Orlando Benítez Sánchez, Luis Ramón Bellot Rubio y Antón Fernández Villanueva.
Este artículo describe el funcionamiento de un intensificador de imagen, así como nos da una visión general del programa de reconocimiento METREC desarrollado por IMO.
2. Observación de meteoros con intensificadores de imagen: una visión general.
2.1 ¿Dónde comprar estos productos?
El intensificador está situado en Maspalomas (Gran Canaria, España). Desde el pasado septiembre hasta junio de 2002, el sistema ha detectado más de 4500 meteoros de diferentes lluvias.
1. Introducción.
Tradicionalmente la observación meteórica se ha centrado en las técnicas visuales y fotográficas. Actualmente la combinación de electrónica y medios informáticos hace posible el uso de fotomultiplicadores que intensifican la señal luminosa hasta tal punto que permite obtener imágenes en tiempo real del cielo con una resolución y magnitud límite aceptable. Este medio, combinado con los programas de reconocimiento desarrollados por la International Meteor Organization optimizan los resultados hasta límites inalcanzables con fotografía convencional.
El artículo que a continuación se presenta nos introduce en este nuevo campo a la vez que muestra el sistema desarrollado y las estadísticas preliminares hasta mayo de 2002.
2. Observación de meteoros con intensificadores de imagen: una visión general.
2.1 ¿Dónde comprar estos productos?
Encontrar estos equipos a nivel comercial es muy difícil, ya que se trata de tecnología militar cuya exportación está prohibida en muchos países. Las aplicaciones en ese campo van desde guías para misiles hasta los conocidos visores nocturnos. La compra no supone una aplicación directa en meteoros, ya que hay que construir una carcasa que proteja el intensificador y diseñar una bayoneta para el objetivo, además de la rosca para la cámara. Aprovecho la ocasión para agraceder a Luis R. Bellot (IAC) y los talleres del Instituto de Astrofísica de Canarias el diseño y construcción de dicha pieza, así como el montaje del intensificador. Tal como puede verse en las imágenes de este artículo, el acabado es impecable y sin su colaboración este proyecto hubiese sido imposible.
Comercialmente no hay mucho donde elegir, pues la oferta, aunque amplia, está limitada. Al final nos decantamos por los intensificadores de la empresa Delft Photonics, con sede en Alemania. Otras empresas que ofertan esos productos son Stano Components, Dedal, Hamamatsu y Proxitronic.
Actualmente existen tres generaciones de intensificadores. La diferencia entre un tipo y otro está en su construcción. Al final todo esto se traduce en el número de líneas por milímetro que da la imagen de salida y la relación ruido-señal que se observa en ella, parámetro que denominamos ganancia. Cuantas más líneas tenga, mayor resolución espacial, pero más caro. Antes de comprar los equipos definitivos las opciones nos llevaban a los visores nocturnos para la observación de animales o miras de rifles de caza. En ese caso no existía una resolución suficiente, o requerían tales modificaciones que no resultaba rentable la compra. La solución adoptada fue la de comprar los componentes por separado y luego montar todo convenientemente.
2.2. Funcionamiento de un intensificador.
Un intensificador de imagen es un tubo de vacío que amplifica una señal luminosa. Esta función la hace un fotocátodo, que convierte la luz en una señal eléctrica. Los fotoelectrones producidos por el fotomultiplicador son multiplicados por una Placa de Microcanal Integrada (MCP). Posteriormente los electrones interaccionan con una pantalla de fósforo, en la cual se forma la imagen.
La mejor opción para meteoros es sustituir la videocámara por una CCD, a la cual se le acopla el intensificador con una conexión de fibra de vidrio. Con ella apenas se pierde señal y se gana unas dos magnitudes si lo comparamos con una videocámara convencional. Una combinación óptima entre CCD y objetivos nos podría permitir alcanzar meteoros de magnitud +7.
2.3. Intensificadores de otros grupos de trabajo.
a) Parasol. Para evitar las reflexiones de luces parásitas.
b) Juego de objetivos (50 mm f/0.75 y 65 mm f/1.0)
c) Calentador para evitar la condensación.
d) Intensificador de imagen de 2ª Generación MCP con conexión de fibra de vidrio al intensificador fabricado por DEP, modelo no. XX1700DB, que funciona a 3 V.
e) Video cámara Sony XC-77CE , 2/3" CCD, 756 (H) x 581 (V) pixels, 50 dB (12 bit) operando con 12 V.
f) Transformador.
g) Carcasa anodizada para proteger el conjunto.
Japoneses y Alemanes (1986 y 1987 respectivamente) fueron los primeros en utilizar éstos instrumentos. Por entonces la resolución y el ruido de los instrumentos era muy grande, con costes sensiblemente superiores a los actuales. Además, la velocidad de los ordenadores todavía no era muy alta y las tarjetas de vídeo muy rudimentarias, de tal manera que las imágenes se grababan en vídeo y se inspeccionaban visualmente a posteriori. Actualmente en el mundo están operativos unos 40 intensificadores, de los cueles hay unos 15 en Japón, 10 en Alemania y 5 en los países bajos, además de Reino Unido, Estados Unidos y Austria. Profesionales de Canadá, la República Checa y Tadjikistan también usan este tipo de equipos.
Algunos modelos operativos actualmente son el de la ESA/SSD, que constan de elementos similares al desarrollado por nosotros. Un modelo más económico sustituye la CCD por un kit electrónico de video cámara. Consta de los siguientes elementos:
a) Parasol. Para evitar las reflexiones de luces parásitas.
b) Juego de objetivos (50 mm f/0.75 y 65 mm f/1.0)
c) Calentador para evitar la condensación.
d) Intensificador de imagen de 2ª Generación MCP con conexión de fibra de vidrio al intensificador fabricado por DEP, modelo no. XX1700DB, que funciona a 3 V.
e) Video cámara Sony XC-77CE , 2/3" CCD, 756 (H) x 581 (V) pixels, 50 dB (12 bit) operando con 12 V.
f) Transformador.
g) Carcasa anodizada para proteger el conjunto.
Otros equipos, como el usado en el LEONID’MAC 99 de la NASA usan cámaras de alta definición (HDTV). Con el doble de líneas que la convencional se consigue una mayor precisión astrométrica en la observación de meteoros a la vez que se alcanza una magnitud límite mayor. Esas cámaras han sido desarrolladas por la NHK (Nippon Housou Kyoukai, the Japan Broadcasting Corporation). Constan de un intensificador del gran diámetro y un chip CCD que tiene una resolución de 1150 líneas de TV (1920 x 1035 pixels) y una alta relación señal-ruido, de 50 dB. Las cámaras normales, NTSC tienen 640x480 pixels, 6.5 veces menos. Eso permite usar objetivos de mayor campo y sin perder resolución o magnitud l?mite.
2.4. Red de Intensificadores.
El Japón operan varias estaciones de vídeo en el área de Tokio con excelentes resultados a pesar de la contaminación lumínica.
En Europa, la AKM video network de Alemania opera de manera ininterrumpida. En conjunto están consiguiendo hasta 400 horas de tiempo efectivo si las condiciones climáticas acompañan. Los resultados de sus observaciones se muestran en la sección de vídeo de la página web de IMO.
3. Instrumental de nuestro equipo.
Para el procesado de imágenes utilizamos un Pentium III de 733 MHZ con 64 MB de RAM y 10 GB de disco duro. La señal de la cámara llega a la torre a través de un cable coaxial de 15 metros y 70 W de resistencia. La salida de la cámara de vídeo es de tipo RCA, mientras que la toma a la torre del ordenador se hace a través de una placa de vídeo modelo Matrox II con conexión NBC. El coste de todo el equipo es de 3500 Euros (incluyendo ordenador con monitor de 17 pulgadas, placa de vídeo, intensificador, cámara de vídeo, gastos varios...etc). Para las observaciones en las que se quiere grabar la observación en cintas VHS, se acopla a la cámara una conexión RCA de salida doble que nos permite ver en el televisor la observación en tiempo real a la vez que se graba.
4. Posibilidades del equipo y estacionamiento del sistema.
Resumidamente, relataremos como se pone el sistema operativo siguiendo los pasos siguientes:
- Ejecutamos el programa GRAB. Con él ajustamos el brillo y contraste de la imagen y tomamos una imagen de referencia para hacer la astrometría, la cual nombramos con la fecha del día de la observación, por ejemplo 18022008.bmp
- Con la aplicación REFSTARS realizamos la astrometría de la imagen anterior. Vamos indicando la fecha, lugar de observación, hora a la que fue tomada la imagen...etc. Al final del proceso, debemos localizar en la carta celeste del programa (atlas Tycho hasta magnitud +8.0) la misma zona del cielo captada en la imagen inicial y localizar las estrellas de referencia que utilizará el programa para realizar el seguimiento.
Figura 12. Una de las pantallas del programa RefStars. En ella de podemos elegir las estrellas de comparación. El ajuste astrométrico, L10, nos aparece en la ventana inferior derecha. Si el ajuste es bueno, la mayoría de las veces la siguiente estrella no las da el mismo programa, si no hemos de ajustarlo nosotros desplazándonos con el cursor en la pantalla superior derecha. Hemos de ayudarnos del ZOOM, que es la pantallita superior derecha si pensamos centrar manualmente la estrella. El programa permite ajustar el grado del polinomio. Se suele trabajar con grado 3.
- Finalmente, tras la astrometría, ejecutamos el programa de detección: METREC. La pantalla tiene 4 ventanas, en una de las cuales podemos ver la imagen en tiempo real, aunque por lo general se selecciona una imagen por segundo. El programa resta de la imagen bruta el ruido (promediado en base a las imágenes anteriores). Eso permite hacer posteriormente astrometría y fotometría sin manipulaciones posteriores. De cada posible meteoro detectado, el programa guarda todos los fotogramas en el disco duro (cada imagen el formato BMP ocupa 100 K). Es resto del tiempo el programa está “esperando” detectar un meteoro, y no se guarda información alguna en el disco duro. Asimismo el programa nos indica la lluvia a la que pertenece el meteoro, su velocidad angular, la distancia al radiante y su magnitud. Al final de una noche de observación tendremos 200 ó 300 MB de imágenes que hay que procesar, ya que el sistema confunde el ruido con meteoros, sobre todo cuando el contraste seleccionado es muy alto (lo que ocurre en noches de Luna o en observaciones desde ciudad). Durante la observación no es necesario estar pendientes del sistema. Con poner un temporizador las observaciones pueden hacerse rutinariamente todos los d?as.
Hay que procurar no sobreexponer el intensificador a la luz del alba para no inutilizar el fotomultiplicador. El simple paso de la Luna por el campo puede afectarlo seriamente.
- Finalmente, el procesado de las imágenes se hace con un programa llamado POSPROC. Las secuencias falsas son borradas, quedándonos al final los meteoros detectados y los ficheros en formato POSDAT (PDDATA y PDHEAD) de IMO con las coordenadas de inicio, fin, hora de aparición...etc. Los resultados pueden ser procesados con otros programas de IMO, como RADIANT o ASTROREC.
Además, METREC (ya en su versión 3.5) nos da un fichero para cada meteoro con las estimaciones fotométricas en cada fotograma del meteoro, así como un fichero LOG con las estadísticas de la observación. Como fase final conviene descargar el disco duro con ayuda de una grabadora de CD. En tres meses de observación continuada se obtienen unos 5 GB en imágenes de meteoros. La media de detección está en 40 meteoros por noche.
Figura 14. Postproc con uno de los meteoros detectados. En la ventana inferior se muestra el fichero LOG de la observación con lo resultados de la observación.
5. Meteoros detectados.
6. Algunos resultados preliminares y bólidos detectados.
A pesar de la gran cantidad de meteoros observados, en la práctica su número resulta insuficiente si queremos hacer estudios detallados de radiantes. Como ejemplo de las posibilidades la figura muestra el radiante de las Gemínidas en la madrugada del 12 al 13 de diciembre de 2000. Se registraron 53 Gemínidas desde Las Palmas de Gran Canaria, con una magnitud límite de 4.0. La estrella casi en el centro del radiante es Castor.
Una lluvia de la que casi no se tienen datos visuales son las Delta Cáncridas (DCA). El mapa de probabilidades calculado con el programa radiant muetra el radiente obtenido con todos los meteoros de esta lluvia entre el 15 y el 20 de enero. A la izquierda del radiante se muestra una zona activa en meteoros que no coincide con ningún radiente conocido. Si duda, el uso masivo de estos equipos en un futuro supondrá una revolución en nuestro conocimiento de los radiantes meteóricos.
Figura 17 . Fotograma 23 del bólido que se muestra en la figura . Se trata de una Leónida de –4 observada desde Maspalomas a las 015006 de la madrugada del 17 al 18 de noviembre de 2000.
Figura 18. Una imagen casi imposible de captar con fotografía convencional. Tomada con el Intensificador desde Izaña, muestra la Luna casi en el borde de la imagen, y una Leónida muy cerca del radiante. Meteoro observado a las 041137 TU. Se observa claramente el reflejo de la Luna en el objetivo.
7. Proyectos actuales y futuros.
En un plazo de tiempo aceptable queremos acoplar una red de difracción para obtener espectros. Asimismo, nos planteamos abordar el cálculo de las THZ en vídeo, parámetro difícil de establecer a priori ya que los factores de corrección son diferentes a los de las observaciones visuales, así como establecer una colaboración fluida con la Comisión de Video de IMO, ya que son pocos aparatos en el mundo los que trabajan de manera continuada.
8. Conclusiones.
Sin duda, una mayor difusión de éstos sistemas nos ayudaría a comprender mejor el comportamiento de los meteoroides en nuestro Sistema Solar y a establecer nuevos grupos de trabajo y proyectos conjuntos. Al igual que ocurrise con las CCD, en un futuro cercano, los intensificadores revolucionarán la observación de meteoros.
9. Referencias.
10. Agradecimientos.
El grupo de la Duch Meteor Society tiene intensificadores equipados con lentes de 55 mm a f 1.2 con cámaras Hi8. Con este sistema se alcanza magnitud +7 en un campo de 25º. Este intensificador, modelo AEG XX1400 es usado desde una estación fija en Biddinghuizen.
Observatorios profesionales como el de Ondrejov, en la República Checa usan sistemas parecidos. Durante la campaña del FISTA (NASA 1999), sobrevolando la isla de Okinawa a alturas de 13 Km se emplearon para la observación a través de la ventanilla del avión. La instrumentación consistía en una video cámara Panasonic NV-S88E, un intensificador de imagen de 2ª generación Dedal 41 equipado con lentes Arsat 1.4/50 mm, y una red de difracción Milton Roy de 600 líneas por milímetro montada sobre la lente del objetivo. La señal se grabó en S-VHS (SUPER-VHS). El campo cubría unos 25 grados. Con este sistema se obtuvieron numerosos espectros de Leónidas de hasta magnitud +3
2.4. Red de Intensificadores.
El Japón operan varias estaciones de vídeo en el área de Tokio con excelentes resultados a pesar de la contaminación lumínica.
En Europa, la AKM video network de Alemania opera de manera ininterrumpida. En conjunto están consiguiendo hasta 400 horas de tiempo efectivo si las condiciones climáticas acompañan. Los resultados de sus observaciones se muestran en la sección de vídeo de la página web de IMO.
3. Instrumental de nuestro equipo.
Consta de un intensificador de imagen fabricado por Delf Instruments, modelo XX1451R, al que se le puede adaptar diversos objetivos fotográficos convencionales. La bayoneta fue diseñada para un objetivo Minolta de 50 mm a f:1.4, abarcando un campo de 20º. El intensificador se enrosca a un cámara de vídeo PANASONIC modelo NV-RS7E. Asimismo, disponemos de un calentador para el objetivo fotográfico, a fin de evitar la condensación de la humedad durante la observación. El diseño y fabricación de la cubierta anodizada, la bayoneta, calentador y rosca fue realizado en los talleres del servicio técnico del Instituto de Astrofísica de Canarias.
Para el procesado de imágenes utilizamos un Pentium III de 733 MHZ con 64 MB de RAM y 10 GB de disco duro. La señal de la cámara llega a la torre a través de un cable coaxial de 15 metros y 70 W de resistencia. La salida de la cámara de vídeo es de tipo RCA, mientras que la toma a la torre del ordenador se hace a través de una placa de vídeo modelo Matrox II con conexión NBC. El coste de todo el equipo es de 3500 Euros (incluyendo ordenador con monitor de 17 pulgadas, placa de vídeo, intensificador, cámara de vídeo, gastos varios...etc). Para las observaciones en las que se quiere grabar la observación en cintas VHS, se acopla a la cámara una conexión RCA de salida doble que nos permite ver en el televisor la observación en tiempo real a la vez que se graba.
 |
 |
 |
Figuras 1, 2 y 3. Aspecto del equipo totalmente instalado. La figura 9 muestra el forro que se coloca en la cámara de vídeo para protegerla de la humedad. El intensificador con su objetivo van enroscados a la cámara de vídeo.
 |
 |
Figuras 4 y 5. Detalles del intensificador (el fotomultiplicador se encuentra dentro de la carcasa de aluminio). En la figura 11 puede apreciarse la bayoneta de plástico, específica para un Minolta, que permite la sujeción del objetivo.
 |
 |
Figuras 6 y 7. Imagen del alargador con los transformadores del intensificador y del calentador. Detalle de la salida de vídeo en la cámara.
 |
 |
Figuras 8 y 9. Detalle del calentador montado en el objetivo y por separado.
 |
 |
Figuras 10 y 11. Conexiones NBC (al puerto del ordenador) y RCA (a la cámara de vídeo). La señal se envía a través de un cable coaxial de 70 W.
El análisis de las observaciones lo hacemos en tiempo real gracias al programa MetRec desarrollado por Sirco Molau (Comisión de observaciones de vídeo de la International Meteor Organization). Este programa es gratuito, y se puede encontrar en la sección de software de la página de IMO.
4. Posibilidades del equipo y estacionamiento del sistema.
Las posibilidades del sistema son impresionantes. En condiciones buenas de observación (magnitud límite de 6.5) se detectan perfectamente estrellas de 8ª magnitud en tiempo real. Este límite no es el mismo para los meteoros. En base a las pruebas realizadas lo hemos establecido en la magnitud 5.5 ó 6 como máximo para el tipo de cámara que usamos, de ahí la importancia de usar una CCD. Probablemente, con un objetivo de menor campo (80-90 mm) y la misma cámara podamos ganar una o dos magnitudes en meteoros.
Una vez instalado el intensificador y apuntado a la zona del cielo que deseamos cubrir, no es necesario mover más la cámara durante toda la observación. Los programas trabajan bajo el DOS del Windows 95 ó 98, por lo que después de ajustar la hora en el ordenador hay que reinicializar en ese modo nuestro ordenador.
Resumidamente, relataremos como se pone el sistema operativo siguiendo los pasos siguientes:
- Ejecutamos el programa GRAB. Con él ajustamos el brillo y contraste de la imagen y tomamos una imagen de referencia para hacer la astrometría, la cual nombramos con la fecha del día de la observación, por ejemplo 18022008.bmp
- Con la aplicación REFSTARS realizamos la astrometría de la imagen anterior. Vamos indicando la fecha, lugar de observación, hora a la que fue tomada la imagen...etc. Al final del proceso, debemos localizar en la carta celeste del programa (atlas Tycho hasta magnitud +8.0) la misma zona del cielo captada en la imagen inicial y localizar las estrellas de referencia que utilizará el programa para realizar el seguimiento.
Figura 12. Una de las pantallas del programa RefStars. En ella de podemos elegir las estrellas de comparación. El ajuste astrométrico, L10, nos aparece en la ventana inferior derecha. Si el ajuste es bueno, la mayoría de las veces la siguiente estrella no las da el mismo programa, si no hemos de ajustarlo nosotros desplazándonos con el cursor en la pantalla superior derecha. Hemos de ayudarnos del ZOOM, que es la pantallita superior derecha si pensamos centrar manualmente la estrella. El programa permite ajustar el grado del polinomio. Se suele trabajar con grado 3.
- Finalmente, tras la astrometría, ejecutamos el programa de detección: METREC. La pantalla tiene 4 ventanas, en una de las cuales podemos ver la imagen en tiempo real, aunque por lo general se selecciona una imagen por segundo. El programa resta de la imagen bruta el ruido (promediado en base a las imágenes anteriores). Eso permite hacer posteriormente astrometría y fotometría sin manipulaciones posteriores. De cada posible meteoro detectado, el programa guarda todos los fotogramas en el disco duro (cada imagen el formato BMP ocupa 100 K). Es resto del tiempo el programa está “esperando” detectar un meteoro, y no se guarda información alguna en el disco duro. Asimismo el programa nos indica la lluvia a la que pertenece el meteoro, su velocidad angular, la distancia al radiante y su magnitud. Al final de una noche de observación tendremos 200 ó 300 MB de imágenes que hay que procesar, ya que el sistema confunde el ruido con meteoros, sobre todo cuando el contraste seleccionado es muy alto (lo que ocurre en noches de Luna o en observaciones desde ciudad). Durante la observación no es necesario estar pendientes del sistema. Con poner un temporizador las observaciones pueden hacerse rutinariamente todos los d?as.
Figura 13. Una de las Pantallas de MetRec. En la ventana superior izquierda se observa la imagen en tiempo real. En la inferior derecha aparecen los meteoros registrados.
Hay que procurar no sobreexponer el intensificador a la luz del alba para no inutilizar el fotomultiplicador. El simple paso de la Luna por el campo puede afectarlo seriamente.
- Finalmente, el procesado de las imágenes se hace con un programa llamado POSPROC. Las secuencias falsas son borradas, quedándonos al final los meteoros detectados y los ficheros en formato POSDAT (PDDATA y PDHEAD) de IMO con las coordenadas de inicio, fin, hora de aparición...etc. Los resultados pueden ser procesados con otros programas de IMO, como RADIANT o ASTROREC.
Además, METREC (ya en su versión 3.5) nos da un fichero para cada meteoro con las estimaciones fotométricas en cada fotograma del meteoro, así como un fichero LOG con las estadísticas de la observación. Como fase final conviene descargar el disco duro con ayuda de una grabadora de CD. En tres meses de observación continuada se obtienen unos 5 GB en imágenes de meteoros. La media de detección está en 40 meteoros por noche.
Figura 14. Postproc con uno de los meteoros detectados. En la ventana inferior se muestra el fichero LOG de la observación con lo resultados de la observación.
5. Meteoros detectados.
El primer intensificador de la serie estuvo operativo en las Leónidas del 99. Operado por Luis Bellot desde el observatorio de Izaña, registró perfectamente el máximo de actividad desde Vilaflor (Tenerife). No fue hasta julio de 2000 cuando tuvimos el segundo desde Gran Canaria (las pruebas preliminares se hicieron desde la azotea de nuestro sufrido compañero Francisco Rodríguez en San Mateo, y posteriormente instalado definitivamente en Maspalomas, al sur de Gran Canaria, en casa de Antón Fernández. A estos dos se unió un tercero desde La Palma (Roque de los Muchachos) para realizar observaciones de las Acuáridas en triple estación. Actualmente realizamos observaciones de manera continuada desde la estación de Maspalomas, y en doble estación desde Tenerife cuando la ocasión lo requiere, como por ejemplo, las Leónidas del 200 desde Izaña (operado por David Martínez) y Maspalomas (Antón Fernández). Esa noche se detectaron en doble estación: 23 LEO, 1NTA, STA y 8 esporádicos. La lista de intensificadores de la AKM Network con el el número total de meteoros registrados se muestra aquí:
6. Algunos resultados preliminares y bólidos detectados.
A pesar de la gran cantidad de meteoros observados, en la práctica su número resulta insuficiente si queremos hacer estudios detallados de radiantes. Como ejemplo de las posibilidades la figura muestra el radiante de las Gemínidas en la madrugada del 12 al 13 de diciembre de 2000. Se registraron 53 Gemínidas desde Las Palmas de Gran Canaria, con una magnitud límite de 4.0. La estrella casi en el centro del radiante es Castor.
Figura 15. Radiante calculado en base a 53 Gemínidas detectadas en vídeo desde las Las Palmas de Gran Canaria en la madrugada del 12 al 13 de diciembre de 2000.
Una lluvia de la que casi no se tienen datos visuales son las Delta Cáncridas (DCA). El mapa de probabilidades calculado con el programa radiant muetra el radiente obtenido con todos los meteoros de esta lluvia entre el 15 y el 20 de enero. A la izquierda del radiante se muestra una zona activa en meteoros que no coincide con ningún radiente conocido. Si duda, el uso masivo de estos equipos en un futuro supondrá una revolución en nuestro conocimiento de los radiantes meteóricos.
Figura 16 . Radiente de las DCA en las fechas comprendidas entre el 15 y 20 de enero de 2001. Capa píxel tiene un lado de 1º celeste.
Como no podía ser de otra manera, alguno de los mejores bólidos han sido captados durante las Leonidas del 2000, aunque también, y de manera ocasional, hay que destacar una Virgínida y varias Táuridas. El resto son esporádicos. Su espectacularidad no solo se apoya en la magnitud, sino en el crucen en diagonal el campo del la cámara. Se muestran las imágenes y datos de algunos de ellos.
Como no podía ser de otra manera, alguno de los mejores bólidos han sido captados durante las Leonidas del 2000, aunque también, y de manera ocasional, hay que destacar una Virgínida y varias Táuridas. El resto son esporádicos. Su espectacularidad no solo se apoya en la magnitud, sino en el crucen en diagonal el campo del la cámara. Se muestran las imágenes y datos de algunos de ellos.
Figura 17 . Fotograma 23 del bólido que se muestra en la figura . Se trata de una Leónida de –4 observada desde Maspalomas a las 015006 de la madrugada del 17 al 18 de noviembre de 2000.
Figura 18. Una imagen casi imposible de captar con fotografía convencional. Tomada con el Intensificador desde Izaña, muestra la Luna casi en el borde de la imagen, y una Leónida muy cerca del radiante. Meteoro observado a las 041137 TU. Se observa claramente el reflejo de la Luna en el objetivo.
7. Proyectos actuales y futuros.
Actualmente trabajamos en un mapa de los radiantes del cielo, a fin detectar en vídeo todos los radiantes activos. Básicamente nos limitamos a recopilar el mayor número posible de meteoros para que cualquier futuro análisis tenga consistencia estadística. Este estudio se complementa con los cálculos orbitales en doble estación y fotometría de las imágenes, para en un futuro obtener las órbitas y la población de los meteoroides por masas.
En un plazo de tiempo aceptable queremos acoplar una red de difracción para obtener espectros. Asimismo, nos planteamos abordar el cálculo de las THZ en vídeo, parámetro difícil de establecer a priori ya que los factores de corrección son diferentes a los de las observaciones visuales, así como establecer una colaboración fluida con la Comisión de Video de IMO, ya que son pocos aparatos en el mundo los que trabajan de manera continuada.
8. Conclusiones.
Esperamos que este artículo anime a otros observadores a adquirir otros intensificadores de imagen. Sin duda, el sistema tiene todos los alicientes de la observación visual y fotográfica, a la vez que reduce drásticamente el tiempo dedicado al revelado, astrometría…etc.
Sin duda, una mayor difusión de éstos sistemas nos ayudaría a comprender mejor el comportamiento de los meteoroides en nuestro Sistema Solar y a establecer nuevos grupos de trabajo y proyectos conjuntos. Al igual que ocurrise con las CCD, en un futuro cercano, los intensificadores revolucionarán la observación de meteoros.
9. Referencias.
[1] METREC. http://www.imo.net/video/metrec/index.html Es la página principal del programa de reconocimiento. Contiene las bases de datos de todos los intensificadores así como la última versión del programa.
[2] Video Observation of Meteors. http://www.imo.net/video/index.html Pagina de IMO sobre intensificadores de imagen.
[3] ESA/SSD meteor pages. Detlef Koschny, 03 Apr 2000 http://planetary.so.estec.esa.nl/meteors/icc/index.html Página de la ESA, actualizada por Detlef Koschny, recomendable por las imágenes que tiene de su equipo y pruebas realizadas.
[4] Delft Instruments. http://www.dep.nl/prodline/prodline.htm Página web de la empresa en la cual compramos los equipos.
[5] The Leonids’MAC 99 (NASA). http://www.leonids.arc.nasa.gov/s-borovicka.html y
http://www-space.arc.nasa.gov/~leonid/s-yano.html Esta web da información de los usos de intensificadores en las observaciones de la NASA en la tormenta de las Leónidas 99
[6] DMS Video Observations and Results. http://home.wanadoo.nl/dms/video/video.html#setups Uno de los grupos pioneros en este campo.
[7] First results from video spectroscopy of 1998 Leonid meteors J. Borovicka, R. Stork, and J. Bocek Astronomical Institute of the Academy of Sciences of the Czech Republic, 251 65 Ondrejov Observatory, The Czech Republic. http://sunkl.asu.cas.cz/~borovic/fulltext.htmPágina recomendable para aquellos que quieran iniciase en la espectroscop?a.
10. Agradecimientos.
A Francisco Alberto Rodríguez Ramírez, Francisco Jiménez Alvarado, Antón Fernández Villanueva, Juan Santana Betancor y Juan Carlos Alcázar. Si ellos hubiese sido imposible poner operativa la estación desde Gran Canaria. A Luis Bellot y a los talleres del Instituto de Astrofísica de Canarias por las facilidades dadas para desarrollar este sistema.