ASTROFOTOGRAFIA URBANA

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Dicho esto y suponiendo que no considerásemos que el planeta gira y solamente lo hace el telescopio (cosa factible si la velocidad de giro del telescopio la hacemos muy grande respecto a la de la Tierra ω
En este caso, la foto tiene una relación entre medidas de 1,5, es decir, tiene la misma relación 3/2, como el full frame del que proviene (36x24mm). La foto ha sido realizada con mi cámara Canon 6D : Δx = 25,3 en el dibujo, lo que implica una distancia real de 3,6* 25,3/109,44 = 0,83 cm Δy = 9,63 en el dibujo, por lo tanto 2,4*9,63/73 = 0,32 cm. Como D=300mm, es la distancia focal empleada en la foto, nos daría un ángulo de giro en el eje de azimut δ = 2*tg (0,83mm/D) y en el eje de altura (eje de declinación del telescopio) ρ = 2*tg (0,32mm/D). Ambas medidas están expresadas en radianes pero lo podemos convertir en grados sabiendo que π equivale a 180 o Si analizamos la figura adjunta, podemos darnos cuenta que cuando los centros de rotación son coincidentes, como las velocidades de sincronización son idénticas pero opuestas, la resultante será cero y por lo tanto permanecerá la estrella en nuestro fotograma todo el tiempo que dure la exposición que necesitamos. Tenemos que tener presente, en la velocidad de giro del telescopio, los datos de nuestro CCD. Por un lado el tiempo de exposición estará limitado por la contaminación luminosa y por otro el rendimiento cuántico. El primero nos podría saturarlo y el segundo no nos daría senda ni con ISO elevada. Nota: Si la experiencia la realizamos una después de la otra y teniendo presente que los giros serán opuestos, los arcos se mostrarán como en la foto presentada. De todo lo expuesto se deduce la importancia de la obtención del plano correcto, ya que este puede oscilar alrededor del punto de contacto cabeceando en la dirección Norte-Sur, Este-Oeste o una mezcla de ambos movimientos. En todos los casos desplazaríamos el eje del telescopio respecto del de rotación terrestre. Si fijamos con precisión la meridiana y orientamos el telescopio según la misma, solamente tendríamos que tener cuidado en poner bien la latitud en la inclinación del eje de declinación. Un método que nos puede ayudar en esta labor es del de Bigourdan, del cual existen manuales que nos lo explican con claridad, en el caso de que no podamos utilizar el introscopio. Se puede emplear para ajustarla con más precisión. Hecho esto, deberíamos usar las rutinas de calibrado que permiten afinar mucho más la puesta en estación. Téngase presente que los datos del tiempo (UTC) y latitud del lugar, le permiten realizar los cálculos oportunos, pero siempre tomando como referencia el azimut y el plano del lugar. Volviendo de nuevo a las ecuaciones de Bessel, ya mencionadas, y aplicándolas a nuestro caso, podemos darnos cuenta de esta interrelación. 25
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