LICA AstroCalc v1.9

Carlos Eugenio Tapia Ayuga1

22 de junio de 2017

1http://www.carlostapia.es

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Indice general

1. LICA AstroCalc 61.1. About . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.2. Astronomy Calculator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61.3. Astrometry Calculator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101.4. Filters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10

1.4.1. Filters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111.4.2. Superposition & RGB . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13

1.5. CCD & DSLR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141.5.1. QE CCDs + Filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141.5.2. DSLR + Filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141.5.3. Relation CCDs/Sensors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15

1.6. Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161.6.1. Filter + Star . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161.6.2. QE CCD + Filter + Star . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161.6.3. Photometry Correction Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17

1.7. Light pollution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171.7.1. Lamps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171.7.2. Custom lamp . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 191.7.3. Lamps comparison . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201.7.4. Lamps Rayleigh . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201.7.5. Light pollution simulator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 211.7.6. Screens (phone,tablet,PC) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

2. Ecuaciones 242.1. Astronomy Calculator . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

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Introduccion

Este software ha sido desarrollado como un recurso para todos los astronomos aficionadosy los investigadores en contaminacion lumınica. En un origen, este programa estaba orientadoa la comparacion de filtros de forma simultanea y de esta forma, saber cual de los filtros seadapta mejor a las necesidades del observador. En la actualidad el software ya permite hacercalculos de parametros de telescopios, comparacion de distintas CCD, calculos de fotometrıa yespectros de lamparas y pantallas. En el futuro tambien se podra realizar calculos astrometricosy se extenderan las funciones actuales.

Todos los graficos provienen de datos tomados en laboratorio, no son datos proporcionadospor ningun fabricante. Si falta algun filtro o algun espectro es porque aun no ha sido testado.

En este manual se explican las diferentes funcionalidades del programa LICA AstroCalc.Este programa esta en continua mejora, ampliacion de base de datos y abierto a que tanto

los aficionados como los profesionales aporten sus ideas para futuras versiones. Para ver lasactualizaciones en los test mas a menudo, caracterizaciones dobles (con dos angulos de inclina-cion del filtro) y mas filtros (que por razones de estetica y contenido no se han incluido) visitadhttp://www.carlostapia.es/astro/astro.html

Requerimientos mınimos necesarios e instalacion

LICA AstroCalc esta desarrollado en LabVIEW, la razon, el software de control de todo elbanco optico esta desarrollado en este lenguaje y es mucho mas comodo para ampliar de formarapida la base de datos y los calculos que se realizan en los espectros de los filtros.

Para poder correr el programa es necesario tener instalado en el ordenador LabVIEW 2012o mas moderno, o una Run-Time. Para todos aquellos que no dispongan de LabVIEW, puedendescargarse la Run-Time junto a LICA AstroCalc.

El proceso de instalacion es comun tanto para Windows como para Mac OSX, es el siguiente.En primer lugar debera instalarse la Run-Time en la carpeta que se desee. En el mismo dialogopreguntara donde instalar LICA AstroCalc, recomiendo instalarlo en el escritorio, es solamenteun ejecutable. Al finalizar la instalacion pedira reiniciar el ordenador. Una vez completado elreinicio, ya se puede ejecutar LICA AstroCalc.

La Run-Time solo se necesita instalar una vez. Al estar desarrolladas todas las versionesfuturas sobre la misma plataforma, tan solo habra que descargar el nuevo ejecutable LICAAstroCalc, y reemplazarlo por el anterior. No habra que instalar nada nuevo.

WindowsEs necesario disponer de Windows XP SP2 o mas moderno.Espacio: 240 megas con Run-Time, 25 megas sin Run-Time.

Mac OSXEs necesario disponer de Mac OS 10.6 o mas moderno.Espacio: 54 megas con Run-Time, 25 megas sin Run-Time.

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Capıtulo 1

LICA AstroCalc

Para facilitar su uso, en el software se ha incluido texto de ayuda en ingles en las cajasprincipales, para verlo basta con dejar el puntero del raton un par de segundos quieto sobre lacaja que se desee y aparecera un texto explicativo en un recuadro amarillo.

A continuacion se detalla el uso y todas las caracterısticas del programa.

1.1. About

Cuando se abre el programa se tiene como pagina inicial informacion general sobre el soft-ware y los agradecimientos. En ella se detallan la fuente de los datos numericos que forman labase de datos del software. Ademas, los logos son enlaces tanto a la web del laboratorio dondese han tomado los espectros, como a mi web personal.

1.2. Astronomy Calculator

La primera pestana del software propiamente dicho es la calculadora de parametros detelescopios. Esta ventana esta dividida en varias cajas en las que se pueden hacer multitud decalculos para el telescopio que se desee, practicamente sin lımite.

Telescope

En esta cuadro se pueden insertar los parametros fısicos del telescopio. Es decir, su aberturay su distancia focal, ambos medidos en milımetros. Al introducir estos dos valores proporcio-nara de forma automatica el valor de Working f number, en espanol conocido como numero f#o relacion focal; Magnitud visual calculada por el metodo clasico, es decir, utilizando solo laabertura del telescopio en comparacion a la abertura de la pupila del ojo humano; y la profun-didad de foco. Este ultimo valor dice que sensibilidad tiene al desenfoque, en otras palabras,cuanto se puede desenfocar la imagen (desplazar el enfocador) antes de que verdaderamente senote que esta desenfocada.

Si ahora ademas se introduce algun valor distinto de 1 en Barlow/reducer se simulara quese ha colocado una lente de barlow o un reductor de focal en el telescopio. Los parametrosanteriores variaran considerando la nueva focal efectiva del sistema (Effective focal).

Justo debajo se encuentra la sensibilidad termal del telescopio (Thermal sensitivity (◦C)).Para que haga algun calculo se debe introducir en Tube length (mm) la longitud del telescopioen milımetros. Se calcula la expansion o contraccion del telescopio debido a cambios de tempe-raturas considerando que el tubo del telescopio es de aluminio; si es de otros materiales, como

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Figura 1.1: Pestana Calculator

fibra de carbono, su sensibilidad sera mucho menor. En la caja titulada Absolute da cada cuan-tos grados de variacion de la temperatura ambiente hay que reenfocar. En la caja de contigua,Relative to selected CCD, hace el mismo calculo pero considerando el tamano del pıxel de lacamara que se seleccione.

Eyepieces

Este cuadro permite dos opciones, o ingresar los datos de un ocular, focal y campo aparente,o elegir el ocular de un listado de mas de 800 oculares diferentes.

Si se escoge la primera opcion, hay que fijarse en que el boton de la parte superior estedesactivado, es decir, que se vea la palabra Manual. De esta forma, con introducir los valoresde focal del ocular (valor que pone en el ocular en su cuerpo, numero junto a milımetros) y sucampo aparente, hara los siguientes calculos:

Magnification: Numero de aumentos. Para conocer que son realmente los aumentos reco-miendo leer una entrada en mi web titulada ¿Que son los aumentos? Puede encontrarseaquı: http://www.carlostapia.es/fisica/aumentos.html.

Real FOV : Campo real tanto en grados como en minutos de arco (para hacer la conversionbasta con pulsar el boton que hay junto a Real FOV ). Este es el campo real que se ve atraves del ocular, en palabras sencillas, el “trozo de cielo que ve”.

Exit pupil : Pupila de salida. Tamano de la imagen flotante que se ve al mirar el ocular,es muy importante ya que nunca debe superar los 7 milımetros. Si lo supera tendrıa undiametro mayor que el de la pupila del ojo humano totalmente dilatada y se perdera luz,el cielo se volvera de un color blanco lechoso, si se usa una pupila muy pequena, el cielo sevolvera muy negro, conveniente para segun que situaciones, por ejemplo para observacionplanetaria. Lo mejor es jugar con varios oculares y optar por lo que mas convenza alobservador.

Visual limit magnitude: Magnitud lımite visual, esta vez se calcula con un metodo dife-rente al del cuadro de Telescope, ya que tiene en cuenta la pupila de salida del ocular, este

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valor es mas parecido a la realidad. Es la magnitud mınima que puede tener un objetopuntual para que se pueda ver a traves del telescopio y ocular, siempre en condicionesideales.

Si se prefiere utilizar el listado de oculares se debe pulsar el boton Manual y cambiara aSelected. Entonces ya se podra elegir cualquiera de los oculares y hara los calculos anteriores porsı solo. Ademas, en muchos oculares se proporciona informacion extra, como su diseno opticoen el formato numero de grupos/numero de lentes; tamano del barrilete ya sea en 1.25”, 2.o

ambos para algunos oculares en particular; su peso; el tamano del diafragma de campo, Fieldstop, y su relieve ocular, Eye relief, que corresponde a la distancia a la que hay que poner elojo para ver todo el campo que proporciona el ocular.

CCD

El cuadro titulado CCD permite hacer calculos basados en las caracterısticas de una camara,ya sea una CCD/CMOS o una reflex Nikon, Canon o Sony. Al igual que en el apartado Eyepiecesse pueden introducir los parametros de la camara si se conocen, o seleccionar la camara de unmenu desplegable en el que se incluyen mas de 200 modelos diferentes.

Para seleccionar entre una u otra opcion hay que pinchar en el boton junto al listado y pasarde Manual, si se introducen manualmente los datos, o Selected menu si se elige alguna camarade la lista desplegable.

Pixel size: Tamano del pıxel. Tamano del pıxel de la camara en micras.

Number of pixels : Numero de pıxels. Numero de pıxels efectivos de la camara en direc-cion horizontal y vertical. Una forma rapida de saberlo es mirar las propiedades de unafotografıa tomada con una camara.

Binning. Algunas camaras permiten el agrupamiento de pıxels en celdillas 2x2, 3x3 ocombinaciones mas extranas. En este programa solo se permite la entrada de datos enagrupaciones, binning, de celdas cuadradas 2x2, 3x3 o del tamano que se quiera. Esteagrupamiento es util para aumentar el rango dinamico de las fotografıas a costa de reducirsu resolucion. Las camaras reflex, en la actualidad, no permiten el binning de sus pıxels.

Sensor size: Tamano del sensor. Tamano efectivo del sensor en milımetros.

Field of View : Campo real. Campo en grados o minutos de arco que “ve” la camara.

Planetary

En este apartado se calculan parametros de resolucion y tiempo maximo de exposicion paradistintos planetas del Sistema Solar. Para Marte, Jupiter y Saturno se han realizado los calculospara la distancia mınima a la Tierra posible. Se puede ver la resolucion maxima que se puedealcanzar para discernir detalles en ellos en kilometros por pıxel. Ademas, tambien se calculael tiempo de exposicion maximo antes de que aparezca desplazamiento debido a la rotacionpropia de los planetas.

En el caso de la Luna, ya que su rotacion esta practicamente sincronizada con su traslacion,el apartado de maximo tiempo se exposicion no se ha considerado. Sin embargo, se obtiene laresolucion por pıxel en el perigeo (punto de maxima cercanıa a la Tierra) y en el apogeo (dis-tancia maxima). Por tanto, la resolucion obtenida por el equipo que usado cuando se fotografıea la Luna siempre estara comprendida entre estos dos valores.

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Star testing

En esta seccion se dan los parametros mınimos de distancia y tamano de pinhole para podertestar el telescopio por el metodo de estrella artificial y comprobar si esta en buenas condiciones,esta descolimado o tiene algun problema optico.

Estos valores dependeran de la resolucion lımite del sistema optico y de la distancia a la quese situe el pinhole iluminado. Por tanto, si no se dispone de un pinhole como el ideal que se daen el programa habra que colocarlo a una distancia superior. Para ser exactos, si el pinhole es3 veces mayor que el dado por el programa habra que situarlo 3 veces mas lejos de lo indicado.

En algunas configuraciones el telescopio no “hara foco” (no sera capaz de enfocar a ladistancia indicada). La forma mas eficiente de solucionarlo es colocar el pinhole mas lejos y,si es demasiado pequeno como para poder verlo, colocar uno mayor. Siempre guardando larelacion indicada en el parrafo anterior.

Efecctive focal from image

Este apartado fue a raız de una propuesta. En el se calcula la focal exacta del telescopio apartir de una fotografıa. Para ello se introduce en el cuadro Real size object el tamano real delobjeto celeste fotografiado en segundos de arco, este dato se puede obtener de un catalogo o,inclusive de la propia Wikipedia. Despues se toma la imagen y se mide el tamano en pıxels delobjeto, por ejemplo con la herramienta “regla” de Photoshop.

Para que estos calculos funcionen es necesario poner que telescopio se ha usado y con quecamara se ha tomado la fotografıa.

Wavelength

Este apartado es sencillamente la longitud de onda en la que se quieren hacer todos los calcu-los. La resolucion sera mayor si se usan colores azules, longitud de onda 350-400 nanometros,que si se usa infrarrojo, 750-1000 nanometros.

Como recordatorio: azul, 400 nanometros; verde 530; naranja 590 y rojo 650.

Star trails

Cuando se esta haciendo fotografıa de gran campo sin seguimiento celeste, por ejemplo conun trıpode fijo, y se quieren obtener estrellas puntuales, sin trazas, se dispone de un tiempomaximo de exposicion. Este tiempo viene dado por la declinacion de la estrella, distancia engrados al polo norte. Para hacer el calculo de nuevo se debe introducir en CCD el modelo decamara usada y en el cuadro Telescope la distancia focal del objetivo (es obligatorio poner eldiametro, pero en este caso se puede poner uno cualquiera, por ejemplo el tamano de la rosca defiltros que lleve el objetivo). Una vez se han introducido los parametros de camara y objetivo,hay que poner en la caja Star declination la declinacion de la estrella que este en el borde delcampo y mas alejada del polo (este valor se puede obtener con “aps” tipo Skymap o vıa Interneto simulador planetario).

Resolution

En este cuadro se encuentran dos apartados, en la parte izquierda los valores debidos ala combinacion telescopio mas CCD y en la parte derecha la debida a la propia apertura deltelescopio.

El subcuadro izquierdo da la resolucion en segundos de arco por pıxel, Arcsec/pixel, tambiendenominado escala de placa. Y debajo el tamano del pıxel necesario para lograr la resolucionmaxima con el telescopio introducido.

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El subcuadro derecho calcula mediante distintos tipos de criterios la resolucion maxima ensegundos de arco del telescopio. Tıpicamente se utiliza el criterio de Rayleigh a nivel inter-nacional y el de Sparrow en Estados Unidos. Para conocer mas detalles sobre estos criteriosrecomiendo leer una entrada en mi web titulada ¿Que es la resolucion? que se puede encontraraquı: http://www.carlostapia.es/fisica/resolucion_criterios_practica.html

1.3. Astrometry Calculator

Esta pestana esta totalmente en desarrollo, en proximas versiones incluira muchas masherramientas.

Figura 1.2: Pestana Astrometry

1.4. Filters

En primer lugar unas nociones para comparacion de filtros y poder sacar el maximo provechode los resultados que presenta este software.

Una caracterizacion espectral de un filtro se representa tıpicamente mediante la transpa-rencia frente a la longitud de onda (color). De esta forma uno se puede hacer una muy buenaidea de si un filtro en particular dejara pasar un color u otro antes de comprarlo, y ası evitarsorpresas desagradables.

Los parametros fundamentales en los que hay que fijarse en los graficos presentados de cadafiltro que se analicen son cuatro:

Zonas sin transmision. A mayor anchura de estas zonas menor cantidad de luz llegara aldetector (ya sea ojo o CCD), por tanto, mas oscuro sera el filtro.

Pendiente de las subidas/bajadas de transparencia y distancias entre la subida y la bajada.Es un indicativo de que es restrictivo en cuanto se cambia ligeramente de color, se pasade verlo a no verlo. Si la subida y la bajada estan muy juntas indica que el filtro es en eserango muy restrictivo, aislara un color (longitud de onda) respecto a colores cercanos.

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Cola infrarroja. Si se quiere hacer fotografıa habra que prestar una atencion especial aesta zona. Si el filtro en cuestion tiene transmision simultanea en infrarrojo y en visibleno servirıa para fotografıa pues se tendrıa “dos” imagenes, una por la luz visible y otrapor la infrarroja. La luz infrarroja es menos sensible a la turbulencia atmosferica y puedeformarse una imagen por la luz visible y otra por la luz infrarroja, lo que darıa una imagenemborronada.

Lıneas espectrales. Se estudiaran las lıneas espectrales que mas interesen para la obser-vacion.

1.4.1. Filters

Figura 1.3: Pestana Filters

En esta version del programa se pueden comparar de forma simultanea hasta 3 filtros di-ferentes. Tal y como se ha explicado en el punto anterior, para poder comparar cada uno delos filtros solo se necesita seleccionar un filtro en cada uno de los menus desplegables tituladosFilter #. Una vez seleccionado aparecera su grafico de transmision.

Lo primero que se ve es un gran grafico, donde se presentaran la transmision de los dife-rentes filtros. A la derecha del grafico (de aquı en adelante todas las pestanas seran iguales) seencuentra la leyenda del grafico, con los filtros 1, 2 y 3 con sus correspondientes colores, y masabajo la leyenda de las lıneas espectrales utilizadas en el boton Emission lines.

En la parte izquierda se encuentra el menu de control de los filtros a representar. En primerlugar estan los menus desplegables nombrados como Filter 1 y Filter 2. Por defecto ambosmenus estan con el valor Empty, representando un filtro con transmision nula a lo largo de todoel espectro. Una vez desplegado el menu de uno de los filtros, se pincha en un filtro de nuestraeleccion y se presentara automaticamente su grafico. Junto al menu desplegable, se encuentrandos pequenas flechas, esto es util si se quiere ir pasando de forma rapida de un filtro a otropara recorrerlos todos hasta encontrar el deseado, por ejemplo, si no se conoce su nombre.

Debajo de cada menu desplegable estan seis casillas. En las dos de la izquierda, calcula sutransmision a lo largo del espectro total o solo la parte visible al ojo humano; las dos casillas

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de la centrales calculan el FWHM del filtro seleccionado; y por ultimo, en las dos de la derechacalcula la transmision maxima a lo largo de todo el espectro o solo de la parte visible.

TransmisionLa transmision se obtiene calculando el valor medio de transmision total sobre el rango

especificado.

%Visible + IR

Este valor se calcula para el rango completo de transmision testado, es decir, de 350 a1050 nanometros. Ası se puede saber que filtro tiene mayor o menor transmision a lo largode todo el rango espectral del detector.

%Visible

Este valor se calcula para el rango de 400 a 700 nanometros. Estos lımites se dan parapoder saber que filtro tiene mayor o menor transmision a lo largo del rango de sensibilidaddel ojo humano.

FWHMEl FWHM (Full Width at Half Maximum) es la medida de la anchura a media altura del

paso de banda de un filtro. Este valor es clave para saber si un filtro va a aislar bien una lınea deemision que interese, a menor anchura mas limpieza en la transmision de la lınea en particular,sin embargo, se tendra menor transmision total sobre todo el espectro.

El valor que se presenta en el programa se calcula de forma automatica a partir de los datosde cada filtro seleccionado.

OIII: Este valor se calcula para el rango de 400 a 600 nanometros. De esta forma sepuede calcular el FWHM tanto para las lıneas de emision de OIII, como de Hβ y filtrosantipolucion.

Hα: Este valor se calcula para el rango de 600 a 700 nanometros. De esta forma sepuede calcular el FWHM tanto para las lıneas de emision de Hα, como de SII y filtrosantipolucion.

Maxima transmisionJunto a las cajas de FWHM se puede ver la transmision total en tanto por ciento para el

rango visible (400-700 nanometros) y para el rango completo donde ha sido testado el filtro(350-1050 nanometros).

Botones adicionalesDebajo del menu de control de los filtros, se encuentran tres botones que seran comunes

tanto en esta pestana como en Superposition & RGB.

Light pollution presenta un espectro de la contaminacion lumınica obtenido desde el Ob-servatorio de la Universidad Complutense en el ano 2014. Este espectro permite ver siel filtro seleccionado deja pasar la contaminacion lumınica, y cuanto. Ademas de dichacontaminacion lumınica, se ha incluido el grafico de la emision de los LED que estanmontando actualmente en Espana y buena parte de Europa (3000K), de esta forma sepuede saber que filtros no serviran en un futuro.

Emission lines, superpone una serie de lıneas, que representan las lıneas de emision dedistintos tipos de nebulosas y de las lamparas que se utilizan para iluminacion vial.

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Triestimulus human vision, presenta el valor de la respuesta espectral del ojo humanopara los colores RGB en base a los datos publicados por CieLab.

1.4.2. Superposition & RGB

Una muy buena propiedad de las caracterizaciones espectrales es que los resultados sonaditivos; en otras palabras, los resultados por ser numericos se pueden hacer calculos de trans-mision cuando se juntan varios filtros. Por ejemplo, si se tiene un filtro que deja pasar de 400 a800 nanometros con una transparencia del 90 %, y otro que deja pasar de 350 a 700 nanometroscon una transparencia del 80 %, al superponer ambos se tendra un filtro que deja pasar de 400a 700 nanometros con un 72 % de transmision.

Figura 1.4: Pestana Filters, sub-pestana Superposition

En esta pestana se explota todo el potencial de esta caracterıstica. Utilizando el menulateral se pueden seleccionar dos filtros diferentes, el resultado que se obtendra en el grafico esla multiplicacion de la transmision de cada uno de los filtros para cada longitud de onda. Enotras palabras, la transmision resultante si se superpusiesen fısicamente.

Ademas de la superposicion en transmision, en esta pestana se incluye una herramientadesarrollada ex profeso para calcular el color RGB de cada uno de los filtros y del resultado dela superposicion. Y no solo presenta el color RGB fısicamente, si no sus coordenadas RGB porsi se desea hacer algun otro tipo de simulacion.

Debajo del cuadro de color titulado RGB superposition se encuentran de nuevo las seis cajasde la pestana Filters con los calculos de la transmision, el FWHM y la transmision maxima.En este caso del resultado de la superposicion de dos filtros.

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1.5. CCD & DSLR

Esta pestana es la extension natural de la pestana filtros. En ella se encuentra lo que sepuede ver en filtros, pero incluyendo la respuesta espectral (eficiencia cuantica) de un sensorCCD o de una camara reflex (DSLR). Ademas, se puede comparar la eficiencia entre distintossensores y entre camaras reflex.

1.5.1. QE CCDs + Filter

Figura 1.5: Pestana CCD, sub-pestana QE CCD + Filter

Tal y como se ha indicado, se puede seleccionar la respuesta espectral de una camara CCD.Esta respuesta espectral viene definida por la eficiencia cuantica, es decir, la capacidad quetiene el sensor de producir electricidad por cada foton que le llega, a mayor eficiencia mejor,como es evidente.

En esta pestana se encuentran 5 menus desplegable, 4 de ellos por parejas. En estas parejasel menu superior incluye un listado de camaras por modelo de sensor, mientras que en el inferiorel listado es por modelos de camara. Una vez seleccionada una camara se presenta en el graficosu eficiencia cuantica, como hay dos menus se pueden hacer una comparativas directas decamaras/sensores en funcion de como de eficientes son.

Una vez seleccionada la camara se puede superponer la respuesta espectral de un filtroastronomico, de esta forma se ve el comportamiento de dicha camara con un filtro determinado.

Bajo los menus desplegables se puede ver la eficiencia cuantica de cada una de las CCDantes y despues de colocar el filtro para una longitud de onda seleccionada mediante el selectorWavelength.

1.5.2. DSLR + Filter

Esta pestana es exactamente igual que QE CCDs + Filter pero en este caso con la respuestaespectral de camaras reflex caracterizadas en laboratorio.

Debido a que las camaras reflex tienen 3 canales de color claramente diferenciados (RGB)en el grafico se presentan estos canales por separado.

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Figura 1.6: Pestana CCD, sub-pestana Espectral Response DSLR + Filter

Ademas, se puede seleccionar un filtro cualquiera para saber la sensibilidad que tiene cadacanal para ese filtro en concreto.

Bajo el selector de filtros se encuentra la respuesta relativa para cada uno de los canalespara las lıneas OIII, Hα y SII y para una lınea cualquiera seleccionada mediante su longitudde onda que se puede cambiar en Wavelength.

1.5.3. Relation CCDs/Sensors

Figura 1.7: Pestana CCD, sub-pestana Relation CCDs/Sensors

En esta pestana se encuentra una relacion cruzada entre sensores CCD y camaras pornombre propio. De esta forma se puede ver que camara tiene que sensor y que otras camarastienen ese mismo sensor.

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Para facilitar la busqueda en el cuadro izquierdo se puede hacer una seleccion por sensor yen el cuadro derecho por modelo de camara, que a su vez indica que sensor tiene.

1.6. Photometry

1.6.1. Filter + Star

Figura 1.8: Pestana Photometry, sub-pestana Filter + Star

Esta pestana esta orientada especialmente a los astronomos que se dedican a fotometrıa.En ella se encuentra un menu ligeramente diferente a los anteriores, ahora se dispone de undesplegable con todos los filtros y debajo de este, uno con espectros de estrellas.

Se han tomado una coleccion de estrellas desde los tipos O hasta los M con practicamentetodas las fases intermedias de la secuencia principal, y algunas estrellas de la rama de lasgigantes y supergigantes. La fuente utilizada es un catalogo bien conocido en la astrofısica,el Atlas de Bruzual - Persson - Gunn y Stryker. Todos los espectros estan normalizados amagnitud 0 en banda V de Johnson y renormalizados para que su pico maximo de emision seade 100 entre 350 y 1000 nanometros.

Esta herramienta es util si se va a realizar fotometrıa de una determinada estrella ya quepermite ver si el filtro deja pasar buena parte de su luz, o no.

Una vez seleccionada la estrella y el filtro se puede ver en dos cajas el color dominante dela estrella una vez filtrada y el color por temperatura de color “CCT” de la estrella.

1.6.2. QE CCD + Filter + Star

Al igual que la pestana Filter + Star esta tambien esta orientada a astronomos que sededican a fotometrıa.

En esta nueva pestana en vez de ver los colores RGB y su temperatura CCT de la estrellase puede seleccionar una camara o un sensor de la base de datos, para cambiar de uno a otro sedebe usar la palanca del lateral del menu desplegable. Esto introducira en el grafico la eficienciacuantica de la camara y el resultado de la multiplicacion de eficiencia, espectro de la estrella ypaso de banda del filtro.

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En el menu izquierdo ademas e pueden visualizar distintos parametros de la camara/sensorseleccionado y las caracterısticas del filtro.

Figura 1.9: Pestana Photometry, sub-pestana QE CCD + Filter + Star

1.6.3. Photometry Correction Model

Esta pestana esta totalmente en desarrollo y pendiente de publicacion, por lo que en elfuturo se incluiran mas herramientas y una descripcion pormenorizada de su funcionamiento.

1.7. Light pollution

Esta seccion esta orientada a investigadores en contaminacion lumınica y su influencia en losritmos circadianos y difusion atmosferica. En ella se pueden encontrar mas de 50 espectros delamparas tanto de iluminacion vial, como LEDs de colores o lamparas de calibracion, ademas,se pueden incorporar al programa espectros externos. Tambien dispone de una base de datosde espectros de telefonos, tabletas y monitores de ordenador que cubren la practica totalidadde tipos de pantallas existentes en la actualidad, ya que cubre las IPS-LCD, AMOLED, IGZO,IPS-LCD basadas en estructuras cristalinas (iPhone 7).

1.7.1. Lamps

En esta pestana se encuentra una base de datos de espectros de lamparas tanto de ilumina-cion vial, como domesticas y de calibracion. En ella se calculan los valores de las coordenadascromaticas en el espacio de color D65, sRGB y gamma 1 siguiendo las directrices de Lindbloom.De esta forma se obtienen los valores XYZ, xyY y sRGB.

Ademas, se obtiene el valor cromatico sRGB (util para lamparas monocromaticas tales comolos LED de color) y el valor cromatico de la temperatura correlacionada de color, por sus siglasen ingles CCT (Correlated Color Temperature). Junto a esta se pueden ver dos valores de CCT,estos valores se han calculado siguiendo los metodos definidos por McCamy, Calvin S. (Abril1992) Correlated color temperature as an explicit function of chromaticity coordinates para CCT

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Figura 1.10: Pestana Light, sub-pestana Lamps

1, y de Hernandez-Andres J. Lee RL. Romero J. (Septiembre 1999) Calculating Correlated ColorTemperatures Across the Entire Gamut of Daylight and Skylight Chromaticities para CCT 2.

Ademas de las coordenadas cromaticas y la CCT se obtienen los valores BVR para los filtrosBessell.

Debajo de estos se encuentran los valores para el ındice de inhibicion de melatonina, clorofilaa, clorofila b y β-caroteno respecto al espectro diurno (D65). Todo siguiendo la normalizaciondefinida por Aube (julio 2013) Evaluating Potential Spectral Impacts of Various Artificial Lightson Melatonin Suppression, Photosynthesis, and Star Visibility. Plos ONE 2013

Tambien se puede ver cuanta luz acumulada hay hasta una longitud de onda que se puedeseleccionar respecto al total de emision (en el rango 300-900 nanometros). Y la anchura a mediaaltura (FWHM) del espectro entre dos longitudes de onda. Esto ultimo, por como esta definidoel FWHM, solamente es util si el espectro tiene un unico pico de emision entre las dos longitudesde ondas elegidas.

En la parte derecha se ve un punto que indica en que lugar del espacio cromatico cae lalampara. Sobre este grafico se cuenta con un cursor que permite ver la emision de la lamparaen cada longitud de onda. Este cursor se puede cambiar o mediante las flechas que aparecenbajo la leyenda o introduciendo el valor de la longitud de onda deseada.

Botones adicionalesEn la parte inferior se encuentran 8 botones que superponen distintos graficos al grafico

principal. De izquierda a derecha y de arriba a abajo son:

LP: Light Pollution. Contaminacion lumınica medida en el cenit del observatorio de laUniversidad Complutense, situada en Madrid (Espana).

Phot: Photoptic. Curva de sensibilidad del ojo humano en condiciones fotopicas, altaluminosidad.

Scot: Scotoptic. Curva de sensibilidad del ojo humano en condiciones escotopicas, bajaluminosidad.

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Melat: Melatonin. Curva de la respuesta espectral de la inhibicion de la melatonina.Fuente:

D65: Espectro de cielo diurno definido en el espacio de color D65.

Hg: Lıneas de emision del mercurio.

Na: Lıneas de emision del sodio.

Chl a: Chlorophyll a. Respuesta espectral de produccion de clorofila a. Fuente: OregonMedical Laser Center

Chl b: Chlorophyll b. Respuesta espectral de produccion de clorofila b. Fuente: OregonMedical Laser Center

β-caro: β-carotene. Respuesta espectral de produccion de β-caroteno. Fuente: OregonMedical Laser Center

1.7.2. Custom lamp

Figura 1.11: Pestana Light, sub-pestana Custom lamp

Esta pestana es exactamente igual que la anterior, por lo que no es necesario repetir todaslas funcionalidades. Ademas, En la parte inferior tambien se encuentran los 8 botones co-rrespondientes a la contaminacion lumınica, respuesta fotopica y escotopica, melatonina, D65,mercurio, sodio, clorofila a y b y β-caroteno. Estos botones se han explicado en la seccion Lightpollution ¿Lamps.

La diferencia con la pestana Lamps es que aquı podemos insertar nuestros propios espectrosen el programa. El formato de archivo que acepta es de texto plano con cualquier extension.

Para cargar el archivo primero se debe elegir la ruta pinchando en el sımbolo de la carpetay despues en Load. Si no lo hacemos ası el programa se bloqueara y tendremos que cerrarlo yvolver a abrir, esto es debido a un bug que tiene LabVIEW y es inevitable.

La tabulacion ideal es con separadores punto y coma o espacios debido a que la tabulacionen algunas ocasiones tiene una anchura diferente segun con que programa se haya realizado.

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Para insertar el tipo de tabulacion que tiene se debe introducir en la caja Delimiter o “;” o“\s”. En la siguiente caja se indica en que linea comienza el espectro, y en la ultima cuantaslıneas tiene o el numero de lıneas se quiere que lea.

Ademas, la longitud de onda de los espectros debe estar en nanometros. Siendo indiferentela longitud de onda de comienzo y final, pero siempre tiene que existir datos entre 300 y 900nanometros, si no, no se representaran.

1.7.3. Lamps comparison

Figura 1.12: Pestana Light, sub-pestana Lamps comparison

En esta pestana se pueden comparar los valores de CCT, ındices BVR y de supresion demelatonina, clorofila y β-caroteno para dos lamparas cualesquiera de la base de datos.

La lampara 1 en el grafico del espacio cromatico viene representada por un cırculo, mientrasque la lampara 2 viene representada por un cuadrado.

En la parte inferior tambien se encuentran los 8 botones correspondientes a la contaminacionlumınica, respuesta fotopica y escotopica, melatonina, D65, mercurio, sodio, clorofila a y b yβ-caroteno. Estos botones se han explicado en Lamps, por lo que no se redundara en ello.

1.7.4. Lamps Rayleigh

Esta pestana es puramente experimental, e incluso anecdotica. En ella se calcula comocambia un espectro cuando se tiene en cuenta la dispersion debida a Rayleigh, es decir, ladifusion atmosferica debido a la partıculas menores de 0.1 micras de diametro.

Aquı tambien se puede cargar los espectros que se deseen. Al igual que en la pestana Customlamp los espectros deben seguir el siguiente formato: texto plano con cualquier extension; latabulacion ideal es con separadores punto y coma o espacios debido a que la tabulacion enalgunas ocasiones tiene una anchura diferente segun con que programa se haya realizado. Parainsertar el tipo de tabulacion que tiene se debe introducir en la caja Delimiter o “;” o “\s”.En la siguiente caja se indica en que linea comienza el espectro, y en la ultima cuantas lıneastiene o el numero de lıneas se quiere que lea.

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Figura 1.13: Pestana Light, sub-pestana Lamps Rayleigh

Para cargar el archivo primero se debe elegir la ruta pinchando en el sımbolo de la carpetay despues en la palanca lateral izquierda para alternar entre el espectro cargado y el de la basede datos. Si no lo hacemos en este orden el programa se bloqueara y tendremos que cerrarlo yvolver a abrir, esto es debido a un bug que tiene LabVIEW y es inevitable.

Tal y como ocurrıa en Custom lamp la tabulacion ideal es con separadores punto y coma oespacios debido a que la tabulacion en algunas ocasiones tiene una anchura diferente segun conque programa se haya realizado. Para insertar el tipo de tabulacion que tiene se debe introduciren la caja Delimiter o “;” o “\s”. En la siguiente caja se indica en que linea comienza elespectro, y en la ultima cuantas lıneas tiene o el numero de lıneas se quiere que lea.

Ademas, la longitud de onda de los espectros debe estar en nanometros. Siendo indiferentela longitud de onda de comienzo y final, pero siempre tiene que existir datos entre 300 y 900nanometros, si no, no se representaran.

1.7.5. Light pollution simulator

Aquı se tiene una seleccion de los tipos de lamparas mas comunes utilizadas para iluminacionvial, a cada lampara se le puede dar un peso especıfico, ya sea de 0 a 1 o de 0 a 100. Elsoftware calcula un espectro promediado en base a estos pesos especıficos y obtiene los valoresde melatonina, clorofila a y b y β-caroteno para el espectro resultante. Ademas, se puede incluiruna lampara custom basada en una gaussiana de centro, anchura y peso especıfico el deseado(esto resulta muy util para simular LEDs de color).

Una vez se tiene el espectro de contaminacion lumınica simulado, si se pincha en el botonLight pollution se superpone el espectro medido en el cielo nocturno de Madrid antes de laimplantacion de los LED de 3000K. Bajo el grafico principal cuando se pulsa dicho botonaparece la diferencia entre el espectro de Madrid y el espectro simulado.

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Figura 1.14: Pestana Light, sub-pestana Light pollution simulator

1.7.6. Screens (phone,tablet,PC)

Figura 1.15: Pestana Light, sub-pestana Screens (phone, tablet, PC)

Esta pestana, y ultima por ahora del programa, expone los espectros de emision de pantallastanto de telefonos moviles como de pantallas de tabletas y monitores de ordenador, que cubrenlos cuatro tipos principales de pantallas que se encuentran a dıa de hoy, AMOLED, IPS-LED,IGZO e IPS-NEO LCD.

En el menu desplegable se pueden encontrar varios espectros tomados directamente sobre lamisma pantalla siempre en las mismas condiciones. La pantalla se fue cambiando con distintosdistintos software para reduccion de luz azul, en el caso de los telefonos moviles y tabletas conla aplicacion Twilight o la integrada en el sistema en caso de que la tuviese, y en monitoresde ordenador con la aplicacion f.lux. Al tomarse dichos espectros exactamente en las mismas

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condiciones, el valor resultante es la emision real de la pantalla respecto a la pantalla en con-diciones normales (aquellas nombradas con 100 %). De esta forma se puede ver la reduccion enla componente azul, verde y roja para distintas intensidades de filtrado.

Debajo del menu desplegable se encuentran tres cajas con el porcentaje de luz roja, verde yazul en comparacion con un espectro que emitiese un 100 % de intensidad de forma cuadradaen la banda roja, verde o azul.

Bajo estas tres cajas se tiene la emision relativa respecto al maximo de emision para lapantalla al 100 % (sin filtrar).

Existe un caso especial y son las pantallas del Huawei Honor 7 y iPhone 7, ya que sonpantallas basadas en compuestos cristalinos a base de sales. Debido a que este tipo de pantallastienen lıneas de emision el pico maximo puede no estar cuando la pantalla esta sin filtrar, yaque el telefono trata de compensar los colores (sobretodo en la aplicacion propia del iPhone 7).

Por ultimo estan las cajas del color sRGB, CCT e ındice de inhibicion de melatonina.Ademas de la cantidad de luz acumulada hasta una longitud de onda definida.

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Capıtulo 2

Ecuaciones

Ecuaciones utilizadas en el programa por secciones.

2.1. Astronomy Calculator

Effective focal:

Effectivefocal = Focal ·Barlow (2.1)

Working f number (f:):

f# =Effectivefocal

Diameter(2.2)

Visual limit magnitude:

V isual limitmagnitude = 7,5 + 5 · log

(Diameter

7

)(2.3)

V isual limitmagnitude eyepiece = 7,5 + 5 · log

(Diameter

7

)+ 2 · log

(7

Exit pupil

)(2.4)

Exit pupil:

Exit pupil =Focal

f#(2.5)

Depth of focus:

Depth focus = 4 · 1,22 · 1E − 6 · (f#)2 ·Wavelength (2.6)

Thermal sensitivity:

T.S. absolute =Depth of focus

2,31E − 5 · Tube length(2.7)

T.S. relative =

{Pixel size·2·f#

Tube length·2,31E−5Pixel size ≥ 2 ·Rayleigh

Depth focusTube length·2,31E−5

Pixel size ≤ 2 ·Rayleigh(2.8)

Real Field of View:

FOV =Focal · AFOVEffective focal

(2.9)

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Field stop:

F.S. =Focal · AFOV

57,3(2.10)

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