Os sensores CMOS são uma versão actual dos sensores CCD. Na sua essência, não existem diferenças entre ambos, pois baseiam-se nos mesmos princípios alterando-se apenas os materiais fotossensíveis e o modo de funcionamento. Existem dois tipos básicos de sensores de imagem CMOS – os passivos e os activos, existindo, em ambos, um transístor individual e saídas individuais de informação em cada fotograma.

Os sensores passivos, inicialmente utilizados nos anos 60, têm em cada célula um elemento fotossensível que converte os fotões numa carga eléctrica que é transportada para o exterior do sensor e amplificada. São pequenos, com dimensões apenas para os elementos fotossensíveis e respectivas ligações. No entanto, apresentam o problema do ruído que aparece como um padrão de fundo da imagem. Este problema é normalmente compensado por processamento digital adequado.

Os sensores activos possuem um circuito em cada pixel que determina o nível de ruído nesse pixel e anula-o.

Como se obtêm as imagens

Como foi referido anteriormente, a imagem obtida é convertida em números que indicam a posição de cada sensor e a intensidade de luz por ele recebida. Porém, os números são facilmente manipuláveis e isso permite-nos entrar no campo do tratamento digital de imagens.

Nos filmes fotográficos convencionais, quando o filme é sub ou sobre exposto à luz, nós podemos fazer horas e horas de exposição e não conseguir um bom resultado da fotografia tirada. Podemos, então, utilizar recursos químicos para melhorar o resultado. No entanto, esses recursos são complicados e, às vezes, caros e irreversíveis. Portanto, um pequeno erro pode ser fatal!

A digitalização, ou seja, a conversão da informação analógica em digital refere-se ao processo da tradução da carga proveniente do sensor num formato binário que é reconhecido pelo computador. Uma câmara fotográfica com 12 bits tem um “output” de 212 o que equivale a 4096 níveis de cinzento, enquanto que uma câmara com 16 bits possui um output de 65536 níveis de cinzento, ou seja 216.

Na fotografia convencional, normalmente, chama-se tempo de exposição ao tempo durante o qual a película recebe luz do objecto que se quer registar. A este tempo na captação de imagens digitais chama-se tempo de integração. Apesar disso, ambos os termos são sinónimos.

O astrónomo que possui um sistema de detecção digital corre menos riscos, pois o computador passa a ser a sala escura de tratamento fotográfico e esse tratamento pode ser feito rapidamente, em questão de minutos ou mesmo de segundos.

Eficiência quântica

A importância do detector digital, comparado com a película fotográfica, prende-se com a capacidade de captar luz rapidamente, por outras palavras, com a sensibilidade. A eficiência quântica é o termo que define esta capacidade num sensor e que descreve a resposta deste a diferentes comprimentos de onda do espectro electromagnético.

Existem dois tipos de sensores com características distintas. O standard de iluminação frontal é mais sensível ao verde, vermelho e infravermelho, com comprimentos de onda entre 500 e 800nm. Um outro tipo de sensores são os retro iluminados que possuem maior sensibilidade (ou eficiência quântica) e podem, por vezes, atingir ou mesmo ultrapassar os 90% de eficiência quântica. Estes últimos são, normalmente, os usados para a obtenção de imagens do céu profundo.

De qualquer modo, existem diferenças substanciais dentro de cada uma das classes de modelos de mercado, sendo que cada fabricante produz sensores diferentes na resposta a determinados comprimentos de onda.

Blooming

Ao aumentar a sensibilidade dos detectores, os elementos de imagem ou pixels dos sensores digitais apresentam um sinal de saída elevado perante luminosidades relativamente baixas. Temos, no entanto, de ter em conta que à semelhança do balde que enche de água, também cada sensor só é capaz de acumular uma determinada quantidade de electrões. Quando o balde estiver cheio vai “transbordar” e derramar o excesso nos recipientes vizinhos. A este efeito dá-se o nome de blooming.

Imagina que estás a fazer uma imagem de uma nebulosa pouco luminosa. Se entre a nuvem e o telescópio existe uma estrela luminosa, o tempo para detectar a estrela vai esgotar muito mais rapidamente do que o que é necessário para obter a imagem desta, e portanto o detector saturado vai “manchar” os seus vizinhos.

Alguns sensores digitais têm, como opção, um sistema anti-blooming concebido para eliminar o excesso de carga dos elementos de imagem saturados. Nos sensores em que este não esteja presente, as estrelas brilhantes produzem uma risca vertical (ou horizontal) que é característica da saturação. Os sensores que integram um sistema anti-blooming são cerca de 30% menos sensíveis.

Binning

Na maioria dos CCD e CMOS temos a possibilidade de agrupar electronicamente os elementos de imagem ou pixels, formando-se, deste modo, um pixel maior. Assim, estamos a juntar num elemento a capacidade de vários elementos de imagem, permitindo captar a mesma quantidade de luz, em tempos significativamente inferiores.

A esta característica chamamos binning. Um binning de 1x1 significa que não são agrupados individualmente quaisquer elementos de imagem. Um binning de 2x2 equivale à soma da informação proveniente de uma área com 4 elementos de imagem confinantes. Neste último caso, a sensibilidade aumenta cerca de 4 vezes, mas limitamos a resolução da imagens para cerca de metade, visto retirarmos parte dos elementos da imagem.

Apesar de parecer pouco importante, esta característica dos detectores é fundamental no trabalho de captura das imagens contribuindo para captar objectos muito difusos ou testar o alinhamento do telescópio em relação ao objecto a registar, visto necessitar de tempos mais curtos de integração.

Como obter imagens digitais de objectos celestes?

A forma mais fácil e intuitiva de captar imagens digitais de objectos celestes é utilizando o sistema afocal. Aliás, considera-se ser o melhor sistema para imagens totais do Sol, da Lua e de grandes campos de estrelas ou constelações.

Este processo é particularmente útil pelo facto da maioria das câmaras digitais não possuírem objectivas intermutáveis.

Esta é uma adaptação do sistema de projecção positivo e o seu método é simples e intuitivo. Depois de apontado o telescópio para o objecto pretendido, com uma ocular de pupila nunca inferior a 15mm, deves colocar a objectiva da câmara fotográfica digital directamente sobre a ocular.

Existem, no entanto, dois problemas a resolver. O primeiro prende-se com o facto da maioria das máquinas digitais não possuírem lentes macro[1] e o segundo é relativo  ao suporte que é feito sobre a ocular do instrumento.

Podemos resolver facilmente o segundo problema, adquirindo no mercado da especialidade suportes adequados a este tipo de captura de imagens, ou podes construir tu mesmo um sistema para a suportar[2] sobre a ocular. De qualquer forma, poderão ser sempre realizadas imagens suportando manualmente a máquina.

O primeiro problema resolve-se compensando na focagem do telescópio o que a máquina não consegue resolver. Por outras palavras, terás de colocar a objectiva sobre a ocular e procurar o ponto de focagem não na máquina mas, no telescópio.

Este tipo de captura de imagens é muito útil também pelo facto de muitas máquinas digitais permitirem, ao contrário das webcams, tempos de exposição que chegam aos 30 segundos. Assim, serás capaz de, mesmo com alguns dos problemas causados por falta de arrefecimento no CCD, registar objectos difusos do céu profundo com algum detalhe e interesse de estudo.

Outra enorme vantagem resume-se ao facto de estas máquinas possuírem resoluções elevadas, o que elevará consideravelmente as possibilidades da informação registada. Assim, em fotografias solares ou da Lua, poderemos ampliar imagens de modo a obter maiores detalhes das imagens base, caso não tenha sido usado zoom digital[3].

Fotografia de alta resolução

Os instrumentos que possuem detectores digitais, por permitirem ampliar consideravelmente as imagens, são capazes de nos fornecer detalhes importantes de planetas do sistema solar, da Lua, do Sol e mesmo de outros corpos celestes. No entanto, essas grandes ampliações, aproximam-se dos limites de resolução do instrumento que utilizas. O limite teórico[4] de resolução de um instrumento é dado pela equação de Dawes:

d = 115.8 / D

em que:

 d = menor ângulo resolvido pelo instrumento em segundos de arco;

D= diâmetro da objectiva em milímetros.

Por exemplo, o telescópio Celestron G8 de 203 mm de abertura consegue resolver, em princípio e caso esteja bem colimado[5], detalhes até 0.57” (segundos de arco). Deves, no entanto, ter em conta que este cálculo não tem em conta o “seeing”.

O “seeing”, habitualmente expresso em segundos de arco, corresponde ao espalhamento da luz que chega de um objecto pontual (por exemplo uma estrela) por uma área superior ao limite teórico de resolução de um telescópio. Se observarmos com o telescópio G8 acima referido em condições de “seeing” de 2” será impossível resolver detalhes separados por distâncias angulares inferiores a 2”, mesmo que sejam superiores ao limite teórico de 0.57” imposto pelo telescópio. O ”seeing” resulta da turbulência na atmosfera terrestre.

Para além da turbulência atmosférica deves levar em consideração a colimação do instrumento. Uma má colimação vai impossibilitar a obtenção de imagens de qualidade.

Um telescópio encontra-se descolimado quando o centro óptico da objectiva não coincide com o centro óptico do sistema instrumental, dando origem a distorções e aberrações que, quando ampliadas, vão impedir a observação dos mais finos detalhes.

Um telescópio está descolimado quando em ampliações acima de 150 vezes, fontes pontuais como estrelas apresentem um alongamento ou coma, padrões de difracção não uniformes ou, no caso de telescópios catadióptricos, quando desfocadas ligeiramente, apresentem a sombra do espelho secundário descentrada.