La red de seguimiento de bólidos y meteoritos de la Sociedad Malagueña de astronomía

LA RED DE SEGUIMIENTO DE BÓLIDOS Y METEOROS DE LA SOCIEDAD MALAGUEÑA DE ASTRONOMÍA Ponencia presentada por Alberto Castellón1 al II Congreso Pro-Am de la Sociedad Española de Astronomia Alcalá la Real (Jaén) 12-14 de junio del 2015 Resumen. Uno de los campos con más actividad al que se ha dedicado la Sociedad Malagueña de Astronomía (SMA) es el de los meteoros y lluvias de estrellas. Desde hace años se mantiene una colaboración con los astrónomos profesionales consistente en la remisión de partes de observaciones visuales así como de detecciones fotográficas desde la estación de El Pinillo (Torremolinos). A comienzos del 2014, la SMA decidió dar un nuevo impulso para conseguir una red de estaciones que permita el cálculo de la trayectoria atmosférica de un meteoroide o bólido así como la obtención, cuando sea posible, de sus elementos orbitales. Breve descripción de las estaciones La única estación que estuvo funcionando desde el 2006 constaba de una CCD SBIG ST-402 adaptada por el fabricante como cámara allsky. La adaptación consistía en la sustitución de su carcasa por una caja metálica estanca, preparada para resistir las condiciones de exterior, a la que se dotó de una ventana superior cubierta con filtro RG-630 cuya función es la de disminuir la contaminación lumínica y el brillo de la Luna. Los bordes de esta abertura son calentados por una resistencia para evitar condensaciones. Un objetivo de 2.6mm de distancia focal a F1/6 recoge un campo de 120ºx80º. Por desgracia, en el proceso de adaptación se eliminaron el chip Peltier refrigerador y el obturador electromecánico de la ST-402 original, haciendo imposible la toma de darks. Las imágenes aparecían entonces muy contaminadas de 1 Profesor Titular del Departamento de Álgebra, Geometría y Topología de la Universidad de Málaga y Presidente de la Sociedad Malagueña de Astronomía. ruido térmico y plagadas de píxeles calientes. Así, aunque ello no afecta a la visión de las trazas de los meteoroides, esta circunstancia suponía un grave inconveniente tanto para el tratamiento de las imágenes como para el algoritmo de detección automática. De ahí que se haya incorporado un obturador de rueda con dos aspas movido por un motor paso a paso y dos detectores de luz LDR más dos LEDs blancos que permiten situar sobre el objetivo, bien la abertura entre aspas, bien una de las aspas, según se quiera adquirir imágenes o darks. Este sistema está controlado por una tarjeta Arduino UNO conectada al ordenador mediante cable USB. El sistema de obturación queda esquematizado en el gráfico de la derecha, donde se visualiza el obturador visto desde arriba y de perfil. Para encontrar el punto de apertura o cierre, Arduino enciende el LED y mueve paso a paso la rueda completando medio giro. En cada paso se suman las lecturas de las fotorresistencias LDR, y después se lleva el motor al lugar donde se encontró un valor mínimo, para abrir, o un máximo, para cerrar. Se está en conversaciones con el Parque Natural de la Sierra de Aracena y Picos de Aroche para trasladar allí esta cámara, junto con un sistema SQM de monitorización permanente de la calidad del cielo nocturno. Para la segunda estación se recurrió al Convenio de Colaboración que la Sociedad Malagueña de Astronomía tiene firmado con el Observatorio Astronómico del Torcal (OAT). Allí ha instalado la SMA una CCD allsky, mientras que el Director del OAT, D. Francisco Gálvez, se ha ocupado de proporcionar el ordenador de control. En esta ocasión se adquirió la SBIG Allsky-Camera, que no es sino una adaptación del fabricante de la SBIG ST-4. De nuevo Santa Bárbara Instruments la proveyó de carcasa estanca, y en este caso de un objetivo ojo de pez con 180ºx180º de campo, cúpula de metacrilato de calidad óptica, obturador giratorio a 5/10Hz y cinta calentadora antirrocío. Una ventaja de esta cámara sobre otras es que puede descargarse una imagen mientras se captura la siguiente, por lo que la vigilancia llega a ocupar el 100% del tiempo útil de observación. Para el encendido/apagado de la cámara se ha incorporado un relé/USB controlado por el ordenador. Esta estación lleva funcionando ininterrumpidamente desde el 23 de abril del 2014. La tercera estación se instalará en San Jorge (Extremadura), y en la actualidad está superando los últimos periodos de prueba en Alhaurín de la Torre y Torremolinos (Málaga). Consiste en una SBIG ST-8XME a la que se ha acoplado un ojo de pez Nikon de 4mm que da un campo de 180ºx180º. Se ha construido una caja estanca en aluminio con cúpula de metacrilato superior que aloja a todo el equipamiento. Este consiste en, además de la CCD y la lente, una cinta antirrocío, 4 relés y un sensor de humedad/temperatura, todos ellos controlados por otra tarjeta Arduino UNO. Sin intervención de la CPU, la tarjeta Arduino está programada para leer el sensor de humedad/temperatura y calcular el punto de rocío. Cuando la temperatura está a menos de dos grados del punto de rocío, enciende la cinta calentadora activando el relé correspondiente. Por último, se ha adquirido una cámara de vídeo ZWO ASI CAM 120MM a la que se ha acoplado un ojo de pez Fujinon 1.4mm que proporciona 185ºx185º a efectos de medir velocidades de los meteoros con más resolución temporal que la que proporciona el obturador giratorio de la CCD del OAT. Esta cámara, que se alimenta a tarvés del cable USB, se enciende y de apaga por medio de un relé controlado por otra tarjeta Arduino que interrumpe la línea de +5V del bus. El software de captura Desde el principio la SMA se propuso que las estaciones operasen de manera por completo autónoma, ya que en las tres ubicaciones la presencia humana es esporádica, por lo que no se puede depender de la intervención de una persona, ya sea para arrancar/detener diariamente los programas o solventar las vicisitudes que se presenten. Ello ha condicionado la redacción del software así como la de todo el equipamiento. No solo se ha conseguido una automatización, sino una robotización de las estaciones al reaccionar ellas por su cuenta a las circunstancias sobrevenidas. En todos los casos los programas son de elaboración propia, ya que los proporcionados por el fabricante para cada una de las cámaras no respondían a las necesidades del sistema. Se han utilizado los lenguajes C, C++, Python y Perl, además de varios script del sistema. El trabajo diario de una estación se esquematiza en la figura siguiente: Lo primero que se comprueba es que la cámara está accesible, encendiéndola, comunicándose con ella y apagándola después. Si aún no se ha creado el directorio donde se guardarán los ficheros de esa noche, se genera y se abre un archivo de incidencias. Cada dos minutos, se calcula la posición del Sol. Cuando se sitúa a 10º bajo el horizonte, se enciende la cámara, se baja la temperatura del chip a -5ºC (si es que la CCD tiene esa opción) y se toma el dark inicial. A partir de aquí, y mientras el Sol permanezca a 10º bajo el horizonte, se toman sucesivas capturas de 30 segundos de exposición. A cada una se le resta el dark, se le aplica una máscara que recorte las zonas no útiles del paisaje o las de gran contaminación lumínica y se archiva el resultado en el directorio de esa noche. Bien cada hora o cada vez que la temperatura varíe 1ºC se toma un nuevo dark. Si la temperatura se acerca a menos de 2ºC del punto de rocío, se enciende la cinta calentadora. Si en algún momento se pierde comunicación con la CCD, se recurre a la solución universal de los informáticos: se apaga la cámara, se esperan 5 segundos y se vuelve a encender. Esto es mano de santo. Al amanecer, se cierra el fichero de incidencias, donde se han anotado los sucesos notables que se hayan producido durante la noche, se generan animaciones gif de 60 en 60 capturas a partir de los ficheros FITS y se comienza el proceso de detección automática que será descrito más adelante. Los archivos generados (animaciones y detecciones) se suben a una nube con soporte en un disco NAS e IP fija conectado al router de la sede de la SMA. En alguna de las estaciones, como ocurre en la de El Torcal, los apagones de luz y de Red no son infrecuentes, así que el sistema está preparado para reiniciarse, si se ha producido un corte de suministro eléctrico, o rearmar el router cuando se pierda conexión a Internet. Aparte de que se ha comprobado que estos imprevistos son subsanados autónomamente por las estaciones, se han realizado duros experimentos en los que se ha desconectado el cable USB o el de la fuente de alimentación en mitad del proceso, volviendo en todos los casos a funcionar al volver a la normalidad. El trabajo que realiza la cámara de vídeo difiere algo del de las CCD, ya que filmar toda una noche puede agotar rápidamente el espacio de almacenamiento. Así que el programa que la controla solo graba en disco duro secuencias de 40 fotogramas cada vez que se detecta un movimiento. El software de detección Tal y como se ha planteado el algoritmo de detección, se precisa resolver la astrometría de cada cámara. Para ello el autor de esta ponencia ha ultimado un método que es variación y desarrollo del introducido por Borovicka, Spurný y Keclíková en [1] y [2]. La idea genial de Borovicka y su equipo se basaba en distinguir entre el cenit y el lugar de la esfera celeste al que apunta el eje óptico. Aunque no es este el lugar en el que detallar el proceso, se bosquejará al objeto de apreciar las diferencias con el método aplicado por el autor. La astrometría depende de un conjunto de parámetros (las constantes de la placa) que hay que determinar a partir de una muestra significativa de estrellas guía dispersas con homogeneidad por la imagen. Algunos de estos parámetros ajustan la desviación del eje óptico respecto del cenit. Otros convierten distancias celestes en distancias en el chip, y un tercer grupo corrige la falta de perpendicularidad entre el eje óptico y el chip. Además de fórmulas de la trigonometría esférica, el método involucra funciones trascendentes. La variación utilizada por el autor consiste en sustituir estas funciones trascendentes por funciones polinómicas más sencillas. En el gráfico de abajo se observa una comparación del comportamiento de ambas funciones. Adviértase que incluso en distancias cenitales imposibles de alcanzar con cámaras terrestres la función polinómica y la trascendente tienen un altísimo grado de coincidencia. Son dos las ventajas que se obtienen del uso de polinomios en lugar de funciones trascendentes. Por un lado, el proceso de convergencia necesario para encontrar las constantes de la placa se simplifica bastante gracias a la facilidad para dar adecuados valores iniciales a los parámetros. En el método original, si los valores iniciales no están relativamente cerca de los finales, las iteraciones o divergen o convergen a soluciones absurdas. Usando polinomios, un simple ajuste por mínimos cuadrados lineal permite encontrar valores iniciales bastante cercanos a los finales, produciéndose en todos los casos una rápida y exitosa convergencia. Además, la sustitución de funciones exponenciales por polinómicas acelera la velocidad de proceso en un orden de magnitud, lo que viene muy bien a la hora de aplicar cálculo masivo a la imagen completa. Y es que, como se verá más adelante, el proceso de detección concebido aquí precisa en cierto momento de un cálculo de la astrometría directa e inversa de todos los píxeles del chip. Los coprocesadores matemáticos evalúan a mucha mayor velocidad y con más precisión un simple polinomio, donde solo se realizan sumas y multiplicaciones, que los términos del desarrollo en serie de una función trascendente. El procedimiento astrométrico ha sido implementado con éxito en sistemas CCD/Objetivo de muy distinta factura, desde chips de 640x480 hasta 4096x4096 píxeles, y con ojos de pez o grandes angulares de diferentes características, lo que muestra su gran flexibilidad. En todos los casos se obtiene precisión subpíxel. He aquí una estadística: Los errores se expresan en minutos de arco. El sistema utilizado tenía una resolución media de 2.3 minutos de arco por píxel. Observando el error medio y la desviación típica se concluye con que la astrometría tiene precisión subpíxel. Para proceder con la detección de trazas de meteoroides el programa sigue los siguientes pasos: 1) Pese a que las capturas están restadas de darks, se corre un algoritmo de suavización de píxeles calientes. 2) Con la imagen inmediatamente anterior a la que se va a examinar se realiza un “movimiento diurno” artificial, esto es, se calcula la posición a la que iría a parar cada píxel después de que la esfera celeste se haya movido durante el intervalo ∆(t) que media entre capturas. Con esta información se genera un archivo FITS que refleja el estado del cielo en el instante t, pero desplazado hasta el instante t + ∆(t). 3) A la captura a examinar se le resta la anterior avanzada de movimiento diurno. Casi todas las estrellas se aniquilan en esta sustracción, salvo las más brillantes que han podido generar diferentes PSF debido principalmente a la atmósfera y las distorsiones ópticas. La imagen superior izquierda muestra una captura, la superior derecha, la captura siguiente, y la de abajo, la diferencia entre la segunda y la primera avanzada con movimiento diurno artificial. El meteoro queda al descubierto destacando sobre el resto de la imagen. 4) Se calcula la posición en el chip donde deberían haber caído las estrellas (y planetas) brillantes para desestimarlos de las detecciones. 5) Se corre SExtractor con convenientes parámetros para listar los posibles