C/2020 F3 NEOWISE

El 19 de julio pudimos observar a simple vista el cometa C/2020 F3 NEOWISE.
Se encontraba en el noroeste entre Dubhe y Merak (Osa Mayor), a unos 20 grados sobre el horizonte.
Su distancia a la tierra era de algo más de 100 millones de km y aunque nos parezca una distancia enorme, hay que tener en cuenta que el sol está a 150 millones de km de nosotros.

Se calcula que no volverá a visitarnos en los próximos 6.800 – 7.000 años, así que a los pocos días y a pesar de encontrarse demasiado bajo para nuestro observatorio, decidimos intentar fotografiarlo.

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M13 Hercules Cluster

Hacía más de tres años que no publicábamos ningún post.
No teníamos ni idea de cómo nos encontraríamos el material, la alineación, la electrónica, así que no queríamos complicarnos la vida con un objeto muy débil o a baja altitud.

A pesar de que nuestra configuración actual tiene una focal corta (600 mm), elegimos M13 por encontrarse próxima al zenit durante los días de captura.

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IC1848: estudio sobre el SNR (signal to noise ratio)     Capturas largas vs capturas cortas

IC 1848 estudio sobre el SNR

Para conseguir capturar los detalles más tenues de los objetos de cielo profundo, hay que atenuar tanto como sea posible el ruido de la imagen.

SNR o S/N es la abreviación en inglés de la relación señal / ruido.

Una pregunta que cabe preguntarse es: ¿qué es mejor, realizar capturas largas o capturas cortas para un mismo tiempo de exposición total dado?

Hace un mes decidimos probarlo y como siempre hacemos, comenzamos a buscar información sobre el tema esperando a que las condiciones meteorológicas nos permitieran realizar nuestra prueba.
El primer párrafo de este post corresponde al inicio de un interesantísimo artículo de la web Starizona que, tras su lectura, nos ha abierto nuevas preguntas.

Para los impacientes, tras la prueba y a la vista de los resultados, hemos decidido dejar de hacer capturas de larga exposición. De ahora en adelante acumularemos tantas capturas cortas (<= 10 min) como las condiciones de la noche nos permita.
Las ventajas son numerosas.

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Triangulum

En base a algunas de sus notas en el tratado «De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus» se cree que Giovanni Battista Hodierna fue la primera persona en observar y catalogar la galaxia del triángulo en algún momento anterior a 1654.
No obstante, esto no se supo hasta 1985, fecha en la cual se redescubre el texto y se da a conocer.

En aquella época Sicilia estaba relativamente aislada del resto de Europa y eso probablemente propició que el trabajo de Hodierna cayera en el olvido durante más de trescientos años.

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Orion Nebula (M42)

Entre finales de diciembre y principios de febrero capturamos un clásico de la temporada de invierno, la gran nebulosa de Orión.

Es un objeto muy brillante que puede distinguirse a simple vista en cielos sin contaminación y por tanto, muy agradecido por su elevado nivel de señal.

M42 se encuentra a unos 1270 años luz de la tierra y su diámetro estimado es de 24 años luz, pero… ¿cómo imaginar su tamaño y distancia respecto a nosotros cuando hablamos en unidades de años luz?

Pues bien, si el disco que forma la imagen de la tierra tuviera un diámetro de unas 11 micras, es decir, algo mayor que un pixel de la QHY8 Pro, M42 ocuparía la superficie de Bélgica y si esta estuviera centrada en Bruselas, el pixel que representaría el tamaño de la tierra, estaría en Manila.

Así de descomunal es este espectacular objeto del barrio galáctico en el que vivimos.

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Flaming Star Nebula (IC 405)

Esta nebulosa de emisión/reflexión es un objeto de magnitud 6 de 37 x 10 minutos de arco que se encuentra en la constelación de Auriga.

La estrella AE Auriga se conoce como «Flaming Star», de ahí el nombre de esta nebulosa.
AE Auriga que en nuestra imagen destaca en la parte superior central, es la responsable de la ionización del hidrógeno interestelar que la rodea.

AE Auriga es una estrella azul muy caliente y brillante. Tiene una luminosidad del orden de 26.000 a 33.000 veces la de nuestro sol y su radio es 5 veces el de este.
Si imagináramos a nuestro sol y a AE Auriga como dos frutas y el sol tuviera el tamaño de una cereza, AE Auriga sería del tamaño de una naranja grande.

La nebulosa se encuentra a 1500 años luz y tiene un radio de 2,5 años luz.

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Cave Nebula (Sh2-155)

La nebulosa de la caverna es un objeto de magnitud 7,7 de tamaño generoso (50 x 30 minutos de arco) que se encuentra en la constelación de Cefeo.

Destacan la alternancia de zonas brillantes y oscuras así como la densidad estelar del plano galáctico que se observa en la parte superior derecha de la imagen.

Lo que hoy vemos es como era esta nebulosa durante la juventud de Platón (400 a.c.) ya que se encuentra a 2400al.

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SV aligner: vídeo tutoriales y mucho más

Hemos actualizado la página www.svaligner.com con vídeo tutoriales, guías e imágenes de rotación del cielo a distintas longitudes focales.
Tanto para aquellos que ya os suena el tema como para los que no, os recomendamos esta demo rápida.

Si nunca has utilizado SV aligner pero quieres probarlo en tu próxima alineación a la polar, te recomendamos los 5 vídeo tutoriales paso a paso.
En función de la precisión de los mandos de altitud y azimut de tu montura, podrás conseguir una alineación a la polar con un error total del orden de 10 segundos de arco.

Para los expertos, hemos añadido una sección sobre como utilizar el factor de escala para alinear sin tener que capturar la imagen larga de rotación del cielo y otra sobre como medir y corregir el error de cono.

Si no necesitas una alineación muy precisa a la polar, también hemos pensado en ti 😉
Esta es una demo de alineación por el método de la hora local angular de Polaris.

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Crescent Nebula (NGC6888)

Seguimos poniendo a prueba la óptica activa, pero esta vez con la nueva configuración a F6.2 (1242m). Como ya hemos comentado en posts anteriores, nuestro seeing es pésimo hasta el punto de hacer que no valga la pena trabajar a 1800mm. Aunque a 1800mm conseguimos una ampliación mayor, la realidad es que no se traduce en un detalle mayor que a 1242mm y por el camino perdemos un montón de luminosidad.

Por tanto, aprovechando el incremento de luz que ganamos a F6.2 (prácticamente el doble que a F9), hemos vuelto a revisitar una nebulosa que ya habíamos capturado anteriormente pero con resultados bastante discretos. Como vamos a ver, la cosa ha mejorado notablemente.

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PHD2 + SXV AO LF + SXV Lodestar

En octubre de 2011 tras comprar la SXV AO LF nos despedíamos del PHD.
Hasta entonces habíamos guiado siempre con él e incluso le habíamos dedicado un par de post a sus parámetros y al guiado con la Lodestar.

El PHD es sin duda «la mejor aplicación de auto guiado», punto.
No obstante, en octubre de 2011 no soportaba ópticas activas y de ahí que no nos quedara más alternativa que utilizar la aplicación del fabricante para controlarla.
Ahora eso ha cambiado 😉

Para aquellos que no lo sepáis, PHD es un proyecto Open Source tal y como indica su desarrollador, Craig Stark en la página de la aplicación.
«PHD Guiding (v1.14) is free. PHD is actually even better than free. PHD Guiding is even open source (Mac, Windows, and eve a Linux version too!)»

Aquí encontraréis los links del proyecto PHD2:

Site del proyecto
Grupo de discusión de los desarrolladores y los beta testers
Downloads de PHD2 (de momento en versiones Alpha)

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VC200L f6.4 + SXV AO LF ahora a f6.2 (III)

Recordemos que en el primer post de la serie se planteaba el problema; por qué conviene trabajar con el VC200L a f6.4 y como la distancia del reductor de focal al plano del CCD nos impedía utilizar la SXV AO LF. En el segundo post analizábamos cómo reducir la distancia entre el reductor de focal y la parte anterior del cuerpo de la AO.

En este tercer y último post de la serie, analizamos las distancias del tren óptico posterior al cuerpo de la AO y los problemas que surgen para mantener la Lodestar parafocal con la Luna QHY8 Pro.

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Mecanizados Lunáticos – VC200L f6.4 + SXV AO LF (II)

Continuando con el último post, para poder ajustar la distancia de trabajo de forma que la separación de la superficie óptica del reductor de focal quede a los 87,18 mm recomendados por el fabricante, hay que actuar en dos zonas del tren óptico.
Por un lado hay que reducir la distancia de los elementos situados en la parte posterior a la SXV AO LF y por otro, tema que nos ocupará en este post, también hay que minimizar la distancia de la posición del reductor de focal respecto a la superficie anterior del cuerpo de la AO.

Tras un arduo trabajo que mantuvo a Pedro ocupado durante horas y horas modelando todos los elementos del tren óptico en SketchUp, finalmente nos quedó muy claro que nos hacía falta una pieza a medida que nos permitiera utilizar el reductor de focal.

La pieza en cuestión tenía que reunir tres requisitos:
Primero: que se pudiera enroscar en el frontal de la AO.
Segundo: que se pudiera enroscar en el draw tube del VC200L.
Tercero: que permitiera «embutir» el reductor de focal dentro del cuerpo de la AO para aproximar sus superficies ópticas tanto como fuera posible.

Pero… aunque tuviéramos claro el tipo de pieza que nos hacía falta…
¿Quién nos podía hacer una pieza así?

Nuestros amigos de Lunático, por supuesto.

Lunático se ha convertido en nuestro proveedor para todo tipo de material astronómico.
Sí, sí, para todo: cámaras, tubos, seletek, la AO, estrella artificial, Flat panel, OAG, adaptadores varios, máscaras Bahtinov y ahora además, para piezas a medida.

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VC200L f6.4 + SXV AO LF (I)

A pesar de que el clima de la localización geográfica de nuestro observatorio no es el más indicado para la astrofotografía a focales largas, en el último año hemos estado trabajando con el VC200L VISAC a f9 (1800 mm de longitud focal).

Durante este tiempo hemos conseguido un par de capturas decentes de M33 y M31 aunque no estuvieron a la altura de lo que habíamos conseguido con el SW ED80 a f7.5 (600 mm) en años anteriores. No obstante, el esfuerzo nos ha servido para aprender mucho sobre el VISAC y las limitaciones que nos impone nuestro seeing local habitual.

Tras un año de pruebas, medidas y cálculos, la conclusión evidente es que lo mejor sería trabajar a una focal más corta en lugar de seguir con la configuración actual a 1800 mm.

Pero… ¿por qué insistir con el VC200L en lugar de volver al SW ED80 o probar con el LXD75 SN8 aprovechando que estas dos configuraciones son prácticamente inmunes al mal seeing y maximizan el nivel de señal de captura?

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Corrección del error de cono del VC200L VISAC

El Vixen VC200L VISAC viene de fábrica sujeto a una cola de milano.
Esto hace que la corrección del error de cono no sea posible de una forma sencilla.

¿Y qué necesidad hay de arreglar el error de cono?
El error de cono impacta en el cálculo que realizan los algoritmos de modelado del cielo y en su acción de GOTO asociada.

En nuestro caso, además, para alinear con SV aligner configuraciones a longitudes focales relativamente largas como la del VISAC a f9 (1.800 mm) o mayores, es recomendable corregir errores de cono acusados. De lo contrario, la localización de estelas de referencia entre imágenes puede complicarse innecesariamente.

Para calcular el grado de error presente en el VC200L seguimos los pasos de nuestra guía sobre cómo medir el error de cono con SV aligner.
Guía_error_de_cono.pdf ___(actualizada el 26/2/2013)

Hasta aquí todo perfecto, pero…
¿Cómo se corrige el error de cono sin contar con una sujeción mediante anillas o tornillos de colimación en la cola de milano? Buena pregunta.

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SV aligner: como utilizar el factor de escala

Técnicamente el factor de escala en SV aligner es el ratio entre la distancia en píxeles de los puntos de inicio del par de estelas de referencia de cada imagen.

El factor de escala nos permite comprobar la alineación de nuestro sistema con imágenes de rotación del cielo de terceros o nuestras pero capturadas con una configuración distinta a la actual (distancia focal y/o cámara). Esto es muy práctico puesto que evita que tengamos que capturar una imagen de rotación del cielo (imagen larga de 90 minutos) para todas y cada una de las configuraciones ópticas con las que trabajemos.

Además, también nos permite saber si la selección del par de estelas de referencia entre imágenes es correcta, es decir, si hemos identificado correctamente el mismo par en ambas imágenes.

Hemos comprobado que un VISAC a f9 (1.800 mm) se puede alinear con total precisión utilizando una imagen de rotación del cielo capturada con un SW ED80 (600 mm).

Con el objetivo de analizar el factor de escala a fondo, hemos preparado una guía donde explicamos detalladamente en qué consiste, cómo funciona y qué consideraciones previas conviene tener en cuenta.

Guía_factor_de_escala.pdf

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Reseña de SV aligner en la revista AstronomíA

El número de este mes de Febrero de 2013 de la revista AstronomíA, incluye una reseña sobre SV aligner.

Desde aquí, queremos aprovechar para agradecer al equipo de la revista, la oportunidad que nos han dado de divulgar nuestra herramienta en sus páginas.

Por último, nuestras felicitaciones por el excelente contenido, diseño y funcionalidad de la versión electrónica de la revista para iPAD.

Para todos aquellos que tengáis un iPAD, aquí va el link: Astronomía Magazine

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Galaxia del Triángulo (M33)

Tras la Andrómeda de diciembre, ahora le ha tocado el turno a su vecina M33.

La galaxia del Triángulo es la tercera en brillo y tamaño del Grupo Local y por su proximidad, una de las galaxias más estudiadas.
Los expertos destacan de M33 el ritmo de creación de estrellas de sus regiones de hidrógeno ionizado y en nuestra imagen se aprecia claramente el objeto más significativo de este tipo, NGC 604. Según los datos recogidos en la Wikipedia, se trata junto con NGC 2070 en la Gran Nube de Magallanes, de la mayor región de formación estelar del Grupo Local y una de las mayores conocidas.

Con un diámetro de 1500 años luz, NGC 604 es 40 veces mayor y 6300 veces más luminosa que M42. Si estuviera a la misma distancia que esta y centrada en la Osa menor, ocuparía el área de las constelaciones de Dragón, Osa menor y Cefeo juntas.
Sin duda, sería todo un espectáculo.

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SV aligner, problema con la localización de estelas de referencia entre las imágenes Mov. Cielo y Mov. R.A.

SV aligner es una herramienta para alinear de forma precisa a la polar.

Ahora bien, para poder medir el error de alineación y calcular la corrección necesaria, la aplicación necesita que le indiquemos dos estelas de referencia en la imagen de rotación del cielo y el mismo par de estelas en la imagen rápida de rotación de la R.A.
Esta es la base del método Sánchez – Valente.

Pero… ¿qué pasa cuando las estelas de la imagen de rotación de la R.A. parecen no coincidir de ninguna manera con las de la imagen de rotación del cielo?

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El núcleo de Andrómeda (M31)

Hace 2,5 millones de años, en la tierra se dio una inversión geomagnética denominada «límite Gauss-Matuyama». Este evento marca el inicio del pleistoceno.
En ese período, nuestro antepasado el homo rudolfensis habitaba el este de Africa.
Hace 2,4 millones de años una duplicación accidental del gen SRGAP2 en uno de nuestros ancestros, cambiaría el curso de la especie haciendo que con el devenir del tiempo su cortex cerebral creciera espectacularmente y se hiciera mucho más denso y complejo.

A pesar del inmenso avance científico de las últimas décadas, sólo conocemos algunos eslabones de cómo era la tierra, la naturaleza y nuestros antepasados en aquella época.

Sin embargo, sabemos muy bien como era Andrómeda hace 2,5 millones de años.
Era como la vemos hoy.

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Medida y corrección del error de cono con SV aligner

El error de cono es un error de alineación entre el eje óptico y el eje de rotación de la R.A. Cuando el eje óptico no es paralelo al eje de rotación de la R.A., hay error de cono.

Corregir este error no siempre es fácil, puesto que implica hacer ajustes con los tornillos de sujeción de la cola de milano y/o anillas de sujeción.
Estos movimientos de ajuste generan grandes distorsiones (desplazamientos) en la imagen de control y por tanto complican el proceso.
Además, no siempre es posible realizar este ajuste puesto que hay tubos que no permiten controlar su alineación respecto a la cola de milano o pletina de sujeción.

Pero… ¿cómo sabemos si nuestra configuración tiene o no error de cono y en qué grado nos afecta?
De eso va este post. Qué es, cómo afecta, cómo se mide y cómo se corrige el error de cono.

Guía_error_de_cono.pdf
actualizada el 26/2/2013

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