La astrofotografía es, en el fondo, un problema de relación señal–ruido. Todo lo que sigue son maneras de aumentar la señal o de promediar el ruido hasta que desaparezca.
Por qué se apila
El ruido de lectura y el ruido de disparo son aleatorios; la señal del objeto es constante. Si se promedian N tomas idénticas, la señal se mantiene y el ruido aleatorio disminuye aproximadamente en proporción a la raíz de N.
mejora S/R ≈ √N — cuatro tomas duplican la relación señal–ruido; cien tomas la multiplican por diez.
De ahí la asimetría típica de esta disciplina: pasar de veinticinco a cien tomas mejora mucho; pasar de cien a ciento veinte casi no se nota. Y de ahí también que convenga acumular tiempo total antes que perseguir tomas individuales heroicas.
Las cuatro clases de toma
| Tipo | Qué registra | Cómo se toma |
|---|---|---|
| Light | El objeto | Las tomas reales del cielo, con los parámetros de la sesión |
| Dark | Corriente de oscuridad y píxeles calientes | Tapa puesta, misma exposición, mismo ISO y misma temperatura que los lights |
| Flat | Viñeteo y polvo en el sensor | Superficie uniformemente iluminada, mismo enfoque y encuadre, histograma al centro |
| Bias | Ruido de lectura del sensor | Tapa puesta, exposición más corta posible, mismo ISO |
Seguimiento: cuando la cámara fija ya no alcanza
Para exponer más de veinte o treinta segundos hay que compensar la rotación terrestre. Las opciones, de menor a mayor complejidad:
- Montura ecuatorial portátil (star tracker)
- Un solo eje motorizado alineado al polo celeste. Permite exposiciones de dos a cuatro minutos con objetivos de hasta 200 mm. Es el salto de calidad más grande por unidad de dinero en toda la disciplina.
- Montura ecuatorial completa
- Dos ejes motorizados, con capacidad de búsqueda automática y de guiado. Necesaria a partir de focales largas.
- Guiado automático
- Una cámara auxiliar vigila una estrella y corrige la deriva en tiempo real mediante software. Con PHD2 se consiguen exposiciones de diez minutos o más.
Alineación polar en el hemisferio sur
Aquí hay una dificultad específica que el hemisferio norte no tiene: no existe una estrella polar sur brillante. Polaris tiene magnitud 2 y está a menos de un grado del polo norte celeste; su equivalente austral, Sigma Octantis, tiene magnitud 5,5 y es difícil de ver incluso en cielo oscuro.
Las alternativas prácticas son tres: usar el buscador polar de la montura con el patrón de estrellas débiles de Octans, triangular desde la Cruz del Sur y Achernar, o —lo más cómodo y hoy lo más usado— recurrir a la alineación polar por resolución de placa, en que el software identifica el campo estelar y calcula el error de alineación con precisión de arcominutos.
Dithering y otras precauciones
- Dithering. Desplazar levemente el encuadre entre tomas para que el patrón fijo del sensor no coincida siempre con los mismos píxeles. Elimina el ruido de patrón y las líneas de guiado.
- Rotación de campo. En monturas azimutales, el campo rota lentamente. Obliga a apilar con registro rotacional.
- Rocío. Una banda calefactora en el objetivo resuelve el problema por completo y cuesta poco.
- Amp glow. Resplandor de la electrónica en el borde del sensor, se corrige con darks de la misma temperatura.
Filtros
| Filtro | Para qué sirve |
|---|---|
| UHC / light pollution | Corta las bandas de emisión del alumbrado de sodio y mercurio. Cada vez menos útil frente al LED de espectro continuo. |
| Hα de banda estrecha | Aisla la emisión del hidrógeno ionizado a 656,3 nm. Transforma la captura de nebulosas de emisión. |
| Dual band (Hα + OIII) | Compromiso muy eficaz para cámaras de color en cielo comprometido. |
| Ninguno | Para gran campo, Vía Láctea y nebulosas de reflexión bajo cielo oscuro, la opción correcta suele ser no poner filtro. |
Flujo de procesado con herramientas libres
- Descarte. Revisar todas las tomas y eliminar las que tengan trazos de satélite gruesos, nubes, vibración o guiado perdido.
- Calibración. Aplicar bias, darks y flats a los lights. En Siril, el guión de preprocesado lo hace en un paso.
- Registro. Alinear todas las tomas por identificación de estrellas.
- Apilado. Combinar con rechazo estadístico —sigma clipping— para descartar valores anómalos como rastros de satélite y rayos cósmicos.
- Gradientes. Extraer el fondo con un modelo polinomial para eliminar el degradado de contaminación lumínica.
- Calibración de color. Fotometría sobre estrellas de catálogo para obtener color físicamente correcto en vez de ajustado a ojo.
- Estiramiento. Pasar de lineal a no lineal, revelando el rango dinámico sin quemar el núcleo de las estrellas.
- Ajuste final. Reducción de ruido selectiva, saturación moderada, control del tamaño estelar.