Apuntes de Astronomía observacional

fotometría astronómica

Básicamente un equipo fotométrico consta de telescopio, montura ecuatorial motorizada, selector de longitud de onda (vulgo filtro), detector y ordenador de adquisición. En fotometría se emplean tres tipos de detectores: fotómetros, cámaras DLSR y cámaras CCD. Voy a referirme casi exclusivamente a las últimas, pues no tengo experiencia con cámaras DLSR (os remito a consultar el manual de la AAVSO). Sin embargo, hago un breve apunte de los fotómetros.

Todavía hoy día hay gente que usa fotómetros con fotomultiplicador o fotodiodo, que era la técnica más usual que se empleaba cuando el desaparecido GEA (Grup d'Estudis Astronòmics) introdujo la fotometría en nuestro país allá por los años 80 del pasado siglo. Este grupo pionero empezó a trabajar con fotómetros de fotodiodo Optec SSP3 y creo que incluso experimentaron con el fotomultiplicador Optec SSP5. Esta técnica tiene la ventaja que permite hacer fotometría de objetos que no tienen estrellas de comparación cerca. No obstante, es una técnica tediosa y lenta que hoy día poca gente usa, por lo que no la consideraré aquí. Sin embargo, dejo anotado que todavía hoy día tiene utilidad y que hay gente que aún la practica (muy pocos).

Las cámaras CCD son una potente herramienta fotométrica, pues la respuesta del chip a la luz sigue una relación muy lineal que nos va a permitir medir y calibrar con gran precisión el flujo lumínico. A diferencia de los fotómetros, nos permite guardar toda la información recogida por el chip, lo que nos permite analizar no sólo la luz de la variable en cuestión, sino de todos los objetos que aparecen en la imagen, con lo que todos ellos son susceptibles de análisis. Para que os hagáis una idea de lo que esto significa pensad que antes de la aplicación de las CCD's en fotometría, cuando sólo se usaban fotómetros, era rarísimo descubrir una nueva estrella variable. Hoy día es una verdadera locura, una mina. Basta con dirigir un telescopio de potencia media hacia un campo cualquiera, que tendremos muchas posibilidades no ya de encontrar una, sino varias variables no catalogadas

Volviendo al tema que nos interesa, en esta foto podéis ver lo que sería un equipo fotométrico sencillo pero completo y transportable. 



Está compuesto por:

• Tubo óptico refractor de 80 mm. Aunque en la foto se muestra un ED, un refractor acromático es perfectamente válido, tiene menor focal (que es lo que nos interesa) y es mucho más barato. Un 80/400 puede ser una excelente opción.
• Montura ecuatorial motorizada. Altamente recomendable que tenga puerto de autoguiado ST4. Una HEQ5 Syntrek o Synscan es una excelente opción. Una NEQ5 Synscan podría ser una alternativa pero por la diferencia de precio recomiendo la HEQ5.
• Autoguiado Orion Miniguider con su cámara de guiado.
• Cámara CCD monocroma (en la imagen, una Atik 314L+).
• Al menos un filtro fotométrico (casi imprescindible).
• Ordenador fijo o portátil.

Con este pequeño equipo, apto también para astrofoto (ahí el ED sí que es más recomendable), podemos hacer fotometría de objetos de hasta la mag. 11 (la variable de tipo Mira de antes, ¿os acordáis?). Y con según qué técnicas, aún podremos ir algo más lejos. Esto incluye un número enorme de estrellas variables, algunos asteroides brillantes, exoplanetas, novas, cometas, etc... Incluso podríamos dedicarnos a la prospección de nuevas estrellas variables, aunque será más difícil al no poder llegar a altas magnitudes. Pero ojo que si pillamos una, será brillante y por lo tanto, todo un puntazo. ¡Todavía hay estrellas variables de mag. 10 que están por descubrir!

Existen opciones más completas, por supuesto, y no es necesario gastar mucho dinero. La montura HEQ5 acepta sin problemas tubos mayores como reflectores 150 f/5 e incluso 200 f/5, tubos que no sustituyen al pequeño refractor, sino que lo complementan, pues son mucho más potentes pero el campo que cubren es sensiblemente menor.

Escogiendo tubo

A la hora de pensar en el OTA, es muy importante tener en cuenta que en fotometría nos interesa una combinación de tubo y CCD que nos ofrezca un campo amplio. Por tanto, telescopios como los Schmidt-Cassegrain o Ritchey-Chrétien son buenas opciones pero van a requerir el uso de reductores de focal o CCD's de chip grande, lo que encarece el presupuesto y añade algunos problemas extra. Los Maksutov-Cassegrain, por esa razón, no son recomendables. En cambio, los Newton y los refractores acromáticos de corta focal son los instrumentos más apropiados y económicos para esto.

A mayor diámetro del objetivo, objetos más débiles podremos observar, pero recordad que a mayor focal, menos campo cubierto. De hecho, si vamos a tener un gran telescopio, es altamente recomendable tener el equipo pequeño que he comentado antes para poder seguir objetos brillantes. Os sorprenderíais de ver los programas de observación que se sugieren a veces, donde se pide fotometría de estrellas brillantes o muy brillantes, vedadas a los tubos medianos o grandes al no entrar las estrellas de comparación en el chip.

Monturas y autoguiado

En cuanto a monturas, todas las que están preparadas para astrofoto rendirán bien en fotometría. De hecho, salvo casos especiales no se requiere un guiado tan preciso. Eso da pie a opciones aún más baratas. Podemos reciclar una vieja montura motorizada y sin autoguiado como una EQ5, EQ4 e incluso una NEQ3 y adaptarle un pequeño refractor, pero en este caso deberemos procurar focales muy cortas: 200-300 mm, para no hacer demasiado visibles los problemas de error periódico de la montura. Si nos lo podemos permitir, una HEQ5 o una NEQ6 son una apuesta segura. Y por supuesto, no hace falta limitarse a monturas alemanas. Si vamos a tener un equipo fijo y podemos permitírnoslo, es preferible una montura a horquilla para no tener que hacer el "flip pier" al paso por meridiano, lo que suele dar problemas como veremos más adelante.

Y ya que sale el tema... el guiado y el enfoque son críticos en astrofotografía, y eso requiere el autoguiado sí o sí, además de un enfocador de doble velocidad con reducción 10:1. En fotometría también es deseable contar con autoguiado y enfocador de doble velocidad, pero dependerá también del grado de precisión que estemos buscando. Si trabajamos con focales muy cortas (hasta 300 mm) y no deseamos mucha precisión, podemos prescindir de él y utilizar esa vieja EQ4 que tenemos aparcada por ahí o a la venta en un rastrillo. Sin embargo, para focales mayores el autoguiado es necesario, y crítico si deseamos hacer fotometría de gran precisión, como la que se necesita en exoplanetas.

   

En general, el clásico autoguiado a través de un pequeño refractor paralelo al tubo principal y cámara CMOS o CCD funcionará bien (la solución de Lunático de la imagen izquierda, por ejemplo), y tiene la ventaja que salvo rara excepción encontraremos siempre estrellas para guiar. El problema que nos podemos encontrar está en la deriva que siempre se observa con el tiempo si la puesta en estación no es perfecta, y en las flexiones. Para fotometría de precisión media (+/-0.01 mag.) es suficiente. Pero si queremos ir a la milésima como en el caso de fotometría de exoplanetas, es más recomendable una guía fuera de eje (OAG, imagen de la derecha) o mejor aún, una óptica adaptativa (AO). La primera tiene el precio de un filtro fotométrico; la segunda opción es excelente y garantiza que las estrellas siempre incidirán sobre los mismos píxeles, con lo que la precisión será máxima, pero es una opción mucho más cara. Además, tanto si usamos OAG como si optamos por AO tendremos más problemas en localizar estrellas de guiado, especialmente si trabajamos con focales altas.

Por último, si podemos controlar la montura a través de un ordenador, por ejemplo, a través de una plataforma tipo ASCOM-EQDir, mejor que mejor, pero no es imprescindible.

La cámara CCD

En cuestión de cámaras, lo más importante es contar con una CCD que se adapte a nuestro tubo, ofreciendo un campo ni demasiado extenso ni demasiado pequeño. Es altamente deseable que 

• sea monocroma,
• sea termorregulada, aunque no es imprescindible,
• no tenga antiblooming (recomendable pero no imprescindible),
• tenga un chip de tamaño cuanto más grande, mejor, para cubrir un campo generoso,
• el chip debe tener una respuesta lineal,
• el tamaño de píxel nos permita alcanzar una resolución próxima a los 2”/píxel,
• cuanto mayor sea la capacidad electrónica del píxel, mayor rango dinámico tendrá,
• y por supuesto, que sea lo más sensible posible.

Aquí convendría recordar el concepto de Full Width at Half Maximum, FWHM, que no es más que una medida del efecto provocado por la dispersión del haz de luz en la atmósfera, y que provoca que las estrellas no aparezcan como puntos sino como discos. Si medimos la intensidad de este disco o PSF, veremos que sigue una distribución normalizada o gaussiana. La anchura de esta distribución a media altura es el FWHM, como vemos en este gráfico. No me extenderé más en explicarlo porque creo que hay un hilo por ahí al respecto, pero sí que es importante tenerlo en cuenta a la hora de realizar las tomas. 

  

Es muy importante considerar la resolución de la cámara, que se mide en segundos de arco por píxel. El concepto es un poco lioso al principio pero podemos entenderlo mejor con el siguiente gráfico.



Una CCD que tenga píxeles muy grandes (imagen derecha) hará que el flujo de luz de la estrella o PSF se disperse por pocos píxeles, con lo que tendremos baja resolución (por ejemplo, 3"/píxel es una resolución más bien baja). En cambio, si tiene píxeles pequeños (imagen izquierda), esa PSF se repartirá sobre más píxeles, con lo que tendremos alta resolución (por ejemplo, 0.5"/píxel). En astrofotografía es deseable una alta resolución, pero las cosas en fotometría son un poco diferentes: a baja resolución tampoco interesa trabajar, porque si la luz incide sobre pocos píxeles, el error de lectura será más alto y la CCD saturará más rápidamente. A alta resolución tampoco conviene trabajar, porque la CCD pierde eficacia al dispersar demasiado la luz. Nos interesa una relación señal/ruido alta.

En general, en fotometría se recomienda trabajar con una resolución tal que la FWHM equivalga a 2-3 píxeles. Esto implica tratar con imágenes ligeramente desenfocadas. Si nuestra FWHM es mayor a 2-3 píxeles, estaremos ante un caso de over-sampling o sobremuestreo (la imagen de la izquierda), dispersando demasiado el flujo. Podremos corregirlo trabajando con focales más cortas, empleando reductores de focal o trabajando en modo binning (no se recomienda que sea mayor de 2x2). Si tenemos FWHM menor a 2-3 píxeles, estaremos en el otro extremo: el under-sampling o submuestreo (imagen de la derecha). En este caso, el truco consistirá en desenfocar más la imagen. De hecho, es muy habitual, sobre todo si la estrella es brillante, desenfocar mucho más para lograr alta precisión. Esto trae como consecuencia que, cuanto mayor sea la focal de nuestro tubo, mayor tamaño de píxel es recomendable.

En la siguiente tabla podremos comprobar qué resolución se alcanza según el tamaño de píxel de la CCD y la focal del tubo. Por lo general, procuraremos que nuestro sistema óptico alcance resoluciones de entre 1"/píxel y 2"/píxel. Siempre podremos desenfocar si la resolución es muy baja. Y un píxel grande tiene mayor capacidad electrónica que un pequeño.




Por ejemplo: mi equipo tiene una focal de 940 mm y una CCD Atik 314L+, lo que implica una resolución de 1.42"/píxel. Por tanto, para trabajar con una FWHM de 2.5 píxeles, por ejemplo, ésta deberá ser de 1.42"x2.5=3.55". Dado que en noches buenas tengo una FWHM de 1.5" y en noches malas estoy en torno a 3", siempre me toca desenfocar ligeramente, lo que no es un problema. Peor sería trabajar con CCD's de píxel más pequeño, pues tendría la imagen siempre sobremuestreada (over-sampling).

No os estrañe, pues, que en fotometría se trabaje con imágenes desenfocadas o muy desenfocadas, en la que las estrellas aparecen como discos o donuts. 

¿Que CCD's son recomendables para fotometría? Hay muchas y va un poco a gusto del consumidor, siempre que no olvidemos los requisitos que ya he expuesto. Quienes tengan recursos irán a por las excelentes cámaras SBIG, QSI o FLI y sensores como el excelente KAF 1603ME (sin antiblooming), verdaderas joyas de precisión y sensibilidad, aunque ya podemos preparar varios miles de euros por ser CCD's de gama alta. Si no, una muy buena opción es la Atik 314L+ que cumple casi todos los requisitos antes mencionados y que está a un precio mucho más asequible (tiene algo de antiblooming pero no afecta a su linealidad). También hay opciones aún más baratas como las QHY6 o algunas viejas Starlight Xpress de la serie MXx, aunque los chips que incorporan son algo pequeños.

En cualquier caso, una cosa que deberemos hacer es comprobar su respuesta lineal para saber hasta dónde podemos exponer. Todas las CCD's, aunque tengan una respuesta lineal, suelen mostrar desviaciones cerca del límite de saturación (en una CCD de 16 bits, recordemos que la saturación son 2¹⁶=65536 ADU's). Especial cuidado hay que tener con las CCD's con antiblooming, porque la linealidad suele perderse muy pronto, pero mientras no rebasemos el límite lineal podremos hacer fotometría con garantías. De hecho, éste era un problema más grave en CCD's antiguas.

  

En estos gráficos vemos la linealidad de tres cámaras CCD populares: Atik 314L+ (Sony ICX285AL), ST8-XME (KAF 1603ME) y QHY2 Pro (Sony ICX285AL también). La Atik 314L+ tiene antiblooming pero es lineal hasta 63.000 ADU's, prácticamente la saturación. LA QHY2 Pro tiene el mismo chip, pero pierde antes la lnealidad, una señal de que la electrónica de la cámara también juega su papel. Finalmente, las CCD's basadas en el chip KAF 1603ME suelen perder la linealidad a partir de 55.000 ADU's y no llevan antiblooming, pero su enorme capacidad electrónica por píxel supera con creces este inconveniente. Este cálculo sencillo lo demuestra:

Atik 314L+: Capacidad electrónica por píxel (Full well capacity): 17.500 e^-/píxel
                 Pérdida linealidad: sobre 63.000 ADU's
                 Capacidad electrónica lineal: 17.500 x (63.000/65.536) = 16.823 e^-/píxel

ST8-XME: Capacidad electrónica por píxel (Full well capacity): 100.000 e^-/píxel
                Pérdida linealidad: sobre 55.000 ADU's
                Capacidad electrónica lineal: 100.000 x (55.000/65.536) = 83.923 e^-/píxel

QHY2 Pro: Capacidad electrónica por píxel (Full well capacity): 17.500 e^-/píxel
                Pérdida linealidad: sobre 42.000 ADU's
                Capacidad electrónica lineal: 17.500 x (42.000/65.536) = 11.215 e^-/píxel

Es decir, la ST8-XME tiene un rango lineal 5 veces más largo. ¿Qué significa esto? Pues que, suponiendo que alcanzan la misma magnitud límite, la ST8-XME (una verdadera joya de CCD en fotometría) podrá observar estrellas más brillantes sin saturar que en la Atik aparecerán ya saturadas, habrá menor riesgo de saturación, etc. Por no hablar de la electrónica, sensibilidad, etc. LA QHY2 Pro es la que sale peor parada en esta breve comparativa, lo que no quiere decir que no sirva para fotometría. Sencillamente, habrá que vigilar más el nivel de saturación y rebajar un poco las pretensiones en cuanto a precisión fotométrica, pero en buenas manos cumplirá con dignidad su cometido.

Filtros

Y casi imprescindibles son los filtros fotométricos. Y observando este gráfico se comprende el por qué. He visto ejemplos de medidas fotométricas de la misma estrella que, por usar una comparación muy roja, hay diferencias enormes entre medidas tomadas con filtros y otras sin ellos. Estas diferencias pueden ser de... ¡media magnitud!

  

A la hora de utilizar filtros, tener en cuenta que aquí no valen los filtros de cualquier tipo, ni siquiera los RGB de fotografía. Los más usados son los filtros UBVRcIc que siguen el sistema deJohnson-Cousins, que están estandarizados para el caso y que venden algunas compañías como Baader Planetarium, Astronomics, etc. Especialmente buenos son los Astrodon, que son interferenciales y que cuestan una pasta (170 € la unidad en 2013) pero presentan una elevada transmitancia. Más baratos son los de Baader Planetarium, aunque con una transmitancia ligeramente peor. En cualquier caso, si representa un fuerte desembolso, optaremos por adquirir al menos uno, el V o el Rc, que son los más usados y los que nos permitirán seguir objetos más débiles. El filtro B es oscuro y sólo puede usarse en noches buenas, pero es muy interesante para estudiar variables cataclísmicas o para obtener los índices de color B-V, tan usados en los diagramas de cumulos estelares. El Ic es interesante para detectar posibles variables rojas, mientras que el U es poco menos que inútil en los cielos medios de un aficionado, además que la mayoría de CCD's son muy poco sensibles a esa región del espectro.

    

Otros filtros fotométricos son los uvby de Stromgen, que a diferencia de los de Johnson-Cousins, son de banda estrecha y no solapan entre sí. Son muy específicos y mucho menos populares entre los aficionados.

Últimamente se están poniendo de moda los filtros del sistema Sloan, aptos también para fotometría pero no muy usados. Al igual que los Stromgen, no solapan entre sí pero son de mayor ancho de banda, con lo que transmiten más luz. Dado que los resultados obtenidos con estos filtros pueden transformarse a los obtenidos con los tradicionales de Johnson-Cousins con unas fórmulas sencillas y que los profesionales siguen prefiriendo este último sistema, no me extenderé más con ellos.

Programas de tratamiento

Respecto el programario, hay muchos programas para adquirir y tratar imágenes. Voy a centrarme sólo en los programas de reducción fotométrica, pues para adquirir imágenes o hacer autoguiado sirven los mismos que se usan en astrofotografía.

Citaré los más conocidos. Excepto Astrometrica (que cuesta unos 25€, creo), todos son gratuitos.

• FotoDif, de Julio Castellano. Es el programa de referencia, sencillo, rápido, intuitivo y completo. Es el más usado para fotometría en general, aunque no es válido para cometas. Permite reducir y guardar los datos en formatos aptos para ser enviados a la AAVSO o al MPC. Permite analizar períodos de variables y cuenta con una potente herramienta de búsqueda de nuevas variables. En versiones anteriores se han detectado algunos fallos pero hoy día están corregidos.
• Astrometrica+Focas. Es la opción para fotometría de cometas. Aún es más sencillo de usar y es muy útil para determinar la magnitud fotométrica de una estrella de comparación, ya que usa catálogos como el CMC-15 o USNO A2.0 y emplea multitud de estrellas de comparación. Es una buena opción para estrellas débiles o donde FotoDif falla cuando trata de ajustar la ventana fotométrica (suele pasar en supernovas). También es una opción si queremos hacer fotometría "de batalla" o de forma rápida, que no requiera ni demasiada precisión ni demasiada exactitud.
• LAIA+Prospector+AVE. Para el fotometrista que busca la crème de la crème, ésta es la mejor opción por su potencia, precisión y fiabilidad. Como FotoDif, también tiene herramientas para cálculo de períodos (AVE) y búsqueda de nuevas estrellas variables. Además, la herramienta Prospector nos indica y nos permite elegir a posteriori la estrella o estrellas de comparación que mejor se ajusten a nuestra variable, algo que FotoDif no puede hacer. Y cuenta con una herramienta para calcular los coeficientes de extinción (hablaré de eso más adelante), además de otras ventajas. Sin embargo, este paquete hace mucho que no se actualiza y se está quedando desfasado. De momento aún funciona en Windows 7 pero no sé si lo hará en plataformas más modernas. Además, es más pesado de usar y sólo hace fotometría relativa (no nos dará la magnitud absoluta y habrá que calcularla aparte).
• FotoDifSN:  Una variante muy reciente de FotoDif, especializada en la fotometría de supernovas. Aún no he podido usarlo pero su ventaja es que permite calcular con precisión el centroide de la estrella, lo que es muy útil en el caso de supernovas, ya que éstas se suelen encontrar inmersas en el brillo de la galaxia progenitora e induce a errores para colocar bien las ventanas fotométricas

Algunos programas de captura como MaximDl también permiten hacer fotometría, pero sólo lo consideraría como una primera aproximación o si no se requiere una gran precisión en las medidas. Los programas más recomendables son los que he citado más arriba.

No nos olvidemos, por supuesto, de los catálogos y programas de software planetario. Hay varios muy buenos, desde el Guide hasta los gratuitos Cartes du Ciel o C2A. Además de los cataĺogos más tradicionales como HD, SAO, BD... será conveniente que tengan instalados algunos catálogos "grandes". Mínimo, el GSC o el Tycho (vienen a ser el mismo). Muy útiles para el fotometrista son los catálogos CMC-15 (perfecto para fotometría en V y R) y el USNO A2.0, que podemos descargar de Internet con un poco de paciencia. También es muy útil el UCAC4, que incluye fotometría del catálogo fotométrico APASS en las bandas B y V de Johnson-Cousins, y g', r' e i' de Sloan, además de ser un referente para astrometría.

Procedimiento

Bueno, tenemos ya nuestro flamante equipo, tenemos instalado el telescopio y puesto en estación, y ya sabemos qué queremos observar. ¿Como procederemos?

Ante todo, es necesario que conozcamos algo de la técnica que vamos a emplear. Independientemente del detector que usemos, existen cuatro tipos básicos de fotometría:

• Fotometría diferencial: consiste en medir la diferencia de brillo entre la estrella de comparación y la variable, en una escala arbitraria en la que el cero representa la magnitud de la estrella de comparación. El brillo que medimos en la variable se llama magnitud instrumental.  Muy usada en tránsitos de exoplanetas o en descubrimiento y caracterización de estrellas variables, tiene la ventaja de que no nos debe preocupar la magnitud de las estrellas de comparación ni es necesario transformar la magnitud mediante los coeficientes de extinción (ver más abajo).

• Fotometría relativa: es como la fotometría diferencial, pero aquí ya calculamos la magnitud de una estrella tomando como referencia la magnitud de la estrella de comparación que habremos obtenido en un catálogo. Es la técnica más usada a nivel amateur.
• Fotometría absoluta: es como la fotometría relativa pero aquí la magnitud medida ya ha sido reducida a un sistema fotométrico estándar, de manera que nuestras medidas pueden compararse con las de otros observadores. Cada telescopio, filtro o CCD son únicos y no tienen exactamente la misma respuesta que el equipo de otros observadores. La AAVSO insiste en que debemos acostumbrarnos a transformar las magnitudes obtenidas pero para hacer esto es necesario calibrar el sistema óptico calculando los llamados coeficientes de extinción. Es más tedioso pero es necesario si queremos que nuestras observaciones encajen perfectamente con las de los demás. Sólo así se logran resultados de elevada exactitud. De lo contrario, por muy precisas que sean nuestras observaciones y la de nuestros colegas, si no se transforman nunca conseguiremos que encajen del todo bien unas con otras, y tendremos una curva o unos datos con mayor diespersión.

• Fotometría all-sky: consiste en medir el brillo de dos o más estrellas que están muy alejadas una de la otra en el cielo. No la usaremos porque es un tema bastante más complicado y poco usado a nivel amateur.

El astrónomo aficionado se contentará normalmente con las dos primeras técnicas. Su ventaja es que comparación y variable se hallan lo suficientemente cerca una de la otra para que no haya que aplicar importantes correcciones por extinción atmosférica. 

   

Reducir nuestras observaciones no es difícil. La técnica es sencilla: los programas de reducción fotométrica emplean unas ventanas y coronas circulares que miden el brillo de la estrella y el del fondo del cielo. El círculo interior (R_ap, de color rojo en la imagen) debe ser lo suficientemente ancho para que entre todo el flujo de luz de la estrella, pero es inevitable que mida también el flujo procedente del fondo del cielo, especialmente si hay elevada contaminación lumínica. Esta contribución debe eliminarse y de eso se encarga la corona circular exterior delimitada por los círculos R_inner y R_outer, de medir este fondo de cielo. Esta operación se hace individualmente para cada estrella.

   

El diámetro de estas ventanas y coronas se varía a voluntad del observador, pero es importante escoger bien dichos radios. Si son pequeños podemos dejar de medir parte del flujo de la estrella e introducir errores sistemáticos. Si son demasiado grandes perderemos precisión. Conviene estirar bien el histograma para ver todo el disco estelar. En general, se recomienda que el diámetro de la corona interna sea 3-4 veces el FWHM de la estrella (en supernovas, menos). El diámetro de la corona exterior no es tan crítico, pero conviene que no contenga ninguna estrella. Esto no siempre podremos evitarlo, especialmente si el campo está muy poblado (crowding), así que deberemos jugar un poco con los diámetros de la corona para mirar de evitarlo en la medida de lo posible, como es el caso de la imagen de la izquierda, en donde una estrella débil próxima a la que nos interesa interfiere y se han colocado la ventana fotométrca y la corona del fondo de cielo con unos diámetros que excluyen a esta estrella. Si es imposible evitarlo, procuraremos que la estrella intrusa quede fuera de la ventana fotométrica de la estrella a medir (imagen de la derecha). Tampoco es tan grave, ya que el programa tiene en cuenta estos casos de polución inevitable, aunque siempre que sea posible, evitemos este último caso. De hecho, en algunas ocasiones nos encontraremos con casos en que la estrella intrusa está tan cerca, que no habrá más remedio que hacer fotometría de ambas incluyendo las dos en la misma ventana fotométrica. 

En el caso de supernovas, la cosa se complica porque suele interferir luz de la galaxia donde está la supernova. En este caso conviene ajustar bien la ventana al mínimo y asumir que no tendremos tanta precisión fotométrica.

Puede sonar a perogrullada, pero antes de empezar lo primero es comprobar que nuestra variable tendrá suficientes estrellas de comparación que entren en el campo de la CCD. Con programas como Cartes du Ciel comprobar esto es muy sencillo.

Hemos de procurar escoger estrellas de comparación de clase solar o post-solar (G o K) si es posible. La razón es que las otras clases tienen un mayor riesgo de que la estrella sea una variable no catalogada. Las estrellas de clase B pueden ser variables Be; las A y F están en la llamada "banda de inestabilidad" del diagrama H-R (cefeidas, Delta Scuti, etc...) y las M pueden ser variables irregulares. Eso no quiere decir, por supuesto, que una estrella de clase G sea una garantía de no variabilidad (estrellas de tipo BY Dra, por ejemplo). De hecho, las variables a eclipses no entienden de clases espectrales.

Debemos escoger estrellas de comparación que tengan un brillo similar a nuestra variable, mejor ligeramente más brillantes, pues es la mejor manera de lograr una buena relación señal/ruido (S/N). Evitemos grandes diferencias de brillo entre comparación y variable. Escogeremos al menos una estrella de comparación y una de chequeo. Y digo "al menos", porque es posible escoger varias estrellas de comparación (multicomparaciones).

Deberemos vigilar la altura de la estrella. Se desaconseja hacer fotometría con la estrella a una altura inferior a 30º si el cielo es bueno. Y si no lo es, no estará de más subir este límite. La razón es que a menor altura la extinción atmosférica afectará gravemente a la precisión y exactitud fotométricas

Hecho esto, conectamos todo el equipo. Es recomendable que la CCD se ponga en marcha unos 20 minutos antes de comenzar las medidas, con el fin de equilibrar temperatura y electrónica. Podemos aprovechar mientras para buscar y centrar el objeto, calibrar el autoguiado, chequear el reloj del ordenador (¡que siempre se nos olvida!), etc.

A la hora de exponer, vigilemos la FWHM según las indicaciones dadas en el apartado de las cámaras. No obstante, si la estrella es muy débil podemos optar por enfocar más. Si es brillante y queremos sacar mucha precisión (exoplanetas, por ejemplo), no nos dé miedo desenfocar las estrellas hasta que parezcan donuts o con un disco exagerado. 

El tiempo de pose dependerá de muchas cosas, pero lo normal es desde unos 20" hasta 600", dependiendo de lo que queramos o podamos hacer. Deberemos guiarnos por las cuentas de las estrella más brillante que participa en la medida (normalmente, la de comparación). Por regla general se recomienda que sean unas 30.000 cuentas o ADU's. Pero insisto que eso dependerá de la linealidad de la cámara. Si ésta se acaba hacia 40.000-50.000 ADU's, es conveniente hacer poses en que la estrella integre entre 20.000-30.000 ADU's. En mi caso, que cuento con una Atik 314L+ y que es lineal hasta 60.000 ADU's, procuro trabajar entre 30.000-45.000 ADU's. Ojo no nos pasemos, pues si saturamos la imagen o rebasamos el límite de linealidad, la medida no servirá. Pero tampoco nos quedemos cortos si la estrella lo permite, pues nos interesa obtener una S/N lo más grande posible.

¿Cuántas imágenes tomo? Depende del caso. Si nos interesa un punto por noche, lo mínimo recomendable son 3 imágenes por filtro. Después las trataremos y mediremos por separado, y podremos hallar la media aritmética para aumentar la precisión.

Si nos interesa seguir una variable todo el tiempo posible o hacemos prospección... pues todas las que podamos. En este caso no haremos promedios, al menos en primera instancia.

Conviene llevar un registro de lo que hacemos en una libreta, al menos tomar nota de las imágenes hechas, condiciones de observación, etc. No lo confiemos todo al ordenador.

Bien, tomadas las imágenes, es necesario calibrarlas. Para ello, al acabar la sesión (o antes de empezar, eso da igual si la electrónica está equilibrada) tomaremos los darks, flats y bias correspondientes.

• Bias: recomiendo tomar 50-100 bias a una temperatura determinada y guardarlos en una librería. Podremos prescindir de ellos si los darks tienen el mismo tiempo de exposición que nuestras tomas. No obstante, obtenerlos requiere muy poco tiempo.
• Darks: servirán para eliminar el ruido de la cámara, píxeles calientes, etc, como en astrofotografía. Son muy pesados de obtener, especialmente si nuestras poses son largas, y habrá que vigilar que no entre luz parásita. Prefiero hacerlos de noche o en una habitación perfectamente a oscuras (hay quien los hace metiendo la CCD en la nevera). Recomiendo tomar al menos 10-20 darks. Lo más práctico es hacerse una biblioteca de darks para cada temperatura a la que se trabaje. Es práctico optar por escalar darks cada 10º C. Se recomienda que el tiempo de exposición sea la mitad como mínimo de la pose más larga que vayamos a hacer. Es decir, si hacemos darks de 200" de exposición, luego podremos tomar imágenes de hasta 400".
• Flats: si en astrofoto son importantes, en fotometría son fundamentales para corregir el viñeteo y otro defectos de la óptica, como motas de polvo. Recomiendo tomar al menos 10-20 flats para cada filtro y temperatura. Si no movemos la cámara, nos pueden servir para días sucesivos. Ojo al hacerlos: verifiquemos primero que la cámara está enfocada o si no no corregirán bien. Recomiendo que las poses tengan una duración de varios segundos (5" o 10" está bien), sobre todo si nuestra CCD funciona con obturador mecánico, y que integren unas 30.000 ADU's.

Para tomar flats hay muchas técnicas. Antes yo solía hacerlos apuntando el tubo al cielo durante el crepúsculo, pero esto es una carrera contrarreloj frenopática y es casi imposible lograr una serie uniforme de flats. Lo que hago ahora es colocar una lámina traslúcida en el objetivo del telescopio y a unos metros, una bombilla de tungsteno mate para iluminar la lámina. Una lámpara de bajo consumo podría servir, pero será inútil para el filtro I.

Una cosa muy importante: este calibrado es el único que haremos en nuestras imágenes. Cualquier otra cosa que hagamos destruirá la linealidad del detector e inutilizará la fotometría. No buscamos imágenes estéticas aquí.

Finalmente, pasamos a la reducción en donde emplearemos el programa que más nos guste. Aquí no detallaré los pormendores a seguir. En el caso del FotoDif, en su página web encontraremos un completo tutorial de reducción.

http://www.astrosurf.com/orodeno/fotodif/index.htm

Un consejo: vigilemos siempre la hora en T.U. de nuestras tomas y la que tiene el ordenador. A la hora de reducir las imágenes normalmente trabajaremos con el día juliano heliocéntrico, pero ojo que en algunos casos especiales, como fotometría de asteroides, nos pueden pedir que empleemos el día juliano geocéntrico.

Y ya está, con las imágenes reducidas, ya tendremos nuestra magnitud o secuencia de magnitudes que enviaremos al organismo que más nos interese: AAVSO, MPC, etc


Algunos problemillas que podemos encontrar (y seguro que hay más)

Durante la noche es posible que el foco varíe ligeramente. Estemos alerta porque si pasa esto, la FWHM aumentará o, pero aún, disminuirá y las ADU's subirán, por lo que podernos llevarnos la desagradable sorpresa que a partir de un momento dado tenemos todas las imágenes saturadas.

Ya he comentado lo importante que es el calibrado con los flats. Tenemos las imágenes, las calibramos con sus darks, flats y (si lo requiere) bias, estiramos el histograma para ver cómo queda y... ¡no se ve plano! Bueno, esto no es lo normal pero puede pasar. Si ocurre esto, verifiquemos que no haya Luna y si la hay, que no esté iluminando parte del tubo. Esto es especialmente grave en los Newton, tanto si se cuela luz a la parte donde está el portaocular como a cualquier otra parte del tubo. La CCD es muy sensible y esa luz que entra en el tubo, aunque sea poca, la detecta, y esto es tanto más dramático cuanto más larga sea la pose. Igualmente, comprobemos que alguna farola maldita o algún vecino no haya encendido la luz de su terraza y nos esté fastidiando las tomas. Esto puede evitarse usando dewshields que pueden fabricarse con un poco de goma EVA o algún plástico flexible pero resistente (o rascándose el bolsillo en uno de marca, claro).

No conviene observar una estrella si está la Luna demasiado cerca (viene a ser un colorario de lo dicho antes).

El empleo de multicomparaciones puede mejorarnos sensiblemente la dispersión de la curva, pero no siempre es así. Dependerá de las estrellas de comparación elegidas. Si queremos mejorar la precisión de nuestras curvas, además de multicomparaciones hay otros trucos, como promediar puntos o hacer medias móviles.

Otro problema habitual que sólo padecen los poseedores de monturas alemanas, es el "flip pier" o giro que hay que hacer al tubo al paso por meridiano. Al hacer esto y continuar la observación, las imágenes aparecen giradas 180º. A pesar de estar bien calibradas, al reducir una serie larga de datos es frecuente observar un "salto" o discontinuidad en los puntos de la curva, justo en el momento en que hacemos el flip pier, como si se hubiese introducido un error sistemático, y entonces la curva no encaja bien. Solucionar esto es muy complicado pero está relacionado con posibles flexiones del portaocular y cierto viñeteo residual, además que las estrellas inciden en otras partes del chip y eso también introduce cierto error. En mi caso, yo procuro extender la observación más allá del paso por meridiano todo lo que puedo (habitualmente, una hora, dependerá del tubo, montura y soporte), vigilando que el tubo no choque contra la columna. Y cuando está a punto de pasar, paro la observación y lo dejo para otro día. Los poseedores de telescopios Meade con montura a horquilla no tienen este problema y pueden observar toda la noche sin preocuparse por esto.