Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica

 y Electrónica

 

 

 

 

Tesis de Doctorado

 

 

 

Estudio Espectrofotométrico de Regiones Selectas del Cielo Observadas

 con la  Cámara Schmidt de Tonantzintla

 

 

 

Por:

 Raquel Díaz Hernández

 

 

Asesores:

 

Dr. José Guichard Romero,

Coordinación de Astrofísica

Dr. Octavio Cardona Núñez,                   

Coordinación de Astrofísica

Dr. Leopoldo Altamirano Robles,      

Coordinación de C. Computacionales

 

 

 

 

 

 

 

 

 


Contenido

 

I. Introducción

1.1 Cámara Schmidt de Tonantzintla

1.1.1 Prisma objetivo de la Cámara Schmidt

1.2 Emulsiones fotográficas

1.3 Placas Astronómicas

1.3.1  Proceso para la obtención de imágenes en placas

1.3.2 Utilidad de las placas astronómicas

1.4 Acervo de placas astronómicas

 

II. Antecedentes

2.1  Trabajos previos

2.2  Motivación

 

III. Preguntas de investigación y objetivo

3.1  Hipótesis y preguntas de investigación

3.2  Objetivo general de este trabajo

 

IV. Metodología propuesta

4.1  Principales diferencias de este trabajo con los ya realizados

4.2  Análisis y procesamiento de imágenes

4.3  Procesos que se están innovando (selección de los objetos)

4.4  Obtención de la curva característica

4.5  Descripción de la Base de Imágenes Astronómicas

 

V. Aportaciones del trabajo

5.1 Importancia de la Base de Imágenes Astronómicas del INAOE

5.2 Importancia de la extracción automática de espectros

 

VI.  Avances del trabajo

6.1 Base de Imágenes Astronómicas

6.2 Espectrofotometría Automática en placas

 

VII. Resultados

 

VIII. Conclusiones

 

IX. Apéndice

Galería de imágenes digitalizadas

Cabeza de caballo

Andrómeda

NGC 1365

Orión

Sombrero

Cúmulo de galaxias

 

X. Referencias

 


 

 

 

I. Introducción

 

Parte del estudio del cielo en nuestro país se llevo a cabo principalmente con las placas astronómicas tomadas en la Cámara Schmidt del Observatorio Astrofísico Nacional. Durante varias décadas se realizaron grandes descubrimientos a partir de las observaciones y análisis  de estas.

       Actualmente el uso de placas astronómicas ha sido abandonado, debido a que se utilizan otras técnicas de registro para las observaciones tales como los CCD’s; sin embargo, el hecho de que ya no sean usadas como medio  almacenamiento  de  imágenes no significa que hayan perdido su importancia, al contrario, las placas astronómicas del INAOE se tomaron a lo largo de más de 50 años de estudio del cielo; por lo que en su mayoría contienen gran cantidad de información histórica.

 

Por tal motivo, el estudio de las placas astronómicas es aun muy importante.

 

Las placas astronómicas forman parte del acervo de placas del INAOE, el cual es una gran biblioteca de imágenes del cielo. Dichas placas se encuentran en espacios especiales para su conservación. Por desgracia, no muchas personas tienen acceso a ellas debido principalmente a que su manejo es muy delicado lo que ocasiona que  solo algunos investigadores con ciertos conocimientos puedan manejarlas.

 

 Debido a lo antes expuesto se ha tomado la decisión de  transferir el material fotográfico del acervo a medios digitales. Casi todos los observatorios que utilizaron  placas astronómicas, están generando sus bases de imágenes con la finalidad de preservar la información que contienen y darles una mayor difusión, así mismo,  se enfocan en la realización de programas para analizar la información que estas contienen. Hoy en  día existen ya numerosos sitios de base de imágenes (http://www.hs.uni-hamburg.de/surveys.html ; Simbad-Aladin etc...), los cuales son un ejemplo claro del alcance de un proyecto como el que se propone. De ahí el surgimiento del objetivo de este trabajo.

 

Otro aspecto muy importante que se pretende cubrir con este proyecto es el estudio automático donde se realice espectrofotometría de algunas regiones del cielo, es decir, se pretende realizar un programa que automáticamente extraiga los espectros de una imagen digitaliza, identifique sus coordenadas, determine su poción exacta y pueda hacer una identificación de sus líneas espectrales, tanto de emisión y / o absorción, (dependiendo del objeto de estudio, estrellas o galaxias) para la identificación de las líneas, es necesario que el programa también realice la extracción del cielo, encuentre la curva característica de esa placa y haga una calibración en longitud de onda y en flujo.

Antes de iniciar con este trabajo es necesario familiarizarnos con los aspectos más importante relacionados con las placas astronómicas.

 

 

 

1.1 Cámara Schmidt

 

Una cámara Schmidt es un telescopio tipo catadióptrico, es decir, es un telescopio que combina elementos reflectores (catóptricos) y refractores (dióptricos), por lo que  tiene como elementos ópticos lentes y espejos.  El sistema óptico de una cámara Schmidt, es similar al de una cámara fotográfica cuya relación focal es muy corta (¦/4 o menor). Esta corta relación focal le permite tener un gran campo donde es necesario que tenga corregidas sus aberraciones. Este sistema es uno de los más sencillos y efectivos que han sido diseñados  y construidos. Fue inventado en 1932 por Bernhard Schmidt, del Observatorio de Hamburgo en Bergedorf, Alemania.

 

 

 

Figura 1.1.1 Cámara  Schmidt de Tonantzintla.

 

La cámara Schmidt está formada por un espejo cóncavo de forma esférica como elemento principal, junto con una lente asférica situada enfrente del espejo, el cual tiene una placa correctora asférica muy delgada en su centro de curvatura. Consta también de un diafragma circular o pupila en el centro de curvatura del espejo, por lo que la imagen formada por un haz de rayos paralelos emitidos por un objeto puntual al infinito será idéntica para cualquier dirección. La razón de esto es que el sistema completo tiene simetría alrededor del centro de curvatura. Debido a esta simetría, el sistema esta libre de aberraciones tales como astigmatismo, coma y distorsión, así como de aberración cromática, quedando solo presente la aberración de esfericidad, que puede ser eliminada sin que se pierda la simetría, empleando una lente asférica muy delgada, colocándola adecuadamente justo en el centro de curvatura del espejo. Esta lente correctora consta de una superficie plana, y la otra tiene una forma que puede ser representada por una curva de 4°  orden.  [Pasachoff y Kutner, 1999].

 

La Cámara Schmidt de Tonantzintla es el instrumento en el cual se tomaron las placas astronómicas Figura 1.1.1. Fue construida en los talleres del Observatorio Harvard bajo la dirección del Dr. Harlow Shapley. Los diámetros de sus componentes ópticas son los siguientes y se pueden apreciar también en la Figura 1.1.2

 

 

 

·         Espejo                    76.20 cm

·         Placa Correctora        66.04 cm

·         Prisma objetivo         69.85 cm

 

 

 

 

Figura 1.1.2 Dimensiones físicas de la Cámara Schmidt de Tonantzintla

 

 

Un elemento muy importante en los estudios astronómico de placas lo fue el prisma objetivo, el cual cumple la función de dispersar la luz en función de la longitud de onda. El prisma se utilizó para tomar las placas espectrales y realizar estudios de espectrofotometría. A continuación se da una explicación de su función.

 

 

 

 

1.1.1 Prisma objetivo de la Cámara Schmidt

 

 

El prisma objetivo es uno de los elementos dispersores más simples para el estudio de espectros estelares, esta situado enfrente del objetivo de una cámara astronómica. Cada imagen de una estrella es desplegada en un espectro el cual puede ser ampliado en cualquier extensión deseada con solo mover la imagen perpendicularmente al eje de dispersión. La gran ventaja de este arreglo es que el espectro de todas las estrellas de suficiente brillantes en un gran campo puede ser grabado en una sola exposición. (W.A. Hiltner, 1962)

 

Sus características son:

 

 

·         Vidrio tipo DF-2 Flint

·         Diámetro de 69.85 cm

·         Grosor de 9.31 cm

·         Angulo de 3.96°

 

 

 

 

 

 

 

 

La dispersión es dada de acuerdo a su índice de refracción a diferentes longitudes de onda y su ángulo.

 

El uso de los telescopios Schmidt aun sigue siendo benéfico para el estudio de campos grandes del cielo, un ejemplo de esto lo podemos ver en los estudios que se están llevando acabo en el Centro de Investigaciones de Astronomía en Venezuela, CIDA

 

 

 

 

 

 

1.2      Emulsiones fotográficas

 

 

La propiedad de ennegrecimiento que tienen los haluros de plata cuando son expuestos a la luz dio origen al nacimiento de la fotografía astronómica a mediados del Siglo XIX. Actualmente la fotografía es un componente importante de importancia histórica dentro de las herramientas observacionales de los astrónomos. La función de las emulsiones fotográficas es almacenar una imagen que se forma por medio de la intensidad de la radiación que ha incidido sobre ella en una posición determinada. Posteriormente en el procesamiento de la placa fotográfica, algunos efectos químicos  ayudan a la formación de dicha imagen.

 

Las emulsiones fotográficas modernas son sensitivas a un rango mucho más ancho de longitudes de ondas que el ojo humano; cubren desde el ultravioleta al cercano infrarrojo. Debido a que es difícil de relacionar la sensibilidad de la iluminación de una parte de la placa con respecto a otra, el brillo usualmente no es medido con alta precisión como con  los dispositivos electrónicos de imágenes digitales.

 

Eventualmente, la débil luz del cielo nocturno llega a saturar las emulsiones;  este comportamiento es ilustrado por la curva característica de la emulsión, la cual es una gráfica de la densidad de la placa contra el logaritmo de la exposición. En este contexto, la densidad de una placa es una medida de cómo es expuesta (ennegrecida); esto es, la densidad (D)  es el logaritmo de la opacidad (O) de la placa.

 

 

 

 

 

 

Donde

 

 

Iout = Cantidad de luz transmitida

Iin = Cantidad de luz incidente.

 

 

 

El término exposición significa la cantidad total de energía que cae sobre una unidad de área de la placa y es encontrada multiplicando la irradiancia (E) de la luz (en W/m2) por el tiempo de exposición (t). En la Figura 1.2.1 se puede apreciar una característica típica de la curva.  Note que un mínimo de densidad ocurre aun cuando la película no es expuesta; esto es el nivel de niebla de la placa (zona de falta de exposición). Entonces existe una región corta curveada en la cual la respuesta sufre una falla de reciprocidad, lo cual significa que, la respuesta de la placa no es proporcionalmente lineal a la energía total recibida. También es posible notar, que este comportamiento no lineal  contrasta con los modernos dispositivos electrónicos de imágenes.

 

 

Figura 1.2.1 Curva característica de una placa fotográfica, tomando la densidad contra la exposición

 

 

Más allá de un cierto inicio en exposición, la curva característica se vuelve casi una línea recta y la respuesta de la placa a la luz es casi lineal, la pendiente de esta línea define el factor gamma  para la placa (g = tan q). Como gamma incrementa el constante mejoramiento del desarrollo de la placa, una vez que todos los granos son ennegrecidos estos no pueden ser incrementados en densidad más allá de la curva superior, esta región es llamada zona de saturación; así la curva se satura para  exposiciones largas.  [McLean, 1997] Las emulsiones solo son fabricadas por Eastman Kodak; actualmente se siguen utilizando para el estudio del cielo, solo que el tipo de emulsión empleado hoy en día es diferente a los tipos que se tienen en las placas del acervo. Dentro de las principales emulsiones en las placas, tenemos las correspondientes a la serie 103a. La siguiente tabla muestra las emulsiones y su sensibilidad espectral para las distintas clases de la serie 103a.

 

 

 

 

 

 

Tipo de Emulsión

Rango de sensibilidad efectiva

103a-D

450 a 630 nm

103a-E

550 a 660 nm

103a-F

450 a 670 nm

103a-O

250 a 500 nm

 

Tabla 1. Tipos de emulsión y su sensibilidad

 

 

 

 

 

 

1.3 Placas fotográficas

 

Físicamente una placa fotográfica es en sí, sólo el medio para  transportar las emulsiones fotográficas para ser expuestas a la radiación  y posteriormente estudiadas, ya que en la emulsión  es donde se forma la imagen. Las placas fotográficas poseen una cierta ventaja con respecto al ojo humano ya que éstas aprovechan las propiedades de integración por medio de las emulsiones.

 

En general, una placa fotográfica es una placa de vidrio, la cual no requiere de grandes especificaciones ópticas, sólo que sea de cierta calidad y del tamaño adecuado para el instrumento donde va a usarse. Para el caso de la Cámara Schmidt de Tonantzintla, el tamaño de la placa es de 20 x 20 centímetros y se obtiene un campo de visión de  aproximadamente 25 grados cuadrados y una escala de 95 segundos de arco por mm. (AJ 55. núm. 3, Pág. 1182, 1950, Rivera Terrazas).

 

La siguiente figura muestra una placa fotográfica:

 

 

 

a) Placa Directa

b) Placa Espectral

 

Figura 1.3.1 Ejemplos de Placas Astronómicas

 

 

 

 

1.3.1  Proceso para la obtención de imágenes en placas

 

Las placas no expuestas deben ser colocadas dentro del portaplacas, y necesariamente en un cuarto oscuro, para no alterar la sensibilidad de la placa;  una vez colocada, el portaplacas es llevado a la cámara Schmidt y es colocada dentro de un armazón, el cual la sostiene, posteriormente se descubre la placa de vidrio y es cerrada la abertura lateral de la cámara Schmidt. Esta parte es realizada después de haber guiado la cámara hacia el punto de interés, además es necesario tapar el espejo esférico para evitar que pase luz al momento de ser montado el portaplacas y provocar que se vele la placa, una vez que se destapa el espejo. Aquí es cuando se inicia la exposición de la placa; cuando se termina la exposición, es necesario volver a tapar el espejo, así como tapar la placa para evitar que se siga velando y desmontarla del portaplacas, después es revelada en un cuarto obscuro para posteriormente analizar la información que contiene.

 

Como ya se explicó anteriormente, las emulsiones fotográficas se componen principalmente de granos de plata halogenada (AgBr, AgCl y otros, dependiendo de la clase de emulsión requerida) como suspensión en gelatina. Durante la exposición a la luz de las placas, en la emulsión ocurre un proceso fotoquímico un tanto complicado, dando como resultado una transformación de plata metálica, entre más luz se haya absorbido por la emulsión, mayor será la cantidad de plata transformada. El proceso fotoquímico se realiza como  sigue: cuando un fotón es absorbido, produce la  excitación de un electrón, el cual se mueve de un átomo a otro, entrando en un proceso termodinámicamente inestable. Un ion de plata (Ag+), puede atrapar este electrón y así formarse un átomo de plata neutro, el acumulamiento de átomos de plata en un lugar da origen a una imagen latente, ésta puede ser permanente tratando la plata con diferentes químicos (proceso de revelado), los cuales transforman la placa en un negativo permanente, obteniendo así una imagen fija.

 

El estado inicial de la formación de una imagen latente es llamado estado de nucleación, y es el paso más importante, ya que la combinación del ion de plata y el electrón es irreversible. [Roth, 1994] La plata halogenada absorbe la luz en la zona l< 5000 Å, es decir, en una región de 3000 a 5000 Å.  Para lograr que la emulsión sea sensible a los rayos amarillos y rojos, introducen en ella colorantes orgánicos conocidos como sensibilizadores, que amplían la zona de sensibilidad espectral.

 

 

 

1.3.2 Utilidad de las placas astronómicas

 

Las placas fotográficas tienen muchas ventajas comparadas con las observaciones visuales hechas por el ojo humano, ya que éstas pueden registrar millones de estrellas al mismo tiempo, mientras que el ojo humano  cuando mucho puede registrar 2 objetos a la vez. La característica más importante de placa es su capacidad de colectar luz por más tiempo (tiempo de exposición) y con esto poder almacenar objetos débiles. El ojo humano no tiene tal capacidad, ya que si el objeto es débil no podemos verlo sin importar cuanto tiempo estemos observando. Las placas fotográficas proveen un documento permanente, el cual puede ser inspeccionado y analizado en cualquier momento deseado [Roth, 1994]

 

En las placas fotográficas, las estrellas salen en forma de pequeños círculos debidos a las turbulencias atmosféricas (conocido como seeing), cuanto más brillante sea la estrella, el diámetro del círculo es más grande, aunque es importante mencionar que esta relación de tamaño en los diámetros de las estrellas dentro de una placa fotográfica es sólo una simple apreciación, ya que no se apega a la realidad del tamaño de la estrella, es decir con el diámetro  angular verdadero de la estrella. Solamente los negativos, en la placa fotográfica, son empleados para estudios con fines de investigación científica, ya que la información contenida en ellos puede alterarse al momento de ser invertidos por medio de la reimpresión.

 

Las placas astronómicas pueden proporcionar enormes cantidades de información sobre la región del cielo observada, pero fueron empleadas principalmente para estudiar la posición relativa de los objetos, comparando entre sí las fotografías de un mismo campo del cielo obtenidas en distintos periodos de tiempo y poder apreciar los cambios que hayan ocurrido durante ese lapso, de esta forma se han podido determinar el desplazamiento de los planetas pequeños y de algunos cometas cuando estos se encuentran lejos del Sol y aun no se manifiesta su cola; para las estrellas el movimiento es percibido,  al comparar los negativos obtenidos en varias observaciones, con cierto intervalo de tiempo (de días o meses, incluso años); los conjuntos las nebulosos gaseosas,  son estudiadas en fotografías tomadas con largos intervalos de separación en tiempo (pueden llegar a ser durante decenas de años). Es posible descubrir y estudiar los cambios de brillo de las estrellas variables, los centelleos de las estrellas novas y supernovas, es decir, se realizan estudios de cambio de luminosidad. 

 

Así como las placas fotográficas tienen grandes ventajas, también presentan algunas desventajas, dentro de las más importantes podemos mencionar:

 

 

§            Su baja sensibilidad.

§            La eficiencia cuántica de algunas placas tratadas con procedimientos especiales para aumentar su sensibilidad puede llegar al 4%.

§            La respuesta de la placa no es lineal, es decir, el doble de fotones no necesariamente produce el doble de densidad (un mayor obscurecimiento de la placa).

§            Por otro lado la sensibilidad de la placa tiene una fuerte dependencia con la longitud de onda.

§            Y por último, otra  desventaja que para nosotros en este caso es la más importante y la cual tratamos de evitar, es el fácil deterioro que trae consigo la pérdida de valiosísima información, ya que sólo basta de un leve rasguño y podrían perderse miles de datos sobre una galaxia en particular.

 

 

 

 

1.4 Acervo de placas  Astronómicas

 

 

Se tienen actualmente  15456 placas astronómicas tomadas a partir de 1942 a 1995 en la Cámara Schmidt de Tonantzintla.

 

 De estas placas

4484 son espectrales (tomadas con la ayuda del prisma objetivo), 8432 son placas directas y 2540 son placas directas de tres imágenes (la cual es una técnica implementada por los astrónomos de Tonantzintla) [González y Tepanecatl, 2001]. En la siguiente tabla se muestran estos resultados.

 

 


Grafica 1. Acervo de placas astronómicas (cantidades y tipos)

 

 

 

 

 


II. Antecedentes

 

 

2.1 Trabajos Previos

 

Actualmente existen algunos observatorio en el mundo que ya han creado sus bases de imágenes a partir de las placas que se tomaron en sus telescopios, estos trabajos, principalmente los referentes a las bases de imágenes han tenido tanto éxito que hoy en día un gran porcentaje de astrónomos las utilizan, tal es el caso de SIMBAD y el NED los cuales proporcionan no solo la imagen del objeto de interés, sino algunos de los datos mas importantes de dicho objeto. En esta línea podemos ver la importancia de tener una base de imágenes de las regiones de estudio del cielo, y que mejor que sean de placas astronómicas pues su gran campo de visiona permite tener grandes regiones del cielo que esperan sean de utilidad.

 

En lo referente a la extracción de espectros y la identificación de líneas espectrales, existen ya algunos trabajos, también realizados en instituciones u observatorios que cuentan con telescopios del tipo Schmidt. Los trabajos que se han analizado se enfocan en la identificación de una tipo especifico de objetos como por ejemplo las AGN´s, donde solo les interesa identificar un solo tipo de línea espectral[Zamorano, 1995], otros trabajos como los de Estrasburgo en Francia  y el Observatorio de Byurakan en Armenia analizan e identifican todas las líneas que pueda presentar un espectro y además realizan una clasificación espectral de acuerdo a la morfología de los espectros pero en la forma en que estos se presentan en la placa. Estos trabajos están realizados por programas asistidos por computadora donde el usuario tiene mucha participación, además se ayudan de programas enfocados a la astronomía como lo es IRAF, es decir actualmente no existen programas que realicen el reconocimiento de líneas espectrales de forma 100% automática  Es importante mencionar que estos trabajos emplean un PDS microdensitómetro para la digitalización de las placas y algunos de ellos también hacen uso de escáneres.

 

 

 

2.2 Motivación

 

En casi todos los observatorios del mundo donde se tomaron placas astronómicas, existen grupos de personas que se dedican al estudio, difusión y preservación de dichas placas, se preocupan por conservarlas en medios electrónicos, analizándolas con métodos modernos así como la disponibilidad de esta información a  astrónomos  y publico general.  

 

Por tal motivo es muy importante que el INAOE cuente con un acervo electrónico de placas astronómicas para seguir  contribuyendo con las investigaciones actuales de objetos celestes a través  del acceso de estos datos en una Base de Imágenes Astronómicas al alcance de la comunidad científica de nuestro país y el mundo.

 

Además el análisis automático para la extracción de espectros e identificación de sus líneas, permitirá tener una herramienta que no solo muestre la imagen digitalizada, sino la información espectral de los objetos que en ella se encuentra lo que puede ser todavía mas valioso para algunos estudios de objetos variables y en particular  algunos estudios involucrados con las líneas de Hidrógeno.

 

 

 

 

 

III. Preguntas de Investigación y Objetivo

 

 

3.1 Hipótesis y Preguntas de investigación

 

 

Hipótesis

 

¿Es posible interpretar (automáticamente) las Placas Astronómicas para derivar información de objetos estelares y sus características?

 

 

 

 

Para responder a esta pregunta y determinar si nuestra hipótesis esta bien planteada, es  necesario primeramente respondernos  unas preguntas relacionadas directamente con nuestras expectativas hacia este trabajo, dichas preguntas son:

 

 

1.    ¿ Qué información pueden dar las imágenes digitalizadas de los objetos a través del tiempo?

 

 

2.    ¿ Es posible establecer una metodología exacta para la interpretación de espectros en placas?

 

 

3.    ¿ Es posible la identificación de líneas de emisión y/o absorción en los espectros derivados de placas?

 

 

 

 

 

La respuesta de a estas preguntas involucra directamente la finalidad de este trabajo,  que es la creación de una base de imágenes astronómicas (pregunta 1) la cual pueda ser de utilidad a la comunidad astronómica del mundo además de poner a disposición de todos los interesados la infamación que contienen al mismo tiempo se cubre la necesidad de preservación de las placas astronómicas.

 

Las peguntas  2 y 3 van  encaminadas a la parte del análisis automático de líneas espectrales, el cual involucra la fotometría, espectrofotometría y la espectrometría, las cuales son ciencias que se pueden aplicar directamente en placas y nos ayudan a obtener información de los objetos que se están analizando, por lo tanto al poder aplicarlas podemos realizar la extracción e identificación de líneas espectrales en placas y lograr automatizar este procedimiento en un algoritmo el cual a  partir de la imagen pueda obtener información de cada uno  o de la mayoría de los objetos que se encuentran en ella.

 

 Por lo tanto después de responder a estas preguntas podemos concluir que nuestra hipótesis es valida, pues una vez establecidas algunas metodologías de análisis de líneas espectrales, con la información que estas arrojen podríamos decir que si es posible automáticamente derivar información de las placas espectrales y por consiguiente obtener datos espectrofotométricos específicos de objetos  que se encuentren en  alguna región del cielo.

 

Una vez analizados estos aspectos podemos plantear nuestro objetivo general.

 

 

 

3.2 Objetivo General

 

 

Crear un sistema automático que sea capaz de extraer espectros a partir de imágenes digitalizadas provenientes de placas astronómicas, con el fin de identificar sus componentes para el estudio espectrofotométrico de objetos estelares.

 

 

 

IV. Metodología Propuesta

 

 

4.1 Principales diferencias con los trabajos ya realizados

 

Dentro de las principales diferencia con otros trabajos tenemos:

 

·         Las características tanto del telescopio donde se tomaron las placas tales como la relación focal del mismo y el prisma objetito son distintas en cada uno de los trabajos ya realizados por otros observatorios.

·         El tamaño de las placas es distinto.

·         Los tipos de emulsiones usados.

·         El uso de un escáner de alta resolución para la digitalización de las placas.

·         Empleo del análisis y procesamiento de imágenes para la extracción de los espectros y creación de mascaras a partir de los estándares u estrellas de referencia determinados por nosotros mismos a partir de la información de las placas.

·         Al no tener manchas sensitométricas en nuestras placas es necesario establecer algunos criterios de calibración (obtención de la curva característica)

·         Se pretende analizar todos los objetos de una placa y hacer una separación entre estrella y galaxias, así como mostrar las principales características espectrales para cada objeto.

 

 

 

 

4.2 Análisis y procesamiento de imágenes

 

En este trabajo se pretende aplicar técnicas de análisis de imágenes para la extracción de los espectros y el reconocimiento de las líneas espectrales, toda las imágenes serán procesadas de la misma manera y  el programa deberá ser capaz de trabajar con las diferentes variables que se encuentren en las placas como lo son el tipo de emulsión y el tiempo de exposición, entre los mas representativos. A continuación se da una descripción de los  principales conceptos y en que consiste para que el lector se de una idea del alcance de los mismos.

 

El análisis de imágenes es un área que involucra al procesamiento de imágenes y el reconocimiento de patrones, para esto hacemos uso principalmente de la segmentación. El principal objetivo del proceso de segmentación es particionar una imagen dentro de pequeñas regiones las cuales a una parte del total de los objetos en una escena. Esto se hace posible dividiendo a la imagen en áreas o regiones, el proceso de subdivisión puede detenerse cuando todas las regiones de interés hayan sido identificadas.

 

 A partir de la segmentación se puede llevar a cabo el proceso de reconocimiento de un objeto, pues el fin de analizar una imagen es el de cuantificar las propiedades morfológicas, espectrales y temporales de los patrones que se encuentran presentes en esta. El resultado de la cuantificación refleja el contenido de información relativa a la escena o sistema físico bajo estudio y permite modelar su comportamiento. La segmentación de una imagen digital es un proceso que significa dividirla en partes disjuntas e individuales para después extraer sus propiedades o características (de cada una de estas divisiones). A continuación se dan las definiciones tanto de segmentación como de bordes, ya que son dos de los procedimientos en el análisis de imágenes que mas emplearemos en nuestro trabajo.

 

 

Segmentación

 

Es la etapa inicial para cualquier proceso de reconocimiento de imágenes,  se adquiere una imagen rota en regiones o segmentos. El proceso de segmentación no se trata principalmente de que imágenes representa, sino de los procesos de partición de la imagen. El  caso mas simple es el de una imagen binaria donde hay  solamente dos regiones: en primer plano una región (objeto) y en el fondo otra  región. En el nivel de gris de una imagen, puede haber muchos tipos de regiones o clases dentro de una imagen. Las técnicas de umbral pueden ser empleadas ya sea como métodos globales o  locales. Un método global de umbral es aquel en el que se aplica a una imagen entera un solo nivel de umbral. Un método local es aquel que se aplica y particiona una imagen dada en subimágenes y determina un umbral para cada una de ellas. En general un método de umbral es aquel que determina el valor de umbral basado en algunos criterios predeterminados.

 

Existen varios métodos de umbral, pero el Thresholding es una de las técnicas más importantes para segmentación y es una herramienta ampliamente usada para los sistemas de visión por computadora. Proporciona altos  rendimiento de procesamiento, generalmente  requeridos por la industria.

 

Existen filtros que pueden ser definidos por sus efectos de énfasis o consolidación de bordes en una imagen. En general los filtros pasa alta tienen la característica inversa de un filtro pasa bajas; este no cambia los componentes de alta frecuencia de la señal pero atenúa las bajas frecuencias y elimina cualquier constante de intensidad de fondo.   Por lo tanto, los filtros pasa altas tienen la propiedad de que los datos de un píxel en una región de borde de un objeto es modificado y el efecto del borde es realzado. Esta propiedad  de detección de bordes es un prerrequisito para las operaciones de análisis de cualquier imagen, por lo tanto, los filtros que localizan y realzan la información de los bordes son los de mayor importancia.

 

 

Bordes

 

En una imagen digitalizada un borde es definido como una secuencia conectada de puntos de borde, un borde es caracterizado por un cambio abrupto en la intensidad indicando el limite entre dos regiones en una imagen, un estado es comúnmente visto como un cambio lento en los valores de gris entre los píxeles conectados. Si el ruido esta presente en la imagen el perfil del borde contendrá fluctuaciones aleatorias. Idealmente un borde es un cambio marcado en los valores de gris. Una línea es una región de intensidad constante entre dos bordes los cuales actúan como limite para la línea. [Lira, 2002]

 

 

 

 

4.3 Procesos que se pretende innovar

 

Como se ha mencionado anteriormente, tanto en la parte correspondiente a la base de imágenes astronómicas como a lo referente a la extracción de extracción de espectros ya existen trabajos que han proporcionados buenos resultados. Nuestra principal diferencia en la metodología se basa  principalmente en la parte de extracción de espectros, pues los trabajos que ya existen  no son totalmente automático o son mejor dicho asistidos por computadora, donde requieren de la ayuda del usuario para proporcionar sus resultados, la principal  innovación que proponemos es lograr un programa 100 % automático, en el cual lo datos que el usuario proporciones sean solo los de entrada. Además el precocimiento de líneas espectrales lo realizan ayudados por IRAF lo que implica hacer uso de este programa, nosotros proponemos crear nuestras propias rutinas de identificación así como nuestros patrones y estándares de comparación de acuerdo a las características de los objetos presentes en las placas. Por lo tanto, podemos decir que la principal diferencia con otros trabajo es lograr un programa que arroje los datos del estudio Espectrofotométrico a partir de una entrada: la imagen, y que todas las rutinas que se utilicen sean creada y estén dentro del mismo programa para que el resultado sea la información espectral del objeto de interés.

 

Un aspecto importante es que la digitalización de las placas no se realiza en un  microdensitómetro como en la mayoría de estos trabajos, nosotros emplearemos un escáner de alta resolución con una unidad de transparencia donde podemos obtener la imagen digitalizada en poco menos de 10 minutos y con una resolución bastante buena para realizar este tipo de estudios.

 

 

 

4.4 Obtención de la curva característica

 

En casi todos los trabajos referentes a placas astronómicas, es necesario conocer la curva característica de la emulsión de estudio así como determinar la curva para la placa en la cual se esta trabajando. En dichos trabajo hacen uso de la placa directa (con las mismas características a  la placa espectral de estudio) tomada bajo las mismas condiciones y a esta le realizan fotometría para la obtención de la curva, aplican una linearización y los resultados los aplican a la placa espectral.  Este procedimiento aunque es bueno, tiene el inconveniente de que no se pueden controlar del todo las pequeñas variaciones que pueda existir en ambas placas, pues el proceso de revelado suele alterar la información provocando que cada placa pueda tener diferentes característica. Por tal motivo nosotros proponemos emplear una técnica también de fotometría pero aplicada directamente a cada placa espectral bajo estudio y de esta forma encontrar la curva característica también para cada placa de estudio. En la práctica este procedimiento es más complicado pues requiere de mayor tiempo de análisis y lograr que el programa pueda solo encontrar los datos necesarios y correctos, pero los restados que se obtienen son  mucho más confiables que si solo realizáramos la fotometría en placa directa.

Este procedimiento básicamente consiste en identificar en unos espectros las variaciones de intensidad a deistitas longitudes de onda y tomar varios puntos de algunos espectros y formar la curva característica, esta es una técnica que se empleo desde los años 70´s y es una de las más confiables.  [Photo Buletin, 1972]

 

 

 

4.5 Descripción de la Base de Imágenes Astronómicas

 

Una base de datos, tiene la finalidad de juntar en un solo lugar toda la información que se tenga sobre ciertos objetos o personas (según sea el contexto en el que se maneje) Una base de imágenes por lo tanto reunirá imágenes. El acervo de placas básicamente esta constituido por una biblioteca de imágenes, las cuales como ya se ha mencionado con anterioridad, esta expuesta al deterioro y a la falta de utilización de la información que contiene, por tal motivo se pretende realizar una Base de Imágenes Astronómicas, la cual no solo contenga las imágenes de las placas previamente digitalizadas, sino que también sea una base de datos donde cada imagen tenga asociada información referente a los objetos celestes que se encuentran en cada una de ellas. La finalidad es realizar una programa que sea capaz de mostrar a los usuarios la imagen de un objetos determinado con toda la información que se tenga disponible de es. Para lograr esto, es necesario que se realicen la estructura de la  parte donde se almacenaran las imágenes y tomar en cuenta los siguientes aspectos:

 

 

·         Tipo de formato en que se digitalizaran las imágenes

·         Grado de compresión permitido por el formato sin perdida de información.

·         La forma optima de recuperación de las imágenes

·         Capacidad del programa para determinar las coordenadas donde se encuentra cada uno de los objetos en la imagen (estos datos se pueden obtener en coordenadas X y Y o en ascensión recta y declinación.

·         Analizar la forma de almacenamiento de las imágenes pues se estima que tengan un tamaño mayor a los 100 MG cada una.

·         Se tiene contemplado realizar la interfaz para la conexión de la base de datos e imágenes en MySQL el cual es un lenguaje de uso general ampliamente utilizado, que  satisface especialmente  el desarrollo de  páginas WEB  y se puede insertar en archivos HTML. Es compatible con varias plataformas incluyendo Linux y muchas variantes de Unix.

·         Las placas se digitalizarán en un escáner de alta resolución.

 

 

 

 

V. Aportaciones del trabajo

 

 

Se pretende crear un sistema de adquisición de imágenes y manejo de placas astronómicas, el cual involucre la

 

 

digitalización de placas fotográficas para la creación de una base de imágenes astronómicas 

 

y por otra parte que el sistema sea capaz de realizar el reconocimiento automático de líneas espectrales. Este sistema es importante debido a que se plantean:

 

 

Ø     Estrategias de calibración para placas astronómicas por medio de Fotometría espectral

 

 

Ø     Un proceso para que automáticamente se identifiquen las líneas de emisión y/o absorción en espectros

 

 

Ø     El diseño de la Base de Imágenes Astronómicas y sus componentes

 

Ø     La posibilidad de realizar estudios comparativos de regiones conocidas estudiadas en placas de forma tradicional con  estudios  realizados usando el sistema automático propuesto.

 

 

 

 

 

5.1 Importancia de la Base de Imágenes Astronómica

 

La principal importancia de esta base de imágenes es que sería la primera que se realiza en su tipo en nuestro país, dado que somos el único observatorio que cuenta con placas astronómicas. A nivel mundial no son muchos el observatorio que cuenta con placas astronómicas y nosotros somos unos de esos pocos.

 

 

 

5.2 Importancia de la Extracción Automática de Espectros

 

El estudio en placas fotográficas es muy difícil y en algunos casos dado a la naturaleza propia de las emulsiones los resultados obtenidos no son muy satisfactorios, aun así la información que se pueda obtener de ellas, sobre todo la proveniente de placas espectrales es de mucha utilidad para algunos estudios que se esta realizando actualmente sobre todo los estudios de mapeos del cielo donde se encuentran objetos variables.

 

 

 

 

VI. Avances del Trabajo

 

 

Al iniciar el trabajo en placas astronómicas, el primer paso a realizar fue conocer con cuantas placas se contaba y la calidad de las misma (cantidad y calidad). Fue necesario determinar la cantidad exacta de  placas tanto directas como espectrales, pues sobre esta últimas esta fundamentado el trabajo espectral. Se realizaron análisis para determinar el numero de emulsiones existentes en el acervo, así como también encontrar cuales regiones se tenían tanto en placa espectral como en placa directa y si también se contaba con la misma región en diferentes emulsiones, esto último con la finalidad de ampliar el espectro observado en una longitud de onda mayor a la que nos permite una sola emulsión, es decir, tratar de formar un espectro con

 

Al estar realizando los análisis estadísticos para determinar las tipos de emulsiones nos dimos cuenta que las que mas predominan son las referentes a la serie103a de Eastman Kodak en sus diferentes por tal motivo se inicio este trabajo con la emulsión 103a-O la cual como se puede apreciar en la tabla No. 1 su rango de sensibilidad efectiva va de los 250 a los 500 nm.

 

Los primeros estudios que se realizaron en este trabajo, fue la comparación de algunos espectros de galaxias observados recientemente con los espectros de esas mismas galaxias obtenidos de placas, con la finalidad de comprobar el rango de sensibilidad de la emulsión y además establecer si hubo algún cambo en esos espectros, es decir, los espectros de estas galaxias en las placas se tomaron en los años 40´s, se intento analizar si hubo alguna variación con los espectros obtenidos recientemente.  Estos objetos se seleccionaron de las regiones que se encontraron tanto en placa directa como en placa espectral tenemos las que se muestran en la tabla 2, estos objetos son sólo unos cuantos de los muchos que se encuentran en las placas. Estos objetos fueron observadas en Cananea, Son., en la misma tabla se muestra el espectro de dichos objetos, tanto en CCD como en placa.  Tanto los espectros de observados como los digitalizados fueron obtenidos con la ayuda de IRAF.

 

En estos objetos no se hizo mucho énfasis en el tipo de emulsión en que reencuentran, la finalidad fue conocer un espectro obtenido de placas en una sola dimensión y poder compararlo con uno de CCD. Las imágenes de estas galaxias fueron digitalizadas con el microdensitómetro PDF.

 

Con este proceso se determinaron todos los pasos que se deben seguir para la obtención del espectro en una dimensión, por lo que además de comparar ambos espectros, se determinaron las partes importantes que deben ser automatizadas, pues como se recordará, la finalidad de este trabajo doctoral es lograr que un programa hecho por nosotros sea capaz de realizar estas tareas sin la necesidad de utilizar ayuda de otros programas, es decir, no queremos un programa asistido por computadora, necesitamos un programa automático.

 

 

 

 

Objeto (coordenadas)

Espectro observado en Cananea

Espectro digitalizado

 

NGC 3938

 

     A. R. 11 52 49.45

     DEC. +44 07 13.0

NGC 3994

 

     A.R. 11 55 02.30

 

     DEC. +32 33 19.8

 

 

NGC 3995

 

     A.R. 11 57 44.12

 

     DEC. +32 17 38.3

 

 

 

NGC 4151

 

 

     A. R. 12 10 32.73

 

     DEC. +39 24 19.6

 

NGC 5068

 

 

     A. R. 13 18 49.4

 

     DEC. -21 01 47

 

NGC 5921

 

 

     A. R. 15 21 56.67

 

     DEC. +05 04 12.1

 

 

 

 

Tabla 2. Espectros de galaxias. En la columna del centro se tienen los espectros en CCD de las galaxias, en la columna

 de la derecha se muestran los espectros de las galaxias extraído de placas.

 

 

 

6.1 Base de Imágenes Astronómicas

 

 

La base de imágenes astronómicas se está realizando  en un manejador de base de datos que funciona como almacén de las tablas de datos y las imágenes de las placas. Las tablas de datos se refieren  a información específica de  las placas astronómicas  y al objeto central en las mismas. Los datos de las placas incluyen principalmente, el tipo de emulsión, fecha y tiempo de exposición así como el objeto central. Las tablas del objeto central de cada placa, contienen su nombre y coordenadas, así como algunos datos de velocidad y tipo espectral entre otros. Las imágenes presentarán información de tamaño y formato.

 

La interfaz para la conexión de la base de datos e imágenes se realiza en MySQL el cual es un lenguaje de uso general ampliamente utilizado, que  satisface especialmente  el desarrollo de  páginas WEB  y se puede insertar en archivos HTML. Es compatible con varias plataformas incluyendo Linux y muchas variantes de Unix. Algunos ejemplos de bases de imágenes que se encuentran disponibles de otros observatorios lo podemos apreciar en CDS. Aladin, http://cdweb.ustrasbg.fr/CDS.html, y Observatory of Strasburg. Simbad, http://simbad.ustrasburg.fr/simbad.

 

Las placas se están digitalizando en un escáner de captura de imágenes de alta resolución especialmente diseñado para el tratamiento de  imágenes para uso de fotografía profesional como lo podemos apreciar en la figura 6.1. El formato base será mapa de bits (TIF), pues es uno de los formatos  que proporciona mayor fidelidad en la información de una imagen. La imagen también puede ser obtenida en un formato FITS (Flexible Image Transport System) directamente del escáner. Este formato es un  estándar creado por la NASA adoptado por la comunidad astronómica para el intercambio de los datos y el almacenamiento de archivos.

 La primer etapa de la digitalización de las placas consiste en hacer una preselección de un conjunto de placas de una o varias regiones del cielo, considerando las condiciones físicas de las mismas, pues hay algunas que están rotas o rayadas [Tepanecatl y González, 2002]. Posterior mente se irán digitalizando todas las placas del acervo. 

 

 

 

Figura 6.1 Escáner en el cual se están digitalizando

las placas astronómicas del INAOE

 

 

 

Cada una de las placas del acervo, tiene asociados algunos datos que tienen que ver con las características de la placa tales como el tipo de emulsión, el tiempo de exposición y sus coordenadas en ascensión recta y declinación entre los más importantes. Estos datos se incluyen en la base de datos pues son muy importantes y se deben asociar a la imagen a la que corresponden. Además debe contener una sección para los datos propios de la imagen tal como el tamaño de píxeles y la resolución entre los más importantes.  Obviamente debe estar la imagen en la cual se muestre (en el centro de la misma) el objeto que el usuario haya solicitado (por medio de la búsqueda). La siguiente figura 6.2 muestra esquemáticamente la forma en que se almacenan estos datos  

 

 

Figura 6.2 procedimiento de altas de datos

 

 

La información que se muestra al usuario, está contenida en una sola pantalla, es decir, la información que incluye la imagen, los datos de la placa y los datos de la imagen se deben presentar organizados en la misma pantalla, la cual aparece después de que el usuario introduzca las coordenadas o el nombre del objeto de su interés,  por lo que la recuperación de imágenes se realiza a través de diferentes criterios de selección:

 

 

 

 

 

  AR – DEC  (Ascensión Recta - Declinación)  y coordenadas (1950-2000)

 

  Numero de la placa (opcional)

 

 

 

•  Nombre del objeto central (SAO – HD - NGC)

 

 

La figura 6.3 muestra un bosquejo de este procedimiento:

 

 

 

 

Figura 6.3 Bosquejo de la forma en que debe aparecer la información después de una búsqueda

 

 

 

La pantalla de búsqueda donde el usurario ponga los datos del objeto que desee será de forma muy similar a las de las bases de datos ya existente, pues es un proceso que no requiere de mucha variación. La figura 6.4 muestra un ejemplo de una base de datos que ya esta disponible a los usuarios, esta base de imágenes es conocida como SIMBAD y contiene una gran galería de imágenes provenientes de placas. De forma muy similar debe operar nuestra base de datos, es decir, tanto para las búsquedas de objetos como la recuperación de las imágenes en la región de interés son tareas que ya han sido estandarizadas así que solo debemos apegarnos a estos estándares y realizar nuestro trabajo de digitalización, validación de los datos de la placa, dar de alta estos datos junto con la imagen, y las rutinas de búsqueda y recuperación de las imágenes harán en resto.

 

Las imágenes digitalizadas tiene una un tamaño en disco de  150 MB por lo que es uno de los principales retos a solucionar debido a que imágenes tan grandes es difícil que transiten con rapidez vía Internet, la solución es seccionar esta imagen en peñas subimágenes para que cuando el usuario requiera de un objeto solo se le presente la sección de imagen que corresponde a dicho objeto.

 

 

 

 

Figura 6.4 Ejemplo de la pantalla de búsqueda de SIMBAD

 

 

 

 

 

6.2 Espectrofotometría automática en placas

 

La identificación automática de líneas espectrales (IAL) es un procedimiento que ya ha sido desarrollado anteriormente (aunque no se ha logrado una total automatización) [Vaucouleurs, 1968; Zamorano et. al., 1990; Zamorano et .al., 1994; Borra,1988], aun así, este trabajo propone desarrollar una nueva metodología considerando factores tales como: las características del telescopio, el tipo de las emulsiones empleadas, especificaciones del prisma objetivo, etc. La IAL se lleva a cabo por medio de la comparación de un espectro de prisma (de baja resolución) con uno de rejilla (de alta resolución).

 

Las placas espectrales se tomaron con un prisma objetivo el cual tiene la desventaja de ser un elemento no lineal (aunque debe de ser considerado lineal a determinados intervalos de longitud de onda [Rivera, 1959; Haro, 1956]. Esto representa el primer obstáculo en el proceso de la IAL  pues el hecho no saber la dispersión de la luz con respecto a la longitud de onda (lamda λ) implica un verdadero problema para identificar correctamente las líneas de emisión y/o absorción  en el espectro. Conociendo la curva de sensibilidad de la emulsión y las características del prisma es posible determinar el ancho del espectro en la placa, de esta forma se conoce también la separación que existe entre dos puntos de λ en el espectro ayudando así a identificar las líneas en el [Chavira, 1997; Zamorano,1994].

 

El procedimiento de identificación automática se divide en dos grandes partes. La primera se relaciona con la  sensibilidad de la emulsión, la cual está en función de la longitud de onda y varía para cada emulsión. Se tiene una curva de sensibilidad en cada caso (la figura 6.5 muestra la curva característica  para la emulsión 103a-O); en este paso es necesario considera parámetros de la placa tales como, el nivel de niebla de la emulsión, la densidad del vidrio de la placa, el tamaño de grano de la emulsión y el ruido del detector en el cual se obtuvo la imagen.

 

 

Figura 6.5 Curva característica de la emulsión 103a-O

 

 

La segunda parte consiste en la realización de programas que permitan la identificación automática de espectros y sus líneas, tal como se realizarían manualmente pero con mayor rapidez,  relacionando regiones con la misma intensidad  en  la imagen implementando funciones de momentos de regiones geométricas para asociar regiones previamente umbralizadas. Dicho proceso permite segmentar las imágenes en regiones contrastadas en intensidad (regiones binarias), para lograr un agrupamiento de objetos de interés. Algunos de estos objetos serán descartados, pues dentro de la emulsión se pueden tener algunos errores que pueden confundirse y deben ser eliminados (granulaciones, polvo y rayones). Una vez realizado este paso se procede a hacer una separación entre los objetos para determina cuales son estrellas y cuales galaxias y dar inicio a la identificación de sus líneas espectrales [Zamorano et .al., 1994; Borra,1988].

 

 

 

El procedimiento propuesto para la extracción de los espectros consiste básicamente de los siguientes puntos:

 

 

 

 

 

 

Figura 6.7 Proceso de automatización propuesto

 

 

 

 

VII.    Resultados

 

 

Al iniciar las pruebas para los estudios relacionados con la sensibilidad de la emulsión, se determinó que la primera emulsión del acervo en estudiarse debía ser la 103a-O, esta tiene un rango de sensibilidad efectiva de los 250 a los 550 nm, y permite hacer una identificación de líneas con mayor claridad en la región azul del espectro electromagnético.

 

Tomando esto como base inicial se selecciono un grupo de regiones de campo no muy denso para realizar las primeras pruebas e iniciar la programación. Al tomar una imagen e introducirla en el programa de extracción de espectros, el primer resultado que muestra es la imagen sin la contribución del cielo; esta imagen es analizada nuevamente y se identifican las regiones de interés, es importante mencionar que para este proceso nos estamos ayudando del análisis de imágenes utilizando la herramienta de segmentación. Una vez segmentada las regiones (cada uno de los espectros) el programa muestra al usuario el numero de espectros que cumplen las condiciones de programación antes mencionada y da un muero y muestra la imagen resultante como se puede apreciar en la figura 6.8. Posteriormente se analiza una por una cada región y se obtiene un archivo el cual contiene los resultados del análisis que al graficarse muestra los espectros tal y como los podemos apreciar en la tabla 3.

 

 

a) Sección de una placa espectral digitalizada

b) Imagen analizada y separada por regiones

 

Figura 6.8 Muestra el proceso de selección de objetos de interés. La imagen a) muestra la imagen original tal y como la proporciona el escáner, la imagen

b) muestra  la imagen  después de ser  analizada por el programa, el cual analiza  y muestra al usuario el número  de regiones de  interés las cuales serán

analizadas una por una para obtener el espectro en una sola dimensión.

 

 

 

Así mismo, se implementaron funciones para asociar regiones con intensidades similares en la imagen, con la finalidad de agrupar todos los objetos que tengan los mismos valores y asociarlos a un grupo de estudio (estrellas o galaxias) y realizar la identificación de líneas espectrales. El paso siguiente a realizar será la calibración de dichos espectros en longitud de onda y en flujo, así como la determinación de la curva característica para cada emulsión.

 

 

 

Espectros

Imagen del espectro

Espectros

Imagen del espectro

Espectro5

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro 7

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro 8

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro 9

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro 10

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro11

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro12

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro13

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro14

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro15

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro16

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro17

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro21

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro22

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro23

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro24

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro25

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro26

 

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro27

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro28

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro29

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro31

 

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro33

 

 

 

Espectro34

 

 

 

 

 

 

 

 

            

MATLAB Handle Graphics

Espectro36

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro37

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro38

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro39

 

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro40

 

 

 

MATLAB Handle Graphics

Espectro44

 

 

 

 

Tabla 3. Resultados del programa, el cual resta el  valor medio del cielo, en este caso dio como resultado un total de 45 espectros

de una sección de la placa, de los cuales sólo 30 se pudieron extraer en una sola dimensión.

 

 

 

 

 

VIII. Conclusiones

 

En esta etapa de  desarrollo, se ha logrado la creación de un programa asistido por computadora, el cual es capaz de proporcionar, a partir de una imagen digitalizada todos los espectros que posibles de identificar de acuerdo a las concisiones del programa. El paso siguiente antes de lograr al 100% la automatización, es conseguir que el programa encuentre la curva característica  para cada imagen y a partir de esto resultado realizar la calibración en longitud de onda y flujo. Una vez conseguido esto, hay que trabajar en la graficación del resultado y tendremos de esta forma la automatización completa del programa.

 

Teniendo un sistema con tales características es posible utilizar estos  resultados en el análisis de tipo espectrofotométrico donde se pueden estudiar las líneas de emisión en Ha , algunos estudios de identificación de los objetos Herbig-Haro, entre otros. La capacidad de iniciar estudios en placas ya no esta limitada por la falta de experiencia en su manejo ni por la disponibilidad de la información. Solo falta validar los resultados y compararlos con las técnicas tradicionales para que sea un sistema confiable.

 

En cuanto a la base de imágenes se refiere, en este momento ya se ha iniciado su diseño así como también se ha iniciado parte de la programación y la digitalización de las placas, se tiene un grupo de más de 100 placas digitalizadas actualmente. Se espera tener un prototipo de la Base de Imágenes Astronómicas del INAOE lo más pronto posible con la finalidad de ampliar la información y ejecución de la misma con la opinión de los usuarios internos.

 

 

 

IX. Apéndice

 

Galería de Imágenes

 

 

Andrómeda

Cabeza de Caballo

 

NGC 1365

 

Orión

Sombrero

Cúmulo de galaxias

 

 

 

 

 

 

X. Referencias

 

Alonso O.,  Zamorano J.,  Rego M.,  Gallego J. 1995, Ap&SS 113, 399

Awcock, G.W., and Thomas, R., Aplied Image Processing, 1996, McGrawHill, Inc.

Borra E.F., Brousseau D. 1988, PASP 100, 1276

Borra E.F., Edwards G., Petrucci F. et al. 1987, PASP 99, 535

CDS. Aladin,  , http://cdweb.ustrasbg.fr/CDS.html, 2002

Chavira E., Cámara Schmidt Tonantzintla, archivo personal, 1997

Haro G. 1956, Bol. Obs. Tonantzintla Tacubaya 14, 8

Lira, CH. J., Introducción al tratamiento digital de imágenes, 2002, Fondo de Cultura Económica. México.

Observatory of Strasburg. Simbad, http://simbad.ustrasburg.fr/simbad, 2002

P.G. Kuiper. Telescopes. The University of Chicago Press, Chicago, Ilinois, 1962

Photo Buletin, 1972, American Astronomical Society

Rivera T. L. The Astronomical Journal, 1959, Vol. 55, 1182

Sawyer R.A, Experimental Spectroscopy, Prentice –Hall, Inc, 1948, p.58

Stienon, F.M., 1972, A.A.S.P.B., 5, 17

Tepanecatl S.,  González G., Reporte Técnico No. 227, INAOE, 2002

Vaucouleurs G. 1968, Applied Optics Vol 7, No.8, 1513

Zamorano  J., Alonso O., 1994, IAUS, Vol. 161, 611                                                                                

Zamorano J., Rego M., González-Riestra R., Rodríguez-Caderot G. 1990, Ap&SS 170, 353

 

 

Ultima actualización  18 de julio del 2003

Realizado por Raquel Díaz Hernández  No. de registro CONACyT:  128996