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Instituto
Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica |
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Tesis de Doctorado
Estudio Espectrofotométrico de Regiones
Selectas del Cielo Observadas
con la Cámara Schmidt de
Tonantzintla
Por:
Raquel Díaz Hernández
Asesores:
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Dr. José Guichard Romero, |
Coordinación de Astrofísica |
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Dr. Octavio Cardona Núñez, |
Coordinación de Astrofísica |
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Dr. Leopoldo Altamirano Robles, |
Coordinación de C. Computacionales |
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Contenido
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
|
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|
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
¿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
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.
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:
- Primeramente se aplica un
umbral a la imagen para separar todos los objetos presentes y dejar el
fondo de la imagen libre de estos.
- Se genera una nueva imagen a partir de un valor
promedio del fondo conocido como “valor medio del cielo” se determina el
valor estándar asociado a este valor, pues posteriormente se requerirá
para aplicar un nuevo umbral a la imagen de trabajo.
- La imagen que contiene el
valor medio del cielo, es restada a la imagen original generándose una
nueva imagen de trabajo pero ya sin las contribuciones del cielo, es sobre
esta que se realiza la identificación de los
espectros. Este proceso se esquematiza de forma global en la figura 6.7
- A la imagen de trabajo se
le aplica un nuevo umbral para separar cada una de las regiones de interés
(cada región corresponde a un espectro)
- Cada uno de los espectros
es analizado aplicándoles algunos criterios tales como su longitud, área,
excentricidad, centro de gravedad entre los más importantes.
- Una ves que se determino
el largo adecuado de los espectros utilizando la ecuación de Hartmann que
esta en función de la dispersión del prisma, la longitud focal del
telescopio (Cámara Schmidt) y la sensibilidad de la emulsión en la que se
este trabajando [Rivera, 1959; Haro, 1956].
- Los espectros que cumplen
con estos criterios son conservados, el resto son eliminados, en esta
etapa también se eliminan todos aquellos objetos que puedan ser rayones o
defectos de la emulsión.
- Una vez seleccionados los
objetos de interés, se empiezan a analizar uno por uno a los espectros
para determinar cual es su centro u empezar a promedia solo sus líneas mas
internas y de esta forma obtener el espectro en una sola dimensión.
- El programa actualmente
solo da como resultado un archivo tipo dat el cual cuantíen los datos de
esta operación. Se genera un archivo por espectro.
- Este archivo es graficado
posteriormente en MatLab donde nos da los resultados como se pueden
apreciar en la tabla 3 de la sección de resultados
- Uno de los pasos
siguientes es obtener los espectros calibrados en longitud de onda y
flujo, además se espera que el programa se capaz de mostrar los espectros
graficados sin necesidad de emigrar a otro programa.
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 |
|
Espectro 7 |
|
|
Espectro 8 |
|
Espectro 9 |
|
|
Espectro 10 |
|
Espectro11 |
|
|
Espectro12 |
|
Espectro13 |
|
|
Espectro14 |
|
Espectro15 |
|
|
Espectro16 |
|
Espectro17 |
|
|
Espectro21 |
|
Espectro22 |
|
|
Espectro23 |
|
Espectro24 |
|
|
Espectro25 |
|
Espectro26 |
|
|
Espectro27 |
|
Espectro28 |
|
|
Espectro29 |
|
Espectro31 |
|
|
Espectro33 |
|
Espectro34 |
|
|
Espectro36 |
|
Espectro37 |
|
|
Espectro38 |
|
Espectro39 |
|
|
Espectro40 |
|
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
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