Si traducimos literalmente la palabra Narrowband, significa “banda estrecha” o también “banda angosta”. Seguro que alguno de vosotros conozcáis este término, oído o visto en algún foro de astronomía.
El Narrowband se relaciona con las imágenes astronómicas, pero también se utiliza en medicina, obteniendo imágenes en alta resolución del interior del cuerpo humano, como por ejemplo, una endoscopia gastrointestinal.
Los estudios sobre las regiones de formación de estrellas en nuestra galaxia son parte de la evolución de nuestro conocimiento sobre el universo.
Las regiones de formación de estrellas están determinadas usualmente por las medidas de las líneas de emisión debido a que las estrellas ionizan el gas que las envuelve. Unas de las líneas de emisión más estudiadas corresponden con el Halpha ( 656:3nm), fundamentalmente debido a que su presencia es directamente proporcional al número de fotones ionizados por estrellas masivas. La fotografía en banda estrecha (Narrowband imaging) puede mostrar detalles de esas zonas de ionización. Para ello se analizan los datos científicos obtenidos ayudando a la identificación de las diferentes regiones en la nebulosa.
En el caso de los astrofotógrafos amateurs, el uso de filtros de banda estrecha, es una técnica para reducir el brillo de la Luna (en las noches de Luna llena) o para luchar con la contaminación lumínica de nuestras ciudades.
1. Líneas de emisión más usadas en Astrofotografía.
En esta sección hacemos un pequeño resumen de las líneas de emisión más comúnmente usadas en astrofotografía de banda estrecha, así como sus características fundamentales.
Comenzando desde las longitudes de ondas más largas a las más cortas nos encontramos con la doble línea de emisión del Azufre (S) ([S II]), a las longitudes de onda de 671:6nm y 673:1nm que se corresponden con la parte roja del espectro visible
La línea de emisión más común en las regiones de formación de estrellas es la del Hidrógeno alfa (Halpha)
a 653:6nm, que al igual que el [SII] se corresponde con la parte roja del espectro visible. En fotografía de banda estrecha es el filtro más utilizado ya que el hidrógeno alfa es muy abundante en las nebulosas de emisión.
Otra línea de emisión muy común en las nebulosas es la del Oxígeno doblemente ionizado ([OIII]) a 495:9nm y 500:9nm. Esta banda se encuentra justamente en el centro del espectro electromagnético correspondiendo con el verde. Es muy común en nebulosas planetarias y remanentes de supernovas.
Hay otras líneas de emisión como la del Nitrógeno (NII) o la Hbeta que se encuentra en la parte azul del espectro electromagnético, pero la presencia de polvo interestelar, absorbe fundamentalmente la luz azul, por lo que esta línea de emisión no es tan observada como la del Halpha.
2. Objetos candidatos para fotografía de banda estrecha.
La mayoría de las fotografías de banda estrecha realizadas por astrónomos amateurs se obtienen utilizando filtros de HA, SII y OIII. En nuestro universo existen una gran cantidad de objetos de cielo profundo que pueden ser candidatos para imágenes de banda estrecha.
Antes de programar una sesión de fotográfica de banda estrecha es importante chequear que el objeto seleccionado emite en las longitudes de ondas que permiten los filtros que emplearemos, ya que de lo contrario puede ser una pérdida de tiempo y podemos emplear horas para obtener una señal muy baja.
Los objetos candidatos para este tipo de fotografías, son las nebulosas de emisión, las nebulosas planetarias y los remanentes de supernovas.
Algunas nebulosas de emisión: Crescent (NGC6888), Corazón (IC1805), Alma (IC1848), Norteamérica (NGC7000), Pelícano (IC5070), Roseta (NGC2237), Pacman (NGC281) , Aguila (M16), Cisne (M17), Orión (M42) , Trífida (M20) , Laguna (M8).
Planetarias: Dumbbell (M27), Anillo (M57), Ojo de Dios (NGC7293).
Remanentes de Supernova: Cangrejo (M1), Velos (NC6960-NGC6992), Simeis 147 (SH2-240).
Las nebulosas de reflexión, galaxias y cúmulos, no son objetos que emitan en este espectro, aunque hay excepciones, como la Galaxia de Andrómeda (M31) que emite algo en Halpha y la Galaxia del Triángulo M33.
3. Técnicas y ejemplos.
En este apartado voy a exponer ejemplos de imágenes realizadas con esta técnica y los procesos utilizados para obtenerlas.
NEBULOSA ROSETA NGC2237 OBTENIDA CON DSLR Y FILTROS DE BANDA ESTRECHA
He elegido esta nebulosa de emisión, porque la señal que recibimos de ella en las 3 bandas es aceptable y por lo complejo que es su procesado.
En la imagen, los colores están cambiados, el hidrógeno se lo he aplicado al canal verde, el azufre al canal rojo y el oxígeno se lo he aplicado al canal azul. La Nebulosa Roseta es de tipo "emisión". La parte más brillante de la roseta es la zona central y casi la totalidad de luz que nos llega de esta zona, es en oxígeno.
3.1. Captura y adquisición de imágenes.
Una de las ventajas de la utilización de estos filtros es, que no requieren noches de luna nueva y se pueden emplear en zonas urbanas con alta contaminación lumínica.
Empezaremos primero a utilizar el filtro de hidrógeno (Halpha), nos dará una imagen completa de la nebulosa y nos servirá como referencia para el resto de imágenes con sus respectivos filtros.
Los tiempos de exposición pueden ser altos, superando a veces la media hora, estos filtros son muy restrictivos y solo dejan pasar la señal que le corresponde.
La cantidad de imágenes capturadas, como siempre, dependerá del equipo que tengamos, pero es recomendable capturar la mayor cantidad posible, aunque sea en varias noches.
3.2. Apilado de imágenes.
Una vez tengamos nuestras imágenes capturadas en las 3 bandas (Halpha, oxígeno y azufre), pasaremos al proceso de apilado.
Antes de apilar las imágenes debemos de previsualizarlas y elegir las que mejor señal tienen, esto es primordial para tener un resultado final aceptable.
El apilado tiene que realizarse en cada uno de los canales, para obtener una imagen diferente en cada línea de emisión (Halpha, oxígeno y azufre o sulfuro).
Tenemos que elegir de entre todas las imágenes, una de referencia, a ser posible la que mejor calidad tenga. Esta imagen nos servirá como guía, para alinear todas las imágenes a partir de una estrella, en el proceso de apilado.
El resultado final del apilado, consistirá en tener 3 imágenes (HA,OIII,SII) en bruto, perfectamente alineadas y preparadas para el procesado, el cual deberemos de hacerlo por separado (uno para cada canal).
3.3. Unión de las 3 líneas de emisión.
Tenemos muchas opciones para crear nuestra imagen final, aquí no hay ninguna regla, ya que el color que vamos a crear en nuestra imagen, es falso, en la jerga astronómica se le llama “falso color”.
Aunque nos podemos acercar bastante al RGB natural de la imagen, empleando la paleta siguiente: Halpha en el canal rojo, oxígeno en el canal verde y azufre en el canal azul.
Para la unión de las 3 imágenes en bruto, en cada una de las líneas de emisión, podemos emplear cualquier software de diseño fotográfico. Podemos ir haciendo pruebas y aplicando distintos porcentajes a los diferentes canales. En esta imagen que os muestro, están las 3 bandas al 100% y por eso predomina mucho el verde por estar asociado a la línea de emisión en Halpha, que es la que mas transmite de este objeto.
Si en la imagen final se aprecia mucho ruido, es debido a la señal que emite en azufre (SII). La técnica que yo empleo para minimizar este ruido, es la de reducir al 80% la señal obtenida en SII y sumarle un 20% de la señal en Halpha.
La fórmula para la imagen que os muestro de NGC2237 con la paleta (SHO) sería la siguiente:
SII (80%)+Ha (20%) al canal rojo, Ha (80% o 100%) al canal verde, OIII (100%)
Deberíamos de indicar a la hora de mostrar nuestras imágenes que la paleta utilizada es la “SHHO”.
Como he dicho anteriormente, aquí no hay ninguna regla, podemos realizar todas las pruebas que queramos y quedarnos con la imagen que más nos guste o nos agrade a la vista. Dicen que el color no existe, que es solo producto de la imaginación humana, así que cada uno lo imagine como quiera.
3.4. Procesado final.
Para finalizar la imagen emplearemos, el mismo patrón que utilizamos para procesar imágenes en RGB o monocromas, (histogramas, curvas, máscaras, etc.).
4. Diagrama Narrowband.
En este diagrama se indican algunas de las diferentes formas de unir que se emplean con las 3 bandas de emisión Halpha, OIII y SII.
La primera imagen (superior) es la famosa paleta hubble (SHO), la empleada en la imagen que os he mostrado de la Nebulosa Roseta.
La imagen (inferior) es más compleja y se le llama RGB sintético o RGB artificial, aunque yo le llamo falso RGB. En esta composición se aprecia el juego que hay con los porcentajes antes mencionados y el resultado final es una imagen bastante rosadita.
5. Resumen final.
Como finalización, deciros que las técnicas utilizadas en narrowbanding son muchas, yo he querido explicaros una de ellas, es la que yo empleaba al principio y me dió buenos resultados, aunque muchos dolores de cabeza.
A fecha de hoy, he añadido y modificado algunos procesos en estas técnicas, pero he querido poner solamente lo principal, que para empezar os puede ir bien. En otro momento, adjuntaré otro mas avanzado.
Un saludo de Alfonso.-)
