Sistema de descarga de imágenes TDI

Time Delay and Integration es un modo de integración y lectura de detectores CCD que permite la adquisición de imágenes de objetos en movimiento. En este sistema las cargas dentro del detector son transportadas a la misma velocidad, dirección y sentido con que se mueve la imagen sobre el detector. Este sistema utilizado originalmente en tomas desde aviones y satélites también es usado en la adquisición de imágenes astronómicas. En síntesis, el sistema T.D.I. habilita a que telescopios que no poseen un sistema de seguimiento sideral puedan tomar imágenes digitales de larga exposición.

La imagen de M42 mostrada abajo fue tomada con el telescopio de 35 cm y la cámara ST-7 controlada con el software WinScan.

Introducción a los detectores CCD

 El detector CCD es un arreglo de dos dimensiones de capacitores sensibles a la luz. Cada celda del CCD es capaz de acumular carga eléctrica de forma proporcional a la cantidad de fotones que inciden sobre él durante un determinado tiempo expuesto a la luz. La carga acumulada es transferida de fila en fila, hasta salir del detector donde es amplificada y digitalizada. El resultado final es una matriz numérica donde cada elemento tiene un valor proporcional a la cantidad de luz recibida por la celda asociada.

Modos de operación

Modo Normal

• Solo sirve para imágenes estáticas.

• Se expone el detector durante un intervalo prefijado.  

• Se lee el CCD completo a máxima velocidad.

• La matriz digital es transmitida a la computadora.

Modo T.D.I.

• Solo sirve para imágenes en movimiento.

• Durante todo el proceso se expone el detector a la luz.

• Se va realizando el desplazamiento de cargas en toda la matriz en sincronismo con el movimiento de la imagen.

• Se convierte cada píxel extraído a un valor digital y es transferido a la computadora.

¿Por que utilizar T.D.I. en astronomía?

• No se requiere seguimiento sideral mecánico, no siendo necesario que la montura del telescopio introduzca piezas móviles.

• El seguimiento sobre los astros es mucho mas preciso que en los sistemas mecánicos convencionales. Para el seguimiento con T.D.I. el error únicamente esta sujeto a la base de tiempo utilizada para sincronizar el desplazamiento de las cargas sobre el CCD, mientras que en los sistemas de seguimiento mecánicos, las pequeñas imperfecciones en los engranajes y demás componentes del sistema mecánico producen enormes errores en el seguimiento del instrumento.

• Se logra una operación autónoma durante largos períodos de tiempo ya que la cámara puede quedar barriendo una determinada zona de cielo (declinación fija) durante el tiempo que se quiera, teniendo como única limitante el tamaño de los archivos generados.

• El sistema facilita la obtención de imágenes de gran campo sin necesidad de composiciones.

• Mas eficiente el uso del telescopio (menor tiempo de ocio). Durante la exploración del cielo, los sistemas tradicionales pierden un tiempo considerable en los movimientos del instrumento y en la descarga de las imágenes, mientras que en el sistema T.D.I. se esta permanentemente barriendo una zona nueva de cielo y descargando la imagen al mismo tiempo.

• Su implementación no implica nuevos recursos con respecto a un observatorio pre-existente. Gran parte de las cámaras CCD comerciales pueden ser utilizadas en este modo. Ejemplo: telescopio Dobbson, cámara ST-7 y software WinScan (freeware).

Características de las imágenes T.D.I.

Seguidamente se detallan las características de las imágenes T.D.I. y su vinculación y dependencia con las características del instrumental utilizado.

Imágenes de calibración

En el sistema T.D.I. no existen los “hot pixels” ya que estos son suavizados en “hot columns”.  Darks y Flats son unidimensionales. El programa ViewScan permite hacer la calibración de imágenes T.D.I. utilizando un arreglo Flat y un arreglo Dark. Estos arreglo son calculados por el programa haciendo la media de las columnas de una imagen de calibración. 

Cálculo de tiempo de exposición

Como se muestra en el diagrama anterior el tiempo de exposición estará determinado por las características del instrumental utilizado y la declinación a la que se observe. Este mismo será el tiempo que transcurra desde que una carga dentro del CCD es trasladada electrónicamente de fila en fila desde la primera a la última acompañando el movimiento de los astros.

Ejemplo:

Cámara ST-7 (756 X 510)

Teleobjetivo de 750 mm de focal las líneas son descargadas cada 0.175122 seg.

Declinación 20º

el tiempo efectivo de exposición es de 89.3 seg.

 El tiempo de exposición disminuye a medida que se aumenta la distancia focal.

Limitaciones

Para un detector CCD determinado 

• La velocidad de transferencia de líneas desde la cámara al computador determina la mínima escala de placa. Cuanto mas “rápido” se mueva el cielo estrellado sobre el plano del CCD, mas rápido el computador debe bajar las líneas.

• La distancia focal y la declinación determinan el tiempo efectivo de integración. El tiempo máximo de exposición esta determinado por el tiempo que demora en moverse una estrella desde la primer línea del CCD hasta la última.  El tiempo efectivo puede ser disminuido implementando un sistema de intermitencia de la luz con una frecuencia mucho mayor que el tiempo efectivo de exposición y un ciclo de trabajo variable.

• El gran tamaño de las imágenes es una limitante. Para facilitar el manejo de estas imágenes existe el programa ViewScan que permite fraccionar las imágenes en tramos de largo elegido. 

• La deformación limita la máxima declinación observable. Dependiendo del tamaño de la CCD, la longitud focal y la declinación (el campo y la declinación) será la diferencia de trayectoria de las estrellas en la CCD. En el ecuador celeste debido a la rotación de la Tierra, las estrellas se mueven 15 “ (segundos de arco) por segundo de tiempo. Cerca del polo la velocidad es mucho menor.