En realidad, cuando hablamos de galaxias, estamos hablando de cientos de miles, millones y miles de millones de años luz de distancia.
El telescopio espacial Hubble, o HST, un tipo de telescopio que llamamos un telescopio Ritchey Chretien que orbita la Tierra y en lugar de un ocular para mirar, tiene un conjunto de instrumentos que incluyen cámaras digitales y espectrómetros.
Para tomar una imagen, el telescopio primero debe apuntar al objetivo, digamos M51, la galaxia Whirlpool. Los operadores lo apuntan controlando la velocidad de varios giroscopios que giran en el satélite. Cuando están todos equilibrados, se mantiene casi perfectamente inmóvil, pero al variar la velocidad de uno o más pueden hacer que el telescopio gire lentamente hasta que apunte a M51.
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Luego, toman una serie de exposiciones. Exposición es el término que usamos cuando hablamos de abrir el obturador de la cámara y “exponer” el sensor óptico a la luz que viene del objetivo. Debido a que el HST tiene varios instrumentos, se usan espejos para dirigir la luz al instrumento elegido.
Las cámaras de imágenes utilizadas por el HST (y la mayoría de los profesionales) no son cámaras a color como la cámara de su teléfono o una DSLR. Son cámaras monocromáticas. Cada píxel simplemente registra un nivel de brillo. Cuando el sensor está expuesto, los fotones de luz lo golpean y cada píxel es como un pozo que ahorra esos fotones. Imagine colocar miles de vasos cuadrados en una cuadrícula y recoger agua de lluvia en ellos. Esto es esencialmente lo que hace un sensor de cámara con fotones. En una cámara convencional como en su teléfono, hay filtros de color incorporados para hacer lo que voy a explicar. Pero en un CCD astronómico (dispositivo de carga acoplada o sensor de cámara), estos generalmente solo se refieren al brillo. Cuando miras la imagen, ves dónde las cosas eran más oscuras o más claras, creando lo que consideramos una imagen en blanco y negro. Entonces, ¿cómo obtenemos las excelentes imágenes en color? Llegaré a eso …
Incluso antes de que hagamos color, en realidad tomamos múltiples imágenes. Incluso el HST no se queda perfectamente quieto, y algunas exposiciones serán mejores que otras. Entonces, en lugar de una sola imagen, tomamos muchas de ellas. Debido a que los datos de la imagen son esencialmente un registro de valores de brillo para cada píxel, podemos hacer algunos cálculos matemáticos con esos archivos para obtener una mejor imagen. Primero, podemos tomar el promedio de cada archivo. Digamos que tenemos 10 exposiciones que duran 60 segundos. Cuando observa el valor del píxel superior izquierdo, en los archivos, los valores son: 100, 101, 100, 100, 102, 135, 99, 100, 101, 100. Ahora, si tomamos un promedio simple, llegamos a 103.8. Entonces podríamos decir que el brillo real en ese punto de la imagen debería ser de aproximadamente 103.8. Por supuesto, si observa esos valores, notará que todos menos uno están muy juntos, eso es extraño … ¿por qué es diferente? Bueno, hay muchas maneras en que podría suceder. Podría haber aparecido una luz brillante entre nosotros y … un rayo cósmico podría haber golpeado el sensor de la cámara, podría haber sido una falla cuando el archivo se guardó en la memoria … todo tipo de razones. Por lo tanto, podríamos hacer un promedio ponderado y descartar cualquier valor que sea inusualmente alto. Como eso es más de 2 desviaciones estándar sobre el promedio, podríamos ignorarlo y volver a calcular. Esto nos da un promedio de 100.3, que es muy similar al resto de nuestros valores. Hacemos esto para cada píxel y podemos tener una mejor idea de cuál debería ser la imagen “real” a través de la probabilidad estadística.
También podemos agregar los archivos juntos. Echemos un vistazo a esa pila de 10 imágenes otra vez … después de que descartemos el bicho raro que resultó con 135 para el valor de brillo, podríamos sumarlos todos y obtener un brillo total de 903 … que es lo que deberíamos obtener si hiciéramos un Exposición de 9 minutos. Por lo tanto, estamos creando una exposición más larga al sumar un montón de exposiciones más cortas.
Estos métodos se denominan “Apilamiento” y los astrofotógrafos modernos los utilizan para crear las deslumbrantes imágenes que se ven en línea y en forma impresa.
Ahora, dije que íbamos a colorear … hasta ahora solo estamos haciendo monocromo: niveles de brillo (lo que la mayoría de la gente llama blanco y negro). Para crear una imagen en color, hacemos lo que se llama un compuesto de color. Las dos formas principales en que hacemos esto son RGB compuesto o LRGB compuesto. Los métodos son similares.
Cuando hago imágenes, prefiero LRGB. Sin embargo, el Hubble a menudo solo hace RGB. Para hacer LRGB, primero, hacemos una imagen de solo brillo. Esto le dará a la imagen detalles y estructura, la forma de las cosas. Llamamos a esto el marco de luminancia. Luego, hacemos una imagen a través de un filtro rojo. La cámara no sabe ni le importa que sea un filtro rojo entre ella y la fuente de luz, solo registra los niveles de brillo. Pero sabemos que la imagen se hizo a través de un filtro rojo. En el caso de LRGB, esto a menudo se hace con una resolución más baja. Las cámaras en el HST son algo así como 2048 píxeles por 2048 píxeles. Podría, en cambio, hacer lo que se llama “binning” y tratar cada conjunto de píxeles 2 × 2 como un píxel virtual. Luego termino con 1024 por 1024 píxeles en mi imagen final, exactamente ¼ de la cantidad total de píxeles. Pero cada píxel virtual puede capturar 4 veces más datos, por lo que terminaré con una imagen más brillante, aunque es menos detallada. Pero, recuerde, tengo mi imagen de Luminancia para darme eso. Después de hacer mi rojo, hago mi verde, luego mi imagen azul. Probablemente haré múltiples exposiciones de cada filtro, al igual que con la Luminancia, y las “apilaré” para producir mis imágenes finales en rojo, verde y azul.
Con las imágenes RGB separadas, puedo superponerlas y combinarlas para crear una imagen en color. Ahora, esta imagen en color no es tan detallada como mi imagen de Luminancia, pero tiene todos mis datos de color. Luego puedo volarlo al mismo tamaño que mi imagen en color, y ponerlo encima, luego decirle a la computadora que use los valores de color de mi imagen RGB, pero use el brillo de mi imagen de Luminancia. Después de un poco de trabajo para limpiarlo, tengo una imagen final.
En el caso del procesamiento RGB (sin L), todas las imágenes se toman con la resolución que quiera para mi imagen final (generalmente la más alta que puedo), y se superponen para crear una imagen en color, pero no se superponen a la luminancia. contienen todos los detalles también.
Sin embargo, hay otra cosa que se puede hacer aquí y que se hace con frecuencia con el HST: imágenes de banda estrecha.
Un filtro rojo, verde o azul es lo que todos usamos para los filtros de banda ancha o de paso ancho: dejan pasar una amplia gama de diferentes tonos de luz. Generalmente podemos ver luz con frecuencias de aproximadamente 420 a 680 nanómetros, esa es la distancia entre los “picos” de las ondas de luz. La luz azul es de menor frecuencia, hacia los 400. La luz roja es de mayor frecuencia, hacia los 600. El verde está hacia el medio, alrededor de 500-550 nanómetros.
Por cierto, aquí es donde provienen los cambios rojos y azules. Si un objeto se mueve muy rápido hacia nosotros, la distancia entre los picos de las olas disminuye, lo que lo hace más azul, mientras que los objetos que se alejan estiran esa distancia y la hacen más roja. Pero yo divago…
Un filtro “rojo” podría permitir que frecuencias de luz tan bajas como 570 nm y tan altas como 750 nm pasen a través de ellas, mientras que un filtro azul podría ir de 400 a 480. Pero un filtro de banda estrecha podría permitir un rango MUY pequeño, como unos pocos nm alrededor de 656.28 nm. Esta longitud de onda particular es especial para los astrónomos. Es conocido como Hydrogen Alpha. Cuando un electrón en un átomo de hidrógeno cae desde su tercer nivel de energía más bajo hasta su segundo nivel más bajo, emite un fotón de luz a 656,28 nm. Esto se encuentra comúnmente en las nebulosas de emisión, entre otros lugares. De manera similar, cuando los átomos de oxígeno doblemente ionizados (OIII) liberan fotones a una longitud de onda de aproximadamente 500.7 nm. Los astrónomos usan filtros que solo dejan pasar la luz alrededor de estas longitudes de onda específicas y registran las exposiciones. Esto les permite determinar mejor la prevalencia de ciertos elementos y moléculas en esos objetos astronómicos. Los tres más comunes son Hydrogen Alpha, OIII y SII (azufre ionizado). A menudo se les asignan colores en el procesamiento y se mezclan para crear lo que a menudo se denomina la “Paleta de Hubble”.
Una vez que se recopilan los datos, el HST los transmite a los controladores, quienes guardan los archivos de datos y los distribuyen, generalmente a través de Internet, a los investigadores que los ordenaron en primer lugar, y son los investigadores quienes hacen el procesamiento para haz las fotos.
De hecho, puede descargar copias de los archivos de datos de Hubble usted mismo y procesarlos a su gusto. El Hubble Legacy Archive (Bienvenido al Hubble Legacy Archive) lo hace posible.
