorramos. Además en nuestro caso no es trivial hacer darks para el guiado, puesto que la montura está sobre una columna a 2 mts. de altura y trabajamos la mayor parte del tiempo en remoto (real), a 50 mts. uno y a 170 Kmts el otro.

- Swap n/s e/w direction
Estos dependerán del montaje de cada uno y hacia dónde se esté apuntando en cada toma. El de n/s, una vez probado y establecido ya no hay que volver a tocarlo. Si no está bien se notará porque a la que entre la corrección “mount bump” el desplazamiento se alejará del centro continuamente, en lugar de acercarse a él.
El check box de e/w dependerá del montaje que tengamos.
Una vez establecido, pongamos por caso que lo tenemos que tener marcado para capturas hacia el este, al pasar a capturar hacia el oeste tendremos que desmarcarlo.
De forma general, si está marcado hacia un lado, lo desmarcaremos al pasar a capturar desde el contrario. (Estos dos settings son importantes sólo para cuando entra en acción el “mount bump”)

Dentro de los settings de la ventana de Control  hemos dejado para el final el punto más delicado, los parámetros del area “AO Unit Controls” que aparecen en la parte inferior derecha de la ventana.

Los valores que se ven en los campos “Default” son los que relacionan el ángulo de desplazamiento de la AO con la resolución por pixel de nuestro CCD.
Para entender mejor la teoría detrás de estos campos hemos creado los siguientes diagramas que ilustran la relación entre el ángulo alfa de desplazamiento de la AO y la desviación del haz de luz, que representa la estrella guía en un pixel. Una vez se calcula esta relación, la electrónica envía el desplazamiento necesario a la AO para devolver el haz al punto de origen. Este proceso de calibrado de la AO  se realiza mediante el botón “Train”.

Como decíamos, tras el proceso de calibrado “Train” el software calcula los valores más adecuados para los campos up/down y left/right que por defecto tiene un valor 6.
En nuestro caso, tras el “Train” los campos de “Latest” indican un valor 8 aunque tras ejecutarlo varias veces hemos observado variaciones entre 8 y 6 para nuestra configuración. Esto es debido a las condiciones de mal seeing sumadas al PE producido durante el período del test.

Como no nos quedaba claro que hacían exactamente, probamos valores de 1 y 15 para ver cómo respondía la AO.
Este test demostró que el valor controla la agresividad de la corrección de la AO.
Cuanto más alto el valor, mayor será el “empujón” que le aplicará a la estrella en cada corrección para llevarla al centro. Con un valor de 15, se pasa de su objetivo constantemente y no consigue dejar la estrella en el centro, provocando un zigzag permanente. Si nos quedamos cortos, con un valor 1 por ejemplo, entonces tarda mucho en corregir y la estrella tampoco llega a situarse en el centro.
De ahí, la importancia de probar e indicar un valor adecuado. Tras nuestras pruebas, el valor óptimo fue 3.

Las marcas de dirección up/down y left/right variarán en función de la orientación de la cámara, así que este par de parámetros se prueba una vez y se deja tal cual.
Ojo, no confundir estas marcas con el “Swap e/w direction” que sí deberemos cambiar en función de la dirección en que estemos capturando.
Tal y como indica el párrafo extraído del manual de la AO que se ve al final de la siguiente imagen, una vez determinado el valor óptimo, este no cambiará a menos que cambiemos de cámara de guiado.

3) Proceso de calibración e iniciación del guiado

Aquí se describe de forma gráfica y paso a paso todo el proceso de calibración de la AO que lleva menos de 30s.
Se asume que la primera vez le tendremos que dedicar un tiempo al apartado de calibrado “Train”, descrito anteriormente en el punto 2 de este post, pero una vez calculado nos olvidaremos de este paso y sólo ejecutaremos el resto.

En resumen:
Supongamos que hemos establecido los settings de la ventana (binning, exposure range, strech y swaps n/s e/w) de acuerdo a lo explicado en el punto 2 del post.

- Comenzamos centrando la AO mediante el botón “Centralise AO” para que quede paralela al CCD principal

- El siguiente paso es capturar imágenes con la Lodestar pulsando el botón “Start”

- Paramos la captura con el botón “Stop”

- Pulsamos el botón “Select Guide Star”

- Seleccionamos con un click una estrella destacada que hará de estrella guía (aparecerá una cruz verde, ver punto 5 en la imagen superior)

- Tras el click aparecerá un pequeño diálogo indicando la posición x, y de la estrella dentro del campo de la Lodestar. Pulsamos el botón “Aceptar”

- Si es la primera vez, tendremos que realizar el calibrado pulsando el botón “Train” y esperando a que el proceso acabe (se indica en la barra de título en la parte superior izquierda de la ventana)
Si ya hemos realizado este proceso y ajustado los valores up/down left/right, podemos obviarlo hasta que cambiemos de cámara de guiado. Es decir, hecho una vez, no tenemos que volver a realizarlo más.

- Por último pulsaremos el botón “Start Guiding” que cerrará la ventana y abrirá la pequeña ventana de monitorización de actividad de la AO

Y ya está, ya estamos guiando con la AO!!!

Para tomas cortas, digamos aquellas pensadas para el HDR, no paramos la AO.
Pero en tomas largas de 30 min., tras cada toma paramos la AO y repetimos los 8 pasos menos el séptimo. De esta forma obtenemos el dithering entre tomas.
Esto es fundamental para la calidad de la imagen final. Como explicábamos en post anteriores, solemos ponernos una alarma de 30 min y dejar el guiado completamente desatendido hasta que finaliza.
Por supuesto esto nos obliga a capturar las tomas largas de una en una y no podemos automatizarlas, pero consideramos este inconveniente un coste menor comparado con la alternativa de no tener dithering. Además gracias a esos parones de 30s entre capturas de 30min, aprovechamos para centrar la AO y así evitamos los “mount bump”.

4) Monitorización del guiado

¿Cómo sabemos lo que hace la AO en cada momento y qué significado tiene?
Supongamos una montura perfecta, sin backlash, sin problemas de seguimiento en RA (PE) y perfectamente alineada a la polar. Si utilizáramos una AO en una montura así bajo unas condiciones de seeing perfectas, no observaríamos corrección alguna y los movimientos indicados tanto en “x pos” como en “y pos” serían 0. (Ver campos dentro del recuadro rojo)

Ahora bien, en una montura “real” siempre encontraremos algo de PE (Periodic Error) por pequeño que sea.
Si además esa montura real es una EQ6/HEQ5, entonces el PE será notable por muchas mejoras mecánicas que hayamos hecho de cojinetes, grasa, bisinfines, etc…
Además, cuanto mayor sea la focal a la que trabajemos, más evidente será el PE sobre la cámara y por tanto mayor también la corrección a aplicar.
Para estas monturas de coste medio-bajo, una AO es un instrumento muy eficaz que contrarrestará todo el PE por importante que sea (obviamente todo tiene un límite y a 10mts de focal no habrá AO que valga para contrarrestar el PE de una EQ6/HEQ5).

La corrección del PE por parte de la AO se monitoriza en el campo “x pos” para la RA y si hubiera algún problema en DEC se observaría una corrección en el campo “y pos”.
Si la deriva en cualquiera de los dos ejes llegara a ser tan importante que desbordara los límites mecánicos de la AO, tras superar el valor 50 (aprox) tanto en x como en y, observaríamos una indicación en el campo “moving mount” con la dirección del “mount bump” enviado a la montura vía ST4.

Para ilustrar todo esto, en la siguiente imagen tenemos una secuencia de capturas de pantalla que corresponde a un período de guiado de 17:42 min

Como se ve, el valor de “x pos” va oscilando entre (– 20) y (12) cruzando varias veces por cero (5 veces).

Para poder visualizar y entender mejor esta secuencia, hemos puesto los valores de “x pos” con su tiempo en una tabla y creado su gráfico asociado.

La línea azul del gráfico corresponde a los valores de “x pos” y muestra la corrección del PE aplicada por la AO a lo largo de los 17:42 min.
Es decir, si sumáramos esta curva de corrección del PE a la del PE representada en las mismas unidades (que en este gráfico no aparece), ambas se cancelarían y obtendríamos una recta plana.

La teoría detrás de todo esto…
Cuando activamos la AO, no sabemos en qué parte del ciclo del PE estamos, pero para entender lo que pasa supongamos que la AO comienza a trabajar justo a mitad de ciclo del PE (cruce por cero).

Lo primero que observaremos es un valor de corrección que se va haciendo cada vez más positivo hasta llegar a un máximo, luego remitirá poco a poco hasta volver a cero, se hará negativo hasta alcanzar un valor mínimo y finalmente volverá a cero para volver a iniciar el ciclo. Así una y otra vez hasta el final de la exposición.

En la siguiente imagen se observa una curva de error periódico simulada (la que tiene mucho ruido) y una curva “espejo” que corresponde a la corrección aplicada por la AO. Esta hace justo lo contrario a la de PE para “compensar” el problema. En un montaje bien balanceado y perfectamente puesto en estación, veríamos una repetición constante y monótona de estos dos ciclos de PE y corrección de la AO.

Puesto que la AO corrige las desviaciones tanto en RA como en DEC, una perfecta puesta en estación tendría que mostrar correcciones en RA  para contrarrestar el PE y ninguna corrección en DEC. O lo que es lo mismo, un valor en “y pos” de cero (0) o próximo a cero tras 30 minutos o más de guiado.
En la imagen siguiente se ve la deriva acumulada en DEC tras una captura a M45 de 1800s (30 min).

No obstante, una cosa es la teoría y otra la realidad.
En nuestro caso y por la falta de balance en DEC, cuando apuntamos al Oeste el motor tiene el eje DEC “clavado” e impide que nada se mueva al tener un peso muy acusado del lado de la cámara. En esta situación todo es perfecto y constatamos una puesta en estación casi perfecta.

Pero cuando apuntamos al Este, el avance en RA cambia el centro de gravedad de todo el montaje de forma que la DEC al no verse “sujeta” por el motor, se desliza poco a poco entre el margen que da el backlash.
Por tanto, si durante un tiempo de captura largo (30 min) la oscilación en RA se mantiene dentro de los márgenes delimitados por el PE y la DEC no se mueve más allá de unos pocos píxeles (esto también depende de la focal a la que estemos capturando), podremos considerar que la puesta en estación es correcta o como mínimo “suficiente”.

Si el valor de DEC “y pos” se va alejando de cero, tendremos que considerar el grado de error durante el tiempo de exposición y si vale la pena corregirlo o no. Los mandos de altitud de las EQ6/HEQ5 son tan poco precisos que si el error es mínimo, vale más no tocar nada o correremos el riesgo de dejarlo peor de lo que estaba pero en sentido contrario.
Nosotros llegamos a observar valores de +/-30 de deriva en DEC cuando apuntamos al Este, que la AO compensa sin problema. Por supuesto esto se traduce en una pequeña rotación de campo sólo apreciable al 100% de resolución en una sola esquina de las imágenes y todo hay que decir es muy muy sutil. Mientras que cuando apuntamos al Oeste, la mayor parte del tiempo en nuestro caso puesto que es la zona menos contaminada de nuestro cielo, la deriva sólo alcanza valores muy bajos en DEC (menos de 5 pixeles y a veces no llega ni a eso en 30 minutos). De ahí que haymos decidido no tocar la puesta en estación y darla por muy buena, asumiendo que el problema es de balance de pesos cuando apuntamos al este.

En la siguiente gráfica se ve una simulación de curva de error periódico y su corrección (en naranja) de la AO. Este esquema representa el problema de deriva en DEC.

Al principio los ciclos son muy parecidos y no se aprecia la deriva. Esto se ve en que el período a y a’, así como b y b’ son casi iguales.
En cambio si comparamos a y b con a” y b” ya vemos que la AO se mantiene poco tiempo en el lado positivo de las correcciones y se va desplazando cada vez más al negativo. En conjunto si sumamos el tiempo que está en a” y b” es el mismo que en a + b, pero al derivar en DEC, los tiempos dejan de ser simétricos y el ciclo se va desplazando hacia un lado del 0 (punto de equilibrio de la AO).
Cuando la deriva es tal que supera el margen de posible corrección de la AO, esta envía el “mount bump” y devuelve la gráfica al estado inicial representado por a y b.

En las siguientes imágenes se puede apreciar el montaje en el que se observa un tubo guía en piggy-back que ya no utilizamos pero que mantenemos lo más adelantado posible como “contrapeso” de la DEC. Como se ve, hemos agotado el recorrido de la cola de milano y aún y todo se observa una extensión muy considerable al final del tren óptico con la QHY8 + AO + aplanador + tubo del enfocador.

En las siguientes imágenes se ve en detalle la AO con la Lodestar y la QHY8 Pro.

Fuentes:
Día sidéreo: Wikipedia
Datos técnicos: Starlight Lodestar
Manuales: Handbook for lodestar, Handbook for SXV AO

Este objeto es lo que se llama una “Remanente de supernova” o lo que es lo mismo, los restos de la explosión de una estrella que se calcula colapsó entre 5000 y 8000 años atrás.
Las supernovas son explosiones colosales que lanzan al medio interestelar la mayor parte de la materia de la estrella a velocidades del orden de 30.000 Km/s.
(Para hacernos una idea de qué representa esto, a esa velocidad podríamos ir y volver a la luna en tan sólo 20 segundos, o dar 3 vueltas a la tierra en 4 segundos).

Cuando la estrella explota, se genera una onda de choque en todas direcciones que calienta el medio interestelar a temperaturas de millones de grados.
Toda esa energía hace que el gas “brille” y se nos presente como lo vemos.
A medida que pasa el tiempo (puede durar miles de años) la nebulosa va cambiando de aspecto conforme la onda de choque se desplaza y dispersa.

Esta nebulosa está relativamente cerca en una escala astronómica. Está a tan solo 1470 años luz, es decir, lo que vemos es exactamente como era la nebulosa en el año 541, (siglo VI)
Los fotones de luz que llegaron a nuestra cámara la semana pasada, comenzaron su viaje saliendo de NGC6960 en el mismo momento en que aquí en la tierra, el imperio romano occidental ya había caído y Justiniano I ampliaba el imperio bizantino hacia el norte de Africa. Hacia finales de siglo China se reunifica bajo la dinastía Sui y mientras tanto, los fotones seguían su camino hacia nuestra cámara aunque ni ellos ni nosotros sabíamos que nos íbamos a encontrar 1500 años más tarde en una cálida noche de finales de septiembre.

Nos gusta pensar que el CCD de la QHY8 Pro ha sido un digno final de recorrido para este puñado de fotones que un día partieron de NGC6960.

Volviendo a los aspectos técnicos, la Western Veil Nebula es un objeto de magnitud 7 bastante grande (3 grados).
Un buen objetivo para la focal del ED80 y el campo de la QHY8 Pro.
No es la primera vez que fotografiamos esta nebulosa, pero sí la primera que lo hacemos con la SXV AO LF.

A finales de septiembre la previsión de 7timer indicaba noches excepcionales.

Nos animamos y decidimos probar suerte con exposiciones largas para así estrenar la AO.
La idea era sacar a lo largo de varios días, tantas capturas de 30 minutos como pudiéramos para tener el mejor nivel de señal posible.
Tuvimos suerte y disfrutamos de varias noches seguidas completamente despejadas, (algo poco habitual en el Baix Penedès). El seeing se mantuvo en su rango habitual (2″ – 2,5″)  pero la transparencia varió entre buena y muy buena.

La SXV AO LF demostró ampliamente de lo que es capaz.
Una de las grandes ventajas que tiene esta AO es que todo el setup es muy rápido.
En menos de 30 segundos se ha centrado la óptica, seleccionado la estrella guía, realizado el training y ya estamos guiando y capturando. Cuando la captura termina, paramos la AO, volvemos a repetir el proceso y 30 segundos más tarde ya estamos capturando la siguiente imagen.
Con esta parada de reinicialización conseguimos hacer un dithering manual (el soft de la AO no lo permite y Nebulosity no soporta el control de AOs).

En realidad el que nos da el dithering es el error periódico de la montura.
Al volver a centrar la óptica de la AO, la estrella guía ya no está donde estaba al comienzo de la captura debido al importante error periódico de las EQ. De esta forma obtenemos el desplazamiento que buscábamos entre imágenes.

Este proceso manual, de capturar las imágenes de una en una para poder crear un dithering manual puede parecer incómodo, pero al ser tomas largas no lo es en absoluto.
Lanzas la captura, pones un timer de media hora y te olvidas hasta que suena la alarma.
Hay que tener en cuenta que una vez puesto todo en marcha (20 – 30 min), Pedro deja el observatorio abierto y vuelve a casa.
Luego, bien sea él desde casa o yo desde Girona vía internet, vamos controlando todo el proceso desde el sofá cada 30 min hasta que decidimos cerrar el chiringuito. Por eso insisto, aunque no es lo óptimo, el tener que dedicar 30 segundos cada media hora, es un precio muy pequeño a pagar a cambio de obtener el dithering, que es FUNDAMENTAL para la calidad final de la imagen.

Volviendo a las capturas de NGC6960, durante varios días realizamos un par de tomas hacia el este y tras el tránsito otras dos o tres hacia el oeste.
Alguna noche del fin de semana la pasamos en vela aprovechando la buena calidad del cielo.

En total sacamos 22 imágenes, 11 horas en tomas de 1800s (30 minutos).
También hicimos capturas breves de 6 x 300s y 9 x 60s para el HDR.
Todo esto con sus correspondientes darks y el juego de flats.

El resultado habla por sí solo.
Una Western Veil Nebula perfectamente definida, con mucha señal y poco ruido.

Es sin duda la mejor foto que hemos logrado hasta hoy.
Mejor que la que hasta ahora ostentaba ese puesto “La Rosette nebula” que capturamos en marzo sin AO y con la 400D mod.
______________

En esta imagen se puede ver la calidad promedio del enfoque.
Tal y como indicamos en el post anterior, la AO por sí sola consigue una mejora de entre 2 y 3 décimas en el HFR leído en el Fine Focus del Nebulosity.

NGC 6960 con el campo original de la QHY8 Pro al 50% de resolución.

Link a la imagen al 100% de resolución

Detalle de la nebulosa al 100% girada 90º en el sentido horario.

Detalle ampliado al 400% para observar la calidad del guiado con la AO. Espectacular!!!

______________

Datos técnicos de la configuración:

Nombre: Western Veil Nebula  (NGC 6960)
Constelación: Cisne
Tipo: Remanente de Supernova
Mag: 7
Dimensión: 3 grados
Distancia: 1470 ly (radio 50 ly)

Captura
EQ6 Pro sobre columna de hormigón
QHY8 Pro
ED80 a f7.5 (fl 600mm), focuser JMI, Flattener TsFlat2, IDAS LPS filter
Capturado con Nebulosity

Guiado
SXV-Lodestar
+ SXV-AO-LF

Lights 1800s
23 – 26/9/2011
22 x 1800s = 11h

Lights 300s
23 – 26/9/2011
6 x 300s = 30m

Lights 60s
23 – 26/9/2011
9 x 60s = 9m

Temp -20 ºC

Fuente de los datos técnicos de NGC6960 e históricos del siglo VI: Wikipedia

Hace ya tiempo que soñábamos con tener una óptica activa y hace cosa de tres o cuatro semanas, el sueño se cumplió.

Ya tenemos la óptica activa de gran formato de Starlight Xpress que compramos a los chicos de Lunático a quienes desde aquí queremos agradecer una vez más por su excelente servicio.

Para los que no les guste leer mucho, el resumen en dos palabras es este: otro mundo.

Si te puedes permitir una AO, no lo dudes, no hay color.
Hay un antes y un después de la AO.
Realmente es jugar en otra liga. Nada más que añadir.

Para los que les guste leer, aquí va el detalle:
El conjunto EQ6/HEQ5 + PHD + Lodestar realizan un trabajo excelente con longitudes focales cortas, por ejemplo con un ED80 o incluso con tubos de hasta 800 mm, más allá la cosa se complica. Digamos que con un VISAC a f9 el asunto puede llegar a sacar de quicio al más paciente.

Como decía, ambas monturas tienen una relación calidad precio excelente tal y como salen de fábrica y en nuestro caso aún más porque están muy modificadas.

No obstante, todo tiene su límite y ese límite lo pone el notable error periódico que presentan ambos modelos, con saltos bruscos en algunas partes del ciclo y el hecho de que la captura de imagen + procesado del PHD + envío de pulsos vía ST4 limita el número de correcciones reales de la RA a como mucho una o dos por segundo.

En la práctica y siempre hablando de longitudes focales cortas, el tándem PHD + Lodestar permite obtener unos resultados realmente buenos con las EQ6/HEQ5, así que ¿para qué más?

La AO no sólo permite conseguir un nivel de resultados que está mucho más allá del guiado tradicional sino que además, simplifica mucho el proceso, lo hace más rápido, eficiente y fiable en el sentido esto último, de que si no se nubla, no se pierden fotos. Lo probamos con rachas de viento de 50 Km/h y las capturas de 30 minutos salieron como si no hubiera habido viento alguno. Todo un lujo el poder trabajar con total despreocupación del guiado.

——

Pros y contras de la SXV AO LF

Por una vez, comencemos por las pegas.

1) La más evidente: el precio. Vale tanto como la cámara CCD  y más que la montura.
Eso sí, es mucho más barata que la SteadyStar de Orion.
Para cualquier aficionado medio como nosotros, representa un desembolso muy importante.

2) El software es claramente mejorable y se echa en falta parámetros como el dithering + un tiempo de delay entre ditherings…
De esta forma se podría sincronizar los tiempos de exposición con otras aplicaciones de captura sin necesidad de que se tuvieran que comunicar entre sí.
Según la página web de MaximDL, este sí permite controlar la AO y hacer dithering.
Nosotros al no utilizar MaximDL no podemos confirmar este dato. Nebulosty no permite controlar AOs.

3) Cuando se bloquea la óptica (nos ha pasado un par de veces) la aplicación no lo detecta y al no poder mantener el guiado, esta genera un error y se cierra inesperadamente.
Cuando esto pasa, hay que quitar la alimentación eléctrica de la AO para forzar que la óptica se reinicie y así se desbloquee.

4) No hay versión del software para Mac ni la soportan programas como Nebulosity (nuestro soft de captura).

5) La documentación es muy pobre y no hay explicación detallada de la mayoría de parámetros.
Una lástima porque con poco esfuerzo extra, la experiencia de usuario ganaría mucho.

En resumen, tal y como lo vemos nosotros y por este orden las pegas son tres:
precio, acabado del software y documentación.

——

Pros

1) La calidad final de la imagen automáticamente pasa a otro nivel. Capturar con una AO es jugar en otra liga.
No sólo se obtienen estrellas puntuales, además aparecen como por arte de magia cientos de estrellas pequeñas de tan sólo 5 pixeles. Creednos, lo hemos comprobado bien y no es ruido
El detalle de los DSO se dispara. El resultado neto es equivalente a una mejora notable del enfoque.

2) Una vez se entiende cómo funciona todo el proceso, este es muy rápido (menos de 30s), sencillo y estable.
[Centralize AO], [Start], [Stop], [Select guiding star], [Train], [Start guiding].
La probamos haciendo fotos seguidas de 30 min durante varios días y todo fue como la seda a excepción de un par de veces que se nos “bloqueó”. Es decir, 15 minutos de problemas sobre más de 11,5 horas de capturas. No perdimos ni una sola foto (incluidas 6 en las que se observa un problema que se explica en el punto 2 de las pruebas) y todas salieron perfectamente guiadas. Impresionante.

3) Ayuda mucho a enfocar la imagen. Se consigue una mejora de entre 2 y 3 décimas en el HFR leído por el Nebulosity al realizarlo con la AO en marcha.

4) Permite realizar capturas tan largas como queramos sin que esto afecte en absoluto al resultado.
Nosotros hemos pasado de capturas guiadas con el PHD de 15 – 20 min máximo, a capturas de 30 min con la AO, teniendo en cuenta además, que el resultado de éstas últimas es muy superior a las guiadas de forma tradicional.

5) El software aunque muy mejorable, indica en todo momento lo que está haciendo la unidad. Esto nos da una idea de la magnitud de los problemas con los que está lidiando, tanto a nivel de error periódico como de seeing. En nuestro caso, el segundo es menos importante puesto que con la configuración actual del ED80 a f7.5 + QHY8 Pro, la resolución por pixel es de 2,68 arcsec. Similar al seeing habitual por estos lares.

6) Con la Lodestar en bining 2×2 se consiguen frecuencias de corrección reales de hasta 5Hz (0,2 segundos). El software permite llegar más lejos, pero la limitación viene dada por los retardos debidos a la longitud del cable USB, toda la electrónica del medio (hubs USB) el tiempo que tarda el PC en procesar y devolver la señal a la unidad, etc…
Así que todo lo que sea bajar del mínimo tiempo necesario para procesar la señal y enviar la corrección resultante a la AO, irá únicamente en detrimento del SNR de la imagen de guiado. Nosotros hemos comprobado que con capturas de 0,4 segundos el resultado ya es muy bueno.

7) La AO envía pulsos de corrección de la RA cuando la estrella guía se sale del rango que puede controlar la óptica. No obstante hemos visto que “en la mayoría de casos”, esto no se llega a dar con la EQ6/ED80/QHY8 Pro. El error periódico desplaza la estrella guía +/- 25-30 píxeles pero no alcanza los 45-50 píxeles que puede aguantar la AO a esta focal antes de enviar el pulso de corrección.
Probamos “forzar” esta situación con el mando de la montura a mitad de una captura y todo funcionó perfectamente. La corrección es tan rápida que no se nota en absoluto en la imagen. En un segundo post explicaremos cómo calcular los settings del software que controlan esta acción para que generen un desplazamiento (pulso ST4) adecuado.
Es posible que para distancias focales largas este valor tenga un peso mucho mayor en el resultado final de la imagen.
En el punto 2 de las pruebas creemos que dimos justamente con un ejemplo de este potencial efecto de un pulso que no devuelve el campo de la cámara de guiado exactamente donde estaba, aunque este tema lo tendremos que estudiar mejor.

——

Recomendaciones

a) La Lodestar es un “must have”, puesto que al trabajar a la focal del tubo con el que se fotografía y recibir solo una fracción de su luz, una cámara muy sensible y rápida es fundamental. Con la Lodestar no hemos tenido problema alguno para encontrar estrellas de guiado y hemos trabajado con tiempos de captura de entre 2 y 4 décimas de segundo. Toda una delicia vamos.
Lunático también suministra la Lodestar.
No me cansaré de repetirlo, la Lodestar es “LA” (así con mayúsculas) cámara de guiado.

b) Para hacer dithering desde aplicaciones que no permitan el control de la AO, como es el caso con Nebulosity, sólo hay que parar el guiado tras cada captura, y repetir el proceso (30s) de inicialización:
[Centralize AO], [Start], [Stop], [Select guiding star], [Train], [Start guiding]
En el caso de las EQ6/HEQ5 no hace falta tocar la montura puesto que el error periódico de ambas ya nos proporciona un “auto – dithering” más que considerable

Nosotros nos ponemos una alarma cada 30 min, para parar la AO y volverla a inicializar (centrar la AO, volver a seleccionar la estrella guía, train, start guiding…) antes de lanzar la siguiente captura del Neb. No es lo deseable, pero teniendo en cuenta que no hay otra solución y que todo este procedimiento de reinicialización de la AO lleva menos de 30s, nos parece que es un precio pequeño a pagar.

No hace falta decir que no estamos dispuestos a “no” hacer dithering que sería la alternativa evidente.

c) También hemos comprobado que si se tiene una Lodestar y no nos podemos permitir una AO, el PHD guiando vía el OAG de la unidad con la AO apagada daba un resultado superior al del tubo guía.
Así que creemos que esta solución de guiar con el PHD + Lodestar vía un OAG tradicional podría ser una alternativa intermedia a un precio diez veces inferior al de la AO.

——

Pruebas:

1) Imagen ampliada del detalle de NGC6960
En la imagen siguiente se puede ver a la izquierda, una captura de 30 min con AO y a la derecha, la misma captura pero de 20 min guiada con el PHD y un tubo EZG-60. En ambos casos la cámara de guía es la Lodestar, la de captura la QHY8 Pro y el tubo utilizado un SW ED80 a f7.5 con aplanador de campo y filtro IDAS LPS sobre una montura EQ6 Pro.

Se puede ver que la guiada con AO (izq) a pesar de tener una exposición mayor presenta muchas más estrellas y estas están claramente mejor definidas. La comparación del detalle en los filamentos de la nebulosa habla por sí sola.

2) Procesando varias de las imágenes capturadas con la AO descubrimos con asombro que aparentemente podíamos resolver y de qué manera, la componente B de la binaria 52 cyg. Téngase en cuenta que estamos hablando de capturas hechas con un ED80 a f7.5
Haremos un post detallado sobre este punto porque no se trata de una imagen real sino de un efecto que aparece en 6 de las 22 capturas que hicimos. Por supuesto el dithering elimina este problema, pero nos interesa saber en qué casos puede darse este efecto.
Tal vez fuera debido a que tras un pulso de corrección enviado a la montura, esta devolvió un campo estelar ligeramente desplazado respecto al original y la AO, por error, seleccionó una estrella guía distinta a la inicial. Sabemos que nos pasó en 5 imágenes de las que realizamos apuntando al Oeste y sólo en una de las que hicimos hacia el Este, pero no tenemos más datos.
Por tanto queda claro que no se trata de 52 Cyg B, sino de un artefacto debido a la AO que investigaremos y si llegamos a poder reproducir, lo documentaremos en un segundo post.

3) Captura simple de una única toma de 30 min a M33 (sólo debayer + stretch).
Lo que interesa es ver que al ampliar la imagen, las estrellas salen con una morfología de libro, por no mencionar que hay muchas de tan sólo 6-9 pixeles que claramente no son ruido.
En la primera imagen se ve todo el campo reducido para que quepa en 1066 pix de ancho.
En la segunda se ve un recorte de la zona central al 100% con un stretch más forzado, para apreciar mejor el detalle.

4) Proceso de captura en el que se ve el soft de la AO trabajando a una frecuencia de 0,4s y al fondo, la imagen previa de 30 min al 400% del campo estelar de NGC6960 en cyg. Como se ve, no hace falta bajar a 0,2s de muestreo, con 0,4s el SNR es claramente mayor y los resultados ya son excelentes.

5) Ejemplo de enfoque con la AO en marcha. En nuestra climatología local conseguir un HFR por debajo de 1,5 era todo un triunfo… pero ahora conseguimos 1,2 – 1,3 un día sí y otro también. Imagen del Fine Focus de Nebulosity capturando con la QHY8 Pro.

6) Imagen en HDR de NGC6960 (1800s x 22 + tomas cortas de 6 x 300s y 9 x 60s).
Es una buena muestra de lo que se puede conseguir con la siguiente configuración:
EQ6/ED80 f7.5/IDAS LPS/Flattener TsFlat2/QHY8 Pro + SXV AO LF/Lodestar

Imagen de todo el campo de la QHY8 Pro al 50% de resolución.

Imagen de detalle de la zona central 52 cyg, al 100% de resolución.

Imagen de detalle de toda la nebulosa girada 90º, un poco más contrastada y al 100% de resolución.

¿Hacen falta más pruebas para constatar que la astrofotografía con la AO es… “otro mundo”?

——

Conclusiones

La AO es un dispositivo que hace que el guiado quede completamente resuelto en menos de 30 segundos y cuyo resultado neto es equivalente a un mejor enfoque de la imagen final.

Desde nuestro punto de vista es una forma muy eficiente y “económica” de resolver los problemas de error periódico de las monturas. Económica en el sentido de que la alternativa implica pasar de una EQ6 Pro a una montura de  tres o cuatro mil euros en adelante.
Y aunque tuviéramos una montura de primera, la AO seguiría ganando al compensar de forma mucho más rápida y precisa, problemas como la exposición a rachas de viento, algo de los problemas de mal seeing y los problemas puntuales debidos al balance de todo el sistema. (por nombrar sólo algunos)

Las contras son pocas y más que “asumibles” comparadas con los pros que ofrece.
Si uno se lo puede permitir, realmente es una inversión fenomenal.
El dúo AO + Lodestar es la solución perfecta para literalmente olvidarse del tema del guiado.

Como decíamos al principio… para nosotros hay un antes y un después de la AO.

Bye bye PHD y mil mil gracias por todas las fotos que nos has brindado.
Sin duda has sido un excelente y fiel compañero.

Es el momento perfecto para mejorar las instalaciones por el hecho de las vacaciones, pero el peor en cuanto a  temperatura. A pleno sol en verano, el observatorio se convierte en un horno de hormigón de paredes negras.

El resultado final es impresionante.
Comparemos con un par de imágenes como estaba antes y como ha quedado después del trabajo estival.

This summer, Pedro have been working hard at the observatory.

Cosas que se han hecho:
Tarima nueva que sustituye a los andamios provisionales que teníamos.
Estantería en un lateral que permite dejar instrumental cuando tenemos que estar ajustando el equipo a pié de montura.

Nuevo sistema sorprendentemente eficaz, para evitar la contaminación lumínica directa que llegaba de las farolas de la calle.

El sistema consiste en una serie de lanzas móviles que quedan ocultas dentro del observatorio cuando este está cerrado.

Una vez abierto el techo practicable, se elevan las lanzas y se fijan por la parte inferior con unos pasadores para tal fin.

Les llamamos lanzas puesto que la punta se utiliza para sujetar a través de unas anillas una red parasol negra de tela plástica. De esta forma se consigue atenuar completamente el haz de luz directo que llega desde las farolas de la calle y el reflejo que provocaban en la pared oeste del observatorio. Esta contaminación lumínica afectaba mucho al fondo de la imagen provocando un degradado artificial que los flats no podían eliminar, como es lógico.

Ya sólo queda la escalera fija.