. google.com, pub-4180151354794581, DIRECT, f08c47fec0942fa0 . SEEING y FWHM AstronomiaPractica.com

SEEING y FWHM

ALGO SOBRE lA DEFINICIÓN DE SEEING

El SEEING (calidad de visión o visibilidad astronómica) es un término en inglés y utilizado en astronomía para referirse al efecto distorsionador de la atmósfera sobre las imágenes recibidas de objetos astronómicos. 

El SEEING está causado por turbulencias atmosféricas produciendo variaciones de la densidad atmosférica, que deforman el camino óptico recorrido por los rayos de luz, que proceden de objetos exteriores a la atmósfera. 

El SEEING se mide como la mejor resolución angular posible en unas condiciones dadas.  Las mejores condiciones de observación dan un diámetro de Seeing de 0.4 segundos de arco al cuadrado (“arc²) en observatorios situados a gran altitud como en Mauna Kea (Mauna KeaHawái, a 4205 m), o en La Palma (Canarias, España a 2396 m)

En los observatorios situados a baja altura es habitual que el SEEING en su FWHM nunca descienda de 1 “arc² ó incluso que sea superior, dependiendo de la turbulencia local ver TABLA_06  para imágenes de Cielo profundo y su aplicación también para Planetaria

MEJORAR EL SEEING Y FWHM

Y pregunto, en lugar de intentar sacar esos halos que aparecen, por medio de software agresivo que no deja de ser un maquillaje…

¿No sería mejor estudiar, el por qué se obtuvieron? y con ello sacar conclusiones sobre la composición apropiada del Telescopio para esa toma fotográfica, con una resolución en segundos de arco por píxel, de ± 1 / 3 del valor FWHM del Seeing, en ese momento, por tanto resolución ± 3 veces mejor que la del Seeing, en segundos de arco².

Teóricamente debería tender a 2,57 veces. (ver TABLA_01), y su cálculo para una optima resolución, se obtiene en ”arc / px del modo:

  • La propia del telescopio sería: 115,908 / Ø ”arc / px
  • De trabajar con CCD, la fórmula sería: (206265 x ancho píxel de CCD x 10-³) / DF ”arc / px

Siendo (Ø) el diámetro del objetivo en refractores o espejo del telescopio en reflectores y (DF) su distancia focal

Por ejemplo, conociendo la resolución en seg.arc. del Telescopio para esa composición utilizada, comparándola con la FWHM del Seeing en ese momento y la altura el objeto sobre el horizonte, por el natural efecto de la refracción, etc., etc., y Seeing variable: según la noche y a que altura del cenit apuntemos tendremos un Seeing u otro, esto afectará al umbral de píxel muerto que necesitemos. 

Lo ideal es fotografiar a los objetos en tránsito, es decir en su posición optima de mínima turbulencia. 

Es mi particular opinión, para averiguar el por qué están esos halos molestos en la original naturalmente y que reflejan una realidad de la captación en ese momento… y que comporta también una precisión equívoca en el seguimiento automático, por tomar una medida de la estrella algo inflada, lo que puede averiguarse con el estudio evolutivo en el tiempo del Centroide, en un guiado por método FFT, (Guiado Subpíxel), verlo en este ejemplo con imágenes:

Estrella centrada: 
Cálculo centro de 3ª fila del centroide 
(25×1 + 80×2 + 80×3 + 25×4) / (25 + 80 + 80 + 25)  =  valor posición 2,50
Estrella con deriva: 
Cálculo centro de la misma fila del centroide
(80×1 + 80×2 + 25×3) / (80 + 80 + 25)  =  valor posición 1,70
El desplazamiento a solucionar:
 
Es la diferencia de las dos posiciones calculadas ( 2,50  – 1,70 = 0,80 ) que corresponden a la situación del centroide en la matriz para ese instante, y está definido en este caso en centésimas de píxel, presentando en el ejemplo un valor de posición 1,70 para ese momento y que hay que solucionar, hasta conseguir otra vez el 2,50 reorientando la montura, lo que se obtiene automáticamente mediante software, consiguiéndose de nuevo el centrado de la estrella, y que utilizamos en el guiado.

RESUMIENDO:  SEEING y FWHM (Full widht at half maximum) )

Llamamos Seeing al valor del FWHM medido en segundos de arco, o dicho de otra manera:

Seeing es el tamaño angular de una estrella en segundos de arco, en el punto FWHM, que es el ancho (abcisa) en la altura media (ordenada) de la curva de Gauss, obtenida para la luminosidad, de cualquier estrella.

Por tanto Seeing es el FWHM en ese punto y momento.

El FWHM de todas las estrellas de una misma imagen tomadas en un mismo momento es siempre el mismo FWHM = 0,98 l  /  rº   siendo rº = 14,9 en el período 1994 a 1998, y como referencia de 10 cm2 y a l = 500 nm  para  l = 1″arc (seg.de arc.)

FWHM y estrellas de Ø diferentes

Diciéndolo de otro modo, en un momento dado, el Seeing en su punto FWHM (es decir en la mitad de la curva de Gauss de su flujo), será siempre igual para cualquier estrella, es decir si obtenemos en ese punto de observación un FWHM de p.e. 1,5 ”arc2, ese será el Seeing de ese momento, para todo el campo observable y cualquier tamaño de las estrellas, captado por la Cámara CCD y calidad de ese Telescopio. 

El conocimiento del Seeing tiene gran importancia, para la configuración del Telescopio a conseguir para cada grabación y momento, porque de nada sirve conseguir una configuración de p.e. 0,38 ”arc / px, si la atmósfera p.e. debido a su turbulencia, altura sobre horizonte, etc., aporta un Seeing (FWHM) de p.e.  ± 3,27 ”arc., ya que los detalles a observar deberán estar por debajo de esos 3,27 ”arc. y con la configuración que permita conseguir una resolución de 3,27 / 2,57 = 1,27 ”arc / px, tampoco los captaremos.

Y esos 1,27 ”arc / px, están bastante lejos de la resolución óptima de 0,38 ”arc / px, como mínimo, para captar esos detalles. Por eso la importancia de conocer el valor del Seeing, para poder observar con la tranquilidad de que captaremos todos los detalles, por ejemplo en Planetaria.
  • DIMM  –  Differential Image Motion Monitor –

El método DIMM, requiere un equipo y un programario, que centros como el IAC utilizan para tareas de site-testing, no para medidas puntuales, ya que los resultados que aporta tienen un valor de interés estadístico, no puntual. 

COMO MEJORAR LA RSR

Espero haber aclarado un poco ese complejo aporte para el Seeing, porque al variar el momento de la observación y aunque sea una simple hora el valor del Seeing ya varia, pero será indispensable ese aporte para conocer la resolución, que hemos de obtener con el Telescopio, aplicando Barlow, Reductora de focal o incluso métodos como el de Proyección de Ocular, etc., para obtener generalmente unas ± 3 veces mejor en ese momento de la observación, por ejemplo con Seeing de ± 1,30 ”arc llegar a resolución de ± 0,43 ”arc / px o mejor, habida cuenta del tamaño del píxel de la CCD, hablando de captaciones de planetaria, ya que para cielo profundo estaría sobre ± 1,76 ”arc / px…

—   Ejemplo para una captación de planetaria,

  • Con un Telescopio de 203,2 mm Ø ( un 8” ) a F10,
  • más una CCD con píxel de 3,75 mm,
  • y un Seeing de 7,5 / 10,
  • obtendríamos:  una FWHM = 1,14 ”arc2, debiendo conseguir para la óptima captación, una Resolución de  ± 0,38 ”arc / px  —
Ejemplo FWHM en una noche concreta

Aportar para cada valor de las imágenes sobre calidad de las estrellas observadas, la FWHM de cada una de las escalas orientativas en la escala de Pickering del 1 a 10, que en principio es óptica, y pasarlo a valores obtenidos con las CCD, lo que facilitará enormemente el conseguir la composición idónea de nuestro equipamiento, ver al respecto

TABLA_01, para ver un desarrollo práctico.

COMO REGLA GENERAL conseguir una resolución del Telescopio y que permita:

  • Trabajar como máximo a  ±  0,5 ”arc / px, para imágenes de planetaria
  • y a  ± 2,0 ”arc / px, para las imágenes de cielo profundo

Indispensable también conocer la   magnitud en arc.seg (”arc). del Fondo del cielo  que será la magnitud por brillo del cuadrado observado de un arc.seg  ( 1 “arc ). de lado, por ejemplo una noche buena para la observación nos aportará una magnitud de ± 17,8 arc.seg2  lo que nos ayudará mediante la relación señal ruido SNR, la magnitud conseguible.

  • Franja horaria, por consiguiente y del estudio de la curva obtenida en el “ejemplo FWHM” adjunto, se puede deducir que la mejor franja horaria para observar de noche, está comprendida de las 02:00h a las 05:30h

Veamos el planteo en el que estamos implicados Ramón Naves, José Luis Lamadrid, más yo mismo José Mª Piña “JMP” personalmente, como impulsores del Tema, con la ayuda conceptual en principio de Damian Peach, Ignacio de la Cueva y Daniel Verschaste, siguiendo  los siguientes principios::

  1. Está claro que dependiendo de la “característica de cielo”, veremos mejor o peor un Objeto, resaltando y permitiendo grabar más o menos sus detalles
  2. Característica, que nos hará actuar en principio, con una u otra configuración del Telescopio al que hemos situado una CCD
  3. Y por último para “escanear” con la cámara CCD ese Objeto, obtener la resolución más apropiada en segundos de arco por píxel ( ”arc / px ), conseguida con la composición y elementos añadidos del Telescopio, será indispensable

Por tanto, efectuando el planteo al revés, si con un sistema sencillo como pueden ser las imágenes de Damián Peach efectuadas por software y por tanto no reales, las conseguimos obtener reales, lo que tendremos es la magnitud “segundos de arco al cuadrado” necesaria en ese momento, lo que simplemente dividiendo por ± 3 nos indicará la resolución por píxel en “segundos de arco”, que deberemos conseguir en ese momento y Objeto a observar, configurando nuestro equipamiento.

Ramón Naves, utiliza este sistema diariamente, p.e., para captar los Cometas y yo personalmente, unos días trabajo a F30 y otros hasta F10 dependiendo de lo que desee estudiar y dependiendo del Seeing en su punto FWHM, lo que es una línea metódica a seguir de trabajo.   Por tanto cuando tengamos las 10 imágenes ( ver al efecto el desarrollo del estudio, en la pestaña “BD” de la TABLA_06 ) para conseguir la configuración de Telescopio apropiada para ese momento y Objeto a observar.

Cuando lo tengamos terminado el estudio de Seeing (José Luis Lamadrid indica tardará ± 10 meses por razones de su aplicación para otra importante y profesional cuestión y yo José Mª Piña personalmente ± 3 meses actuando sobre “ALTAIR 53 a Aql”, “Fondo de Cielo”, etc. ), las brindaremos a todos para su uso orientando, práctico y rápido.

Por tanto si tuvieses tiempo de efectuar unas 10 captaciones simples de “ALTAIR 53 a Aql” o cualquier objeto de difícil captación en el Cielo profundo,  y por tanto con diferentes calidades climáticas, anotándolas a priori y me las remites, por e-mail (representa unos 15 min. por día solamente), obtendríamos la muestra con más valores en píxeles, que una vez tabulados y elaborados convenientemente me proporcionarán, los “segundos de arco” de cada una de las imágenes y por ende su ubicación del 1º al 10º de la escala de Pickering,

Si te interesa colaborar, antes te indico unas ciertas premisas de trabajo, para que en todas tengamos el mismo procedimiento, Indicando para cada trabajo:

  1. Ø y DF del Telescopio
  2. Tamaño en µm del píxel de la CCD utilizada
  3. Resolución obtenida: 
  4. Teórica, Real y FWHM
  5. Magnitudes obtenidas en:
  6. Box 10 x 10
  7. Fondo de Cielo
  8. INT empleado en segundos
  9. Objeto captado
  10. Fecha
  11. Nombre del Autor

Naturalmente en el desarrollo del Tema, constarán los nombres de los Colaboradores

Ya comentarás y muy agradecido por interesarte en el Tema., viendo como ejemplo la base de datos “BD” pestaña de la TABLA_06 indicada en este Tema, donde ya constan las aportaciones recibidas

ESCALAS PARA EVALUAR CONDICIONES DE LA ATMÓSFERA

Existe una serie de factores que pueden afectar, de diverso modo, tanto positiva como negativamente, la observación astronómica.

Uno de los más importantes es la atmósfera de la Tierra, la cual y además, está dominada por otra serie de factores que determinan su transparencia, estabilidad y la calidad de la visibilidad, que percibirá el observador localizado bajo su manto protector.

En diferentes momentos o a distintas elevaciones sobre el horizonte, un mismo objeto astronómico puede presentar apariencias totalmente dispares (e incluso no verse por completo) dependiendo de las condiciones que caractericen ese medio gaseoso.

Para evaluar las condiciones de la atmósfera al momento de llevar a cabo una actividad de observación, los astrónomos aficionados usualmente emplean ciertas escalas valorativas que han sido diseñadas para dicho propósito.

Además de las condiciones meteorológicas, la visibilidad se ve influida frecuentemente de modo notable, por la topografía local, y por tanto deberemos desestimar para la observación.

PICKERING

Existe una escala subjetiva del 1 al 10 en la que los aficionados ha registrado las condiciones cualitativas de visibilidad atmosférica “Seeing”, valorándolo en segundos de arco mediante el sistema del FWHM, con el 1 como desesperanzado y el 10 como perfecto.

La idea sobre que es lo que significa cada número es muy variada.

Referentes de discos de Airy según enfoques

Con el interés de uniformizar se presenta a continuación la escala descrita por William H. Pickering (1858-1938) del Observatorio de Harvard.

Pickering usó un refractor de 12.5 centímetros.

Sus comentarios sobre sus discos de Airy y anillo de difracción tuvieron que ser modificados para instrumentos mayores o menores, pero son un punto de arranque:

MUY POBRE

La imagen de la estrella es generalmente del doble del diámetro del tercer anillo de difracción si este puede verse; imagen estelar de 13″ de diámetro.

POBRE

La imagen ocasionalmente es del doble del diámetro del tercer anillo (13″).

TIENDE A POBRE

La imagen es de cerca del diámetro del tercer anillo (6.7″) y más brillante en el centro.

POBRE A JUSTO

El disco central de difracción de Airy es a menudo visible; A menudo se ven en las estrellas brillantes arcos de anillos de difracción.

JUSTO

El disco de Airy es siempre visible; en las estrellas brillantes se ven frecuentemente arcos.

JUSTO A BUENO

El disco de Airy es visible siempre; constantemente se ven arcos cortos.

BUENO

Disco nítido definido algunas veces; anillos de difracción vistos como arcos largos o círculos completos.

BUENO A EXCELENTE

Disco siempre nítidamente definido; anillos vistos como arcos largos o círculos completos, pero siempre en movimiento.

EXCELENTE

El anillo interno de difracción es estacionario. Anillo exteriores momentáneamente estacionarios.

En esta escala, se considera en principio, los valores SEEING (XX/10)

1 a 3muy malo
4 a 5pobre
6 a 7bueno
8 a 10de bueno a excelente

La definitiva resolución supeditada al diámetro ( Ø ) de nuestro Telescopio y píxeles de la CCD, la obtendremos en el enlace  TABLA_06 situando en la misma el Seeing, que tengamos en ese momento de la observación, obteniendo los referentes para una resolución recomendada y otros de interés, que nos facilitarán la composición de nuestro Telescopio, con o sin Barlow o Reductora de focal, etc., etc..

En esta misma tabla y en su pestaña “BD”, el desarrollo del estudio, que nos ha servido de pauta para la configuración de esta nuestra TABLA_06, para observaciones de cielo profundo y con su factor corrector, para las de planetaria..

En la tabla se obtienen para cada unidad Seeing del 1 al 10, según la escala de Pickering, los valores aproximados en segundos de arco2 ( ”arc2  )  del FWHM, más la resolución en arc.seg. por píxel ( ”arc / px ) a la que debe tender la configuración del equipo, para una captación u observación óptima..   ( Ver estudio conseguido en pestaña “BD” de esta tabla, con el factor regulador para imágenes de planetaria )

Y en base a experiencias poder conseguir, para una composición de Telescopio más su cámara CCD, los segundo de arco por píxel ( ”arc / px ) de resolución, necesarios poder obtener la imagen observada, con el máximo de detalles, meta a la que todos deseamos alcanzar, y por referencias complementarias a lo que ampliamente hemos tratado, entrar también en la TABLA_01 en donde encontraremos lo necesario para conseguir esa configuración apropiada.

BORTLE

En febrero / 2001, por tanto la clasificación más reciente sobre calidad del cielo y con ello posibilidad de ver y poder observar, John E. Bortle ideó esta escala apropiada en cierto modo a las circunstancias actuales, en las que la “Contaminación Lumínica” está en todas las ciudades.

TítuloColorMagnitud límite a simple vistaDescripción

Ubicación con cielo oscuro excelente
negro7.6 – 8.0Luz zodiacalgegenschein, y banda zodiacal visibles; M33 visible a simple vista sin problemas; las regiones de la Vía Láctea de las constelaciones de Escorpión y Sagitario proyectan sombras en el suelo; Júpiter) y Venus) afectan a la adaptación a la oscuridad del ojo; imposible ver los alrededores.

Ubicación con cielo oscuro típica
gris  7.1 – 7.5M33 visible a simple vista; Vía Láctea de verano muy compleja; luz zodiacal amarillenta y proyectando sombras al alba y al crepúsculo; nubes únicamente visibles cómo zonas oscuras sin estrellas; alrededores visibles débilmente recortados contra el cielo; muchos cúmulos globulares del Catálogo Messier aún visibles a simple vista.

Cielo rural
azul 6.6 – 7.0Algo de contaminación lumínica visible en el horizonte, dónde las nubes aparecen iluminadas; siguen apareciendo oscuras en la parte superior del cielo; la Vía Láctea sigue apareciendo compleja; M15M4M5M22 visibles a simple vista; M33 fácil de ver con visión desviada; luz zodiacal impresionante en primavera y otoño y aún puede apreciarse su color, alrededores difíciles de ver.

Transición entre cielo rural y periurbano
amarillo verdoso6.1 – 6.5Varias cúpulas de polución lumínica visibles en varias direcciones sobre el horizonte; luz zodiacal aún visible, pero no tan impresionante, llegando hasta el cénit en primavera. La Vía Láctea sigue siendo espectacular, pero empieza a perder detalles. M33 difícil de ver incluso con visión desviada y sólo a >55° de altura. Las nubes se ven cómo en el caso anterior, y es fácil ver los alrededores, incluso en la distancia.

Cielo periurbano
naranja5.6 – 6.0Luz zodiacal sólo débilmente visible y en las mejores noches de primavera y otoño; la Vía Láctea aparece muy débil ó invisible cerca del horizonte y en su punto más alto aparece débil; fuentes de luz visibles en todas ó casi todas las direcciones; las nubes aparecen considerablemente más brillantes que el cielo

Cielo periurbano brillante
rojo 5.1 – 5.5Luz zodiacal invisible. Vía Láctea sólo visible en el cénit; el cielo hasta una altura de 35° del horizonte aparece gris blanquecino; las nubes aparecen brillantes en cualquier parte del cielo. M33 sólo visible con al menos binoculares, y Andrómeda débilmente visible a simple vista.

Transición entre cielo periurbano y urbano
rojo5.0 Todo el cielo tiene un tono gris blanquecino, y pueden apreciarse fuentes de luz en todas direcciones. Vía Láctea invisible; la Galaxia de Andrómeda y el Pesebre pueden verse aunque mal a simple vista; incluso con telescopios de apertura moderada, los objetos Messier más brillantes aparecen únicamente cómo sombras de lo que son en lugares mucho mejores

Cielo urbano
blanco 4.5 El cielo brilla blanco ó naranja, y su luz permite leer; sólo los observadores experimentados pueden ver la Galaxia de Andrómeda y el Pesebre en noches propicias; incluso al telescopio sólo pueden verse objetos Messier brillantes; las estrellas que forman asterismos familiares de las constelaciones pueden ser invisibles ó en el mejor de los casos débilmente visibles

Cielo de centro de ciudad.
blanco4.0 El cielo brilla intensamente y muchas estrellas, así cómo constelaciones formadas por estrellas débiles son invisibles; excepto las Pléyades, no hay ningún objeto Messier visible a simple vista; los únicos objetos que pueden verse todavía en condiciones son la Luna, los planetas, unos pocos cúmulos estelares brillantes, y poco más

COMO MEDIR LA CALIDAD DEL “FONDO DEL CIELO”

Es decir, que cuanto menor sea la contaminación lumínica…, más negro será el cielo y con ello mejor podremos fotografiar y grabar los diferentes objetos…, alcanzando mayores distancias y magnitudes ( mv ).

Recomiendo la adquisición de un SQM-L (Sky Quality Meter), cuya finalidad es detectar la calidad del “fondo de cielo” por tanto permite conocer la magnitud visual ( mv ), en ese momento, medida en seg.arc2 ( “arc2 ), lo que nos permitirá aportarlo en nuestra TABLA_01, para conseguir la mejor configuración del equipamiento.

Además la temperatura del lugar en ºC, siendo su coste en el 2017 de ± 149,00 €

Aparte de la medición de la claridad del firmamento para la observación astronómica, el SQM-L tiene muchas más aplicaciones.  Por ejemplo, para seguir el desarrollo de la contaminación lumínica en un lugar y con el paso del tiempo.

DONDE OBSERVAR. LUGARES CON DIFICULTAD

  1. Hondonadas estrechas
  2. Laderas de montañas
  3. Cimas de alturas aisladas
  4. Y de forma general, en donde la configuración del terreno favorece el flujo ascendente o descendente del aire, la observación se ve siempre dificultada, especialmente para Estrellas dobles, que requieren la apreciación de distancias angulares muy reducidas.
  5. Otro tanto puede decirse de los terrenos húmedos, que favorecen rápidas evaporaciones o la formación de capas de niebla
  6. Así también los lugares próximos a alguna fuente importante de calor natural o artificial, que produciría rápidos movimientos ascensiones del aire, aumentando su turbulencia.

LUGARES ACONSEJADOS

De todo ello se deduce que los lugares más adecuados para la observación, son:

  1. Los moderadamente arbolados,
  2. Recubiertos de vegetación baja, césped al que se ha regado previamente
  3. De terreno suelto, preferiblemente arenoso.

Todavía mejoresaunque difícilmente accesibles,

  1. Ciertas regiones de alta montaña,
  2. Internas de grandes desiertos.  

Cuando pasa un avión a reacción y aparecen:  “Estelas de Condensación”, son el pronóstico de cambios de tiempo

  • No deja ninguna estela, o ésta desaparece con rapidez Es un pronóstico de buen tiempo, Indica que la atmósfera está muy estable, tendiendo a seco.
  • Pero si la estela persiste mucho tiempo: Esto podría significar que se acerca tiempo revuelto o tormentoso “en unas ± 5 horas”. Quiere decir que el avión está pasando por una capa aire bastante húmedo. Sobre todo si hay muchas estelas producidas por los motores de aviones y nubes tipo cirros, que son esas nubes muy altas, delgaditas y muy blancas que parecen “sábanas” algodonosas muy finas y que están a veces hechas jirones

PRACTICA CASETA “DOMO” PARA SALIDAS DE OBSERVACIÓN

Evidentemente una de las preocupaciones de todos, es disponer de una protección contra las diversas inclemencias climáticas puntuales, tanto en una terraza o patio, como en nuestras salidas Star Party…..

DOMO PORTABLE

Navegando por Internet, he encontrado esta imagen de un DOMO cuya comprensión, solución y utilidad, saltan a la vista y que podemos confeccionar en breve tiempo con simples tubos roscados en sus extremos a diversas “T” también roscadas, que amparan a los tubos superiores, etc., etc., y todo ello ensamblado en poquísimo tiempo, y luego cubriéndolo y sujetándolo con el conveniente plástico oscuro y resistente, aportándonos un domo francamente interesante, que nos privará de las inclemencias meteorológicas, como viento, lluvia, etc..Ver la imagen para intuir como confeccionarla y con un poco de paciencia, más cierta habilidad…, que obviamente no nos falta en este nuestro hobby, se monta y desmonta, conservando todo el conjunto en una bolsa diseñada a propósito, que cabe en cualquier maletero.

Naturalmente mi felicitación al  observatoriowillkawara@gmail.com, que tuvo la feliz idea, quedando a disposición de a quien pueda interesar, para solicitar su adquisición.

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