La noche del 28 de diciembre del año pasado saqué mucha información de todas las imágenes que capturé. Una serie de tomas iba destinada a estudiar la respuesta espectral de la canon 6D y su aplicación a la captura de espectros.
Las imágenes fueron tomadas con el objetivo Takumar 200mm f4 y el SA100 colocado delante del objetivo.
La serie se compuso de tomas del mismo objeto, en este caso Vega (su espectro), variando el balance de blancos en cada toma. Los colores de las fotos se ven influido por el balance de blanco que le ponemos a la cámara y ese era el propósito de este experimento. Por otro lado saqué la serie en raw sin ningún tratamiento de balance de blancos.
Los programas utilizados han sido DSS (apilado), MaximDL (paso a fit 32 bits) y BASS (análisis de espectros).
Las tomas raw fueron apiladas en DSS para obtener una imagen resultante más limpia y con mayor señal.
La imagen del campo fotografiado es la siguiente:
La imagen fue tratada sin darks ni flats, tarea pendiente para las siguientes salidas, el objetivo 200mm viñetea muy poco o casi nada con el SA100 delante. Otros objetivos de menos focal si muestran el lógico viñeteo por cerrar tanto el objetivo.
Con 7 tomas de 30 segundos se aprecian bastantes espectros, ésto facilita encontrar siempre una estrella de tipo espectral A0 para calibrar los espectros. En cualquier caso en una imagen del tamaño de la canon 6D se pueden obtener decenas de espectros.
En Astronomy.net me resuelve la imagen dándome un campo de 10.3x6.88 grados a 6.74 arcsec/pixel.
Observando estrellas y espectros se puede concluir que se tiene señal para estudiar espectros de estrellas de la magnitud 6.5 apilando solo siete tomas de 30 segundos. Para conseguir ésto necesitamos forzosamente unos cielos buenísimos como los de la Sierra Norte de Sevilla. Apilando más tomas y más tiempo de exposición se podrá llegar a magnitudes más altas. En esa misma noche estuve apilando tomas de hasta dos minutos (que mostraré en próximas entradas).
El análisis del espectro para los diferentes balances de blanco se realizaron sobre las tomas jpg. Aquí hay un ejemplo del modo fluorescente (ya pasado a escala de grises).
Por otro lado tenemos el apliado de tomas raw.
A primera vista se observa que la imagen jpg es mucho más ruidosa que el apilado raw, pero por otra parte estamos comparando una imagen individual frente a un apilado de siete imágenes.
Llegamos al programa BASS para analizar los espectros, pero antes de todo, la imagen que sale de DSS puede obtenerse en formato tiff o fit. Éste último es el que buscamos para BASS. Por desgracia la imagen que sale directamente de DSS no la puede leer BASS, de ahí que necesite abrirla en MaximDl y volverla a grabar en formato fit a 32 bits (mejor que a 16 bits).
Ya con todas las imágenes en el programa pasamos a alinear perfectamente las imágenes y a girarlas individualmente para que todas estén perfectamente alineadas. Solo entonces empezamos a proceder a realizar la calibración de las imágenes.
Como es una estrella A0 se ve claramente las lineas de Balmer del Hidrógeno, que nos servirán para calibrar nuestros espectros. Usamos también el orden cero (la estrella en la imagen) que marca el origen de la escala.
Lo mejor de esta configuración es que la resolución alcanzada es superior a la que he podido obtener con el filtro SA100 delante de la ccd. Mientras en las mejores situaciones llegué a los 4 nm/pixel en esta configuración se llega a los 3,2 nm/pixel con muchísimo menos equipo. La contrapartida es la escasa luz que le llega al sensor. Este problema es solucionable y espero darle una solución apropiada en un futuro cercano.
Los diferenetes espectros que se obtuvieron para los distintos balances de blancos se diferencian ligeramente entre si. Aquí tenemos los espectros de Vega.
Es decir que según el balance de blancos se captura una imagen diferente del mismo objeto (este detalle lo sabiamos de antemano cualquiera que haga algo de fotografía). La importancia es que si queremos sacar un resultado científico no podemos depender de que balance de blancos cogemos. El espectro en formato raw (se supone que es el intrínseco del sensor) se separa de los jpg en buena parte del rango espectral. Así podemos ver como el balance de blancos tungsteno y fluorescente atenuan los tonos amarillentos rojizos de la imagen, mientras el raw es más eficaz en ese rango. Me llama la atención como en los tonos azulados las tomas raw están por debajo de las jpg. Las gráficas están escaladas al máximo de la curva.
Pero vamos a lo que vamos, con el espectro obtenido podemos obtener la respuesta espectral de nuestro sensor simplemente dividiendo nuestro espectro por el espectro real de una estrella A0. Este espectro está guardado en el programa BASS, por lo que solo necesitamos realizar la operación en el programa.
Las diferentes respuestas espectrales quedaron de la siguiente manera.
Esas curvas representan la sensibilidad de nuestro sensor en todo el rango espectral. Los picos se pueden obviar. Con estas curvas se puede sacar un polinomio que representa el comportamiento del continuo y refleja mejor el comportamiento en líneas generales. En la imagen aparece el espectro real de una estrella A0 sobre la que se ha calculado la respuesta espectral.
Como he dicho antes, si cogemos un polinomio de grado 50 (lo máximo que permite el programa) podremos obtener una curva suave que representa la respuesta espectral de nuestro sensor y que necesitaremos para intentar mostrar el espectro real de una estrella que obtengamos.
El formato raw es más sensible en buena parte del espectro, por lo que sumado a la menor pérdida de información frente al formato jpg debería ser la elección normal a la hora de capturar imágenes astronómicas con alguna intención científica.
Cada cámara tiene su propia respuesta espectral, por lo que saber su respuesta es necesario para obtener espectros "realistas" de los objetos que estudiamos. Ya un siguiente paso será analizar la ingente cantidad de espectros que he acumulado en una única noche.
