Introducción

GuiadoPinpoint nació sobre la idea de disponer de un método de autoguiado, para la adquisición de imágenes astronómicas de larga exposición, que no se basara en el envío de correcciones a la montura a partir de la medición de los pequeños desplazamientos en la posición de una única estrella en las sucesivas tomas de la cámara de guiado.

En muchas ocasiones, los desplazamientos detectados en la imagen de una única estrella no se deben a errores reales de la montura, sino a:

  • Fluctuaciones provocadas por las turbulencias atmosféricas (el término inglés “seeing”), o
  • Errores en el software de guiado a la hora de calcular el centroide de la estrella, especialmente si:
    • El flujo proporcionado por la luz de la estrella guía sobre el fondo de la imagen da como resultado una baja relación señal/ruido, o
    • El flujo es excesivamente fuerte, dando como resultado una estrella guía "saturada" no permitiendo calcular con precisión su centroide, o
    • Dentro del cuadro de guiado existe más de una estrella (típicamente una estrella doble), o
    • Dentro del cuadro de guiado existen pixeles calientes que el software interpreta como flujo real.

La utilización de una herramienta de medición astrométrica como Pinpoint tiene la ventaja de determinar cambios en la posición real de la cámara de guiado y por tanto de la montura (si excluimos otras fuentes de error como la flexión), a partir de la medición de las posiciones de todas las estrellas no saturadas disponibles en la imagen de la cámara guía y su comparación con la posición previamente conocida de éstas a partir de la información de un catálogo de estrellas. La información obtenida tras cada toma de guiado, permite determinar con precisión la deriva de la montura y enviar a cada eje los necesarios pulsos de corrección.

Este método de guiado tiene también la ventaja de que no requiere el tradicional método de calibración de la cámara guía, en el que se hace necesario seleccionar previamente una estrella guía, y mediante un típico movimiento en “L” de la montura, se determina la velocidad de guiado (pixel/seg.) y el ángulo relativo entre los ejes de la cámara y los ejes de la montura. Al no ser necesario todo este proceso, el método astrométrico es especialmente útil en aplicaciones de automatización de una sesión de observación.

El único proceso de “calibración” de la cámara guía consiste en una primera toma con cuya resolución astrométrica (plate-solve) se obtiene una colección de estrellas guía no saturadas, junto con unas coordenadas centrales y ángulo de rotación de la imagen.

Las posteriores tomas de guiado parten de dichas coordenadas y ángulo ya conocidos, y sus plate-solve (muy rápidos) determinarán el error en la posición de las distintas estrellas de la colección, y las correcciones enviadas a la montura intentarán mantener ese error bajo control. La contribución que cada estrella de la colección aporta al cálculo del error, tiene en cuenta como factor de peso la relación señal/ruido de cada estrella individual, lo que mejora la precisión del algoritmo de guiado.

Este método de guiado está fundamentalmente pensado para configuraciones en las que se emplea un tubo guía separado del tubo principal, de manera que con la combinación de cámara/tubo guía se obtengan imágenes con un campo de al menos 30 arcmin. La aplicación incluye una opción para OAG (guía fuera de eje) aunque sólo de manera experimental.

Con opciones típicas de guiado consistentes en una cámara suficientemente sensible (por ejemplo QHY5-LII) y un tubo corto como el EZG-60 (apertura 60mm; focal 230 mm), este sistema es capaz de funcionar con tiempos de exposición de 1 seg. y ciclos completos de guiado del orden 2.5-3 seg, duración totalmente similar a la obtenida por ejemplo con MaxIm y el método tradicional de guiado con una única estrella.