09 May Cómo elegir cámara para Astrofotografía

Para dominar la astrofotografía, primero debemos entender bien el instrumento que estamos utilizando para captar la luz tenue de esos difusos y distantes objetos astronómicos que tanto nos fascinan, que no es otro que la cámara para astrofotografía.

El telescopio, la montura y los sistemas de guía no son más que instrumentos que ayudan en el proceso clave que conduce a ese momento único en el tiempo, cuando el fotón que ha estado viajando distancias de cientos, miles o incluso millones de años luz, finalmente impacta en el sensor de nuestra cámara para astrofotografía.

Y es que el sensor de nuestra cámara es el que realiza el proceso de convertir ese haz de fotones que ha recorrido distancias astronómicas, a unidades digitales de información que puedan ser procesadas y finalmente convertidas en una fotografía digital.

A continuación, adjunto un interesante vídeo de una reciente conferencia de la Agrupación Astronómica de Madrid a la que asistí y en la que nuestro compañero Javier de Elías Cantalapiedra explica con detalle cómo configurar nuestra cámara para astrofotografía para sacarle el mayor provecho posible.

¿CCD o CMOS?

En el momento de elegir nuestra cámara para astrofotografía es muy frecuente revisar manuales de producto online en los que una característica fundamental que destaca inmediatamente es la arquitectura del sensor: ¿CCD o CMOS?.

Frecuentemente, no somos suficientemente expertos para entender en qué arquitectura debería basarse nuestra cámara para astrofotografía, pero afortunadamente para nosotros en la actualidad se trata de un debate con un claro ganador, ya que en los últimos años las arquitecturas CMOS han ido paulatinamente desplazando las anteriores arquitecturas CCD.

Y no porque estas últimas sean menos avanzadas, sino porque la tecnología de fabricación de sensores ha mejorado sustancialmente, lo que permite que las CMOS, por sus características constructivas, destaquen significativamente, cuando hace algunos años eran precisamente más difíciles de implementar que las CCD.

La arquitectura de un sensor CCD y un sensor CMOS son muy diferentes: En el caso de un sensor CCD, los fotones de cada píxel se van desplazando columna abajo en serie secuencialmente y las etapas de conversión a voltaje, amplificación y conversión analógico-digital se realizan en la electrónica externa a matriz de células fotoeléctricas.

En el caso de un sensor CMOS, la conversión a voltaje y amplificación se realizan en cada célula fotoeléctrica y la conversión analógico-digital se realiza en paralelo en cada columna de células fotoeléctricas, aumentando, por tanto, la velocidad de lectura y reduciendo el ruido de lectura.

Un cambio tecnológico radical

Es, por tanto, la reducción significativa del ruido de lectura y el aumento de la velocidad de procesado lo que ha decantado finalmente la balanza a favor de las arquitecturas CMOS. En el gráfico a continuación se representa la diferencia entre ambas arquitecturas:

• En el caso de los sensores CCD, los electrones se acarrean en cada columna hacia abajo y se cuantifican secuencialmente, pasando todos por una electrónica común.
• En los sensores CMOS, el paso de electrones a voltajes se realiza ya en cada celda y la conversión analógico-digital se realiza columna a columna:

En este diagrama vemos las características constructivas de los sensores CMOS y como los sensores con iluminación trasera (Back_Illuminated CMOS) han mejorado notablemente la eficiencia de las células fotosensibles, al ubicar la electrónica en la capa posterior y los fotodiodos en la anterior, recibiendo estos últimos mayor cantidad de fotones al no ser obstaculizados parcialmente por la electrónica.

Por tanto, ha habido un cambio radical por parte de los fabricantes, que han desplazado su producción de cámaras CCD a cámaras CMOS, que resultan en consecuencia más baratas (ya que se utilizan las mismas líneas de producción que las anteriores CCD) y su disponibilidad es mayor debido a sus mejores prestaciones.

Unidad analógica a digital (ADU)

La luz está compuesta por pequeñas partículas llamadas fotones que inciden en el sensor de la cámara y se convierten en una señal eléctrica interpretable por la cámara.

Por tanto, una unidad analógica (fotones) se convierte en una unidad digital entendible por la cámara.

Los fotones que llegan al sensor de la cámara para astrofotografía se convierten en electrones en las células fotoeléctricas y finalmente en un voltaje, mediante el uso de un condensador.

Este voltaje a su vez se convierte en una cuenta binaria (unos y ceros) interpretable por la cámara mediante el uso de un conversor analógico digital o ADC (Analog to Digital Converter) como se muestra en el diagrama de más abajo.

Dicha cuenta binaria en la que se traducen los fotones que llegan a cada pixel se denomina ADU (Analog to Digital Unit).

El número resultante dependerá del número de bits del ADC que utilice el sensor de la cámara: Un ADC de N bits puede representar 2^N estados, por tanto, un ADC de 4 bits puede representar 16 estados, de 8 bits 256 estados y de 12 bits 4.096 estados.

Cuanto mayor sea el número de bits que utilice el ADC, mayor será la amplitud de la escala de grises que pueda representar, y por tanto, mayor será el rango dinámico de nuestra cámara para astrofotografía.

Profundidad del pozo de píxeles

Antes de que los electrones se digitalicen, se almacenan dentro del píxel, conocido como el pozo: La cantidad de electrones que se pueden almacenar dentro del pozo se llama «Capacidad de saturación» o «Profundidad de pozo». Si el pozo recibe más electrones que su capacidad de saturación, entonces no se almacenarán en el pozo esos electrones adicionales.

Así que ahora que tenemos un fotón chocando contra nuestra cámara, convirtiéndose en un electrón y en una cuenta binaria, debemos saber que un píxel es en realidad tridimensional.

Es como un pozo de agua que recoge gotas de lluvia. La capacidad total del pozo para llenarse de gotas de lluvia se denomina «Profundidad de pozo lleno» (Full Well Capacity) cuando se aplica a las cámaras para astrofotografía y es un dato importante de las especificaciones de la cámara.

El Rango Dinámico

Los píxeles del sensor no recogen solo un electrón y se activan, sino que capturan un gradiente de grises en esta profundidad de pozo, desde el negro puro hasta el blanco completo. Cuanto más profundo sea el pozo, mayor será el rango dinámico de la cámara.

Imaginemos que tenemos un pozo de píxeles con solo unos pocos electrones, entonces tendríamos un negro casi puro, pero si llenamos ese pozo de píxeles con electrones hasta la parte superior completando toda su capacidad, obtendremos un blanco puro. Si llenamos el pozo con valores intermedios, conseguiremos un gradiente de grises.

Cuanto mayor sea la profundidad de pozo, más amplio será el gradiente de grises en la imagen y por tanto mayor será el rango dinámico de la cámara: Una cámara para astrofotografía con una profundidad de pozo de 50ke tiene mayor rango dinámico que una cámara para astrofotografía con una profundidad de pozo de 20ke.

Eficiencia cuántica de un Pixel (QE)

La eficiencia cuántica (QE) mide cuán eficiente es la captura de fotones por parte de las células fotoeléctricas: Algunas cámaras para astrofotografía tienen una QE del 60% y otras del 95%.

La relación de electrones generados durante el proceso de digitalización, con respecto a los fotones captados, se llama Eficiencia cuántica (QE).

Cuanto mayor sea la QE, mayores serán las posibilidades de captar luz y hacer un mejor uso del tiempo de exposición de la cámara para astrofotografía.

Tipos de Ruido

Primero, debemos entender el ruido inherente a la luz misma. La luz está compuesta de partículas discretas, fotones, generados por una fuente de luz. Debido a que una fuente de luz genera fotones en momentos aleatorios, habrá ruido en la intensidad percibida de la luz.

Ruido de disparo

La física de la luz nos dice que el ruido observado en la intensidad de la luz es equivalente a la raíz cuadrada del número de fotones generados por la fuente de luz. Este tipo de ruido se llama ruido de disparo.

Una vez que el píxel completa la recolección de luz, se mide la carga en el pozo y esta medición se denomina Señal. El error asociado con esta medición se llama Ruido oscuro temporal o Ruido de lectura.

Al evaluar el rendimiento de la cámara, es muy común referirse a la Relación señal/ruido y Rango dinámico. Estas dos medidas de rendimiento de la cámara consideran la relación de ruido observada por la cámara frente a la señal.

La diferencia es que el rango dinámico considera solo el ruido oscuro temporal, mientras que la relación señal/ruido también incluye la suma cuadrática media (RMS) del ruido de disparo.

Ruido de lectura

El ruido de lectura incluye el ruido del diodo de píxeles, el ruido del circuito y el ruido del error de cuantificación del ADC, y cuanto más bajo, mejor.

El ruido de lectura de las cámaras CMOS es extremadamente bajo en comparación con las cámaras CCD tradicionales y es aún más bajo cuando la cámara se utiliza con una mayor ganancia.

Se puede bajar la ganancia para obtener un rango dinámico más alto (exposición más larga) o subirla para reducir el ruido (exposición más corta).

Ganancia

La ganancia es un factor que se puede usar para relacionar cuántas ADU (unidades analógicas a digitales) se registran para una cantidad dada de electrones en el condensador, y por lo tanto la cantidad de fotones que realmente se detectan en cada píxel.

La ganancia es el número de electrones foto excitados que producen un ADU. El valor de la ganancia está determinado por la electrónica del ADC: Por lo general, en astronomía oscila entre 0,5 y 5 electrones por ADU.

Ganancia unitaria

Aquí puede que los fabricantes hablen sobre cuál es la configuración de ganancia unitaria para una cámara dada. A lo que se refieren, es que un electrón se convertirá en una unidad digital en el pozo de píxeles.

Entonces, si tenemos una cámara que indica que la ganancia unitaria es 100 ó 139, cuando se configuran en la cámara esos valores de ganancia, cada electrón que llega al píxel (sin tener en cuenta los errores de QE), se convertirá en una unidad digital en ese píxel.

Alta y baja ganancia

No hay términos intermedios cuando se trata de convertir a una unidad digital, no se pueden tener 55.5 ADU, o se tiene una captura o no se tiene, por lo que es importante entender por qué se puede cambiar la ganancia de una cámara y cuáles serán las consecuencias de hacerlo.

Algunas situaciones pueden requerir baja ganancia, otras pueden requerir alta ganancia, realmente depende de muchos factores, incluido el objeto que está capturando, la calidad del cielo y el equipo que utilizamos.

Tomemos un ajuste de baja ganancia por debajo de la unidad. ¿Por qué hacerlo? La mayoría de los fabricantes proporcionarán un gráfico del cambio en la ganancia frente al cambio en la profundidad del pozo.

Ganancia, rango dinámico y ruido

Cuanto menor sea la ganancia, mayor será la profundidad de pozo, por lo tanto, esos cambios completos del pozo nos darán más gradiente de grises. Sin embargo, hacerlo significa que son necesarios varios electrones para obtener 1 ADU: Esto significa que se necesitan exposiciones más largas para capturar más luz, ya que el proceso de recolección será más lento.

Tomemos un ajuste de alta ganancia por encima de la unidad. ¿Por qué hacerlo? Este es el efecto opuesto al de baja ganancia. Ahora, cuando un electrón entra en nuestro pozo de píxeles, puede contar como más de 1 ADU: Podría ser 1.2 o podría ser 2 ADU. Estamos haciendo que el píxel se llene más rápido con menos electrones.

Por lo general, también tendrá menos ruido y tiempos de exposición más cortos, ya que llena el píxel rápidamente, Sin embargo, la contrapartida de aumentar la ganancia es que se reduce también la profundidad del pozo y, por tanto, el rango dinámico.

Profundidad de bits

La profundidad de bits es otro factor muy importante de la cámara. El hecho de que una cámara tenga una profundidad de pozo de 50ke no significa mucho, a menos que sepamos que tiene muchos puntos de medición a lo largo de esa profundidad de pozo.

Una cámara con ADC de 8 bits tendrá solo unos pocos puntos de medición de ADU, mientras que una cámara de 12 o 16 bits tiene muchos más puntos de medición de ADU. Cuanto mayor sea la tasa de bits que ofrece la cámara, mejor, porque de ese modo serán más los electrones que queden registrados con su ADU correspondiente.

Esta es la razón por la que las cámaras con mayor rango dinámico tienen una gran profundidad de pozo y altas tasas de bits ADC al mismo tiempo.

¿Qué ganancia y tiempo de exposición usar?

Esta es una pregunta difícil, que depende de muchos factores, como la calidad del cielo nocturno, su grado Bortle, qué objeto se va a fotografiar, qué equipo óptico se usa, la precisión de la montura y del equipo de guiado, etc.

En general, el tiempo de exposición va a depender del objeto astronómico a fotografiar, ya que si es débil y está poco iluminado será necesario aumentar el tiempo de exposición. Sin embargo, también podemos aumentar la ganancia de la cámara y así reducir el tiempo de exposición, pero debemos saber que al hacer esto estaremos también reduciendo el rango dinámico.

Si disminuimos la ganancia aumentamos el rango dinámico, pero también el ruido, mientras que si aumentamos la ganancia, estaremos disminuyendo el ruido, pero disminuiremos también el rango dinámico, por lo que necesitaremos encontrar un punto de equilibrio.

En la práctica hay que conocer las gráficas de nuestra cámara para configurar la ganancia óptima, que en el caso de una cámara ZWO ASI 2400 estaría en una ganancia justo superior a 140, ya que es el punto en el que el ruido de lectura cae bruscamente, al tiempo que se consigue un incremento del rango dinámico, como se aprecia en el siguiente esquema.

¿Planetaria o espacio profundo?

A continuación, adjunto un interesante vídeo de AstroTivissa explicando cómo elegir una cámara para Planetaria o Espacio profundo según sus características técnicas.

Finalmente, si te interesa comprar un telescopio, no te pierdas mi artículo:

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