Como comenzar con la Fotografía Astronómica

Comprar un telescopio es el primer paso para acceder a esta bonita afición que es la astronomía. En las ciudades grandes suele haber alguna tienda especializada en astronomía donde te pueden orientar del instrumento más apropiado para tus aspiraciones. La relación focal f es uno de los primeros parámetros a considerar en un telescopio.

f = \frac{F}{D}

donde F es la distancia focal del objetivo y D es el diámetro del telescopio. En general los instrumentos con una relación focal corta (f=5, que se escribe f/5, o menor) son apropiados para observar y fotografiar objetos grandes y débiles del cielo profundo (cúmulos abiertos como Las Pleiades, nebulosas como la de Orión o la Galaxia de Andrómeda). Con estos telescopios de baja relación focal:

-Al concentrar la luz en un plano focal más cercano, el círculo de imagen enfocada que nuestro ojo, un ocular o un sensor puede inspeccionar procederá de un cono exterior al objetivo más abierto: el telescopio tiene un campo mayor. Obsérvese que el campo visual es dependiente esencialmente del tamaño de este sensor y de la distancia focal. Más exactamente, se demuestra geométricamente que el ángulo de campo visual $\alpha$ es igual a:

\alpha = arctan \left( \frac{S}{2F} \right)

donde S es la longitud del sensor, del ocular o de la pupila, y F la distancia focal. Un campo amplio permite que objetos muy extensos en el cielo, puedan ser encuadrados completos en un solo fotograma.

-Cada una de las imágenes dentro de ese círculo o rectángulo enfocado es más pequeña (esto también se demuestra fácilmente mediante óptica geométrica), luego la luz que la forma, que viene paralela desde el infinito, se reparte en una imagen más pequeña, haciéndola más brillante. Esto te permite capturar nebulosas y galaxias tenues con tiempos de exposición mucho más cortos.

-Hay menos exigencia con la montura: Al tener menos aumentos y más campo, los pequeños errores de seguimiento de tu montura no arruinarán la foto tan fácilmente, el objeto no se sale tan fácilmente del campo de visión y podríamos seguir al objeto incluso manualmente, como en las monturas Dobson.

Los telescopios con relación focal larga (f/10 o mayor) son en cambio apropiados para observar objetos pequeños, como los planetas, usando aumentos muy grandes como explicaremos.

Si hablamos estrictamente de la capacidad del telescopio para resolver detalles pequeños del objeto al que apuntamos, el factor determinante es el diámetro del objetivo (la apertura). Esto se rige por la física de la difracción de la luz a través del Límite de Dawes o el Criterio de Rayleigh. La óptica demuestra que la resolución angular mínima $\theta$ es inversamente proporcional al diámetro D:

\theta \approx \frac{1.22\cdot \lambda }{D}

donde $\lambda$ es la longitud de onda de la luz. Por tanto, a mayor diámetro, menor es el ángulo $\theta$ , lo que significa que el telescopio puede resolver escalas más pequeñas (detalles más finos).

Por otra parte, en observación visual, el aumento que un telescopio puede proporcionar es $A = f_{ob} / f_{oc}$ , el cociente entre las focales de objetivo y ocular. Pero en la práctica, aumentos mayores del doble del diámetro en milímetros carecen de resolución en los detalles. Conseguir aumentos grandes es importante para ver detalles en planetas, que son objetos muy pequeños en campo aparente, y conseguir tales aumentos si la distancia focal del objetivo es baja se vuelve complicado, pues habría que usar oculares con focales bajísimas, que suelen tener mayores aberraciones, ser más pequeños que la pupila humana o ser carísimos. Es más práctico usar distancias focales largas, añadiendo si es necesario un multiplicador de focal antes del ocular. De ahí el uso de relaciones focales largas en estos casos.

Vivo en una ciudad grande, donde el brillo del cielo impide la observación de la mayoría de objetos astronómicos; la necesidad de desplazarme fuera con el telescopio es inevitable. Por eso me decidí a comprar el telescopio de diámetro más grande que pudiera permitirme pero que siguiera siendo transportable en un coche.

Tipos de telescopio

Existen tres tipos principales de telescopios ópticos según el sistema de elementos (lentes o espejos) que utilizan para recoger la luz: refractores, reflectores y catadióptricos.

1. Telescopios Refractores (Sistemas de lentes)

Utilizan una lente de vidrio curva en la parte frontal (objetivo) que dobla y concentra la luz hacia el ocular en la parte trasera. Es el diseño clásico de «tubo largo».

Ventajas:
- Imágenes muy nítidas: Al no tener obstrucciones internas, ofrecen un contraste excelente, ideal para ver la Luna y planetas.
- Tubo sellado: No entra polvo ni humedad al interior, por lo que requieren un mantenimiento casi nulo.
- Alineación estable: Las lentes rara vez se desalinean (no necesitan colimación).
Inconvenientes:
- Precio elevado por apertura: Fabricar lentes grandes y perfectas es muy costoso.
- Aberración cromática: Los modelos económicos (acromáticos) muestran halos de color falso (azulado/morado) alrededor de objetos brillantes. Los que corrigen esto (apocromáticos) son extremadamente caros.
- Voluminosos: Los tubos son largos y pesados a partir de ciertos diámetros.

Fig. Telescopio refractor

2. Telescopios Reflectores (Sistemas de espejos)

Utilizan un espejo cóncavo en el fondo del tubo (espejo primario) que rebota la luz hacia un segundo espejo plano (secundario) cerca de la apertura, el cual desvía la luz hacia el ocular. El diseño más común es el Newtoniano.

Ventajas:
- La mejor relación apertura/precio: Los espejos son mucho más baratos de fabricar que las lentes, permitiendo comprar diámetros grandes por poco dinero.
- Sin aberración cromática: Los espejos reflejan todos los colores de la luz por igual, eliminando los halos de color.
- Ideales para cielo profundo: Al permitir grandes aperturas de forma económica, son los mejores para ver galaxias, nebulosas y cúmulos débiles.
Inconvenientes:
- Tubo abierto: Entra polvo con facilidad y los espejos requieren una limpieza periódica cuidadosa.
- Mantenimiento obligatorio: Los espejos se desalinean con el movimiento y el transporte; exigen alineación manual frecuente (colimación).
- Obstrucción central: El espejo secundario resta un poco de contraste en la observación planetaria.

Fig. Telescopio reflector

3. Telescopios Catadióptricos (Sistemas mixtos)

Combinan lentes y espejos dentro del tubo. La luz pasa por una lente correctora frontal, rebota en un espejo primario al fondo, va hacia un espejo secundario pegado a la lente frontal y vuelve a salir por un agujero en el fondo del telescopio. Los diseños más famosos son el Schmidt-Cassegrain y el Maksutov-Cassegrain.

Ventajas:
- Muy compactos y portátiles: El diseño pliega la luz en su interior, logrando tubos muy cortos y ligeros a pesar de tener una gran distancia focal.
- Versatilidad: Rinden de forma excelente tanto en planetaria (gracias a su alta focal) como en astrofotografía y cielo profundo, sobre todo los Schmidt-Cassegrein con reductor de focal.
- Tubo sellado: Protegidos contra el polvo y las corrientes de aire internas.
Inconvenientes:
- Precio moderado/alto: Son más caros que un reflector del mismo diámetro.
- Aclimatación lenta: Al ser cerrados, tardan bastante tiempo en adaptar su temperatura interna a la del exterior (si no se aclimatan, la imagen tiembla).
- Pérdida ligera de luz: Al combinar tantos elementos ópticos (lentes y espejos), se pierde un pequeño porcentaje de luminosidad por el camino.

Fig. Telescopio Schmidt-Cassegrein

El Maksutov-Cassegrain (Mak) es un tipo de catadióptrico que utiliza una lente correctora de menisco muy gruesa, pesada y profundamente cóncava (forma de cuenco), en lugar de la lente correctora fina del Schmidt-Cassegrein. Además, el espejo secundario no es una pieza separada, sino un simple círculo aluminizado (un «parche» de espejo) pintado directamente en la cara interna de la gruesa lente frontal. Tienen relación focal mayores que los primeros (f/12 a f/15 en lugar de f/10), por lo que consiguen aumentos y detalles muy finos en la Luna, los panetas y pequeños objetos lejanos.

A la hora de elegir:

Si buscas poco mantenimiento y ver la Luna/planetas: Elige un Refractor o un Catadióptrico Maksutov-Cassegrein.
Si quieres la máxima potencia al menor precio (espacio profundo): Elige un Reflector.
Si buscas portabilidad, astrofotografía y un equipo para todo: Elige un Catadióptrico Schmidt-Cassegrein.

En mi caso particular, el equilibrio entre portabilidad y apertura me llevó a comprar un Celestron 8 (C8), que es un Schmidt-Cassegrein f/10 con 20,3 cm de apertura. Su versión básica costaba en 2026 unos 2.000 euros, mientras que su versión Nexstar Evolution HD (mejor para astrofotografía) costaba unos 3.000 euros. El telescopio se monta y desmonta en tres piezas transportables separadamente: el tubo, la montura altacimutal, y el trípode.

Este es el paquete completo que vende Celestron. Pero hoy en día recomendaría comprar sólo el tubo del Celestron 8 Nexstar Evolution HD, y adquirir aparte una montura ecuatorial armónica y un buen trípode. Otras marcas como Askar, Sky-Watcher y Meade son de calidad similar a Celestron, con precios similares.

El C8 tiene una ventaja muy particular: se puede convertir en un reflector fotográfico f/2 desenroscando el espejo secundario y colocando en su lugar un sistema de lentes llamado HyperStar, fabricado por la empresa Starizona. Ello lo convierte en un telescopio luminoso y de amplio campo visual, magnífico para fotografías de nebulosas y galaxias grandes. Es como tener los dos tipos principales de telescopio en uno solo.

La Montura

Las monturas de telescopio pueden ser altacimutales o ecuatoriales. Suelen incluir sistemas automáticos computerizados de alineamiento, localización y seguimiento de objetos celestes.

Foto. Telescopio C8 con su montura altacimutal y trípode

Las monturas altacimutales tienen un eje de rotación vertical y otro horizontal, que los motores junto con el software de seguimiento de la montura mueven para compensar la deriva aparente debido a la rotación de la Tierra. El objeto es seguido mediante movimientos verticales y horizontales sucesivos respecto al horizonte. Ello no es importante en observación visual, pero tiene un inconveniente en astrofotografía, y es que el objeto observado está girando realmente respecto al horizonte, debido a la rotación terrestre; la montura es capaz de seguir el centro del objeto, pero no puede evitar que en exposiciones largas o en fotos sucesivas, el objeto parezca girar dentro del campo del telescopio.

El software que controla la cámara mientras graba video o fotos sucesivas, se encarga de corregir este efecto, girando las fotos o fotogramas sucesivos de modo que varias de las estrellas visibles se superpongan siempre. Pero si expones cada foto sucesiva durante 2 minutos con una montura altacimutal, en esa única foto las estrellas de los bordes ya habrán rotado, dejando de ser puntos para convertirse en trazas o rayas curvas. El software puede girar y apilar fotos que tengan estrellas visibles, pero no puede reconstruir una estrella que ha salido movida o estirada en forma de arco dentro del propio fotograma. De ahí que para fotografiar objetos del espacio profundo (nebulosas, galaxias, cúmulos…) con montura altacimutal sólo se puedan realizar fotos sucesivas de exposición corta (30 a 45 s) y apilar estas fotos de exposición corta para generar una única imagen final.

En la astrofotografía del Sistema Solar (planetas, la Luna y el Sol), no se realiza una sola exposición larga, sino que se graba un vídeo de alta velocidad (técnica llamada Lucky Imaging). Cada fotograma individual del vídeo se toma a una velocidad de obturación rapidísima (de entre 1 y 50 milisegundos) para congelar la turbulencia de la atmósfera, que podría difuminar los detalles en una imagen tan pequeña como la de un planeta, un cráter lunar o una mancha solar. En este caso, el tiempo del video completo es el que está limitado por la propia rotación del objeto. Por ejemplo, la rotación de Júpiter es muy rápida, de ahí que cada video debe tener exposición de 2 a 3 minutos, Saturno 3 a 4 minutos, Marte 4 a 5 minutos (gira a una tasa parecida a la de la Tierra), Venus 5 a 6 minutos.

La montura ecuatorial permite exposiciones largas de objetos del espacio profundo sin los problemas del giro aparente del campo. Para que funcione, uno de sus ejes debe apuntarse al eje de rotación terrestre, muy cerca de la estrella Polar en el hemisferio norte. Esto se suele hacer manualmente, pero hay sistemas automáticos que te asisten en esa alineación manual. Dispositivos inteligentes (como el ASIAIR de ZWO) o softwares de ordenador (como N.I.N.A. o SharpCap) automatizan el proceso de la siguiente manera:

(i) Apuntas el telescopio aproximadamente hacia el norte a ojo. [1]

(ii) La cámara principal toma una foto del cielo. El software analiza la posición de las estrellas y calcula con precisión matemática exacta el error de alineación de tu montura. [1, 2, 3]

(iii) El programa te muestra en la pantalla del móvil o PC unas flechas y un indicador en tiempo real: «Gira el pomo de acimut dos vueltas a la derecha» o «Baja la latitud un milímetro». [1, 2]

(iv) Tú mueves los tornillos manuales y, en menos de dos minutos, logras una alineación perfecta a nivel de arcosegundos sin haber mirado jamás a la Estrella Polar con tus ojos. [1, 2]

Fig. Montura ecuatorial alemana portando un telescopio C8, buscador, prisma diagonal y ocular

La montura ecuatorial alemana es un clásico de la astronomía pero tiene el inconveniente de que utiliza un contrapeso para equilibrar el peso del tubo del telescopio, lo cual disminuye su portabilidad. Una alternativa reciente en pleno desarrollo son las monturas armónicas, utilizables en modo ecuatorial o altacimutal. Estas monturas realizan un seguimiento muy preciso de los objetos, basados en un control del giro del engranaje del eje diente a diente, basado en el ingenioso mecanismo ilustrado en este enlace: Mecanismo de la montura armónica. Estas monturas carecen de contrapeso por lo que son mucho más ligeras que las alemanas para la misma capacidad de carga, y por tanto más transportables. La foto siguiente muestra una montura armónica ZWO AM3 soportando el mismo telescopio C8 que la imagen anterior. Obsérvese el menor tamaño de la montura y la ausencia de un contrapeso, aunque el uso de este es opcional y mejora el error de seguimiento cuando el peso del telescopio (tubo, cámara, buscador y otros accesorios) están cerca de la capacidad de carga de la montura.

Fig. Montura armónica ZWO AM3 portando un telescopio C8, buscador, cámara y enfocador automático

Observación versus fotografía

Lo primero que hay que saber es que lo que se observa de noche con un telescopio a través de un ocular convencional es una pequeña imagen difusa, tanto si se observan planetas como nebulosas y galaxias. Sólo la Luna y el Sol son lo suficientemente grandes como para apreciar visualmente (el sol con un filtro solar delante del telescopio) detalles pequeños: cráteres o manchas solares. Y los cúmulos de estrellas también pueden ser hermosos de ver directamente. Resulta sorprendente y bonita la imagen del cielo con tantas estrellas como aparecen a través de unos prismáticos o de un telescopio con campo de visión amplio. Y también la de los cúmulos de estrellas, globulares o abiertos.

Pero para distinguir detalles y colores en objetos como nebulosas y galaxias, la fotografía astronómica es imprescindible, y proporciona imágenes fascinantes, muy superiores en detalle a las que podemos observar a través de un ocular.

En fotografía astronómica, hay que adquirir una cámara especializada (o dedicada) o usar una cámara réflex normal. Siempre hay que quitar el ocular y colocar el sensor de la cámara a la distancia exacta donde está el plano focal que genera el objetivo del telescopio (foco primario).

Como comentamos antes, el cono de luz máximo que puede salir por la parte trasera de un telescopio Schmidt-Cassegrain como el C8 está limitado físicamente por el diámetro del agujero trasero de salida del tubo, donde se colocará el sensor fotográfico.

La fórmula práctica para calcular el arco de cielo máximo $\theta$ que permite pasar ese agujero es:

\theta \text{\ (en\ grados)}=\frac{d_{b}\times 57.3}{F}

Donde $d_{b}$ = Diámetro del tubo deflector trasero (el orificio de salida en mm), F = Distancia focal del telescopio (en mm) y 57.3 = Constante de conversión de radianes a grados.

Ejemplo del C8 nativo (relación focal f/10):

El tubo deflector trasero de un Celestron C8 mide exactamente 38 mm de diámetro, y su focal nativa es de 2032 mm. Si aplicamos la fórmula:

\theta =\frac{38\times 57.3}{2032}=\mathbf{1,07}^{\mathbf{\circ }}\text{\ de\ cielo}

Este es el ángulo máximo de cielo que el C8 puede «tragar» físicamente debido a su construcción.

2. La fórmula para pasar ese cono de luz a milímetros

Una vez que conocemos el ángulo de cielo máximo que permite pasar el diseño del telescopio, calculamos cuánto mide ese círculo en milímetros sobre el plano donde se coloca el sensor de la cámara. La fórmula óptica es:

D_{c}=2\times F\times \tan \left(\frac{\theta }{2}\right)

Donde $D_{c}$ = Diámetro del círculo de imagen iluminada (en mm); F = Distancia focal (en mm); $\theta$ = El ángulo de campo en grados.

Para ángulos pequeños en astronomía, esta fórmula trigonométrica se simplifica de forma lineal muy precisa como:

D_{c}\approx \frac{F\times \theta }{57.3}

Si despejas esta fórmula usando el ángulo de $1,07^\circ$ que calculamos antes, verás que volvemos exactamente a los 38 mm del agujero físico del telescopio.

¿Qué pasa si añadimos un reductor de focal 0.7x? La fórmula del cono de luz cambia porque estás metiendo una lente nueva en el camino de la luz. El reductor funciona como una lente convergente que «estrecha» el cono de luz para hacerlo más corto y rápido. Su fórmula matemática de reducción es directa sobre el círculo máximo:

D_{\text{reducido}}=D_{\text{nativo}}\times \text{Factor\ de\ reducción}

Si el C8 EdgeHD ofrece un círculo corregido nativo de 38 mm (a f/10), al aplicar el reductor de 0.7x: $38\text{ mm} \times 0.7 = \mathbf{26,6\text{ mm}}$ (que comercialmente Celestron redondea a 26,7 mm).

Ahora bien, el sensor de la cámara tiene un cierto tamaño. Si la diagonal del sensor es menor o igual a 26,7 mm, la imagen será limpia y perfecta. Si es mayor, habrá problemas de viñeteo, que es la aparición de zonas negras en la periferia de la foto, donde no ha llegado luz, y la pérdida de calidad de imagen en el anillo de luz periférico justo antes de la zona negra.

Comparemos este diámetro del círculo iluminado del C8 con reductor (26,7 mm) con el tamaño del sensor de algunas cámaras astronómicas frecuentemente utilizadas:

1. ZWO ASI585 (Sensor pequeño / Formato 1/1.2″)

Diagonal del sensor: 12,8 mm (Dimensiones: 11,2 x 6,3 mm).
Efecto real: El sensor es muchísimo más pequeño que el círculo de luz disponible. Te dará una imagen absolutamente uniforme, con un brillo 100% homogéneo hasta los bordes. Su único contra es que estás desaprovechando más de la mitad del cono de luz útil que te ofrece el reductor, recortando mucho el campo de visión. [1, 2]

2. ZWO ASI183 (Formato de 1 pulgada)

Diagonal del sensor: 15,9 mm (Dimensiones: 13,2 x 8,8 mm).
Efecto real: Al igual que el anterior, queda completamente holgado dentro de los 26,7 mm. Cero viñeteo. Este sensor destaca por sus píxeles muy pequeños (2,4 $\mu m$), por lo que, aunque el círculo de luz esté holgado, la resolución por píxel será muy alta pero exigirá un seguimiento muy preciso del objeto a la montura para mantener al objeto y sus detalles dentro del campo. [1]

3. ZWO ASI533 (Formato cuadrado)

Diagonal del sensor: 16,0 mm (Dimensiones: 11,3 x 11,3 mm).
Efecto real: Aunque su forma es cuadrada en lugar de rectangular, su diagonal es idéntica a la del sensor de 1″. Queda completamente iluminado y corregido por el reductor f/0,7. Es una de las combinaciones más limpias y agradecidas para este telescopio, ya que no requiere prácticamente calibración por software para corregir gradientes de luz. [1, 2]

4. ZWO ASI294 (Formato 4/3″)

Diagonal del sensor: 23,2 mm (Dimensiones: 19,1 x 13,0 mm).
Compatibilidad: Excelente, es el «punto dulce» óptimo.
Efecto real: Este formato aprovecha de manera magnífica el cono de luz. Cubre gran parte de los 26,7 mm sin llegar a salirse de los márgenes seguros. Lograrás estrellas perfectas de esquina a esquina de la foto y un campo de visión muy amplio y estético, ideal para galaxias medianas o para cubrir casi totalmente el sol o la Luna. [1]

5. Sensor Full Frame (Cámaras de gama alta o Réflex de formato completo)

Diagonal del sensor: 43,3 mm (Dimensiones: 36,0 x 24,0 mm).
Compatibilidad: Incompatible con el reductor.
Efecto real: Como la diagonal del sensor (43,3 mm) supera por un margen enorme al círculo de luz del reductor (26,7 mm), las esquinas de la foto saldrán completamente negras y recortadas en forma de túnel. Las estrellas fuera de la zona segura se verán gravemente deformadas

Para saber qué tamaño físico (en milímetros) ocupará un objeto del cielo en el foco primario, se utiliza el concepto de Escala de Placa $E_{p}$ . Esta fórmula te dice cuántos grados o minutos de arco del cielo «caben» en un milímetro de tu sensor:

\text{Escala\ de\ Placa\ (en\ minutos\ de\ arco\ por\ mm)}=\frac{3438}{F}

(Donde F es la distancia focal del telescopio en milímetros).

Ejemplo con el C8 a f/7 $(F = 1422\text{ mm}$ ): 3438/1422 = 2,41′. Esto significa que cada milímetro físico del plano focal del telescopio captura exactamente 2,41 minutos de arco del cielo.
Si la Luna mide unos 30 minutos de arco en el cielo, su imagen física en el foco primario medirá: $\frac{30'}{2,41'/mm} \approx \mathbf{12,4\text{ mm}}$ . Cabe de sobra dentro del círculo de luz de 26,7\text{ mm}, aunque no necesariamente en todos los sensores que podemos usar.

2. La Resolución de la fotografía (Escala de Píxel)

La resolución real de los detalles que vas a fotografiar no depende del tamaño total del sensor, sino del tamaño de cada píxel individual en combinación con la distancia focal. Esto se denomina Escala de Píxel (S) y se mide en segundos de arco por píxel ( $(''/\text{píxel}$ ):

S=\frac{\text{Tamaño del píxel (en }\mu \text{m)}\times 206,265}{F}

(Donde F es la distancia focal en milímetros y 206,265 es una constante de conversión matemática).

Si S es menor a $0,6''/\text{pixel}$ (Oversampling): Estás sobremuestreando la información disponible. Los píxeles son demasiado pequeños para la resolución real mostrada en el plano focal. Estás desperdiciando espacio de almacenamiento porque la atmósfera emborronará el detalle y verás estrellas «gordas» que ocupan demasiados píxeles.

Si S está entre $1,0'' \text{ y } 2,0''/\text{pixel}$ : Es el punto dulce ideal para la mayoría de cielos en España. Cada píxel aprovecha al máximo la resolución física del tubo y de la atmósfera.

Si S es mayor a $3,0''/\text{pixel}$ (Undersampling): Estás submuestreando. Los píxeles son demasiado grandes para la resolución de los detalles reales, y las estrellas saldrán cuadradas (pixeladas).

3. El encuadre de la foto (Campo de Visión – FOV)

Para saber qué porción total de cielo va a capturar tu fotografía, debes cruzar el tamaño físico del sensor con la focal del telescopio. La fórmula práctica para calcular el Campo de Visión (FOV) en grados para cada eje del sensor (ancho y alto) es:

FOV\text{\ (en\ grados)}=\frac{\text{Medida\ del\ sensor\ (en\ mm)}\times 57,3}{F}

Alternativamente, si conoces la resolución (Escala de Píxel S) calculada en el paso anterior y el número total de píxeles (resolución del sensor, ej: $4000 \times 3000$ ), puedes calcular el FOV exacto (en segundos de arco) simplemente multiplicando:

\text{FOV\ horizontal (en segundos)}=\text{Número de píxeles horizontales}\times S

Ambas fórmulas son completamente equivalentes.

El Hardware y Software para Astrofotografía

El montaje básico para astrofotografía consiste en el tubo con su buscador, la montura con su motor y software incorporado de seguimiento, un trípode estable, una cámara, conexión de 12 V de la cámara (si es refrigerada) a una batería externa con salida de 12 V, un ordenador portátil, un trípode portátil con una bandeja enroscada donde colocar el ordenador, conexión por cable de datos desde la cámara a un receptor USB-3 del ordenador, y batería con salida de 12 V y de corriente alterna (AC) para alimentar eventualmente al ordenador y a la cámara. En el C8 HD los motores de la montura son alimentados con una batería interna recargable, pero otras monturas podrían tener que conectarse a la batería externa.

La figura siguiente muestra este montaje básico con un refractor con montura alemana.

Foto. Montaje básico para astrofotografía

Puede ser recomendable poner la batería en una bolsa y colgarla de la parte interior del trípode, para estabilizar las vibraciones.

En el ordenador, durante la sesión fotográfica lo habitual es tener abiertos el programa que controla la localización y seguimiento del objeto por la montura, en el C8 se llama CPWI, y el programa que controla la cámara.

Para fotografía planetaria (planetas, Luna y Sol) controlo la cámara mediante el programa SharpCap, que tiene una versión gratuita y otra Premium que permite construir secuencias automatizadas de fotos en momentos predefinidos, sin necesidad de estar pendientes de hacerlo manualmente.

Con el C8 y su montura de serie el proceso de trabajo es el siguiente:

-montar el equipo,

-encender la montura,

-conectar el ordenador con la wifi que emite la montura,

-abrir el programa SharpCap y decirle qué cámara estamos usando, si no la detecta automáticamente; activar LiveView en SharpCap para que nos muestre a tiempo real en pantalla lo que la cámara está viendo;

-mover la exposición y la ganancia de la cámara, desde SharpCap, hasta que el máximo de los histogramas de los tres colores (si la cámara es a color) estén cerca del 75% del valor máximo del eje horizontal. El histograma es la distribución de los píxeles según su grado de iluminación, de cero (izquierda del eje horizontal) a saturación (extremo derecho del eje horizontal). Aumentar la ganancia o la exposición desplazan estos máximos a la derecha, y viceversa. La ganancia idealmente debería estar entre 0 y 300, para no forzar la calidad de la imagen. La exposición típica para Júpiter y Saturno están entre 5 y 20 ms cada fotograma del video, con videos de menos de 2 minutos para Júpiter y menos de 4 minutos para Saturno, para que el programa que apilará (sumará) posteriormente los mejores fotogramas del video (yo uso AutoStakkert!) no note la rotación de la atmósfera del planeta. Para la Luna, 1-5 ms de exposición en videos de 30-60 s, y ganancia de 100 a 200. ShapCap permite seleccionar un cuadro a fotografiar menor e interior al campo completo de la cámara (ROI); esto es recomendable para planetas, con el fin de no hacer trabajar la cámara en píxeles que no muestran al planeta sino un mero fondo negro.

-alinear el telescopio con objetos visibles del cielo con ayuda de CPWI, el buscador (pequeño anteojo de campo amplio adosado al tubo) y el ocular o la imagen mostrada por la cámara en la pantalla del ordenador.

-dirigir el telescopio al objeto que queremos fotografiar, con ayuda de CPWI,

-centrar con precisión ese objeto en el centro del campo que la cámara está mostrando en el ordenador

-Una vez la montura está siguiendo al objeto centrado, podemos dar la orden de start video y end video en SharpCap. Se genera un video en formato SER que será procesado tras la sesión fotográfica con el programa PIPP (centra y ordena por calidad los fotogramas) o directamente por AutoSkattert!, que hace casi lo mismo y además apila los fotogramas en una foto única.

La foto siguiente es la primera que obtuve utilizando el telescopio C8 con reductor de focal x0,7 desde Badalona y con el software citado anteriormente: la Luna en cuarto menguante. El brillo del cielo de una ciudad no afecta mucho a las fotos de la Luna, que es muy brillante.

La foto siguiente fue la segunda obtenida con el equipo citado, esta vez del Sol. Utilicé el filtro solar homologado y saturé un poco el color rojo de la cámara desde SharpCap, para resaltar las manchas solares y algunas estructuras blanquecinas que se entreven en las zonas periféricas:

La fotografía de planetas, al ser objetos tan pequeños, mejora mucho si se hace cuando esos planetas tienen un tamaño aparente mayor, que ocurre cuando están más cerca de la Tierra. Para los planetas exteriores (Marte, Júpiter, Saturno, etc.) este momento ocurre cuando la Tierra se sitúa entre ellos y el Sol, y se llama oposición. La Tabla siguiente muestra en qué momento y constelación se podrán observar las próximas oposiciones de los planetas exteriores Marte, Júpiter y Saturno.

Cronograma de las próximas dos oposiciones planetarias

Planeta	Primera oposición futura	Segunda oposición futura	Constelación (Primera / Segunda)
Marte	19 de febrero de 2027	25 de marzo de 2029	Leo / Virgo
Júpiter	11 de febrero de 2027	12 de marzo de 2028	Leo / Leo
Saturno	4 de octubre de 2026	17 de octubre de 2027	Piscis / Piscis

Para los planetas interiores, Venus y Mercurio, no puede haber oposición, pero los momentos mejores para observarlos son los de máxima elongación (ya sea Este u Oeste respecto al Sol). En este punto, el planeta alcanza su mayor separación angular respecto al Sol en nuestro cielo, permitiendo verlo de forma segura justo después del atardecer o antes del amanecer.

Fig. Oposición, Conjunción y elongación máxima de un planeta respecto a la Tierra

La Tabla siguiente muestra las dos próximas elongaciones máximas que tendrán Mercurio y Venus.

Próximas dos elongaciones máximas de los planetas interiores

Planeta	Tipo de elongación	Fecha exacta	Separación angular	Cuándo y dónde observar
Mercurio	Oriental (vespertina)	12 de octubre de 2026	25° 09′	Al atardecer, hacia el oeste.
Mercurio	Occidental (matutina)	20 de noviembre de 2026	19° 37′	Al amanecer, hacia el este.
Venus	Occidental (matutina)	3 de enero de 2027	46° 57′	Al amanecer, hacia el este (muy brillante).
Venus	Oriental (vespertina)	Agosto de 2028	~45° 00′	Al atardecer, hacia el oeste.

Las páginas web Efemérides Astronómicas, Star Walk, y In-The-Sky.org proporcionan información sobre las posiciones de los planetas principales. Programas con información planetaria útil instalables en ordenador o móvil son Stellarium y Celestia.

El Eclipse del 12 de Agosto de 2016

El 12 de agosto de este año tuvo lugar un eclipse total de sol que se pudo observar desde Asturias hasta Valencia. En Barcelona el eclipse previsto era parcial al 99,9% por lo que me desplacé una semana antes a los alrededores de Vandellós en Tarragona, que sí estaba situada en la zona de sombra o de eclipse total. Encontré que el Mirador de Falset era adecuado por su orientación Oeste limpia de obstáculos, y madrugué el día del eclipse para estar allí por la mañana sobre las 9. A esa hora ya había dos vehículos tipo furgoneta y roulotte aparcados, que probablemente habían hecho noche.

Aparqué en un lugar adecuado, cerca de un árbol, y cubrí el coche con dos mantas o sábanas plateadas llamadas de emergencia, para evitar un sobrecalentamiento del coche y de las tres partes del telescopio, que estaban dentro. Había llevado una garrafa de 6 litros de agua con intención de ducharme con ella en caso de calor extremo, pero no fue necesario ni utilizarla, pues las sábanas plateadas mantuvieron el interior del coche a una temperatura soportable, que de cuando en cuando ayudaba a bajar encendiendo unos minutos el motor y el aire acondicionado.

Una hora antes del comienzo del eclipse parcial monté las tres partes del telescopio, el trípode con bandeja para el ordenador, la cámara, la batería y finalmente el ordenador con su conexión de datos con la cámara. Había montado un pequeño buscador solar, que proyecta un punto de luz sobre una pantalla posterior traslúcida con una diana. Utilicé un nivel de ojo de buey con burbuja, para poner el trípode completamente horizontal y una brújula para orientar el tubo horizontalmente hacia el norte magnético, y luego girar dos grados hacia la izquierda el tubo, pues la declinación del norte magnético respecto al real es de 1,8ºE en esa zona según la web de la NOAA Magnetic Declination Calculator. Coloqué un filtro solar homologado enroscado en la parte delantera del tubo.

Cuando indiqué a CPWI que alineara el tubo con el Sol, el punto de luz que debía proyectar el buscador no aparecía, aparentemente porque el movimiento de las ramas periféricas del árbol cercano difuminaban la imagen del Sol. Poco a poco el punto apareció intermitentemente en la diana, y pasó casi media hora hasta que el punto se volvió permanente y pude alinearlo en el centro de la diana con las flechas de movimiento del programa CPWI en modo alineación y sincronización de objeto. Inmediatamente la imagen del Sol apareció en la pantalla del programa SharpCap, confirmando que el buscador estaba muy bien alineado con el tubo (lo había alineado unos días antes). En ese momento respiré más tranquilo, pues faltaban unos 25 minutos para el comienzo del eclipse, y ya todo consistía en corregir cada 20 minutos, en CPWI, la posible deriva del seguimiento automático respecto al movimiento real del Sol.

Hay varias páginas web que calculan los tiempos exactos en que comienza y termina las distintas fases del eclipse observado desde cualquier punto geográfico que se le indique. Conociendo estos tiempos con antelación, días antes había programado en SharpCap (la versión Premium lo permite) una secuencia automática de fotos que comenzaba con el eclipse parcial y realizaba una tríada de fotos cada 50 s, con ganancia y tiempo de exposición que calibré in situ minutos antes del eclipse (unos 3 ms de exposición y ganancia de 140). El objetivo era poder montar luego un time-lapse con las imágenes. Para los 71 s de eclipse total, programé una serie ininterrumpida de tríadas de fotos, con tiempos de exposición variando cíclicamente entre 1 ms, 10 ms, 100 ms, 500 ms y 1,2 s. El objetivo era captar tanto las protuberancias solares como la corona interior, la corona media y la corona exterior. Y para los 20 s antes y después de la totalidad, tenía programado otro ciclo de tríadas de fotos con 1 ms, 10 ms y 100 ms, para intentar fotografiar las perlas de Baily y el anillo de diamante que se observa en las transiciones entre eclipse parcial y total. Esta secuencia queda programada en un fichero que se puede abrir y ejecutar en SharpCap minutos antes de que empiece el eclipse, porque su primera instrucción es «Wait until 19:35:33» (la hora a la que comenzaba el eclipse).

Todo funcionó sorprendentemente bien para ser la primera vez que programaba una secuencia de fotos con el telescopio. El comienzo del eclipse total fue un momento mágico: un punto brillante (el anillo de diamante) apareció de repente en un lado del sol y segundos después se hizo la noche, como si un mago cósmico hubiera agitado una varita mágica.

Para los 71 s de la totalidad, obtuve 34 fotos para cada tiempo de exposición: 1 ms, 10 ms, 100 ms, etc. Las fotos de igual exposición las agrupé todas en la misma carpeta. El procesado de esas fotos se hace después del eclipse, tranquilamente en casa. Utilicé el programa Siril. Este programa abre las fotos originales que le indicamos (obtenidas por SharpCap en formato fits) y las convierte a una secuencia interna con la que trabajará («Convertir»). Luego alinea, o sea superpone, las fotos de modo que sus detalles comunes principales coincidan («Registro»). Luego, en «Apilado» rechaza las fotos defectuosas y «suma» las imágenes resultantes para obtener una foto única que recoge todos los detalles fotografiados. Finalmente, se procesa la imagen estirando su distribución de colores y brillos mediante algún filtro del programa que nos guste, la transformación Asihh me funcionó muy bien para contrastar la corona o las protuberancias.

Para fotos únicas, como la del momento en que aparece el anillo de diamante o las perlas de Baily, hay que abrir la foto seleccionada con la opción Debayer activada (para visualizar el color) y se procesa individualmente con la transformación Asinh por ejemplo.

Para hacer un time-lapse con las fotos del eclipse parcial, las fotos originales (en formato fits) se abren con Siril y mediante «Convertir» la convertimos en una secuencia. Luego, en «Secuencia», la exportamos en formato tiff sin normalizarlas. Y esa serie de fotos tiff las agrupamos y convertimos en un video con el programa PIPP.

Todos estos programas son gratuitos, salvo SharpCap en la versión Premium, que tuve que utilizar para poder programar la secuencia automática de fotos.

Lo siguiente es un time-lapse de andar por casa que hice con las fotos tomadas cada 50 s durante el eclipse parcial.

La foto siguiente muestra algunas perlas de Baily que pude observar justo antes de la totalidad, aunque no con total claridad. Se producen cuando el borde final del disco solar queda cortado intermitentemente por el relieve de la Luna:

Las dos fotos siguientes muestran el llamado anillo de diamante que se produce segundos antes del paso a la totalidad. Las exposiciones son de 10 ms, la primera foto no está tratada y la segunda fue procesada con el estiramiento Asinh de Siril. Se observan protuberancias solares en distintos puntos del disco.

La foto siguiente muestra la corona interior y algunas protuberancias, obtenidas mediante el apilamiento de las fotos de 1 ms de exposición:

La foto siguiente muestra la corona media, obtenida mediante el apilamiento de las fotos de 10 ms de exposición, y estirada mediante transformaciones Asinh y wavelets:

La foto siguiente muestra la corona exterior, obtenida mediante el apilamiento de las fotos de 100 ms de exposición, y el posterior tratamiento con estiramiento del histograma:

La foto siguiente muestra de nuevo la corona externa, obtenida mediante el apilamiento de las fotos de 1200 ms de exposición y el posterior estiramiento con Asinh:

El seguimiento automático de la montura continuó hasta la puesta, que se produjo con el Sol aún en eclipse parcial. Desde el mirador de Falset, el Sol se puso exactamente sobre el Parque eólico de Barbers, por lo que el telescopio mostraba a los molinos girando. Aproveché para sacar un video con SharpCap. Ese video, en formato SER, lo giré 180 grados y convertí a formato MP4 comprimido hasta 120 MB con PIPP. Luego, con el editor Microsoft Chipchamp, saturé el color rojo del video y reduje su tamaño a 22 MB:

El software de astrofotografía facilita mucho la labor y no es difícil familiarizarse con su uso. Antes de dar los primeros pasos, es de gran ayuda inscribirse en alguna asociación astronómica, que suelen organizar cursos teórico-prácticos de astrofotografía y pueden orientarte a la hora de comprar el telescopio, la cámara y la montura. Los programas de IA pueden ayudar también en la elección de los parámetros más adecuados cuando se utiliza SharpCap, AutoStakkert!, u otros programas de tratamiento de fotos y videos astronómicos.

En un futuro artículo hablaremos de cómo realizar astrofotografía de objetos de cielo profundo.