FOTOGRAFIA ASTRONÒMICA AMB CÀMERES CCD
La fotografia a esdevingut des de el seu
descobriment una eina indispensable de la que l’astronomia s’ha aprofitat des
de que l’inventor Joseph N. Niepce (1765-1833) obtingué la primera fotografia
permanent. Anys més tard, en Louis Jacques Mandé Daguerre (1789-1851) va
treballar durant molt de temps en un sistema per aconseguir que la llum incidís
sobre sals de plata de tal manera que enfosquís la suspensió salina mostrant
una imatge duplicada de l’escena fotografiada.
Durant tot el segle XX la tecnologia fotogràfica es va desenvolupar fins
al que avui dia coneixem com a fotografia digital. Amb aquesta tècnica, la foto queda gravada dins un medi sòlid del
qual es pot transferir a l’ordinador o enviar per Internet, de tal manera que
no cal passar-la forçosament a paper.
El principi bàsic de la fotografia amb càmeres CCD
es similar al de les digitals, es a dir, hi ha un xip dels coneguts com CMOS o
CCD. Aquests xips estan construïts amb
uns elements bàsics de captació de llum coneguts com a “pixels”, a major nombre
de pixels, més sensibilitat i definició de la imatge, (també hauríem de tenir
en compte les dimensions del pixel, però això es una qüestió molt més tècnica i
profunda), els pixels tenen la particularitat de ser extraordinàriament
sensibles a la llum. Per tal de que us
feu una idea, una camera CCD normal pot equiparar-se a una pel·lícula de
sensibilitat entre 20.000 i 30.000
ISO/ASA. Aquesta capacitat de captació de la llum és el que ens permet que
puguem fotografiar galàxies llunyanes amb pocs segons d’exposició.
La fotografia amb CCD no te gens que veure amb la
fotografia convencional ni tan sols amb la digital, atès que per a fer una
fotografia és indispensable l'ús d'un ordinador. Les fotografies es veuen a la pantalla de
l’ordinador, es a dir que l’enfocament també es fa fent successives fotografies
fins que aconseguim una imatge clara i precisa.
Aquestes cameres pateixen del que es coneix com a
soroll tèrmic o soroll electrònic, això no és un altre cosa que el propis
electrons del xip causant soroll quan es “positiva” la imatge en forma de punts
blancs. Per evitar aquest indesitjable “soroll”
aquestes cameres han de treballar a temperatures molt baixes, d’uns quants
graus sota zero. Per entendre’l millor a menys temperatura el electrons es
mouen més lents i no deixen tantes marques.
Baixar la temperatura s’aconsegueix de dues maneres, una es refrigerar
la camera amb hidrogen, sistema que resulta complicat, car i fins i tot
perillós. L’altre sistema i el que
incorporen la majoria de les cameres, es la auto refrigeració electrònica mitjançant un mòdul de Peltier.
Aquest mòdul és a grans trets un par termoelèctric de dos metalls que al pas
d’un corrent elèctric produeix una diferència de temperatura en ambdues parts
dels metalls units, una part es calenta i l’altre es refreda. Doncs bé, posant la part freda del mòdul d’amunt de la part no sensible del CCD
s’aconsegueix que la camera arribi a temperatures d’entre 25 i 50 graus per
sota de la temperatura ambient. Cal
també recordar que les cameres CCD no tenen òptica, aquesta serà la que
col·loquem nosaltres davant del detector
o “xip”
Per tal d’obtenir uns bons resultats amb aquesta
tècnica fotogràfica es necessari fer a més de la fotografia de l’objecte
concret una sèrie de fotografies complementàries i un tractament especial.
Aquestes fotografies són: Foto de bias, flats i fotos darks, que
traduint vol dir:
Bias: Fotografia amb la camera tapada i mínima exposició.
Flat: Fotografia d’una zona blanca o del cel durant el crepuscle abans
que surtin estels. Dark:
Fotografia amb la camera tapada i del mateix temps d’exposició que la
fotografia del objecte que hem fotografiat.
Desprès amb un programa informàtic es fa el tractament restant i
dividint les imatges bias, flats i darks de la imatge original corresponent.
Que tingueu un bol cel.
Astronòmicament vostres.
Armand Oliva i Becerra