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Calidad de las imágenes astronómicas

Factores ambientales

La calidad de una imagen astronómica se ve afectada por muchos factores algunos de los cuales proceden del ambiente donde se realiza la observación. Condiciones de «seeing», la Luna, la contaminación lumínica y las propias nubes afectan a la calidad y precisión de las observaciones y de las imágenes astronómicas.

Animación obtenida a partir de 8 imágenes extraídas de un vídeo del cráter lunar Clavius. Muestra el efecto de la atmósfera terrestre en las imágenes astronómicas.

El «seeing» describe las condiciones del cielo nocturno para las observaciones astronómicas. La turbulencia y las variaciones de temperatura atmosféricas hacen que los objetos astronómicos se nos muestren parpadeantes o centelleantes y que formen imágenes borrosas, constituyendo un límite observacional a la capacidad del telescopio de resolver estrellas. Esos efectos pueden provenir de cualquier lugar entre el aire del propio telescopio y el  aire de las capas más altas de la atmósfera.

El disco de seeing es el diámetro angular de la imagen de una estrella, o la región en la que la estrella parece moverse, que se amplía debido al movimiento del aire que tiene que atravesar la luz hasta alcanzar la CCD. En los mejores lugares para la observación astrofísica, como en el Roque de los Muchachos en La Palma, el seeing es habitualmente menor que 1 arcsec (1 segundo de arco) y en ocasiones del orden de 0,25 arcsec. Malas condiciones de seeing pueden suponer tamaños del orden de 4 arcsec o más.

El mal seeing causado por las diferencias de temperatura entre el aire del telescopio y el del entorno se denomina corriente de tubo. En muchos observatorios se intenta minimizar este efecto manteniendo el observatorio a una temperatura cercana a la que existirá en el exterior cuando se abra la cúpula por la tarde. Cuanto menor sea la diferencia entre la temperatura en el telescopio y en el exterior menor serán las corrientes de tubo que se originen.

Simulación numérica del efecto del flujo de turbulencia en el seeing óptico. Las peores condiciones de seeing se localizan cerca del suelo, donde los gradientes de temperature son mayores (la temperatura cambia más rápidamente con la distancia).

Otro motivo que puede producir un mal «seeing» es el calentamiento del suelo que rodea al telescopio, por lo que se evitan carreteras asfaltadas y servicios en el entorno del mismo. Por otro lado, las condiciones de seeing son generalmente mejores en islas de gran altitud, lo que hace de La Palma uno de los mejores observatorios del mundo, y del cielo de canarias un escenario ideal para la observación astrofísica.

Simulación numérica del campo de velocidades alrededor de los servicios anexos a un telescopio.

Finalmente, La Luna, especialmente cuando está llena o cerca de esta fase, llena el cielo de luz. Esta luz incide sobre los pixeles de la CCD haciendo muy difícil la observación de objetos tenues, poco luminosos. El mismo efecto es producido por la contaminación lumínica de las ciudades o lugares muy iluminados.

óptica adaptativa

La óptica adaptativa trata de minimizar estos efectos a través de diferentes técnicas como las que se muestran a continuación:

 

En esta animación vemos al instrumento SPHERE, Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch (búsqueda de exoplanetas con espectro-polarimetría de alto contraste): un instrumento del VLT (Very Large Telescope) de ESO con el objetivo principal de descubrir y estudiar planetas gigantes extrasolares orbitando alrededor de estrellas cercanas.

Crédito:ESO/L. Calçada/Nick Risinger (skysurvey.org)

Efectos del telescopio o de la óptica

La calidad de una imagen astronómica también se ve afectada por el comportamiento de la CCD, por la óptica del telescopio y por el proceso de lectura de datos.

TRAMPAS en la ccd

Se trata de píxeles de la CCD que se comportan irregularmente y que provocan unas líneas oscuras. Un pixel que se comporta como un «Trap» solo permite el paso de electrones a través de él cuando ha acumulado un cierto número mínimo de ellos. En ese caso, si tomamos una exposición corta de un objeto astronómico, la CCD mostrará una línea oscura ya que no se han acumulado suficientes electrones en el pixel defectuoso y éste no conduce. Si embargo si tomamos una exposición larga, o bien un objeto brillante ocupa la zona donde se sitúa el píxel defectuoso, éste se comportará normalmente y no se observarán líneas oscuras.

Las líneas oscuras de la izquierda de esta imagen son producidas por varios píxeles trampa.
Anillos de polvo

La presencia de polvo en el filtro, la ventana protectora de la CCD o cualquier otro lugar de la óptica producirá una especie de sombra en forma de donut, como las que se muestran en la siguiente imagen. Esto es porque los granos de polvo se sitúan en superficies ópticas por encima del plano focal y cuando los rayos provenientes de esa zona alcanzan la CCD están fuera de foco. Los astrofísicos midiendo el tamaño de la sombra pueden determinar exactamente dónde se encuentra el grano de polvo en la óptica del telescopio. Por otro lado, los granos de polvo localizados en la propia CCD aparecen como puntos o manchas oscuras en la imagen. Tanto los anillos como las manchas de polvo pueden ser eliminadas en el proceso de calibración.

SATURACIÓn

Este efecto se produce por usar un tiempo de exposición demasiado alto. El pixel satura y no puede acumular más carga, lo que hace que se desborden los electrones por los píxeles de la columna o columnas adyacentes.

This is a very overexposed image of Jupiter.
Efectos de difracción

En los telescopios reflectores la estructura que soporta el espejo secundario produce un patrón de difracción característico.

En esta imagen los rayos en forma de X que observamos en las estrellas más brillantes son producidos por el soporte del espejo secundario del telescopio  Sedgwick.
Rayos cósmicos

Las partículas de alta energía pueden alcanzar la CCD durante la exposición, produciendo un punto o una raya muy luminosa en la imagen. Estos rayos cósmicos pueden provenir de supernovas, agujeros negros u otros objetos astronómicos, pero también del decaimiento radiactivo de los átomos de los materiales de la propia óptica del telescopio. Los astrofísicos usamos algoritmos matemáticos para eliminar los rayos cósmicos de las imágenes. Estos algoritmos se basan en el hecho de que los objetos astronómicos tienen fronteras que decaen suavemente , mientras que los rayos cósmicos se caracterizan por tener fronteras brillantes y abruptas.

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