Los astrofísicos hacen observaciones en cierto parche del cielo con una cámara CCD, en la mayoría de los casos. La imagen obtenida es esencialmente una gran matriz con sus elementos como la luz (flujo) que recibió en ese píxel.
Una fuente en el cielo (podría ser estrellas o galaxias) dará como resultado una burbuja de píxeles con flujo excesivo. Se eliminará un algoritmo de detección en la imagen para “agrupar” las diferentes manchas de píxeles, de modo que en cada grupo se cree que la contribución del flujo de una fuente astronómica es dominante sobre la de otros objetos.
Se generará un catálogo de objetos y a partir de ahí podremos realizar fotometría para obtener el brillo de los objetos. Y, por supuesto, con el catálogo podemos “contar” el número de estrellas en el cielo.
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Sin embargo, el proceso de detección debe ser lo suficientemente sofisticado como para poder:
1. Determine el fondo con precisión.
2. Tratar con el ruido. Se debe aplicar un filtrado adaptado a las características de la imagen antes de la detección, para reducir la contaminación por picos de ruido.
3. Tratar con objetos superpuestos.
Se han diseñado varios programas para realizar la tarea y hoy en día es bastante “estándar”, como SExtractor (E. Bertin). Además de estas herramientas generales, para telescopios grandes, es común tener sus tuberías de procesamiento de imágenes específicamente diseñadas para hacer la detección de la fuente, especialmente en los casos de observaciones en longitudes de onda más largas, donde las imágenes generalmente son más sofisticadas.
Por otro lado, no es muy interesante “contar las estrellas en el cielo” para un astrónomo en general. Lo que vemos en el cielo es la historia completa de nuestro universo proyectado en nuestra esfera celestial. Por lo general, se requiere una buena medida de la tercera dimensión, la distancia, para que todas las estadísticas sean más significativas, incluido “el número de estrellas”.
