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Unidad Didáctica Astrofotografía

UNIDAD DIDÁCTICAASTROFOTOGRAFÍA

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Unidad DidácticaAstrofotografía

Autores:Juan Carlos CasadoMiquel Serra-Ricart

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OBJETIVOS

Los objetivos que se pretenden alcanzar enesta Unidad Didáctica son los siguientes:

- Conocer el proceso global de producciónde imágenes así como saber evaluarimágenes tanto desde el punto de vistade su obtención como del procesado.

- Comprender y aplicar conocimientos defundamentos imagen y cámaras digitales.

- Conocer las posibilidades instrumentalesy los procedimientos para la realizaciónde astrofotografía como técnica deaplicaciones pedagógicas, documentalese investigadoras.

- Aprender a planificar una sesiónobservacional utilizando los recursosdisponibles (manuales, software,Internet).

- Conocer y aplicar técnicas deprocesamiento básico de imágenes.

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INTRODUCCIÓNEn esta Unidad Didáctica se hace unaintroducción sencilla pero rigurosa yactualizada a la Astrofotografía así como suaplicación y potencial como elemento didácticoy documental.

Empleando tan solo una cámara compacta digitaly un ordenador doméstico los alumnos están endisposición de recoger una sorprendentevariedad de objetos y fenómenos celestes, quejunto con las técnicas de captación y procesadoofrecen un amplio campo de recursos educativos.

1 - Astrofotografía

La astrofotografía es la parte de la fotografía1

dedicada a captar los objetos y fenómenosastronómicos.

Comenzó a emplearse como una técnicaobservacional destinada a obtener documentoscientíficos y complementar los datos obtenidosmediante otros procedimientos de observación.

La fotografía aplicada a la astronomía (sigloXIX) fue el primer sustituto del ojo humano,hasta entonces único detector en lasobservaciones astronómicas, incluso desde lainvención del telescopio (Galileo, 1609),convirtiéndose en una eficaz herramienta dedetección y medición.

Pero además de su principal faceta científico-investigadora, la astrofotografía ofrece otrosámbitos de actuación:

1 Etimológicamente «fotografía» significa«dibujado con luz» . La palabra fue acuñadapor el astrónomo John Herschell en 1839.

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Ámbito documental-didáctico. La captaciónde imágenes y fenómenos celestes, además desu espectacularidad posee un gran interés paraser mostrados al público o con finalidadeseducativas.

Ámbito ilustrativo. Muchas imágenes conmotivos astronómicos se utilizan en publicidad,ilustraciones editoriales en prensa y libros,imagen corporativa, así como elementosdecorativos.

Ámbito artístico. Un espacio parainteraccionar la luz con el tiempo, permitiendola experimentación y la expansión de lacreatividad. Las relaciones entre la fotografíay el firmamento demuestran que la creaciónartística y la ciencia, en ocasiones, tieneninfluencias mutuas. Numerosos artistas comoLazlo Mohology-Nagy, Man Ray o el catalánJoan Fontcuberta han recurrido al firmamentocomo temática de parte de su obra.

1.1. Evolución histórica de laAstrofotografía

Los antecedentes de la fotografía se encuentranen dos vertientes, que posteriormente seunirían para iniciar el desarrollo de estanueva técnica: la cámara oscura y el materialfotosensible.

Aunque los fundamentos de la cámara oscuradatan de antes del nacimiento de Cristo, enChina, fue el filósofo griego Aristóteles (384A.C-322 A.C.) quien construyó la primera cámaraoscura2 de la que se tiene constancia: «Sehace pasar la luz a través de un pequeño

2Llamada también cámara estenopeica o eninglés, pinhole

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agujero hecho en un cuarto cerrado por todossus lados. En la pared opuesta al agujero, seformará la imagen de lo que se encuentreenfrente» (figura 1). Era la precursora de lacámara fotográfica moderna.

Figura 1. Esquema delfuncionamiento de una cámaraoscura. Gráfico Wikipedia

adaptado por J.C. Casado.

En el Renacimiento científicos como Leonardoda Vinci (1452-1519) y artistas como el pintoralemán Alberto Durero (1471-1528) empleabanla cámara oscura para dibujar los objetos queen ella se proyectaban. A partir de ese momentose utilizó como herramienta auxiliar del dibujoy la pintura, extendiéndose rápidamente enEuropa.

Las primeras lentes para ser utilizadas comoobjetivos fotográficos se deben al ópticobritánico John Dollond quien en 1758 diseñóun objetivo de lentes múltiples que eliminabala aberración cromática (véase Unidad«Fenómenos Atmosféricos»), que producíaimágenes rodeadas de bandas coloreadas.

Por otra parte, también desde la Antigüedad,

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ya se conocían cambios químicos producidospor la exposición a la luz en determinadassustancias, como la que hacía palidecer lostintes. Pero nadie fue capaz de estableceruna relación entre la luz y sustanciasquímicas, ya que se confundían con los efectosdel calor y del aire.

No sería hasta 1725 cuando Johann Schulze, unprofesor de la universidad alemana de Altdorf,demostró que la luz alteraba las sales deplata. Si bien dio a conocer sus hallazgos,no se pensó en ninguna aplicación práctica,aunque con ello, realmente en esta época yaestaban sentadas las bases ópticas y químicasde la Fotografía.

Formalmente la Fotografía comienza en 1837con la comercialización del Daguerrotipo,sistema inventado por los franceses J.Nicéphore Niepce y Louis Jacques M. Daguerre,si bien fue este último quien lo popularizó ymejoró.

Era un proceso lento y laborioso que exigíael uso de placas metálicas cubiertas con yodurode plata, el componente sensible a la luz oemulsión. Las exposiciones típicas a la luzde día, con cámara oscura, eran de 30 minutos.Tras lo cual se revelaba con vapor de mercuriocaliente (que era venenoso) y se lavaba conuna solución de sal de cocina caliente.

En 1840 Daguerre intentó fotografiar la Lunaaconsejado por el astrónomo Jean FrançoisArago, pero fracasó. Sin embargo en ese mismoaño el astrónomo norteamericano John W. Draperconsiguió las primeras fotografías. Eranimágenes de la Luna obtenidas con exposicionesde 20 minutos mediante un telescopio reflector

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de 15 centímetros de abertura y 2,5 metros dedistancia focal.

Paralelamente, en 1841, se aumentó laluminosidad y definición de las imágenes connuevos tipos de objetivos fotográficos. Elóptico y matemático austríaco Jozef M. Petzvaldiseñó unas lentes a f/3.7, 20 veces másrápidas que las existentes, que se utilizaronpara astrofotografía de gran campo hasta bienentrado el siglo XX.

La poca sensibilidad del daguerrotipo noobstante permitía fotografiar los cuerposcelestes más luminosos. Así el físico G.A.Majocchi fotografió por primera vez un eclipsede Sol el 8 de Julio 1842.

Los primeros intentos para fotografiarestrellas fueron en 1850, cuando en Harvard(EEUU), William C. Bond y su hijo George juntocon J.A. Whipple, un fotógrafo, consiguieroncaptar la estrella Vega, la más brillante dela constelación de la Lira, con una exposiciónde 100 segundos. A pesar de este logro, lasposibilidades pronto alcanzaron sus límites,ya que únicamente se llegó a fotografiarestrellas de 2ª magnitud, mientras que el ojohumano es capaz de detectar estrellas muchomás débiles. La causa era debida a que eldaguerrotipo tenía tan solo 1/10.000 de lasensibilidad de las modernas películas.

La primera aplicación científica de la nuevafotografía llega en 1860. Durante el eclipsetotal de Sol del 18 de Julio, el británicoWarren de la Rue y el jesuita italiano PietroSecchi, ambos desde España, peroindependientemente, logran demostrar que lasprotuberancias visibles durante la fase total

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forman parte del Sol y no de la Luna, como secreía hasta entonces.

En 1864 Lewis Rutherford por primera vezfotografía estrellas más débiles que lasvisibles a simple vista con un nuevoprocedimiento al colodión o «placas húmedas»,que exigía que la placa estuviera húmedadurante la exposición, por lo que éstasquedaban limitadas a unos pocos minutos. Noobstante, este sistema era 10 veces más sensibleque los mejores daguerrotipos y captabasuficiente número de estrellas para realizarestudios de sus posiciones con exactitud.

Un nuevo paso fue el invento de las placassecas con emulsión de bromuro de plata en1871, por el físico y fotógrafo aficionadoinglés Richard Maddox. La Fotografía así tomabaya la forma actual. La sensibilidad del nuevomaterial aumentaba espectacularmente,permitiendo fotografías en condiciones de luzde día de 1/25 segundo, haciendo necesario eluso del obturador.

Otro avance importante en la fotografía fueel descubrimiento en 1873 por el químico alemánHermann Vogel de la sensibilización de laemulsión a mayores longitudes de onda, hastaahora restringidas a la zona azulada delespectro visible, ampliando el rango decaptación de objetos y escenas.

En 1874 W. Abney utiliza la fotografía porprimera vez para captar el paso del planetaVenus por el Sol, un fenómeno astronómicoextremadamente infrecuente. Abney proponeotras aplicaciones de la fotografía a problemasastronómicos y produce un monumental atlasdel espectro visible solar.

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Henry Draper fotografía en 1880 por primeravez un objeto situado fuera del Sistema Solar,la nebulosa de Orión, empleando un telescopiorefractor y 51 minutos de exposición.

En 1883 Ainslie Common es el primero en utilizarun telescopio reflector para fotografiarobjetos nebulosos. El resultado demuestra quela óptica de espejos es, en diversos aspectos,superior a la de lentes. Su fotografía de lanebulosa de Orión, que mostraba tenuesnebulosidades, es un clásico en la historiade la Fotografía y la Astronomía (figura 2).Además marcó una nueva era, pues fue la primeravez que la placa fotográfica conducía adescubrir algo no observable directamente conel ojo humano.

Figura 2. Nebulosa de Oriónfotografiada en 1883 por A.Common con 68 minutos deexposición. Placa de vidrioa la gelatina - bromuro de

p l a t a .

Durante el Congreso Internacional de Astronomíacelebrado en París en 1887 se propuso la

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elaboración de un mapa fotográfico de todo elcielo, una «Carte du Ciel», que debía llegarhasta estrellas de magnitud 14, con un catálogohasta la magnitud 11 (figura 3). Este trabajomonumental sería realizado mediante unacooperación internacional de 18 observatorios,entre ellos el Observatorio de San Fernando(Cádiz). El cielo completo se cubriría con22.000 placas. Se estimaba que el mapa celestecontendría unos 50 millones de estrellas. Estetrabajo colosal nunca fue completado por elfallo de varios observatorios en cumplir latarea asignada, si bien supuso una revoluciónpara la cartografía celeste.

Figura 3. Una fotografía de laCarte du Ciel, correspondientea la constelación de losGenmelos, obtenida por M.M.Henry.

Otro hito destacable fue la publicación en1888 por John L.E. Dreyer, del catálogofotográfico de nebulosas y otros cuerpos decielo profundo llamado «New GeneralCatalogue»(NGC) en el que se presentan 7.849objetos, todos los visibles con los telescopiosde la época. Este catálogo constituye aún ennuestros días una referencia y una guíaimprescindibles.

En 1899 Keeler con un telescopio reflectorinstalado en el Observatorio de Lick enCalifornia, estimaba que se podían registrarcon él unos 120.000 objetos. En 1904 Perrine

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calculó su capacidad de detección en 400.000objetos y Herber Curtis (1916) elevó estascifras a 1.000.000.

Gracias al trabajo de dos investigadores deKodak, J.H. Webb y C.H. Evans, se propone en1930 procedimientos para reducir uno de losmayores problemas en la fotografía de largaexposición: el fallo de reciprocidad (faltade linealidad de la película).

La óptica también progresa y el ópticoestoniano Bernard Schmidt diseña en 1930 unnuevo tipo de telescopio, de uso exclusivamentefotográfico, denominado «cámara Schmidt». Esteinstrumento permite fotografiar grandes áreasdel cielo con exposiciones cortas, eliminandoaberraciones ópticas.

En 1934, gracias a los esfuerzos del Dr. Meesy su equipo de colaboradores, se obtiene unavariedad de placas con diferentessensibilidades espectrales y bajo fallo dereciprocidad, llamadas espectroscópicas.

En 1940 I.S. Bowen y L.T. Clark describentécnicas de hipersensibilización paraexposiciones largas, que permiten aumentarespectacularmente la sensibilidad en largasexposiciones.

Mediante una cámara Schmidt y con fotografíastomadas entre 1950 y 1957 se elabora un atlasdel cielo, el «Palomar Observatory Sky Survey»(POSS I), que aún hoy en día constituye unareferencia y obra de consulta para losastrónomos. Posteriormente se obtuvo connuevas fotografías el atlas POSS II.Actualmente estas placas se encuentrandigitalizadas y son públicamente accesibles.

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El año 1969 supone el comienzo de una nuevaera de la Astrofotografía, con el advenimientodel sensor CCD, elaborado por dos ingenieros,Willard Boyle y George Smith, de loslaboratorios Bell (EEUU). Comenzó a utilizarsecomo elemento de captación de imagen en losobservatorios a comienzos de la década de los1980 y actualmente ha reemplazado a la películafotográfica, incluyendo el telescopio espacialHubble. El sensor CCD y otros detectoreselectrónicos sustituyen asimismo a la películaen las actuales cámaras digitales fotográficasy de vídeo.

Todos estos avances fotográficos se venpotenciados por la aparición del tratamientodigital de la imagen, iniciado en los años1970 y que actualmente resulta accesible acualquier persona con un ordenador domésticoy programas de procesado de imagen.

2 - El proceso astrofotográfico

Para obtener una imagen del firmamento se hade completar un proceso secuencial deproducción, que va desde la emisión de la luzdel sujeto hasta la obtención de la copiafinal.

Este proceso se puede dividir en cuatro etapaso apartados relacionados entre sí, los cualesexigen un conocimiento y tratamientoindividualizado para alcanzar los mejoresresultados:

a) Sujeto: La fuente de luz que formará laimagen final. El sujeto celeste,cualitativamente, puede ser muy variado(objetos, fenómenos, situaciones) y su rangode luminosidades y tamaños angulares muy

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extenso (desde el Sol hasta débiles galaxiasy desde todo el cielo hasta pequeños objetos).

Como elemento perturbador o modificador seencuentra la atmósfera terrestre, que puedealterar en gran medida los resultados.

El sujeto, desde el punto de vista de sutratamiento fotográfico, se puede clasificaren los siguientes tipos (figura 4):

· OBJETOS. Cuando se trata de cuerpos oconjuntos de cuerpos. Por ejemplo: elSol, estrellas, nebulosas.

· FENÓMENOS. Acontecimientos recurrentesque ocurren con mayor o menorfrecuencia, con un desarrollo en eltiempo no muy largo y que implican auno o más objetos. Por ejemplo:eclipses, ocultaciones, auroras polares,sucesos atmosféricos.

· SITUACIONES Y EFECTOS. Las situacionesson disposiciones de objetos en undeterminado tiempo, como por ejemplo,conjunciones de planetas. Los efectosse producen como el resultado en eltiempo de movimientos de objetos. Porejemplo, el recorrido del Sol a lo largodel día.

Figura 4. Un objeto, la galaxia de Andrómeda(M31). Un fenómeno, un eclipse parcial deSol. Un efecto, el recorrido del Sol en elsolsticio de invierno.Fotos J.C. Casado ©www.starryearth.com

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Por sus características, el sujeto celesteposee una enorme variación de:

· Luminosidad: Desde el Sol a débilesgalaxias. Lo que exige utilizar desdefiltros especiales muy oscuros conexposiciones muy cortas para el Sol, aemplear telescopios y horas de exposiciónpara captar galaxias (figura 5).

· Tamaño: Desde fenómenos que puedenabarcar todo el hemisferio de cielovisible, como las auroras polares, hastapequeñas galaxias apenas distinguiblescon el telescopio.

Figura 5. El brillo de losobjetos astronómicos se expresamediante la magnitud aparente,una escala en la que cada unidades una diferencia de 2,5 vecesrespecto a la siguiente. Loscuerpos más luminosos tienen

magnitudes aparentes negativas

Por medio de estascaracterísticas, los objetoscelestes pueden clasificarse:

Grandes y luminosos (Sol, Luna).Grandes y débiles (nebulosas).Pequeños y luminosos(planetas).Pequeños y débiles (galaxias).

De una manera general, losobjetos astronómicos presentanuna serie de característicasparticulares:

· Se encuentran en movimiento aparenteconstante, pequeño pero sensible

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(aproximadamente 15º / hora). Estemovimiento es debido a la rotaciónterrestre y exige para fotografiarobjetos débiles, que requierenexposiciones largas, un sistema deseguimiento (montura ecuatorial).

Entre los objetos celestes naturalesque poseen un movimiento propiodetectable del general del cielo estánlo siguientes visibles a simplevista:

o Luna. Su movimiento es de ½ ºpor hora (su propio diámetroaparente), apreciable a simplevista en horas, aunque con eltelescopio se distingue enunos minutos.

o Estrellas fugaces o meteoros.De segundos o fracciones desegundos de duración.

o Cometas (figura 6). Depende desu distancia real a la Tierra.Normalmente y a simple vistase necesitan días para detectarsu cambio de posición.

Figura 6. El cometaMcNaught (enero 2007)fotografiado con unacámara compactadigital Pentax Optio555 acoplada a untelescopio de 200 mmde abertura conocular de 25 mm. 8segundos, ISO 400.Foto Tim Napier-

M u n n .

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o Planetas. En los más cercanoso interiores, como Mercurio sepercibe en días. En otroslejanos es necesario semanas.

o Asteroides. Solamente sedistingue el más brillante,Vesta, siendo necesario díaso semanas para detectar sumovimiento entre el fondoestelar. En cambio haypequeños cuerpos llamados NEOy PHA (véase Unidad DidácticaObjetos Variables), que puedenpasar cerca de la Tierra(incluso existir laposibilidad de un choque), yverse su movimiento en unashoras, si bien sonexcepcionales.

· En general poseen un tamaño aparentepequeño. La medición del tamañoangular de los objetos astronómicosse realiza en grados y sussubmúltiplos (véase Unidad DidácticaEl cielo nocturno).

· Poseen colores que muestra lapelícula o capta el sensor, aunqueno se ven (figura 7).

Figura 7. Las estrellas de laconstelación de Orión muestranvivos colores al fotografiarse.Para visualizar mejor lastonalidades se desenfocógradualmente la imagen durantela exposición. Foto J.C. Casado

© www.starryearth.com

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· Están situados en el infinitofotográfico.

· Poseen una amplia gama deluminosidades, que van desde el Solhasta estrellas y objetos de cieloprofundo débiles, invisibles a simplevista. Los tiempos de exposicióncorrectos para fotografiar losdistintos objetos, fenómenos osituaciones se obtienen empíricamenteo mediante tablas fotográficas, yaque el exposímetro o fotómetro nosirve en la mayoría de los casos.

En el Apartado 5 se tratarán los diferentesobjetos individualmente para fotografiarloslo mejor posible con el material disponible.

b) Instrumental y técnicas: El materialóptico, mecánico, electrónico e informáticonecesario para captar el sujeto, así como losprocedimientos para su registro.

Los procedimientos comprenden tres etapas:

1) Antes de la toma. Selección del lugar,material a utilizar así como laplanificación para su realización.

2) Durante la toma. Estados atmosféricosgenerales, locales, así comocondicionantes ópticos, mecánicos yelectrónicos.

3) Posterior a la toma: el preprocesado yprocesado de imagen.

c) Material sensible de captación de laimagen: Puede ser fotoquímico (películasfotográficas, en desuso) o digital (sensores

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CCD y CMOS principalmente). En esta Unidadnos centraremos en el uso y posibilidades delas cámaras digitales compactas.d) Procesado: Fotográfico (revelado,positivado) y digital (procesado de imagen,composiciones, etc.). Dedicaremos un apartadoal procesado básico de las imágenes y softwaredisponible.

3 - Fundamentos de Imagen

Es necesario conocer algunos conceptos básicoscuando se trata el tema de la imagen engeneral, tanto desde el punto de vista de laóptica como del sistema de adquisición deimágenes (cámara) o de visualización (monitor,papel, proyector).

Resolución espacial. La resolución espacialcuantifica la cantidad de detalle que esdiscernible en una imagen. La resolución seaplica tanto a la óptica como a la imagenobtenida.

La resolución espacial se mide de diferentesmaneras3. La más empleada es contabilizarcuantas líneas son visibles o resueltas porunidad de espacio, por ejemplo, líneas pormilímetro (l/mm). Frecuentemente se utilizala noción de líneas pares por milímetro (lp/mm), en lugar de líneas, ya que una línea parcontiene dos líneas oscuras contiguas separadaspor un espacio o línea blanca. Así unaresolución de 20 l/mm contiene 10 líneasoscuras alternando con 10 líneas blancas, ó

3 Un procedimiento más completo para medir lacapacidad de resolución de la óptica endiferentes situaciones de contraste esmediante un gráfico denominado MTF (Funciónde Transmisión de Modulación). La curva asíobtenida muestra el tamaño de los detalles(frecuencia) en relación al contraste de laimagen (modulación).

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10 lp/mm. La calidad de los objetivosfotográficos se cifra habitualmente en lp/mm.

Debe tenerse en cuenta que al captar unadeterminada imagen hay factores que alteranla resolución teórica de un objetivo, como laturbulencia, las vibraciones, la precisióndel enfoque, el tipo de sensor y el contraste(a menor contraste en una escena u objeto,menor resolución).

Veremos en el Apartado 4 (cámaras digitales)conceptos referentes a la imagen digital.

Rango dinámico. La diferencia entre las zonasmás claras y las más oscuras de una escena ouna imagen. En un detector (ojo, sensorelectrónico) representa la diferencia entrela máxima y mínima cantidad de luz que eldetector puede captar con detalle (por encimadel negro absoluto y por debajo de lasaturación). A mayor rango dinámico, mayorriqueza en los tonos y colores.

El rango dinámico debe tenerse en cuenta a lolargo de la obtención de una imagen:

1) Una determinada escena natural tieneun rango dinámico establecido por elbrillo de los objetos que componen dichaescena.

2) Un detector posee un rango dinámico quedetermina la cantidad de rango dinámicocontenido en la escena que puede captarcon detalle.

3) Los dispositivos de salida (monitor,proyector, impresión), poseen un rango

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dinámico que delimita la cantidad detonalidades que pueden reproducir.

El rango dinámico se puede expresar como unarelación o en forma de bits (potencias de 2).Por ejemplo, un rango dinámico de 1.000:1 óde 10 bits aproximadamente (ya que 210 = 1.024),significa un dispositivo de captación de imagencapaz de distinguir una diferencia de 1.000tonos intermedios entre el blanco y el negro.

En fotografía se indica en forma de diafragmaso números f, de manera que cada diafragmasupone un factor de 2 en diferencia respectoal anterior o el siguiente. En el ejemploanterior, un rango dinámico de 1.000:1 serían10 diafragmas.

En el cuadro inferior se muestran rangosdinámicos de diferentes escenas y dispositivosen la captación de imágenes:

En escenas iluminadas por el sol (sin sombrasabsolutas ni reflejos especulares), el rangodinámico suele estar comprendido entre 6-8diafragmas. En escenas en general, el rangodinámico puede abarcar más de 20 diafragmas.

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No existe un sistema de captación convencionalde imagen (película o sensor) que puedaregistrar todo esta amplitud dinámica, por loque habrán tonos que se perderán, a menos quese utilicen técnicas HDRI (véase Apartado 5.3).

Resolución tonal. Este término se aplica aimágenes digitales, en las que la informaciónestá cuantificada. El medio digital ha derealizar una conversión a valores discretospara representar la señal analógica.

La resolución tonal describe el número depasos o niveles de brillo en los que se divideel rango dinámico captado cuando se digitaliza.Se expresa con el término «profundidad debit». El bit (contracción de «Binary digIT»)es la unidad mínima de información y correspondea un valor 1 ó 0. Así, la base numérica paratodos los sistemas digitales, incluidos losordenadores, es 2.

La profundidad de bit se representa en notaciónexponencial bajo la forma de 2n, siendo elexponente n la profundidad del bit. Porejemplo, una profundidad de 3 bits son 23 (2x 2 x 2) = 8 tonos diferentes.

De manera que a mayor profundidad de bit,mayor riqueza tonal, como se puede ver en elsiguiente cuadro:

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Para la correcta representación visual de unaimagen, la resolución tonal ha de alcanzar uncierto valor mínimo, de lo contrario apareceránefectos de bandas entre diferentes tonos. Estevalor es de unos 8 bits, lo que representa256 tonos o pasos entre el negro y el blanco(figura 8). Para imágenes HDR se puedenalcanzar los 32 bits.

Figura 8. Resolución tonal de 3

bits y 8 bits. Gráfico J.C. Casado.

No debe confundirse la resolución tonal y elrango dinámico, ya que son conceptosdiferentes. Una escena con un determinado rangodinámico se cuantifica en pasos o escalonesde tonos, cuyo número es especificado por laprofundidad de bit. De manera que una mayorprofundidad de bit no significa un mayor rangodinámico. Puede haber una imagen con un elevadorango dinámico y baja profundidad de bit yotra imagen con un escaso rango dinámico yalta profundidad de bit.

Cuando las imágenes son en color (normalmenteRGB), cada uno de los canales tiene suprofundidad de bit. Así, por ejemplo, en unaimagen RGB de 24 bits, significa que cadacanal es de 8 bits y al combinarse produce 24bits (3 canales x 8 bits = 24 bits).

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Las imágenes en color de 48 bits, como lasproporcionadas por las CCDs astronómicas olas cámaras réflex digitales (DSLR), son lasadecuadas para trabajos de calidad en el color,ya que distinguen tonalidades allí donde conuna profundidad menor no se captan. Además,se ha de tener en cuenta que al realizar elprocesado de la imagen se van perdiendo tonos.Sin embargo se debe pensar que al trabajar a16 bits/canal, los archivos de imagenincrementan notablemente su tamaño por lo quees necesario disponer de ordenadores potentescon suficiente memoria RAM.

3.1. Obtención del color

El color que vemos es una percepción querealiza el cerebro de las diferentesradiaciones de luz visible que capta el ojo.La forma en que se ve el color es debida a lapropia fuente de luz y sus posiblesalteraciones como la reflexión, refracción,transmisión, etc (véase Unidad DidácticaFenómenos Atmosféricos). Por ejemplo, vemosun coche de color rojo iluminado por el Solporque absorbe todas las longitudes de ondade la luz visible, excepto las correspondientesa la gama de los 610 y los 700 nm (color«rojo»), que es reflejada.

Para captar una reproducción del color de unaescena determinada se emplean básicamente dosmétodos:

1) Síntesis aditiva. Para ello se utilizantres colores llamados primarios: rojo(R), verde (G) y azul (B), ya que nohace falta tener todas las longitudesde onda del espectro visible paraobtener los colores. Mezclando luz decada color primario se producen otros

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colores, llamados «colores secundarios»,así como el blanco que es la combinaciónde los tres primarios:

El negro es la ausencia de luz. Mezclandoen diferentes proporciones los coloresprimarios se puede obtener cualquiercolor. Este método es conocido comotricromía RGB o modelo RGB y es empleadopara obtener el color en dispositivosque emitan luz, como los monitores(figura 9).

Figura 9. Síntesis aditiva.

1) Síntesis sustractiva. Mezclando loscolores secundarios cyan (C), magenta(M) y amarillo (Y), se obtienen loscolores primarios. El negro resulta dela combinación de los tres secundarios:

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Este sistema se utiliza para obtener elcolor en impresiones, por ejemplo, enimpresoras, pues las tintas y pigmentosreflejan ciertas longitudes de ondacorrespondientes a determinados colores.Como mezclando los colores secundarioscon tintas no se obtiene un negroabsoluto, sino una especie de marrónoscuro, se añade una tinta negra, quese le denomina «K» (de «blacK»). Asíeste método se le conoce por CMYK o decuatricromía (figura 10).

Figura 10. Síntesis sustractiva.

Modelos de color. Un modelo de color es unmétodo matemático para definir los coloresmediante secuencias de números o letras(normalmente tres o cuatro valores ocomponentes por color).

Los primeros modelos de color eran simplementesistemas para nombrar los colores según loscolores de la Naturaleza, como naranja, ocre,añil, esmeralda, etc. Actualmente aún existensistemas de definición de colores, siendo elmás conocido el Pantone (Pantone MatchingSystem). Fue creado en 1963 buscando unestándar para la comunicación y la reproducciónde colores en las artes gráficas. Se basa enla edición de una serie de catálogos sobre

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diversos sustratos (superficies a imprimir),que suministran una codificación estandarizadamediante un número de referencia y un colorespecífico (por ejemplo, el Pantone 347corresponde a un tipo de verde).

Además de los mencionados sistemas RGB y CMYK,existen otros modelos de color que se utilizanactualmente:

· El modelo HSV (ó HSB). Fue desarrolladoen 1915 por Albert H. Munsell y se basaen tres propiedades del color: tono(Hue), saturación (Saturation) y brillo(Value). Estos parámetros permitenrecrear un atlas tridimensional de loscolores (figura 11).

Figura 11. Una de las representacionesmás habituales para el modelo de colorHSV es un cono en el que H (tono)varía circularmente en torno al ejeprincipal del cono, S (saturación)se incrementa radialmente y V (brillo)aumenta verticalmente hacia arriba.

Gráfico Wikipedia

El tono es la característica que nospermite distinguir las diferentestonalidades, rojas, verdes, amarillas,etc, y es lo que comúnmente llamamoscolor. Se encuentra determinado por lalongitud de onda dominante de la luz.

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La saturación indica lo puro o vívidoque es un color. Van desde los neutralescomo el negro, blanco o gris hasta loscolores espectrales (totalmentesaturados). Los colores de bajasaturación son llamados «pasteles».

El valor hace referencia a la intensidadde la luz. Cuando se trata de una fuentede luz se utiliza la expresión B (de«Brightness», modelo HSB) para indicarel brillo.

El espacio de color HSL (ó HSI), poseela componente L denominada «luminancia»o «luminosidad». Es similar al HSV, perodifiere de éste en el concepto de«saturación» (S) y de «luminancia»(L)respecto al «brillo» (B).

· El modelo CIE XYZ. Fue uno de los modelosde color en ser definidosmatemáticamente (también conocido porCIE 1931). Formulado por la ComisiónInternacional de Iluminación(Commission Internationale d’Eclairage,CIE) en 1931. Está basado en lapercepción de la visión humana a loscolores. A partir de los datos obtenidosse definió la respuesta del color a «unobservador estándar». Como cada personatiene una respuesta ligeramentediferente a los colores, se produce unacierta arbitrariedad en las curvas desensibilidad a los colores que seobtuvieron.

Debido al hecho de que el ojo humanotiene tres tipos de células sensibles adiferentes longitudes de onda del

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espectro visible, se pueden representarlos colores como una mezcla de los trescolores primarios. Estos tres primariosse expresan en forma numérica o bien enun sistema de coordenadas para formarel llamado «diagrama de cromaticidad».

Como resulta complejo representar unespacio tridimensional de colores(coordenadas XYZ), se realiza unatransformación a dos dimensiones(valores de tono y saturación), mediantela expresión x+y+z=1, de manera que sison conocidos dos valores el terceropuede ser calculado fácilmente. Así seelabora el diagrama de cromaticidad,que es una representación bidimensionaldel espacio tridimensional de colores.El diagrama representa todos los coloresque puede percibir el ojo humano (figura12).

Figura 12. Diagrama decromaticidad CIE 1931.Sobre la línea exteriorde la curva de coloresse indica la longitudde onda en nanómetros.Los colores mostradosdependen del espacio decolor del dispositivocon que se visionen, porlo que la posiciónexacta de undeterminado color puedev a r i a r . G r á f i c o

Wikipedia.

· El modelo CIELAB (también notado comoCIE L*a*b*). Es el modelo de color máscompleto para describir los coloresvisibles por el ojo humano. Fue

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desarrollado por la ComisiónInternacional de Iluminación (CIE). Lostres parámetros o canales (L,a,b)representan la luminancia (oluminosidad) del color (L*, L*=0 indicanegro y L*=100 significa blanco), laposición entre el magenta y el verde(a*, valores negativos indican verdemientras que positivos significanmagenta) y la posición entre el amarilloy el azul (b*, valores negativos señalanazul y los positivos amarillo) (figura13).

Figura 13. Representacióndel modelo de color Lab.

Gráfico J.C. Casado

El modelo de color Lab ha sido creadopara ser utilizado como referencia, yaque matemáticamente es lineal, mientrasque la visión humana no lo es. Sinembargo ofrece un espacio de colorindependiente y es el modelo de colorbásico utilizado por el software AdobePhotoshop, el estándar en la edición deimágenes.

Como el modelo Lab posee trescomponentes, solo puede ser representadocorrectamente en un espacio de tresdimensiones.

Espacio de color. Si el modelo de colorestá asociado a una descripción precisa de

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cómo deben ser interpretados los componentes(por ejemplo, las condiciones de visión), elconjunto de colores resultante se denomina«espacio de color». En un determinado modelode color, pueden existir varios espacios decolor. Por ejemplo el modelo de color RGB,dispone, entre otros, de los espacios de colorAdobe RGB (1998), sRGB o Apple RGB.

Figura 14. Comparaciónde los espacios decolor Adobe RGB 1998y sRGB, con el modelode color CIELab.Gráfico Wikipedia,adaptado por J.C.

C a s a d o .

Un espacio de color produce un subespacio detodos los colores que son definidos en unmodelo de color, como por ejemplo el CIE XYZque comprende todo el rango visual humano.

Los espacios de color poseen tamañosdiferentes, de manera que algunos colores quese muestran en un espacio grande no resultanvisibles en un espacio de color menor.

En la figura 14 se comparan dos espacios decolor muy utilizados, con el modelo de colorCIE L*a*b, que representa toda la gamacromática que capta el ojo humano. El espacioAdobe RGB (1998) es un espacio de color detamaño mediano que produce buenos resultadospara la impresión. El espacio sRGB es menor yes representativo de los monitores ytelevisores.

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4 - Cámaras digitales

Las cámaras digitales han supuesto unaauténtica revolución en el mundo de la Imagen,habiendo reemplazado actualmente a las cámarasanalógicas en todos los ámbitos de lafotografía. Al ser una tecnología basada enlos avances y descubrimientos electrónicos einformáticos, su velocidad de desarrollo esmucho más rápida que la de la fotografíaquímica o analógica.

Los antecedentes de la fotografía digital sehan de buscar en los sensores CCD, quecomenzaron a utilizarse en los observatoriosastronómicos profesionales a principios delos años 1980, aunque la primera tecnologíade captación de imagen que utilizó un sistemaelectrónico fue la televisión (años 1930).

4.1. Tipos de cámaras digitales

Existen dos principios de captura de lasimágenes digitales:

· Cámaras con un sensor matricialen color, en las que se puedendiferenciar cuatro categorías:

1) Cámaras tipo «compacta», deobjetivo no intercambiable.

2) Réflex (DSLR) paraaficionados.

3) Réflex para profesionales(formatos 24x36 y mayores)

4) Respaldos digitales paracámaras de medio y granformato.

· Dispositivos de barrido o respaldo

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escáner, para grandes formatos ysujetos estáticos. Utilizadossobre todo en fotografíaprofesional de estudio (aunque vansiendo reemplazados por respaldosmatriciales) y trabajos dereproducción.

En esta Unidad Didáctica nos centraremos enel grupo 1), sus posibilidades y aplicacionesen la Astrofotografía.

4.2. Funcionamiento

En las cámaras digitales el material sensiblea la luz es un sensor electrónico que captamucho más eficientemente la luz que la películafotográfica (de 10 a 20 veces más). Además notiene fallo de reciprocidad (problemas de nolinealidad), por lo que su sensibilidad enlarga exposición es extraordinaria comparadacon la de la película (aunque a mayor tiempode exposición se genera más ruido electrónicode origen térmico). Si a esto se añade lavisualización inmediata de la imagen y sunaturaleza digital, lista para procesarse,supone una gran ventaja respecto a las cámarasanalógicas.

Las cámaras digitales poseen unos componentesgenerales comunes:

· Sensor. El sensor o materialsensible a la luz es un circuitointegrado en el que todos suselementos están implantados en unabase de silicio (figura 15). Lacara anterior (la que se expone ala luz) dispone de una ventana devidrio óptico transparente a la

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luz visible y que actúa comofiltro a las radiacionesinfrarrojas a las que sonsensibles todos los sensores.

Figura 15. Representaciónesquemática de un sensor parala formación de imagen digital.

Gráfico J.C. Casado.

También dispone de un filtro depaso bajo para evitar el efectode muaré (ver más abajo en estemismo apartado «Artefactos de laimagen digital»). Esta ventanadelimita la zona de captación deimagen, formada por una matrizde millones de células o píxeles,que están dispuestas en filas ycolumnas (figura 16). Laresolución del sensor se expresapor el número de píxeles totales.

Por ejemplo, 3.072 x 2.048 píxeles= 6.291.456 píxeles, ó 6,3megapíxeles (MP) efectivos. Uncierto número de píxeles seencuentran formando un marcoentorno a la zona de captación.

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Figura 16. El carácter digitalde una imagen se evidencia alamplificarla. A la derecha semuestra el pixelado de la zonaindicada. Imagen J.C. Casado.

Sirven de referencia para el nivelde negro y juntamente con lospíxeles de la zona de imagen(píxeles efectivos) definen elnúmero total de píxeles.

Normalmente los píxeles soncuadrados y forman una redoctogonal. Sin embargo sonposibles otras estructuras, conformas no cuadradas de píxeles ydiferentes disposiciones de la redo matriz de píxeles.

La sensibilidad del sensor o sucapacidad para absorber losfotones incidentes de luz yconvertirlos en fotoelectronesdepende de las leyes de la físicacuántica. Teóricamente, en elespectro visible, cada fotón que

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incida en un píxel genera unelectrón, es decir, la eficienciacuántica (EC) sería del 100 %.Pero en la práctica la EC de unsensor siempre es menor debidoprincipalmente a que no toda lasuperficie del píxel se utilizapara captar luz4 y que lossensores tienen peor rendimientoen las longitudes de onda cortadel espectro visible (violeta-azul).

El formato de la imagen digitaldepende únicamente del número depíxeles efectivos, sin tener encuenta su tamaño. Un sensor pequeñopuede captar imágenes quecontengan el mismo número depíxeles que un sensor más grande.Sin embargo un sensor más grande(mayor área de píxel) ofrecemejores resultados, como menosruido y mayor sensibilidad (figura17).

La capacidad de resolución de lossensores es comparable a la delas mejores películasfotográficas comerciales. Parahallarla se puede utilizar laexpresión5:

R = 12p

4 El porcentaje entre la superficie útil delpíxel y la total se denomina Relación deAbertura (en inglés, Fill Factor) y determinael porcentaje máximo de fotones que puedenser convertidos en señal de imagen.

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, donde p es el lado del píxel(en milímetros) y R la resoluciónexpresada en líneas pares pormilímetro.

Figura 17. En estas imágenes se puedever la diferencia entre un sensor pequeñoy otro de mayor formato. Arriba, escenacaptada con una cámara compacta NikonCoolpix 990. Abajo, con una DSLR Canon300D. En ambos casos la iluminación querecibieron los sensores fue exactamentela misma, exposición 8 segundos,diafragma f/5.6, ISO 400, con unatemperatura ambiente de 21º C. Se puedeobservar la menor sensibilidad de lacámara compacta (imagen más oscura) yel aumento considerable del ruidotérmico, visible en la amplificación como

puntos de color. Imágenes J.C. Casado.

5 Si no se conoce el tamaño del píxel, laresolución se puede averiguar mediante lasdimensiones en píxeles de la imagen y lalongitud del sensor (en milímetros). Porejemplo, una cámara proporciona una imagende lado mayor de 3.072 píxeles y 22,7 mm delongitud mayor en el sensor. La resoluciónserá: 3.072 /22,7 = 135,3 píxeles/mm, o 67,7líneas pares por milímetro.

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El formato es la relación entrela anchura y la altura de laimagen. En las cámaras tipocompacta se utiliza normalmenteel formato 4:3, proporcionales alos televisores clásicos yasimismo utilizado en ciertascámaras analógicas. En las DSLRse mantiene la relación 3:2proveniente del formato 24 x 36,que se ha convertido en unestándar.

Los sensores actuales de lascámaras digitales pueden ser detipo CCD (dispositivo de cargaacoplada) o CMOS (semiconductorde óxido metálico complementario).Ambos emplean como principiobásico para la obtención de laimagen el efecto fotoeléctrico(descubierto por Albert Einsteiny por el que recibió el premioNobel en 1921), en el cual laincidencia de luz sobre un ciertometal produce una intensidad decorriente eléctrica directamenteproporcional a la intensidad deésta. Esta corriente eléctricaposteriormente puede medirse yregistrarse.

Los CCD fueron los primerossensores que se desarrollaron paracaptar imágenes y su principaldificultad reside en su elevadocoste de producción(aproximadamente 3 veces más queel CMOS), aunque su calidad deimagen -al menos teóricamente- es

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superior. En un sensor CCD la cargagenerada por los píxeles esarrastrada hacia los bordes delsensor para ser convertida unacorriente eléctrica queposteriormente será medida.

Posteriormente se desarrolló latecnología CMOS, empleada enmultitud de aplicaciones,produciéndose un rápido avance ensu mejora tecnológica y reducciónde costes. En un sensor CMOS lacarga de cada píxel se leeindividualmente sin ser arrastrada(mayor velocidad de transferenciade datos) y dada su capacidad deintegración se le puede colocaral chip los sistemascomplementarios de conversión ylectura, haciéndolos más fácilesy baratos de construir. Ademásactualmente el nivel de ruidoelectrónico (de origen térmico)generado en estos chips es muybajo, así como su consumo deenergía.

Los píxeles del sensor registranúnicamente intensidad de luz (sonsensibles a todo el espectrovisible). El sistema más habitualpara captar el color consiste enrevestir el sensor con un mosaicotransparente de colores rojo,verde y azul (matriz de Bayer), apartir de los cuales es posibleproducir todos los demás. De estamanera la resolución del colorequivale a una tercera parte de

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la resolución de la luminancia,lo que se recompone mediante unproceso de interpolación porpíxeles contiguos. Como se ve enla figura 18, la distribución delos filtros de color no eshomogénea, sino que paraproporcionar una mayorcorrespondencia con la visiónhumana (más sensible al verde-amarillo) suele haber el doblede filtros verdes que rojos yazules.

Figura 18. Una matriz de Bayerutilizada para obtener el coloren cámaras digitales. Gráfico

Wikipedia.

Otro sistema para adquirir el colores el Foveon, semejante a las capasde las películas en color. Se basaen el hecho de que el silicio delchip es transparente y se absorbencolores distintos a diferentesniveles. Así para cada píxel haytres fotodiodos apilados envertical, de manera que cada unorecoge información de los trescolores básicos (azul, verde yrojo) (figura 19).

En los sensores dedicados a cámaras

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compactas, en que los píxeles sonmás pequeños y con menor Relaciónde Abertura, se utiliza una redde microlentes sobre la zona deimagen del sensor, de manera quecada microlente concentra la luzincidente sobre la zonafotosensible del píxel, aumentandola sensibilidad de un 25 a un 40%.

Figura 19. El sensor Foveon esdistinto en la forma de captar elcolor, ya que recoge la radiaciónluminosa mediante tres chipsapilados sensibles respectivamenteal rojo, verde y azul. Esto quieredecir que, en lugar de limitarsea una componente de color, cadaelemento del sensor puede resolvertodo un color suprimiendo lainterpolación de los datos decolor que realiza la matriz deBayer en otros sensores. Imagen ©

F o v e o n .

· Amplificador. La señal que saledel sensor se dirige alamplificador mediante unos canalesde transferencia. Este componentetiene que ser rápido (pararealizar la lectura de la imageny prepararse para la siguiente)y debe generar poco ruido, lo quees determinante en la calidad y

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rendimiento de la cámara.

· Conversor Analógico-Digital(A/D). La señal amplificada seconvierte en valores numéricos(datos digitales) para ser tratadaposteriormente.

· Procesador. La imagen captadapor el sensor se procesa dediferentes maneras: obtención delcolor e imagen, ajustes deusuario, compresión y reducciónde ruido. No se debe pensar enque una cámara con pocosmegapíxeles es inferior. Si lacámara está bien diseñada(combinación sensor-procesador)permitirá obtener imágenessuperiores a cámaras de másmegapíxeles.El firmware es el conjunto deprogramas que incorpora la cámarapara realizar las diferentesfunciones, una especie de sistemaoperativo propio de cada cámara.El firmware se puede actualizar,añadiendo nuevas funcionalidades,a medida que el fabricante lanzanuevas versiones, que puedendescargarse desde su sitio web.Se puede consultar la versión defirmware desde la ventana de Menúde la cámara.

· Sistema de almacenamiento. Losdatos se transfieren a la tarjetade memoria o directamente al discoduro de un ordenador (si la cámaraestá conectada al mismo). Como

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es lógico, las imágenes de máspíxeles demandan más cantidad dememoria, así como las que seencuentran sin comprimir. Si seva a realizar gran cantidad deimágenes grandes sin comprimir esnecesario proveerse de tarjetasde gran capacidad o transferirlas(si es posible) a un disco duro.La velocidad de lectura de lastarjetas influye asimismo en larapidez del proceso de captaciónde las imágenes.

4.3. Formatos de archivo de imagen

Una vez obtenida la imagen se guarda en lamemoria de la cámara o en un ordenador comoun archivo de imagen determinado. Este formatodebe seleccionarse previamente a la toma segúnla necesidad o finalidad de la misma.

En las cámaras de tipo compacto el formatosuele ser único (normalmente JPEG), aunquealgunos modelos avanzados permiten el Raw.

Formato RAW (del inglés, «crudo»). Es el queproviene de los datos del sensor «en bruto»,sin ningún tipo de compresión ni tratamiento.Ocupa bastante espacio de memoria, pero es elmejor para su posterior edición, porqueconserva intacta toda la información original.De esta manera se aprovecha, por ejemplo,todo el potencial del rango dinámico (ver másabajo). Podemos entender el formato RAW comoel «negativo digital» mientras que otrosformatos como TIFF o JPEG serían lasfotografías ya positivadas donde el procesadorde la cámara actuaría como un laboratorio de

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revelado digital.

Posteriormente puede transformarse a otrosformatos, mediante programas generales opropios del fabricante de la cámara. Uno delos mejores conversores (o reveladores Raw)gratuitos es el Raw Shooter Essentials. Aunquepuede descargarse de Internet, desgraciadamenteno seguirá actualizándose para nuevas cámaras,al vender el software la compañía productora(Pixmantec) a Adobe. Sin embargo Adobe lo haincorporado a su revelador Raw en Photoshop yLightroom.

UFRaw (http://ufraw.sourceforge.net) es unainterface para Windows del excelente reveladorde código abierto dcraw (http://www.cybercom.net/~dcoffin/dcraw).

Entre los de pago destacamos Capture One Pro(http://www.phaseone.com).

La mayor desventaja del formato RAW es que noexiste un estándar, de manera que cadafabricante utiliza su propia especificación.Adobe ha propuesto un formato que unifiquetodos los RAW llamado DNG (Digital NeGative).Se puede encontrar más información yconversores de 200 formatos RAW de cámaras aDNG en www.adobe.com/products/dng.

Formato TIFF (Tagged Image File Format). Esel estándar en la industria de las artesgráficas. Permite una compresión sin pérdida,siendo semejante en este aspecto al anterioraunque en este formato la cámara ya ha realizadociertos ajustes de la imagen (equilibrio deblancos, color, corrección gamma,...). El

6 Una pulgada equivale a 2,54 cm y el términoppp es el que se utiliza en imagen digital.

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formato TIFF suporta diferentes tipos deimágenes, desde en blanco y negro binariashasta en color RGB con 24 bits por canal ycolor CMYK de16 bits por canal, admitiendocapas. Su tamaño puede ser considerable.

Formato JPEG (Joint Photographic ExpertsGroup). Es el más habitual y común a todaslas cámaras digitales. Se realiza unacompresión con una pérdida de calidad que sepuede seleccionar. A mayor compresión menorcalidad (sobre todo en los detalles finos)con menor tamaño de archivo y viceversa.

4.4. Conceptos de imagen digital

La imagen digital utiliza determinadosconceptos y términos, cuyo conocimiento esnecesario para una comprensión adecuada delproceso general de obtención de imágenes.

- Cantidad de píxeles y calidad de imagen.El número de píxeles de una cámara digital esun factor determinante en la calidad final delas imágenes obtenidas. Aparte de otrasconsideraciones técnicas (como la calidad delchip, el circuito electrónico y softwareinterno asociado) a mayor número de píxeles,mejor resultado, lo que establecerá asimismola máxima ampliación de la copia impresa final.

Una imagen en calidad fotográfica se imprimea una resolución de 300 ppp (puntos porpulgada6), aunque con 200 ppp los resultadosson buenos aún.

Supongamos que tenemos una cámara digital de4 megapíxeles, ¿qué ampliación máxima podremosrealizar con calidad fotográfica? La cámaraproporciona una imagen de 1.600 x 2.500

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píxeles. En calidad fotográfica, cada pulgadade imagen (2,54 cm) está formada por 300 puntoso píxeles de imagen. Luego la ampliación máximaserá de 14 cm x 21 cm, que en formatoestandarizado quedará en 15 cm x 20 cm (estospequeños ajustes ya los realizan loslaboratorios fotográficos comerciales).

- Ruido. El ruido guarda cierto paralelismocon el grano de la película fotográfica. Amayor sensibilidad (ISO más alto en una cámaradigital) mayor ruido en la imagen digital. Enfotografía digital existen diferentes métodospara reducirlo, que veremos más adelante.

El ruido se puede describir como artefactos oerrores que alteran la estructura espacial dela imagen (véase Unidad Didáctica ObservacionesAstronómicas webcam y CCD). Existen diferentestipos de ruido, que en una cámara digital sepueden dividir en dos bloques:

Ruido de captura. Debido a la luz que incideen el sensor. Es producido por la naturalezaaleatoria de los fotones y los electrones delsensor (es la raíz cuadrada del número defotones que capta el sensor). En las imágenesdigitales aparece como puntos oscuros,brillantes o de color. Es más aparente enzonas uniformes poco iluminadas que en áreasde luz.

Ruido de lectura. Se produce por elcomportamiento del sensor y la forma en quela cámara procesa la señal. Las causas son:

Amplificación. Cuanto más potente y rápidosea el amplificador se genera más ruido.Temperatura del sensor (ruido térmico).El ruido aumenta notablemente con la

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temperatura del sensor. Por lo tanto rebajandosu temperatura se reduce.

Cuantificación. Fluctuaciones aleatoriasintroducidas en la conversión analógica-digital.

Exposición larga/alta sensibilidad. Eltiempo de exposición y los ajustes desensibilidad elevados aumentan el ruido. Estees el ruido mejor visible porque es fácilmentecomparable con otras imágenes tomadas con lamisma cámara. Es propio de cada cámara y mejorvisible en condiciones de luz escasa, ya queproduce un patrón de ruido fijo, por lo quese puede minimizar fácilmente.

Rango dinámico (ver Apartado 3 «Fundamentosde Imagen»). Uno de los principales retos delas cámaras digitales es obtener un rangodinámico elevado (igual o más que la películafotográfica). Cuanto más grande es el tamañodel píxel, es más sensible y posee más rangodinámico, sin embargo disminuye la resolucióndel sensor, por lo que se debe buscar uncompromiso.

Hay una diferencia importante entre la película(y de manera semejante la visión) y el sensoren su comportamiento en la captación de unaescena. La película posee una respuesta quese denomina «curva característica». Existeuna zona central que es lineal (igual que elsensor), que corresponde a los tonos mediosde una escena. Aquí cada aumento de laexposición supone un incremento proporcionalen la imagen. Sin embargo, en los extremosinferior izquierda (sombras) y superiorderecha (luces) se pierde la linealidad. Loque indica que en estas zonas la película

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tiene más rango dinámico que el sensor (sobretodo en la zona de luces), el cual ofrece unarespuesta lineal en todo el intervalo (figura20).

Figura 20. Comportamiento de la película ydel sensor frente a la exposición (luminancia).La diferencia entre película (curva roja) ysensor electrónico (curva negra) a la hora decaptar la luz se evidencia en los extremos desus curvas. Tanto en las sombras (zonainferior) como, sobre todo, en las luces (zonasuperior) la película capta menos luz alincrementar la luminancia de la escena,

preservando más detalles en ambas zonas.

Una posible solución es la adoptada por laempresa Fuji. En el sensor, además de cadapíxel convencional, existe otro secundariode menor tamaño y menos sensible, que registrael detalle de la zona de luces cuando elprincipal se aproxima a la saturación. Losdatos de ambos píxeles se combinan en elprocesador de la cámara. De esta manera elrango dinámico se amplía unas 4 veces.

- Histograma.Un histograma es unarepresentación gráfica del contenido de los

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píxeles de una imagen, expresado en un gráficode barras (figura 21). Resulta una de lasherramientas más útiles para entender yoptimizar una imagen digital. Muchas cámarasofrecen la opción de visualizar el histogramade una imagen, sin el cual pasaríandesapercibidos detalles que no se observaríandirectamente. En algunas se indica lasobreexposición (píxeles saturados o de valor255, con píxeles de 8 bits) mediante zonas deimagen que parpadean (recordemos que lossensores son sensibles a la saturación).

Figura 21. El histogramarepresenta en un gráfico debarras (mitad) la cantidadde píxeles contenidos en unaimagen (arriba), desde el 0(negro) hasta el 255(blanco), con 254 tonos degrises intermedios (8bits). En la práctica elhistograma se muestra comoun gráfico continuo (abajo)para no producir confusionescon espacios en blancocausados por pérdidas detonos. Foto J.C. Casado.

Los valores de los píxeles de la imagen seclasifican en un escala estándar de 8 bits (o256 tonos), que van desde el negro (valor 0,a la izquierda) hasta el blanco (valor 255, ala derecha). El brillo de los píxeles seestablece en una escala horizontal o eje X yel número de píxeles de un tono concreto seindica en un eje vertical Y. La altura decada «barra» indica la cantidad relativa depíxeles para un determinado brillo (o tono).El histograma se representa con cada barrapegada a la contigua, sin espacio entre ella,para distinguirlo de situaciones donde no hay

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ciertos tonos.

Una fotografía convencional correctamenteexpuesta muestra una curva suave dedistribución en el histograma, con picos enel centro y descensos a ambos lados. Estosdescensos casi tocan los bordes, sin estarpegados a ellos.

A continuación presentamos diferenteshistogramas de escenas convencionales tomadasen diferentes condiciones (figura 22).

Figura 22. a, imagen correcta. b, imagensobreexpuesta. c, imagen subexpuesta. d,imagen de alto contraste (el rango dinámicode la escena es mayor que el del sensor).e, imagen de bajo contraste (los píxelesse concentran en la zona media delhistograma). f, imagen modificada porprocesamiento. Pérdida de tonos queproducen un «efecto peine» en elhistograma. Fotos J.C. Casado.

Se debe tener en cuenta que esta distribucióno histograma puede cambiar radicalmente en

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fotografía de naturaleza o del firmamento,pero siempre respetando la regla de que no sealcancen los bordes del histograma, lo queindicaría una incorrecta exposición (figura23). Además del histograma general o RGB, sepuede ver por separado cada canal de color.

Figura 23.Imagen celeste.En el histograma hay unaconcentración de píxelesen la zona de sombras,pero sin recortes y undescenso suave a la zonade luces. La imagen recogela Vía Láctea austral,destacando el planetaMarte como la brillante«estrella» central. Lasombra inferior es eltelescopio sobre el cualestaba montada la cámarapara aprovechar suseguimiento ecuatorial.

Foto J.C. Casado.

- Balance de blancos. El color de la luzvaría y repercute en la fotografía. Latemperatura de color (ver Unidad DidácticaFenómenos Atmosféricos) determina lacoloración de una escena (de rojiza a azulada).Habitualmente lo que se busca es unailuminación «blanca» o neutra, sin dominanciasde color.

Las cámaras digitales pueden realizar esteajuste automática o manualmente (sobre todoen las DSLR). El método manual o preajusteconsiste en fotografiar una superficie neutra,como una hoja de papel blanco. El procesadorde la cámara guarda esa información y la aplicaa imágenes posteriores. También se puedeajustar el balance de blancos a situacionesya preestablecidas en el menú de opciones dela cámara (fuente incandescente, fluorescente,

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etc).- Gestión del color. La precisión o gestióndel color es el sistema empleado para aseguraruna correcta correspondencia con los coloresdel motivo. Además permite vincular todos losdispositivos del ciclo de obtención de laimagen, desde la cámara hasta el monitor o laimpresora. La gestión del color permiterealizar una descripción del modo en que cadadispositivo interpreta y reproduce el color.Estas descripciones de la gestión del colorse denominan perfiles y cumplen las normasICC (International Color Consortium).Normalmente se adjunta un perfil genérico dela cámara al archivo de imagen y lasaplicaciones (como Photoshop) lo interpretan.El menú de la cámara (normalmente en las DSLR)dispone de una opción para el espacio de color(o «modo de color»). Habitualmente se puedeelegir entre Adobe RGB y sRGB, siendo mejorel primero, ya que captará más colores, alposeer una gama cromática más extensa (verapartado 3.1, «Obtención del color»).

- Interpolación. La interpolación es unmétodo de procesado que se utiliza paraaumentar el número de píxeles de una imagendigital. Algunas cámaras digitales empleanla interpolación para obtener una imagen mayorque la que capta el sensor o crear un zoomdigital. Cualquier programa de procesado deimagen utiliza diferentes procedimientos deinterpolación, algunos de los cuales empleansofisticados algoritmos para aumentar la imagensin introducir artefactos. A pesar de todo,la interpolación produce peores resultadosque una imagen originalmente mayor.

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4.5. Artefactos.

Los artefactos son una serie de alteracionesen la imagen digital producidos por el sensor,la óptica y el procesado. Algunos de los máshabituales son:

Aliasing. Debido a la naturaleza cuadrada delos píxeles, las imágenes aparecen con bordesserrados visibles en líneas diagonales ycontornos. Es más evidente en cámaras de menospíxeles. La cámara puede suavizarlo contécnicas de antialiasing. Si se aumenta lanitidez de la imagen se evidencia más elaliasing.

Aberración cromática. Aparece como halosvioletas o azulados alrededor, sobre todo, decontornos luminosos. Es debida a la incapacidadde un sistema óptico de lentes para enfocarluz de diferentes longitudes de onda en elmismo punto. Ciertos objetivos combinados concámaras digitales pueden producir de maneramás acusada este artefacto de imagen.

Blooming (del inglés, «derrame»). Cuando elpíxel de un sensor se satura por exceso deluz, la carga producida por fotones adicionalespuede desbordarse y saturar píxeles adyacentes,sobreexponiendo zonas contiguas de la imagen.En estas áreas se pierde el detalle, alsaturarse los valores de los píxeles. Muchascámaras digitales indican directamente lasaturación (ver «histograma»). El bloomingtambién puede producir aureolas púrpuras.

Compresión JPEG. Como hemos visto más arribaen «Formatos de imagen», este tipo de archivono resulta el más indicado por su compresión

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con pérdida de información (aunque concompresión mínima la pérdida es escasa). Sinembargo es común y único a muchas cámaras detipo compacta.

La compresión JPEG actúa según dos directrices:1) Produce una reorganización de la imagensegún la información de color (crominancia) yla de detalle (luminancia). Como nuestra visiónes más sensible al detalle que al color, lamayor compresión se produce en la crominancia.2) Clasifica el detalle de la imagen desdelos de menor hasta los de mayor escala,eliminando los más finos, ya que nuestrosojos aprecian mejor los detalles grandes quelos pequeños.

Los artefactos JPEG se visualizan como bloquespixelados (típicamente de 8x8 píxeles) quedegradan la calidad de la imagen haciendodesaparecer los finos detalles originales(figura 24).

Figura 24. Pixelización de la imagen enbloques de 8x8 píxeles por una excesiva

compresión JPEG. Imagen J.C. Casado.

Si la cámara solo dispone de formato JPEGdebe utilizarse la calidad más alta (menorcompresión). Una vez se disponga de la imagenoriginal, debe guardarse para su edición en

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otro formato sin pérdida (como TIFF), ya quesi no es así, cada vez que se archive enformato JPEG (incluso a máxima calidad)experimentará una pérdida paulatina de lacalidad.

Halos (o contornos negativos). Aparecencomo unas bandas claras u oscuras quecontornean las siluetas y perfiles de laimagen, con una anchura de uno o variospíxeles. Se produce sobre todo porsobreprocesos en la definición de la imagen(técnicas de enfoque).

Muaré (o Moiré). Se visualiza como bandasparalelas multicolores que forman dibujososcilantes. Se produce en escenas con detallesrepetitivos cuya resolución excede a la de lacámara (figura 25). A veces el proceso internode la cámara crea artefactos «laberinto»,visibles como trazos cortos verticales yhorizontales, claros y oscuros, que recuerdana los laberintos de un videojuego. El sensorlleva un filtro de paso banda para paliar elmuaré, pero a veces se puede producir de todasformas.

Figura 25. Artefacto de muaré visible comodiversas bandas paralelas coloreadasdebido al tramado del recubrimiento de lafachada del edificio, no resuelto por laresolución de la cámara. Foto Johann H.

Addicks, Wikipedia.

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Para evitarlo o disminuirlo se puede intentarcambiar el ángulo de la cámara, fotografiarcon una cámara de más megapíxeles, cambiar ladistancia focal o procesarlo con software.

Al visualizar una imagen por debajo del 100%de su tamaño también se pueden producir efectosde muaré.

Puntos claros y oscuros. Debidos a defectosen píxeles del sensor. Normalmente son mínimosy se pueden corregir fácilmente en una faseposterior a la obtención de la imagen.

5 - Cámaras compactas digitales yaccesorios

Existe una enorme variedad de estas cámaras,la más abundante de todo el mercado. Lacaracterística común a todas ellas es laimposibilidad de retirar el objetivo del cuerpode la cámara. La mayoría también incorporancomo sensor el CCD.

La diversidad de calidades es muy amplia y sepuede establecer una clasificación:

· Cámaras incorporadas endispositivos portátiles, comotelefonía móvil, PDAs, etc.Habitualmente solo disponen deajustes elementales (iluminación,modos de exposición básicos -necesitan buena luz-, zoom(normalmente digital interpolado),con bajas resoluciones de imageny enfoque fijo. Sin embargo la

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evolución de esta tecnología esmuy rápida y ya están apareciendolas primeras cámaras de variosmegapíxeles en estos dispositivoscon una cierta sofisticación, comoel móvil Samsung G800 o el NokiaN85, ambas de 5 MP. De todasmaneras más que una auténticacámara se debe contar como unrecurso para captar imágenescuando no tenemos a mano una cámaradedicada y su campo de aplicaciónse reduce a escenas y objetosbrillantes, aunque en el futuroesta situación puede cambiar(figura 26).

Figura 26. Fotografía de la Lunaobtenida con la cámara VGA (640x 480 píxeles) de un teléfonomóvil, sostenida junto a un ocularBaader Eudiascopic de 35 mm. defocal. Telescopio Schmidt-Cassegrain de 406 mm. de aberturaf/10, exposición auto. Foto

J.C.Casado

· Cámaras de pequeñas dimensiones,semejantes al tamaño de un paquetede cigarrillos. Todavía se puedenencontrar algunas con focal fija,aunque ya prácticamente todas

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incorporan un pequeño zoom óptico(además del digital). Aunque lacantidad de MP va aumentandopaulatinamente, sin embargo lamayoría no ofrecen un controlmanual de la imagen.

· Cámaras medianas. Es el sectormás amplio y con una extensa gamade calidades y funcionalidades.Se pueden encontrar desde cámarassencillas automáticas, hasta otrascon un control manual. Tambiénlos MP pueden variar mucho, aunquese debe tener en cuenta -comohemos visto más arriba- que másMP no significa forzosamentemejores imágenes. Ciertas cámarasincorporan estabilizador deimagen, lo que encarece el aparatoy no tiene utilidad práctica paraeste tipo de fotografía. La mayoríade este grupo de compactas solopermiten generar archivos JPEG,aunque existen modelos que tambiénproducen archivos Raw.

Algunas son del tipo «cuerpopartido», en que la óptica y elcuerpo de la cámara se puedenorientar por separado. Entre éstasse encuentran en el mercado deocasión las que ya son unos«clásicos», las Nikon Coolpix 990,995 y 4500 (de 3 a 4 MP). Ofrecencontrol manual sobre la imagen,fácil adaptación a oculares detelescopios (para fotografíaafocal) y exposiciones largas(hasta 1 minuto en las primeras y

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5 minutos en la segunda), conmáxima calidad de imagen (formatoTIFF) (figura 27).

Figura 27. Nikon Coolpix 995.Cámara de 3,34 megapíxeles congiro de objetivo. Permite modode exposición manual (hasta 1minuto en modo «B») y formato deimagen TIFF. Utiliza tarjetas tipoCompact Flash I ó II).Descatalogada pero buscada en elmercado de ocasión. Foto Digital

Photography Review.

· Cámaras grandes (también conocidascomo «prosumer» o «cámaraspuente»). Su aspecto es semejanteal de una DSLR (incluso se lespuede confundir con una DSLR enun primer momento), aunque suobjetivo es fijo. Tienen un buenvisor óptico, parecido a las DSLRy su zoom óptico es amplio(alrededor de x10 ó x15). Losprecios son equivalentes al delas DSLR de gama básica, así quepara un uso en astrofotografíaes más recomendable decidirse poruna DSLR.

En esta Unidad nos centraremos en lasposibilidades y utilización de cámaras de tipomediano, de presupuesto moderado (~ 200 euros).

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A diferencia de las DSLR en muchas de estascámaras no se indica en las especificacionesel tamaño del sensor, aunque se puede calcularaproximadamente. Veámoslo con un ejemplo:

Supongamos que la cámara tiene un objetivozoom de 7 a 21 mm (zoom óptico de 3X),equivalente en formato de 35 mm (formato 24mm x 36 mm) a 35-105 mm (esta información yase proporciona), y la resolución máxima de laimagen es de 2.048 x 1.536 píxeles. El

coeficiente de conversión (C f ) de la distancia

focal será:

C = mmmm735

(ó mmmm

21105

) = 5

Como el coeficiente es 5, la dimensiónhorizontal o mayor (H) de la zona de imagendel sensor es 5 veces menor que la equivalenteen formato de 35 mm. (36 mm.):

H = 536mm

= 7,2 mm.

La resolución máxima (2.048 x 1.536 píxeles),indica que se trata de un sensor de formato4:3, por lo que la dimensión vertical o menor(V) será:

V = 7,2 mm. x 43 = 5,4 mm.

Así, es posible calcular aproximadamente eltamaño del píxel (1 mm = 1.000 micras):

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7.200 micras/2.048 píxeles (ó 5.400 micras/1.536 píxeles) ≅ 3,5 micras/píxel

Un problema común a estas cámaras es el pequeñotamaño del sensor (y de los píxeles), quegenera mucho ruido y poca sensibilidad. Debidoa que en muchos casos no admiten exposicionesprolongadas, el campo de posibilidades selimita en estos casos a escenas y objetosbrillantes.

Para su uso en Astrofotografía la cámara debepermitir exposiciones de al menos 15 segundos.La cámara debe ofrecer un nivel de ruidoaceptable en tomas de exposición. Un indiciode esta calidad lo proporciona los valores deISO utilizables en exposición larga, si permiteel uso de ISO 400 en algunas cámaras, elnivel de ruido es moderado (figura 28). Algunoscámaras realizan automáticamente, trasrealizar la exposición, una toma oscura odark, para restar el ruido térmico de la toma.Se trata de una exposición de igual duraciónque la toma pero con el objetivo tapado.

Figura 28. La constelación del Escorpiónsobre el observatorio del Teide(IAC).Cámara compacta Sony DSC-P200, ISO400, F2.8, Exp: 20 segundos, luz de luna.

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También es aconsejable, aunque noimprescindible, que la cámara posea un modomanual, sobre todo para las fotografías tomadasa través de óptica auxiliar, como telescopios.

Es importante asimismo que la capacidad delas pilas o baterías sea lo mayor posible, yaque el consumo aumenta notablemente en lastomas con exposición y en condiciones nocturnasde baja temperatura y alta humedad relativa.

La oferta de cámaras digitales es un mercadomuy dinámico, ya que en cuestión de pocosmeses aparecen nuevos modelos que reemplazana los anteriores. Por esta razón no podemosindicar cámaras concretas, pero ciertos modelosde Sony, Panasonic, Olympus, Canon o Nikoncumplen estas condiciones.

Accesorios

- Trípode fotográfico. Debe ser robustoy preferiblemente de aluminio, aunqueexisten modelos ligeros y sólidos enfibra de carbono. Debe permitir elencuadre rápido y fácil tanto envertical como en horizontal, acualquier posición, incluida lacenital. Existen diversos cabezales,algunos tipo joystick, que permitenrealizar el encuadre rápida ycómodamente con una sola mano. Entrelos mejores y más modulares están lostrípodes Manfrotto (manfrotto.com),Velbon (velbon.co.uk) y Gitzo(gitzo.com).

- Disparador de cable. No lo admitentodas las cámaras, pero siempre que

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se pueda debe utilizarse para evitartrepidaciones y movimientos de cámaraal realizar las exposiciones.

- Nivel burbuja pequeño para nivelar elhorizonte en condiciones de oscuridad.

- Elementos para la observación nocturna:

o Linterna. Recomendable losfrontales de doble LED (blanco yrojo). La luz roja se utiliza parapreservar la adaptación visual ala oscuridad.

o Cartas o planisferios celestes yefemérides de fenómenos visiblesa simple vista.

o Material vario relacionado con laobservación, como ropa,alimentación, etc (véase UnidadDidáctica El cielo nocturno enastroaula.net)

5.1. Astrofotografía con cámara sola

Previamente a la sesión de observación parala obtención de imágenes hay que realizar unaplanificación con el fin de aprovechar almáximo sus posibilidades.

Es muy importante situarse alejados de núcleosurbanos (contaminación lumínica) y no realizarlas fotografías en épocas de luna llena.

Aquí únicamente reseñamos los diferentes tiposde objetos y fenómenos observables fácilmentea simple vista y, por lo tanto, que puedenser captados con la cámara digital.

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De una manera general podemos considerar dostipos de imágenes:

1) Cielo estrellado. En este grupoentrarían las constelaciones observablesy los planetas visibles a simple vista.

Debemos distinguir entre dos tipos detomas de imágenes:

o Exposiciones únicas (tipo I).Limitadas al tiempo de exposiciónmáximo que proporciona la cámara(15-30 segundos normalmente).Permiten captar las estrellas yplanetas visibles con aspectopuntual.

Para que la imagen no resultaexcesivamente oscura esrecomendable realizarla con luzde Luna o incluso durante elcrepúsculo (figura 29).

Figura 29 La constelación de laOsa Mayor entre las cúpulas delobservatorio del Teide(IAC).Cámara compacta Sony DSC-P200, ISO 400, F2.8, Exp: 20segundos, luz de luna. ©

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o Series de exposiciones (tipo II).Se trata de obtener en secuenciacontinua imágenes con el tiempode exposición máximo queproporciona la cámara.Posteriormente en la fase deprocesado de imagen estas tomasse sumarán y se obtendrá una imagenfinal que acumulará todas lasexposiciones mostrando los trazosde las estrellas.

Hay que tener en cuenta el tiempototal equivalente de cadaexposición para conocer el númerode imágenes a realizar. Porejemplo, si se planea realizar elequivalente a 2 horas y la cámararealiza exposiciones de 30segundos como máximo, habrá queobtener 240 imágenes. En estoscasos lo más conveniente esrealizar un trabajo en equipo,turnándose a intervalos regularespara realizar la tarea.

Para la realización de este tipode fotografías debemos tener encuenta que la rotación de laTierra, causante del movimientoaparente de las estrellas en elcielo, es de unos 15º por hora.Por otra parte la orientación dela cámara determinará el tipo detrazado: rectilíneo hacia la zonaecuatorial celeste y curvado fuerade ésta (tanto más cuanto más cercadel polo celeste). Resultainteresante obtener imágenes haciael polo norte celeste

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(aproximadamente la estrellaPolar), para producir el llamado«efecto de túnel de estrellas»,es decir, captar el movimiento delas estrellas circumpolares(figura 30). (Consúltese la UnidadDidáctica «El cielo nocturno»,para repasar conceptos de campoangular, orientación y movimientoscelestes).

Figura 30. Movimiento aparentede las estrellas circumpolaresen el observatorio del Teide(IAC).Cámara compacta PanasonicLumix DMC-FX35, f/2,8. 31exposiciones de 30 segundos.

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Normalmente utilizaremos la focalmínima de la cámara, queproporciona la máxima coberturade visión y ofrece la mayorluminosidad del objetivo. Encámaras compactas, en las que elsensor es menor, se emplea elconcepto de «focal equivalente»,referido a un sensor de formatocompleto (24x36 mm).

Una manera rápida de calcular elcampo angular cubierto por el

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objetivo (C, en grados) es emplearla siguiente fórmula:

CL (º) = (2.063/F) 7

(lado mayor de la imagen),

siendo CL el campo angular del

lado mayor de la imagen y F lafocal equivalente, en milímetros,del objetivo.

Por ejemplo, una cámara con elobjetivo ajustado a la focal de35 mm equivalente, proporcionaráel siguiente campo angular (ladomayor):

CL = (2.063/35) ≈ 59º

Como se ha mencionadoanteriormente, las cámarascompactas digitales empleancomúnmente el formato 4:3(relación entre el lado mayor ymenor de la imagen) en vez del3:2, utilizado en la mayoría delas cámaras réflex digitales oanalógicas. Por lo tanto el campoangular cubierto por el lado menor(C

l) dependerá del tipo de

formato:

Para formato 4:3,Cl (º) = (2.063/F) x 3/4

Para formato 3:2,Cl (º) = (2.063/F) x 2/3

Utilizando la misma focalequivalente (35 mm) del ejemplo

7 Esta fórmula es una simplificaciónaproximada de la correcta (para no utilizarfunciones trigonométricas), Véase la direcciónhttp://en.wikipedia.org/wiki/Angle_of_view

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anterior tendríamos,respectivamente:

Cl = (2.063/F) x 3/4 ≈44º

Cl = (2.063/F) x 2/3 ≈39º

Para calcular el tiempo de exposición«límite», de manera que no se muestrenlos astros movidos, podemos emplear lasiguiente fórmula:

t(s) = 440 / (F x cos d)

,donde F es la focal equivalentedel objetivo en milímetros y d ladeclinación mínima del astro o delcampo a fotografiar, ya que si seutiliza para el cálculo ladeclinación del centro del campo,los astros que estén en el bordeaparecerán en la imagen movidos.Por ejemplo, si se centra la cámaraen el PNC, (d =90º) el tiempo deexposición que daría la fórmulasería infinito. Sin embargo, enlos bordes de un campo abarcadopor una focal equivalente de 50mm., habrá astros de declinaciónd =90º-(41º/2) = 69,5º y el tiempomáximo de exposición para obtenerestrellas puntuales en todo elcampo sería:

t = 440/(50 x cos 69,5) ≅ 25 segundos

2) Eventos o fenómenos. Para conocer suvisibilidad deben consultarse revistasespecializadas, programas informáticos

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o efemérides (ver apartado 7,Direcciones de Internet). Según suorigen se pueden dividir en:

a. Naturales.

i. C o n j u n c i o n e s .Acercamientos aparentesentre estrellas y planetasbrillantes, así como con laLuna. Pueden ofrecer bellasestampas, sobre todo en losmomentos crepusculares.Imágenes tipo I.

ii. Lluvias de meteoros.Se producen en ciertasfechas del año (ver laUnidad Didáctica «Lluviasde Estrellas»). Los trazosluminosos pareceránprovenir de un mismo puntodel cielo llamado radiante.Imágenes tipos I y sobretodo II (figura 31).

Figura 31. Dos trazos de meteorosperseidas captados durante elmáximo de intensidad (12 agosto2006) desde el observatorio delTeide. Cámara compacta Sony DSC-P200, ISO 400, f/2.8, 20 s.

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iii. Cometas brillantes.No son habituales, peropueden aparecer encualquier momento(consultar efemérides),sobre todo hacia loshorizontes oeste (alanochecer) y este (alamanecer). Permanecenvisibles durante días (lomás usual) o semanas.Imágenes tipo I.

iv. Luz zodiacal.Requiere cielos oscuros.Ténue luminosidad celestedifusa de aspectotriangular alargada.Dispuesta sobre laeclíptica, resulta mejorobservable al oeste en laprimavera al final delcrepúsculo, y al este enel otoño antes del alba.Imágenes tipo I o tipo IIcon pocas exposicionesacumuladas.

b. No naturales. Satélites arti-ficiales: resultan especialmente visi-bles la Estación Espacial Internacional(ISS), que cruza el cielo en minutos yllega a alcanzar brillos elevados y lossatélites de la red Iridium (véase Acti-vidad satélites en www.astroaula.net) ,que pueden producir unos destellos muyintensos (más brillantes que Venus), aun-que solamente de unos segundos de dura-ción. Imágenes tipo I o tipo II con po-cas exposiciones acumuladas.

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Metodología

Para la obtención de las imágenes debemosrealizar una serie de ajustes en la cámara ytener en cuenta varios aspectos:

- Las pilas o baterías deben estarcargadas completamente. En noches fríasy húmedas se descargan con mayor rapidez.

- El zoom hace variar la focal del objetivoy por lo tanto el campo de visión. Amayor focal, menor campo angular.Generalmente utilizaremos la focal máspequeña, que además posee la mayorluminosidad de toda la gama.

- El diafragma debe ajustarse a la mayorluminosidad posible (menor número «f»).

- La sensibilidad (ISO) se seleccionaráa valores no muy altos (400 ISO essuficiente). En algunas cámaras alutilizarse en modo larga exposición lasensibilidad se limita como máximo aISO 200 ó 400.

- Deberemos asegurarnos que el enfoquese realiza a infinito ( ) o efectuarlomanualmente (depende de la cámara).

- Normalmente este tipo de cámara generaun archivo de imagen en formato JPEG.Deberemos escoger la mejor calidad, perosin variar el tamaño de archivo(mantener el mayor número de píxeles).

- Resulta conveniente realizar tomasoscuras o «darks» para utilizarlasposteriormente en el procesado para la

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corrección del ruido electrónico de laimagen. Los darks son fotografías hechascon el objetivo de la cámara tapado yen las mismas condiciones que lasimágenes normales (tiempo de exposicióny temperatura). Deben realizarse unascuantas (~10) para promediarseposteriormente.

- En las tomas contínuas para obtenertrazos estelares, es importante noperder tiempo entre toma y toma, esdecir, comenzar la siguiente en cuantose haya acabado una exposición (si nose producirían «espacios» en los trazos). Para ello habrá que manipular concuidado la cámara procurando no moverlalo más mínimo.

El encuadre. Podrá ser vertical u horizontala conveniencia. En cualquier caso resultarecomendable atender unas mínimas normas decomposición para lograr imágenes másinteresantes y atractivas. Por ejemplo, debebuscarse un primer plano terrestre quereferencie el horizonte y dé profundidad a laescena. Pueden ser elementos naturales comoárboles y montañas, o artificiales como casas.

5.2. Astrofotografía con óptica auxiliar

Las cámaras pueden adaptarse fácilmente asistemas ópticos, como telescopios e inclusoprismáticos (aunque en este caso la calidadóptica disminuirá), utilizando el métodoafocal. El sistema afocal emplea como ópticaprincipal un telescopio provisto de un ocularde bajo aumento y gran campo, acoplando unacámara con objetivo. Hace unos años sepopularizó con cámaras digitales compactas

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en fotografía de naturaleza y caza fotográficade animales con el nombre de digiscoping(figura 32).

Figura 32. Esquema de montaje parala fotografía afocal. Dibujo J.C.

C a s a d o .

El método afocal permite alcanzar aumentoselevados fácilmente y la distancia focalefectiva (la proporcionada por el sistematelescopio y cámara) se puede calcular:

Fe= F

o b j e t i v o/ F

o c u l a rx F

t e l e s c o p i o

,siendo Fe la focal efectiva (mm),F

objetivo la focal del objetivo

empleado en la cámara (mm), F ocular

la focal del ocular (mm) y F

telescopio la focal del telescopio

(mm).

Ejemplo: queremos fotografiar laLuna con el método afocal,empleando un telescopio de 1.000mm de focal con ocular de 25 mm ycámara con objetivo de 24 mm; ¿cuálserá la focal efectiva?

Fe = 24 / 25 x 1.000 = 960 mm.

Este valor hay que multiplicarlopor el coeficiente de conversión

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de la cámara digital. Si, porejemplo, fuera de 5, en el casoanterior tendríamos una focalequivalente en 35 mm. de:

960 mm. x 5 = 4.800 mm.

De esta manera puede llegar a fotografiarsecon buena calidad y sencillez objetos extensosy brillantes como la Luna y el Sol (con filtrosadecuados) (figura 33).

Figura 33. A la izquierda, tránsito del planetaVenus por el Sol (8 junio 2004). Se realizóuna fotografía cada 45 minutos, combinándoseposteriormente mediante ordenador para mostrarel recorrido sobre la superficie solar. A laderecha, luna casi llena. En ambos casos seutilizó una cámara compacta digital NikonCoolpix 995 acoplada a un ocular Erfle de26mm en un telescopio Newton-Maksutov de 152mm. de abertura a f/6, exposición manual.Filtro DN 5 para el Sol. Fotos y procesado

J.C. Casado. © www.starryearth.com

Los detalles de planetas brillantes (Venus,Marte, Júpiter y Saturno) resultan másdifíciles de captar con buena calidad, aunquepueden obtenerse fácilmente tomas que muestrenlas fases de Venus, los satélites galileanosde Júpiter y los anillos de Saturno (figura34). Para ello resulta más apropiado utilizar

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las webcams o cámaras de vídeo (véase UnidadDidáctica Webcam y CCD), aunque muchas deestas cámaras también disponen de modo video.

Figura 34. A la izquierda, las fases delplaneta Venus son fáciles de fotografiar conuna cámara digital compacta y un telescopio.Cámara Nikon Coolpix 995 colocada junto a unocular Erfle de 26 mm. con lente Barlow en untelescopio Newton-Maksutov de 152 mm. deabertura f/6, utilizando el máximo zoom de lacámara. Cinco exposiciones de 1/250 segundopara promediar la turbulencia. El aspectoligeramente irisado del planeta es debido ala refracción terrestre. Imagen J.C. Casado.© www.starryearth.com. A la derecha, una excelenteimagen de Saturno obtenida con una cámara compactadigital Canon A70 acoplada a un ocular ScopeTronixMaxView 40 con lente Barlow 3x y zoom x3. 50imágenes (1/5 s, ISO 100) alineadas y promediadascon el software K3CCD. Telescopio Schmidt-Cassegrain de 200 mm. de abertura, f/10. Imagen

y procesado Wayne Cukras.

En cualquier caso debe tenerse la precauciónde desactivar el flash de la cámara, ya queel sistema de medición de luz detecta oscuridady activa el flash por defecto. Si el objetoocupa una gran porción del campo de visiónestando centrado, seguramente al modoautomático realizará una correcta exposición,pero siempre que sea posible debe emplearseel modo manual, ya que así se asegura unauniformidad y control en las condiciones detoma.

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También es posible, aunque no fácil, captarobjetos de cielo profundo. Para ello esnecesario un conjunto telescopio-ocular deelevada luminosidad y calidad con un sistemade seguimiento automático (montura ecuatorial).Únicamente las cámaras que permitenexposiciones largas (15 segundos o más) hacenposible la obtención de tales imágenes. Elsistema consiste en obtener una secuencia detomas del objeto, para posteriormente sumarlamediante un software de procesado de imágenes.Por ejemplo, 10 imágenes de 15 segundos deexposición de exposición equivalen a una únicatoma de 2,5 minutos de exposición (figura35).

Figura 35. La nebulosa de Orión (M 42)fotografiada con una cámara compactadigital Canon C-5050Z acoplada a untelescopio refractor de fluorita de 125mm. de abertura con un ocular LV de 25mm. Suma de 18 imágenes de 16 segundos deexposición,ISO 400. Imagen y procesadoNaoyuki Kurita. Compárese con la imagentomada en 1883 por Common (figura 2,

página 11).

La correcta adaptación mecánica al ocular deltelescopio depende del diámetro del conjuntobarrilete-objetivo de la cámara. En concreto,la fotografía de la Luna resulta asombrosamente

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sencilla, pudiéndose realizar simplemente apulso aproximando lo máximo posible el objetivode la cámara al ocular y alineando la cámaracorrectamente. Normalmente suele aparecerviñeteo, que se muestra como una pérdidapaulatina de la luminosidad de la imagen hacialos borde de ésta, llegando incluso a perdersela imagen en las zonas exteriores (figura36). Para evitarlo se debe utilizar el zoomóptico de manera que ampliaremos la zonacentral de la imagen, que por otra parte esla mejor ópticamente.

Figura 36. Viñeteado y pérdida decampo visual. Mediante un filtro dehidrógeno-alfa acoplado a untelescopio refractor apocrocromáticode 102 mm. de abertura, f/9, conocular de 35 mm. se fotografió lacromosfera solar y algunasprotuberancias.Cámara compactadigital Sony DSC-W17. Foto J.C. Casado,

© www.starryearth.com.

Existen adaptadores universales, que permitenfijar la cámara frente al ocular, con unacorrecta alineación óptica mediantemovimientos finos de ajuste. Además de estamanera se pueden realizar exposiciones máslargas y por lo tanto fotografiar objetos oescenas menos luminosas (figura 37).

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Se puede solucionar el problema del viñeteosin ampliar la imagen mediante ocularesespecialmente diseñados para su uso con cámarascompactas digitales. Además como el objetivode la cámara se rosca en el ocular, laalineación óptica resulta perfecta. Estosoculares disponen de gran diámetro de lente yuna amplia distancia focal, para obtenerimágenes luminosas, produciendo además unamejor calidad óptica que con un ocularconvencional (como los de la empresaScopetronix (www.scopetronics.com). Existenanillos adaptadores para acoplar el ocular amuchas cámaras del mercado.

Figura 37. Adaptador universal paracámaras compactas digitales (tambiénválido para pequeñas cámaras de vídeo).Se pueden realizar movimientos de ajusteen los tres ejes del espacio pararealizar una precisa alineación óptica.

Foto J.C. Casado.

Como las cámaras compactas a diferencia delas DSLR no poseen espejo pivotante, lavibración producida al realizar la exposiciónes mínima, aunque siempre se debe utilizar uncable disparador o el sistema de retardo dedisparo.

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Un problema común a estas cámaras es el «lag»,o diferencia de tiempo entre el momento enque se pulsa el botón de disparo y el instanteen que se abre el obturador para exponer elsensor a la luz. Aunque este retardo espequeño, puede captar instantes diferentesen sucesos dinámicos (eclipses, puestas deSol, etc) con respecto a lo que se ve, asícomo afectar al enfoque, ya que el mecanismode autofoco -si se utiliza- necesita un pequeñolapso de tiempo para realizar su tarea.

5.3. Fotografía HDRI

En el Apartado 3 se ha hablado del rangodinámico, exponiéndose que en determinadasocasiones el rango dinámico de la escena superaal de la cámara, siendo ésta incapaz de captartodo el rango de luminosidades existentes.

Sin embargo, se puede realizar secuencias deexposiciones («bracketing») ajustando lailuminación «correcta», por ejemplo, parasombras, tonos medios y altas luces. Paraello la cámara debe permanecer inmóvil en unsoporte rígido (trípode). Posteriormente lasimágenes obtenidas pueden combinarse consoftware en el ordenador. Son técnicas queglobalmente se les denomina HDRI (High DynamicRange Imaging).

En determinados fenómenos naturales yastronómicos, la escena a captar puede abarcarun rango dinámico mucho mayor que ensituaciones convencionales (figura 38). Porejemplo, durante un eclipse total de Sol lacorona muestra una gama de luminosidades entrelas zonas más claras y las más oscuras deunas 20.000 veces o más de 14 diafragmas.Objetos del firmamento, como ciertas nebulosas

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o galaxias, pueden mostrar asimismo un ampliorango dinámico.

Figura 38. Ejemplo de obtención de una imagenHDR. En este caso, se han utilizado tresfotografías con diferentes exposiciones quese han combinado posteriormente mediantesoftware específico. Salida de luna sobre laisla de Gran Canaria. Fotos y procesado J.C.

Casado, © www.starryearth.com.

Las imágenes digitales HDR necesitan un númerode bits por canal de color mayor que lasconvencionales, utilizándose 32 bits/canal.El software realiza lo que se conoce comomapa tonal, de manera que se puedan visualizaradecuadamente las imágenes HDR en dispositivoscomo monitores, impresoras o proyectores, alconvertirse a espacios de colores menores.

Existe software específico para realizarimágenes HDR como:

- Photomatix (comercial, para Windows yMacintosh), en http://www.hdrsoft.com

- easyHDR (comercial, para Windows), enhttp://www.easyhdr.com

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- Picturenaut (gratis, para Windows), enhttp://www.picturenaut.de

- Zero Noise (gratis, para Windows), enhttp://www.guillermoluijk.com/software/zeronoise/index.htm

- DRIMaker (gratis, para Macintosh), enhttp://www.drimaker.com

- A partir de la versión CS2 de AdobePhotoshop se dispone de una herramientapara realizar imágenes HDR mediantesecuencias de imágenes con diferentesexposiciones.

Además con programas de procesado de imagenque permiten capas y máscaras se puedenrealizar manualmente imágenes HDR, haciendotransparentes aquellas zonas de la imagen queno contengan información (negras absolutas osaturadas) (véase apartado direcciones deInternet 7.3).

6 - Procesado de imagen

Para las imágenes del tipo II (trazosestelares), además de restarse los darks, debensumarse todas las imágenes individuales paraconseguir los trazos. Incluso es posibleobtener una animación de gran interés didácticaque mostrará el movimiento celeste y loscambios de luz y color. Para ello ya existesoftware específico que realiza esta tareaautomáticamente (ver apartado 7, Direccionesde Internet). Posteriormente al igual que lasimágenes del tipo I, pueden realizarse ajustesen la imagen.

Para realizar el procesado con software deedición de imágenes se ha de tener cuenta quesiempre que sea posible deben restarse los

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darks promediados (si se han obtenido), para«limpiar» la imagen de ruido. A esta fase sele llama preprocesado. Posteriormente lasimágenes se procesan para obtener el resultadofinal, como veremos a continuación.

Procesado digital básico

Estas notas introducen al procesado digitalde imágenes astronómicas como campos estelaresy cielo nocturno en general.

Aunque las herramientas empleadas hacenreferencia al programa Photoshop, suaplicabilidad es válida a cualquier programageneral de edición digital de imágenes, dadoque las instrucciones son de ámbito universal.

Introducción. Para familiarizarse esconveniente trabajar con imágenes pequeñas,pero que permitan observar con detalle losresultados de los diferentes procesos. Segúnla resolución de la pantalla pueden ser delorden de los 1.280 x 1.024 píxeles (SXGA).Para ver correctamente los resultados siemprese debe visualizar la imagen al 100 %.

Al trabajar con imágenes resulta convenientedejar visible la ventana de información. Estaventana proporciona los valores de intensidad(entre otras cosas) para los componentes rojo,verde y azul que forman la imagen (RGB).Seleccionando la herramienta Cuentagotas esposible cambiar los tamaños de muestra desdeun único píxel hasta áreas cuadradas dediversos tamaños para promediar la lectura delos valores (figura 39).

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Figura 39. El cuentagotas y la ventana deinformación constituyen unas herramientas muyútiles cuando se procesan imágenes. Imagen

J.C. Casado, © www.starryearth.com.

Siempre que se pueda se debe trabajar con lasimágenes a 16 bits/canal, ya que en elprocesado se pierden tonos y pueden aparecerefectos de posterización, visibles en formade bandas que agrupan zonas de tonossemejantes.

Es importante asimismo disponer de un buenmonitor y haberlo calibrado previamente parauna correcta reproducción de la luminosidad yel color de la imagen (Photoshop ya tiene unasistente para la calibración). Un calibradorsencillo, asequible y fiable lo constituye elPantone huey (http://www.microgamma.com/pantone/huey.php), válido para pantallas LCD,de tubo o para ordenadores portátiles. Parala visualización, existen monitores que ofrecenbuena relación calidad-precio como la serieFP de Benq (http://benq.es/products/LCD).

No menos importante es la potencia delordenador y sobre todo la cantidad de memoria

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RAM. Photoshop necesita unas 5 veces lacantidad de memoria del tamaño de imagen.Debe tenerse en cuenta que un porcentaje dela memoria RAM se lo reserva el sistema parasus tareas. En Photoshop puede asignarse lamemoria utilizada por el programa. Las imágenesde alta densidad de color (más bits por canal),así como el empleo de capas aumentan lasdemandas de memoria. Si se supera un límite,se utiliza la memoria virtual, con lo cualuna parte del disco duro actúa como memoriaRAM, lo que permite realizar el proceso perolentamente.

Por último hay que tener en cuenta que todolos procesos que se indican a continuaciónpueden aplicarse también a determinadas zonasde la imagen que pueden seleccionarse concualquiera de las herramientas o métodos queel programa dispone.

Niveles. En fotografía convencional se abarcanzonas que van desde el negro (como una sombramuy oscura) hasta el blanco (zonassobreexpuestas).

De hecho las imágenes astronómicas tales comoconstelaciones son ejemplos ideales para estetipo de procesado (cielo negro y estrellasblancas). Antes de comenzar debe recortarsela imagen si quedan bordes blancos o zonasque han sido escaneadas fuera del fotograma.

La herramienta Niveles proporciona la opciónAuto (Automático), aunque rara vez losresultados son satisfactorios. Por ello debeactuarse manualmente.

Bajo el histograma aparecen tres cursorestriangulares: negro, gris y blanco, que hacen

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referencia, respectivamente, a los píxelesde los tonos negros, grises medios y blancos(figura 40). El blanco es sencillo de manejare indica normalmente cómo aparecerán lasestrellas.

Figura 40. Los niveles en Photoshop.

El negro tiene más dificultad porque en unaimagen astronómica hay muchos píxeles muyoscuros. Además no siempre resultasatisfactorio un cielo completamente negro.El fondo de cielo siempre tiene una iluminaciónde polución luminosa, dispersión atmosféricay partículas de polvo, así como el de laspropias estrellas. Poniendo el cielo negro sepuede ocultar la visibilidad de débiles tonos.

De todas maneras el fondo de cielo debe serneutro o de un color agradable estéticamenteque, por ejemplo, compense los efectos de laposible polución luminosa. Para ello debeactuarse individualmente sobre los histogramasrojo, verde y azul de la imagen. El cursornegro (a la izquierda) se debe llevar al puntodonde comience la curva ascendente delhistograma.

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La imagen resultante, aunque bien equilibradade color puede resultar demasiado oscura. Eneste caso se debe actuar en el canal RGB(todos los colores a la vez) moviendo el cursordel medio (gris), que incide sobre los tonosmedios de la imagen. Si se mueve hacia laizquierda ésta se hará más clara y si selleva a la derecha, se oscurecerá.

Otra técnica para conseguir un fondo agradablees utilizar Niveles. Se hace doble clic en elcuentagotas negro de Niveles y se eligen unosvalores R-G-B (15-25-40) clicando en unazona oscura de fondo de cielo (figura 41). Obien, crear un borde blanco de 10 píxeles, enNiveles hacer doble clic en cuentagotas negro(RGB a 15-25-40) y doble clic en el cuentagotasblanco (RGB a 245-245-245), después clicar enAuto, lo que producirá un fondo azul oscuroestético. También puede obtenerse por unosvalores neutrales de los canales RGB, porejemplo, 25, 25, 25.

Figura 41. 1, haciendo doble clic en elcuentagotas negro de Niveles, se eligen losvalores RGB para el fondo en la ventanaemergente (2) y se cliquea en la zona

correspondiente de la imagen (3).

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El cursor blanco (que representa las altasluces o píxeles saturados), situado a laderecha, debe situarse igualmente al comienzodel histograma. Como esta redistribución delhistograma afecta a los tonos medios, debeajustarse visualmente el cursor gris paraobtener una imagen en la que el fondo decielo no sea totalmente negro, pero que tampocoresulte claro.

Contraste. También se puede utilizar elhistograma RGB para ajustar el contraste dela imagen. Para aumentar el contraste se debemover el cursor de blancos (el triángulo dela derecha) y llevarlo hacia la izquierda. Dehecho podría incrementarse el contrastellevando el cursor negro hacia la derecha yel blanco hacia la izquierda, de manera quese produjera una compresión del rango tonalde la imagen (pérdida de la gama de grises).Pero, como se ha visto, el negro ya ha sidocorregido en un paso anterior.

Corrección de color. Aunque una imagenpresente un buen equilibrio de color, puedeser no ser de nuestro agrado. Se puede ajustarel color actuando sobre los canalesindividuales (RGB).Por ejemplo, si la imagen aparece verdosa,seleccionamos el canal verde del histograma ymoveremos el cursor central hacia la derecha.Esto reducirá el verde, haciendo que la imagensea más magenta.

Un procedimiento más objetivo es utilizar lainformación de los canales RGB proporcionadapor el cuentagotas en una zona de fondo decielo (sin nebulosidades y sin estrellas).Una imagen neutral debería presentar una

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lectura equilibrada en los tres canales RGB.Si un valor es mayor que otro, o menor, debeactuarse sobre el canal compensándolo. Porejemplo, tenemos una imagen que muestra valoresmayores en el canal R, por lo que se actuaráen el histograma de este canal moviendo elcursor central (gris) hacia la derecha(oscurecer).

La clave de todo este proceso es laexperimentación y la experiencia.

Curvas. Es una herramienta muy potente quepermite un control fino en cualquier zona delhistograma (figura 42). Modificando la formade la curva, alteramos los valores de píxelescorrespondientes a determinadas zonas(oscuras, medias o claras), de manera que esposible actuar con mayor precisión e intensidadque con la herramienta Niveles (figura 43).La herramienta Curvas también permite operarpor canal, de manera que se puede corregircon mayor precisión el color.

Figura 42. Las curvas en Photoshop.

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Figura 43. Utilización de laherramienta Curvas. Arriba, imagenoriginal. 1, aclarar. 2, oscurecer.3, aumentar contraste. 4, disminuircontraste. Imagen original

J.C.Casado , © www.starryearth.com.

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Saturación de color. Una vez se hayan hecholos ajustes anteriores puede resultar que laimagen quede un poco «apagada». Para remediaresto se hará uso del ajuste Tono/Saturación(menú Imagen>Ajustes> Tono/Saturación). Noconviene abusar de la saturación. Debeemplearse un valor de incremento entre el 15y 25 por ciento.

También se puede utilizar cualquiera de lasnumerosas herramientas de selección delprograma para procesar solo una parte de laimagen.

Máscara de enfoque. El último paso en elprocesado básico de imágenes es incrementarel detalle y la nitidez de la imagen. Paraello se hará uso de los filtros llamados de«enfoque» (menú Filtro>Enfocar>).

El más adecuado, por su capacidad de controlsobre los efectos en la imagen, es laherramienta Máscara de enfoque.

Una vez seleccionada aparece un cuadro deprevisualización que muestra los parámetrosque afectan a la imagen. Es conveniente situaruna zona representativa en la ventana y operarsobre los parámetros hasta que se obtenga lamejor visualización (figura 44).

Figura 44. La herramientaMáscara de Enfoque enPhotoshop.

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Estos valores dependen del nivel de detallecaptado en la imagen y de la resolución ytamaño de archivo de ésta. Como en todoprocesado digital no es recomendablesobreprocesar o exagerar los valores, pueslos resultados que producen son antiestéticosy artificiales, pudiendo aparecer artefactos

de imagen.

7.1. Cámaras digitales

Análisis de cámaras digitales: http://www.letsgodigital.org/es

7.2. Efemérides e informaciónobservacional

- Unidades Didácticas (formato PDF) Elcielo nocturno, Lluvias de estrellas,etc: http://www.astroaula.net

- Stellarium (gratuito) . Excelentesimulador realista del cielo (interfazmultidioma, en español): http://www.stellarium.org

- Planisferios celestes mensuales decalidad (formato PDF, en inglés), coninformación sobre objetos y fenómenosvisibles: http://www.skymaps.com

7 - Direcciones de Internet

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- Predicciones para la observación desatélites artificiales (ISS o Iridium)(inglés). Se debe indicar la posicióngeográfica (coordenadas o mapa): http://www.heavens-above.com

- Web de la revista mensual Astronomía(efemérides y observaciones): http://www.astronomia-e.com

- Revista Sky and telescope (inglés):http://www.skyandtelescope.com(sección «Observing»): informaciónactualizada y gráfica sobre eclipses,cometas visibles, lluvias de meteoros,conjunciones, etc.

7.3. Procesado de imagen

- Startrails (gratuito, inglés o alemán).Programa de suma de imágenes automáticopara obtener trazos estelares: http:// w w w . s t a r t r a i l s . d e / h t m l /software.html

- Paint.net (gratuito, español). Programade edición de imágenes sencillo y debuena calidad: http://www.getpaint.net

- Curso on-line de iniciación aPhotoshop (español): http://www.aulaclic.es/photoshopcs3/index.htm

- Información y tutoriales sobreastrofotografía (inglés): http://www.astropix.com

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- Técnica HDRI con Photoshop (inglés):http://www.erik-krause.de/blending/index.htm

7.4. Galerías de imágenes y foros dediscusión

- Portal de imágenes astronómicas (español):http://www.tierrayestrellas.com

- Astrofotografías de gran campo, proyectoTWAN (inglés): http://www.twanight.org

- Foro sobre astrofotografía (español):http://www.fotografiaastronomica.com

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Índice general

OBJETIVOS ......................... 4

INTRODUCCIÓN ...................... 5

1 - Astrofotografía............... 5

1.1. Evolución histórica de la

Astrofotografía .................... 6

2 - El proceso astrofotográfico .. 14

3 - Fundamentos de Imagen ....... 203.1. Obtención del color ........... 25

4 - Cámaras digitales ........... 334.1. Tipos de cámaras digitales ... 334.2. Funcionamiento................. 344.3. Formatos de archivo de imagen 444.4. Conceptos de imagen digital .... 46

4.5. Artefactos. .................... 54

5 - Cámaras compactas digitales y

accesorios ..................... 575.1. Astrofotografía con cámara

sola ............................... 64

5.2. Astrofotografía con óptica

auxiliar........................... 73

5.3. Fotografía HDRI ............... 80

6 - Procesado de imagen ......... 82

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7 - Direcciones de Internet ..... 92

7.1. Cámaras digitales ............. 92

7.2. Efemérides e información

observacional ..................... 92

7.3. Procesado de imagen ........... 93

7.4. Galerías de imágenes y foros de

discusión ......................... 94

unidad didáctica astrofotografía (pdf, 1mb)

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