LAS WEBCAMS
La evaluación se efectuó con dos webcams. Se trata de los modelos Quickcam VC de Logitech y de la Vesta Pro PCVC680K de Philips.
a) Logitech Quickcam VC
El sensor tiene píxeles rectangulares de 8,2 x 3,8 micras. Tratándose de un sensor entrelazado hay que considerar geométricamente píxeles de 8,2 x 7,6 micras. La resolución total se obtiene en modo CIF (352 x 288 píxeles). Los otros modos de funcionamiento no están adaptados a la medida fuera de 320 x 240, lo que parece ser una ventana en el CIF.
Sin entrar en el detalle de los modos de color, se comprende inmediatamente que se revelen sin interés para las mediciones. Sólo en monocrome da resultados constantes. El controlador (driver) permite controlar la luminosidad, el contraste, la exposición y la sensibilidad.
Además de estos reglajes, hay un cursor de calidad de imagen (sic!). En la posición 0, este cursor activa lo que parece ser una corrección del viñeteo del objetivo de muy baja calidad que tiene la cámara. Grandes y anchos círculos concéntricos deterioran la imagen obtenida por el telescopio.
Las demás posiciones proporcionan imágenes cada vez más imprecisas hasta la escala 5. Sólo la posición 1 se reveló como utilizable para las mediciones.
Un decepcionante cuadro a primera vista pero en realidad una cámara que se reveló muy agradable de utilizar y que dio resultados muy interesantes a pesar de los defectos mencionados. Como ventajas destacaremos su capacidad de exposición de más de 2,5 segundos, reglajes muy precisos y eficaces del tiempo de exposición y una sensibilidad intrínseca muy por encima de sus competidoras.
Otra ventaja para el aficionado poco afortunado, es una versión para puerto paralelo y funciona perfectamente en cualquier PC básico (El P75 de primera generación la controla sin problemas)
En una configuración mínima, QCFOCUS de Patrick Chevalley parece ser el software mejor adaptado para esta cámara. Es económico en recursos y muy rápido. Una función de ayuda a la puesta a punto se acomoda perfectamente con imágenes de la webcam y también se revela como una preciosa ayuda para evitar la saturación. Las tomas se efectúan al vuelo y se almacenan según se seleccione, o sea en un fichero .avi, es decir, como una serie de bitmaps.
b) Philips Vesta Pro
El sensor es un mosaico de 640 x 480 píxeles cuadrados de 5,6 micras de lado.
La resolución total y el campo máximo se obtienen en modo 640 x 80. La documentación proporcionada con la cámara podría hacer creer que posee una dinámica de 12 bits. No es desgraciadamente así. Para soportar tasas aceptables de transferencia por el PC y la interfaz USB, la imagen sufre una compresión interna destructiva.
Las pruebas también mostraron efectos violentos de umbral en el momento de la captura en color. También el modo monocromo es el más constante de una sesión a otra, es pues éste el que se ha utilizado.
El controlador ofrece una multitud de controles cuyo efecto no parece siempre evidente a primera vista. La tasa de transferencia, la luminosidad, el contraste, el equilibrio de blancos, el tiempo de exposoción y el control de la ganancia son algunos de los parámetros sobre los que se puede actuar. El desconocimiento total del funcionamiento interno de la cámara y de su controlador, el mutismo del fabricante sobre estos puntos, inducen a mostrarse desconfiados. Es así que solamente los tiempos de exposición y la ganancia son modificados según el objetivo mencionado.
Todos los demás controles están situados sistemáticamente en el 50 %. La única certeza es que la tasa de transferencia actúa directamente sobre la calidad de la imagen, se recomienda pues utilizar por prudencia la tasa más baja.
En la versión estándar, los tiempos de exposición no bajan de 1/25 de segundo, solamente las estrellas más brillantes son accesibles. Afortunadamente, Bernard Bayle, Lorenzo Deidda y Alain Demoy han modificado ingeniosamente algunas funciones del controlador, lo que permite ahora exposiciones del 1/6 segundo. Aplicando la modificación de la electrónica preconizada por Steve Chambers, la VP puede alcanzar tiempos de exposición ilimitados.
Sin embargo, hay una sombra en el cuadro, los tiempos de exposición cortos (inferiores al 1 segundo) son difícilmente controlables y el tiempo de exposición real no se controla perfectamente. Existen así dos "vanos", uno entre 1/25 s y 1/6 s y el otro entre 1/6 s y 1 s. Hasta un segundo las tramas están exentas de ruido, aparecen algunos píxeles calientes más allá de ese valor. Esta webcam se revela mucho más “comilona” que su colega sometida a un test. Jamás fue posible hacerla funcionar una sesión entera sin que se produjeran varios “cuelgues” en un Pentium 166 y siguió creando problemas regularmente en un Pentiunm 200, hast un punto que me indujo a abandonarla. Fue na vez más sin contar con la ingeniosidad y la generosidad del mundo de los aficionados. Axel Canicio nos ofreció la versión 1.3 de su Astrosnap que barrió todos estos problemas de un golpe. Los “cuelgues” son solamente ocasionales y la única cosa que hay que tener en cuenta es una disminución inexplicable de la velocidad del ordenador en el momento de llamamadas frecuentes al controlador de la cámara. Astrosnap es el software utilizado para las capturas con la VP. Ofrece dos funciones muy interesantes para el doblista: una ayuda a la calibración de la orientación del sensor y la posibilidad de guardar solamente una parte de la trama.
Un poco más tarde, Christian Buil modificó también su legendario Iris para adaptarlo a las webcams ofreciendo a la vez la ligereza de QcFcus, la definición del marco en el momento de la captura y la posibilidad de guardar directamente en formato fit. Los aficionados tienen solamente una incomodidad, la elección.
a) Logitech Quickcam VC
El sensor tiene píxeles rectangulares de 8,2 x 3,8 micras. Tratándose de un sensor entrelazado hay que considerar geométricamente píxeles de 8,2 x 7,6 micras. La resolución total se obtiene en modo CIF (352 x 288 píxeles). Los otros modos de funcionamiento no están adaptados a la medida fuera de 320 x 240, lo que parece ser una ventana en el CIF.Sin entrar en el detalle de los modos de color, se comprende inmediatamente que se revelen sin interés para las mediciones. Sólo en monocrome da resultados constantes. El controlador (driver) permite controlar la luminosidad, el contraste, la exposición y la sensibilidad.
Además de estos reglajes, hay un cursor de calidad de imagen (sic!). En la posición 0, este cursor activa lo que parece ser una corrección del viñeteo del objetivo de muy baja calidad que tiene la cámara. Grandes y anchos círculos concéntricos deterioran la imagen obtenida por el telescopio.
Las demás posiciones proporcionan imágenes cada vez más imprecisas hasta la escala 5. Sólo la posición 1 se reveló como utilizable para las mediciones.
Un decepcionante cuadro a primera vista pero en realidad una cámara que se reveló muy agradable de utilizar y que dio resultados muy interesantes a pesar de los defectos mencionados. Como ventajas destacaremos su capacidad de exposición de más de 2,5 segundos, reglajes muy precisos y eficaces del tiempo de exposición y una sensibilidad intrínseca muy por encima de sus competidoras.
Otra ventaja para el aficionado poco afortunado, es una versión para puerto paralelo y funciona perfectamente en cualquier PC básico (El P75 de primera generación la controla sin problemas)
En una configuración mínima, QCFOCUS de Patrick Chevalley parece ser el software mejor adaptado para esta cámara. Es económico en recursos y muy rápido. Una función de ayuda a la puesta a punto se acomoda perfectamente con imágenes de la webcam y también se revela como una preciosa ayuda para evitar la saturación. Las tomas se efectúan al vuelo y se almacenan según se seleccione, o sea en un fichero .avi, es decir, como una serie de bitmaps.
b) Philips Vesta Pro
El sensor es un mosaico de 640 x 480 píxeles cuadrados de 5,6 micras de lado.La resolución total y el campo máximo se obtienen en modo 640 x 80. La documentación proporcionada con la cámara podría hacer creer que posee una dinámica de 12 bits. No es desgraciadamente así. Para soportar tasas aceptables de transferencia por el PC y la interfaz USB, la imagen sufre una compresión interna destructiva.
Las pruebas también mostraron efectos violentos de umbral en el momento de la captura en color. También el modo monocromo es el más constante de una sesión a otra, es pues éste el que se ha utilizado.
El controlador ofrece una multitud de controles cuyo efecto no parece siempre evidente a primera vista. La tasa de transferencia, la luminosidad, el contraste, el equilibrio de blancos, el tiempo de exposoción y el control de la ganancia son algunos de los parámetros sobre los que se puede actuar. El desconocimiento total del funcionamiento interno de la cámara y de su controlador, el mutismo del fabricante sobre estos puntos, inducen a mostrarse desconfiados. Es así que solamente los tiempos de exposición y la ganancia son modificados según el objetivo mencionado.
Todos los demás controles están situados sistemáticamente en el 50 %. La única certeza es que la tasa de transferencia actúa directamente sobre la calidad de la imagen, se recomienda pues utilizar por prudencia la tasa más baja.
En la versión estándar, los tiempos de exposición no bajan de 1/25 de segundo, solamente las estrellas más brillantes son accesibles. Afortunadamente, Bernard Bayle, Lorenzo Deidda y Alain Demoy han modificado ingeniosamente algunas funciones del controlador, lo que permite ahora exposiciones del 1/6 segundo. Aplicando la modificación de la electrónica preconizada por Steve Chambers, la VP puede alcanzar tiempos de exposición ilimitados.
Sin embargo, hay una sombra en el cuadro, los tiempos de exposición cortos (inferiores al 1 segundo) son difícilmente controlables y el tiempo de exposición real no se controla perfectamente. Existen así dos "vanos", uno entre 1/25 s y 1/6 s y el otro entre 1/6 s y 1 s. Hasta un segundo las tramas están exentas de ruido, aparecen algunos píxeles calientes más allá de ese valor. Esta webcam se revela mucho más “comilona” que su colega sometida a un test. Jamás fue posible hacerla funcionar una sesión entera sin que se produjeran varios “cuelgues” en un Pentium 166 y siguió creando problemas regularmente en un Pentiunm 200, hast un punto que me indujo a abandonarla. Fue na vez más sin contar con la ingeniosidad y la generosidad del mundo de los aficionados. Axel Canicio nos ofreció la versión 1.3 de su Astrosnap que barrió todos estos problemas de un golpe. Los “cuelgues” son solamente ocasionales y la única cosa que hay que tener en cuenta es una disminución inexplicable de la velocidad del ordenador en el momento de llamamadas frecuentes al controlador de la cámara. Astrosnap es el software utilizado para las capturas con la VP. Ofrece dos funciones muy interesantes para el doblista: una ayuda a la calibración de la orientación del sensor y la posibilidad de guardar solamente una parte de la trama.
Un poco más tarde, Christian Buil modificó también su legendario Iris para adaptarlo a las webcams ofreciendo a la vez la ligereza de QcFcus, la definición del marco en el momento de la captura y la posibilidad de guardar directamente en formato fit. Los aficionados tienen solamente una incomodidad, la elección.
MÉTODOS DE CAPTURA
Han evolucionado a lo largo del período de evaluación con arreglo a los objetivos fijados y siempre con vistas a la determinación de un método estándar para el futuro.
Es así como, con los consejos esclarecedores de Florence y Pascal Mauroy, hemos pasado del método de muestreo clásico en visual (medida de numerosos muestras para determinar el valor medio de cada configuración y análisis del trazo) al que consiste en referirse a muestras en cada sesión.
Este método habrá simplificado la evaluación y ciertamente habrá permitido ganar mucho tiempo.
a) Organización de una sesión
Las sesiones comienzan alrededor de las 23 horas locales en invierno y un poco más tarde cuando los primeros calores se hacen sentir.
El equilibrio de la temperatura es primordial en esta actividad, la webcam parece mucho más sensible que el ojo a los efectos de la turbulencia interna. Un mal equilibrio térmico impide totalmente un efoque preciso y genera irremediables deformaciones de las imágenes.
El guión de una sesión sigue un programa que tenemos que poner a punto:
- el observatorio se abre con antelación suficiente con el fin de que las temperaturas se equilibren
- el sensor de la cámara está orientado paralelamente el ecuador
- el enfoque se ha refinado
- se ha capturado el primer fotograma
- siguen las estrellas del programa y eventualmente un fotograma a intervalos regulares
- se captura un último fotograma como final de sesión
b) Calibración preliminar
El paralelismo del telescopio guía y la precisión de las indicaciones de los círculos graduados se comprueba observando una primera estrella. Se trata de una muestra si hay una bastante brillante próxima al meridiano, o bien una estrella de magnitud 2 a 4. Se coloca en el centro del campo por medio de un ocular de 7,5 mm (160 x). Cumplidos estos pasos preliminares, la webcam reemplaza al ocular y se procede a la fase de orientación del sensor.
c) Parámetros de la toma
Los parámetros de la toma que se muestran más estables:
- La QCVC: modo CIF. Monocromo. Calidad siempre en 1. Contraste siempre lo más debil posible. Exposición y luminosidad a seleccionar
- La VP: Tasa fijada en 5 i/s (1 i/s en controlador modificado) Monocromo. Todos los ajustes al 50 %. Balance de blancos en modo fijo (no se mueve durante la toma de imagen) Exposición y ganancia a seleccionar.
d) Orientación del sensor
El eje de abscisas del sensor debe estar lo más paralelo posible al ecuador y la orientación de los cuadrantes es sistemáticamente la misma. Para un acceso más fácil a los interruptores de mando de la VP, escogí arbitrariamente orientarlo de modo poco académico con el Este a la izquierda y el Norte arriba. La constancia de la orientación parece importante para evitar biais difícilmente detectables en el momento de la reducción, en particular en presencia de píxeles rectangulares. Un efoque aproximado es suficiente en esta fase. La función "orientación de la cámara" de un programa como Astrosnap es una ayuda preciosa. Podemos también sacar provecho de la geometría de la pantalla abriendo en primer plano una ventana cualquiera y haciendo que “desfile” una estrella cerca del borde (a lo largo del hilo con un micrómetro!). No hay ninguna dificultad en proceder de este modo y después de algunos trazos de la estrella el sensor se orienta de modo satisfactorio (para la toma de imágenes solamente) En el momento de la reducción serán los fotogramas los qué proporcionarán la orientación efectiva de la matriz.
e) Enfoque
Es este seguramente el momento más delicado de toda la sesión. Es muy difícil obtener un enfoque perfecto simplemente mirando la pantalla. Una máscara de Hartmann dispuesta a la entrada del tubo óptico puede facilitar las cosas. Es por esta razón por la que se escoge apuntar a una estrella bastante brillante desde el principio. Bastante brillante no significa que brille demasiado, una estrella que sature el sensor no es de una gran ayuda para el enfoque.. Podemos preguntarnos con razón por qué el enfoque preciso no precede a la orientación. Es simplemente para evitar que un movimiento un poco brusco en el momento de la rotación de la cámara altere el enfoque que se ajustó después de dedicarle un cierto tiempo. Una última ojeada a los círculos graduados y al telescopio guía nos reafirma que todo está perfecto para continuar.
f) El programa
- De cien a ciento cincuenta tomas generalmente proporcionan una gran cantidad de imágenes utilizables.
Si las condiciones lo hacen necesario, esta cantidad puede aumentarse hasta 300. La calidad de los fotogramas se puede comprobar directamente en la pantalla.
La rapidez de la webcam y de su flujo con ordenador es una gran ventaja. No hay ninguna selección en este punto, es solamente el número de imágenes mensurables lo que importa.
- Las inspecciones del programa se efectúan en las mismas condiciones.
- Se inspeccionan otros fotogramas en caso de una sesión larga y, en todos los casos, por lo menos una segunda vez al final de las capturas.
Se utiliza un programa de cartas, desarrollado específicamente, que contiene loscatálogos Hipparcos, Tycho y WDS para obtener en tiempo real una carta del campo, así como las coordenadas de AR y de Dec de la estrella que se busca. Se trata de un programa ligero que funciona en modo DOS bajo Windows y que no interfiere con el software de control de las cámaras.
La instalación descrita aquí permite tratar una pareja cada 5 a 10 minutos, según sea la dificultad de ajuste de los parámetros de captura o la espera necesaria en caso de turbulencia en noches agitadas.
A consecuencia de la débil dinámica de las webcams, las parejas más difíciles de capturar son las que presentan un gradiente de magnitud superior a 2. La integración que se utiliza a menudo por los usuarios de "verdaderas CCDs" podría revelarse como una cierta ayuda en estos casos, pero en el marco de la evaluación esta vía ha sido descuidada voluntariamente con el fin de estimar las desviaciones internas.
Es así como, con los consejos esclarecedores de Florence y Pascal Mauroy, hemos pasado del método de muestreo clásico en visual (medida de numerosos muestras para determinar el valor medio de cada configuración y análisis del trazo) al que consiste en referirse a muestras en cada sesión.
Este método habrá simplificado la evaluación y ciertamente habrá permitido ganar mucho tiempo.
a) Organización de una sesión
Las sesiones comienzan alrededor de las 23 horas locales en invierno y un poco más tarde cuando los primeros calores se hacen sentir.
El equilibrio de la temperatura es primordial en esta actividad, la webcam parece mucho más sensible que el ojo a los efectos de la turbulencia interna. Un mal equilibrio térmico impide totalmente un efoque preciso y genera irremediables deformaciones de las imágenes.
El guión de una sesión sigue un programa que tenemos que poner a punto:
- el observatorio se abre con antelación suficiente con el fin de que las temperaturas se equilibren
- el sensor de la cámara está orientado paralelamente el ecuador
- el enfoque se ha refinado
- se ha capturado el primer fotograma
- siguen las estrellas del programa y eventualmente un fotograma a intervalos regulares
- se captura un último fotograma como final de sesión
b) Calibración preliminar
El paralelismo del telescopio guía y la precisión de las indicaciones de los círculos graduados se comprueba observando una primera estrella. Se trata de una muestra si hay una bastante brillante próxima al meridiano, o bien una estrella de magnitud 2 a 4. Se coloca en el centro del campo por medio de un ocular de 7,5 mm (160 x). Cumplidos estos pasos preliminares, la webcam reemplaza al ocular y se procede a la fase de orientación del sensor.
c) Parámetros de la toma
Los parámetros de la toma que se muestran más estables:
- La QCVC: modo CIF. Monocromo. Calidad siempre en 1. Contraste siempre lo más debil posible. Exposición y luminosidad a seleccionar
- La VP: Tasa fijada en 5 i/s (1 i/s en controlador modificado) Monocromo. Todos los ajustes al 50 %. Balance de blancos en modo fijo (no se mueve durante la toma de imagen) Exposición y ganancia a seleccionar.
d) Orientación del sensor
El eje de abscisas del sensor debe estar lo más paralelo posible al ecuador y la orientación de los cuadrantes es sistemáticamente la misma. Para un acceso más fácil a los interruptores de mando de la VP, escogí arbitrariamente orientarlo de modo poco académico con el Este a la izquierda y el Norte arriba. La constancia de la orientación parece importante para evitar biais difícilmente detectables en el momento de la reducción, en particular en presencia de píxeles rectangulares. Un efoque aproximado es suficiente en esta fase. La función "orientación de la cámara" de un programa como Astrosnap es una ayuda preciosa. Podemos también sacar provecho de la geometría de la pantalla abriendo en primer plano una ventana cualquiera y haciendo que “desfile” una estrella cerca del borde (a lo largo del hilo con un micrómetro!). No hay ninguna dificultad en proceder de este modo y después de algunos trazos de la estrella el sensor se orienta de modo satisfactorio (para la toma de imágenes solamente) En el momento de la reducción serán los fotogramas los qué proporcionarán la orientación efectiva de la matriz.
e) Enfoque
Es este seguramente el momento más delicado de toda la sesión. Es muy difícil obtener un enfoque perfecto simplemente mirando la pantalla. Una máscara de Hartmann dispuesta a la entrada del tubo óptico puede facilitar las cosas. Es por esta razón por la que se escoge apuntar a una estrella bastante brillante desde el principio. Bastante brillante no significa que brille demasiado, una estrella que sature el sensor no es de una gran ayuda para el enfoque.. Podemos preguntarnos con razón por qué el enfoque preciso no precede a la orientación. Es simplemente para evitar que un movimiento un poco brusco en el momento de la rotación de la cámara altere el enfoque que se ajustó después de dedicarle un cierto tiempo. Una última ojeada a los círculos graduados y al telescopio guía nos reafirma que todo está perfecto para continuar.
f) El programa
- De cien a ciento cincuenta tomas generalmente proporcionan una gran cantidad de imágenes utilizables.
Si las condiciones lo hacen necesario, esta cantidad puede aumentarse hasta 300. La calidad de los fotogramas se puede comprobar directamente en la pantalla.
La rapidez de la webcam y de su flujo con ordenador es una gran ventaja. No hay ninguna selección en este punto, es solamente el número de imágenes mensurables lo que importa.
- Las inspecciones del programa se efectúan en las mismas condiciones.
- Se inspeccionan otros fotogramas en caso de una sesión larga y, en todos los casos, por lo menos una segunda vez al final de las capturas.
Se utiliza un programa de cartas, desarrollado específicamente, que contiene loscatálogos Hipparcos, Tycho y WDS para obtener en tiempo real una carta del campo, así como las coordenadas de AR y de Dec de la estrella que se busca. Se trata de un programa ligero que funciona en modo DOS bajo Windows y que no interfiere con el software de control de las cámaras.
La instalación descrita aquí permite tratar una pareja cada 5 a 10 minutos, según sea la dificultad de ajuste de los parámetros de captura o la espera necesaria en caso de turbulencia en noches agitadas.
A consecuencia de la débil dinámica de las webcams, las parejas más difíciles de capturar son las que presentan un gradiente de magnitud superior a 2. La integración que se utiliza a menudo por los usuarios de "verdaderas CCDs" podría revelarse como una cierta ayuda en estos casos, pero en el marco de la evaluación esta vía ha sido descuidada voluntariamente con el fin de estimar las desviaciones internas.
EXPERIENCIAS COMPLEMENTARIAS
Se refieren al equipo de observación y a la determinación de las características útiles de las cámaras.
a) El instrumento
El telescopio y su montura son comprobados con regularidad.
Estabilidad general, estación, derivas y mediciones individuales se controlan del Este al Oeste.
Las características del instrumento, que ha servido durante dos años para hacer trabajos con un micrómetro filar, son bien conocidas y no hay sorpresas desagradables por este lado.
b) Cámaras
Contrariamente a las CCDs, donde se lee directamente el flujo registrado por el sensor, la imagen de la webcam puede verse afectada tanto por la electrónica del sistema como por los controles informáticos.
Hay que tener en cuenta que están diseñadas para proporcionar imágenes "agradables" bajo una iluminación diurna o de interiores. El mutismo total de los fabricantes sobre las características internas forzó a efectuar numerosas pruebas y se consagró mucho tiempo a determinar los ajustes que permitían la obtención de una imagen lo menos adornada posible artificialmente. Las conclusiones sobre estos parámetros han sido expuestas anteriormente.
Tratándose de un material fabricado en grandes series, podría ocurrinr que los sensores se cambiaran sin previo aviso.
Siendo la característica más importante la geometría de los píxeles, nos hemos asegurado por medio de varias experimentos, llevados a cabo conjuntamente con Sebastián Caillé, que los datos de altura / anchura de los píxeles eran realmente los que habían sido anunciados, efectuando medidas de la misma pareja con diferentes orientaciones de la matriz.
Las pruebas han sido llevadas a cabo con dos tipos de cámaras. No nos hemos atado a comprobar de manera precisa el tamaño de los píxeles, dado que no se tiene en consideración en el software de reducción. Sin embargo, un control efectuado con ayuda de una serie de fotogramas tomados a foco primario (la única focal ó perfectamente conocida) nos tranquilizó porque dio valores idénticos a los anunciados.
a) El instrumento
El telescopio y su montura son comprobados con regularidad.
Estabilidad general, estación, derivas y mediciones individuales se controlan del Este al Oeste.
Las características del instrumento, que ha servido durante dos años para hacer trabajos con un micrómetro filar, son bien conocidas y no hay sorpresas desagradables por este lado.
b) Cámaras
Contrariamente a las CCDs, donde se lee directamente el flujo registrado por el sensor, la imagen de la webcam puede verse afectada tanto por la electrónica del sistema como por los controles informáticos.
Hay que tener en cuenta que están diseñadas para proporcionar imágenes "agradables" bajo una iluminación diurna o de interiores. El mutismo total de los fabricantes sobre las características internas forzó a efectuar numerosas pruebas y se consagró mucho tiempo a determinar los ajustes que permitían la obtención de una imagen lo menos adornada posible artificialmente. Las conclusiones sobre estos parámetros han sido expuestas anteriormente.
Tratándose de un material fabricado en grandes series, podría ocurrinr que los sensores se cambiaran sin previo aviso.
Siendo la característica más importante la geometría de los píxeles, nos hemos asegurado por medio de varias experimentos, llevados a cabo conjuntamente con Sebastián Caillé, que los datos de altura / anchura de los píxeles eran realmente los que habían sido anunciados, efectuando medidas de la misma pareja con diferentes orientaciones de la matriz.
Las pruebas han sido llevadas a cabo con dos tipos de cámaras. No nos hemos atado a comprobar de manera precisa el tamaño de los píxeles, dado que no se tiene en consideración en el software de reducción. Sin embargo, un control efectuado con ayuda de una serie de fotogramas tomados a foco primario (la única focal ó perfectamente conocida) nos tranquilizó porque dio valores idénticos a los anunciados.
REDUCCIONES
Dado que es bien conocida la reducción geométrica, es inútil perder el tiempo en este campo. Parece más interesante hablar de la selección del software.
Lo menos que se puede decir es que no es fácil encontrar un software específico para la reducción de las tomas de estrellas dobles. Las primeras armas fueron Winmips e Iris de Christian Buil. Su función Centroide (Winmips) y PSF (Iris) permiten comprobar los fotogramas determinando, cada uno a su modo, las coordenadas (x, y) del centro de una estrella. La reducción propiamente dicha es efectuada después de haber copiado las coordenadas en una hoja de cálculo.
Las transformaciones de bitmaps en ficheros FIT, la medición de los centroides y la transferencia a la hoja de cálculo se revelaron como tareas pesadas, fastidiosas y sujetas a errores.
Finalmente opté por el desarrollo de un programa específico adaptado a las imágenes de las webcams y a los métodos de trabajo del momento.
En la versión actual, este programa trata directamente las imágenes en formato bitmap e integra en un solo medio las funciones siguientes:
- Selección de las imágenes
- Calibración sobre las tomas de dobles de calibración y determinación de los cuadrantes
- Reducciones imagen por imagen
- Reducciones automáticas de serie de tomas
- Medición de las desviaciones internas
- Generación de registros importables por otros programas
El algoritmo principal es una adaptación del método modificado de los momentos y da entera satisfacción en la medición de parejas separadas. Se revela como bien adaptado a los fondos del cielo y a las débiles relaciones S /R, característicos de las imágenes obtenidas por las webcams (A comparison of digital centering algorithms - Stone - AJ 97-4).
Este programa ha experimentado una evolución constante y lo proporciono gratuitamente simplemente solicitándolo
Siendo mal conocidas las consecuencias de la integración sobre una diferencia eventual de los fotocentros, las tramas se miden una a una.
Los métodos pues son análogos a los practicados en visual, por lo que el centrado es sustituído por la determinación del centroide en cada estrella.
Las medias obtenidas son los valores guardados para la observación. La diferencia principal con el visual reside en la cantidad de centrados y la reducción se efectúa con tantas tomas como parezca apropiado. De veinte a cuarenta es una cantidad habitual.
Siempre a la manera del visual, lo que se califica como medición es la media de dos o tres observaciones cercanas en el tiempo. Es necesario advertir que las observaciones pueden ser efectuadas con sistemas ópticos diferentes. Esto ha permitido por otra parte encontrar reglajes adecuados verificando la constancia de los resultados.
Lo menos que se puede decir es que no es fácil encontrar un software específico para la reducción de las tomas de estrellas dobles. Las primeras armas fueron Winmips e Iris de Christian Buil. Su función Centroide (Winmips) y PSF (Iris) permiten comprobar los fotogramas determinando, cada uno a su modo, las coordenadas (x, y) del centro de una estrella. La reducción propiamente dicha es efectuada después de haber copiado las coordenadas en una hoja de cálculo.
Las transformaciones de bitmaps en ficheros FIT, la medición de los centroides y la transferencia a la hoja de cálculo se revelaron como tareas pesadas, fastidiosas y sujetas a errores.
Finalmente opté por el desarrollo de un programa específico adaptado a las imágenes de las webcams y a los métodos de trabajo del momento.
En la versión actual, este programa trata directamente las imágenes en formato bitmap e integra en un solo medio las funciones siguientes:
- Selección de las imágenes
- Calibración sobre las tomas de dobles de calibración y determinación de los cuadrantes
- Reducciones imagen por imagen
- Reducciones automáticas de serie de tomas
- Medición de las desviaciones internas
- Generación de registros importables por otros programas
El algoritmo principal es una adaptación del método modificado de los momentos y da entera satisfacción en la medición de parejas separadas. Se revela como bien adaptado a los fondos del cielo y a las débiles relaciones S /R, característicos de las imágenes obtenidas por las webcams (A comparison of digital centering algorithms - Stone - AJ 97-4).
Este programa ha experimentado una evolución constante y lo proporciono gratuitamente simplemente solicitándolo
Siendo mal conocidas las consecuencias de la integración sobre una diferencia eventual de los fotocentros, las tramas se miden una a una.
Los métodos pues son análogos a los practicados en visual, por lo que el centrado es sustituído por la determinación del centroide en cada estrella.
Las medias obtenidas son los valores guardados para la observación. La diferencia principal con el visual reside en la cantidad de centrados y la reducción se efectúa con tantas tomas como parezca apropiado. De veinte a cuarenta es una cantidad habitual.
Siempre a la manera del visual, lo que se califica como medición es la media de dos o tres observaciones cercanas en el tiempo. Es necesario advertir que las observaciones pueden ser efectuadas con sistemas ópticos diferentes. Esto ha permitido por otra parte encontrar reglajes adecuados verificando la constancia de los resultados.