La primera vez que alguien mira una toma individual de treinta segundos a una nebulosa, la reacción habitual es de decepción: un rectángulo gris verdoso con unas cuantas estrellas y ni rastro del objeto. La foto está bien. Lo que falta es el proceso.
Ese proceso no consiste en aclarar la imagen ni en subir la saturación. Consiste en sumar decenas de tomas idénticas para que el ruido, que es aleatorio, se cancele parcialmente, mientras la señal, que está siempre en el mismo sitio, se refuerza. Después se estira el resultado para hacer visible lo que estaba comprimido en los primeros niveles de brillo.
Todo eso se hace con un programa libre y gratuito que funciona igual en cualquier sistema operativo. Lo que sigue es el recorrido completo de una sesión, desde los archivos que hay que traer de campo hasta la imagen final, con los puntos exactos donde la gente se equivoca.
Lo esencial del proceso
- Lo que se gana. La relación entre señal y ruido crece aproximadamente con la raíz del número de tomas: cien tomas mejoran unas diez veces sobre una sola.
- Lo que hay que traer. Tomas del objeto, tomas de campo plano, tomas oscuras y tomas de lectura. Las cuatro, la misma noche.
- El orden. Convertir, calibrar, registrar, apilar. Y solo después tocar el aspecto.
- El error más caro. Estirar el histograma antes de quitar el gradiente de fondo. No hay vuelta atrás.
- El tiempo mínimo. Una hora larga de integración total para un objeto brillante. Menos que eso deja ruido que ningún procesado arregla.
Lo que hace el apilado y por qué no es un truco
Cada toma contiene tres cosas mezcladas: la señal del objeto, el ruido aleatorio del sensor y de la propia luz, y una serie de defectos fijos que dependen del equipo y no del cielo.
El ruido aleatorio cambia de una toma a otra, así que al promediar muchas tiende a cancelarse. La señal es la misma en todas y sobrevive al promedio. Ese es todo el mecanismo, y la mejora sigue una ley conocida: la relación entre señal y ruido crece con la raíz cuadrada del número de tomas. Cuatro tomas duplican la calidad de una; dieciséis la cuadruplican.
Los defectos fijos no se cancelan promediando, porque están siempre igual. Para esos hace falta la calibración, que consiste en medirlos por separado y restarlos o dividirlos. Es la parte del proceso que más gente se salta y la que más diferencia produce.
Conviene entender que apilar no inventa nada. Si la señal del objeto no llegó al sensor en ninguna toma, no aparecerá por muchas que se sumen. La cantidad total de luz recogida, es decir, el tiempo de integración, es el límite duro de todo el resultado.
Las tomas que hay que traer de la sesión
La sesión de campo produce cuatro conjuntos de archivos, y los cuatro son necesarios. Conviene guardarlos en carpetas separadas y con nombres claros desde el principio, porque después son indistinguibles a simple vista.
El primer conjunto son las tomas del objeto, que en la jerga se llaman luces. Se hacen todas con la misma exposición, la misma sensibilidad, el mismo enfoque y el mismo encuadre. Cuántas hacen falta depende del objeto y del cielo, pero como referencia razonable, entre cuarenta y cien tomas de uno o dos minutos para una nebulosa brillante desde un cielo aceptable.
Entre toma y toma conviene desplazar ligeramente el encuadre unos pocos píxeles, una técnica llamada dithering. Ese movimiento minúsculo hace que los defectos fijos que la calibración no haya eliminado caigan en posiciones distintas del objeto y se diluyan al alinear. Sin él aparece un patrón de ruido con estructura que resulta muy difícil de quitar después.
Los otros tres conjuntos son las tomas de calibración, y merecen su propia sección porque cada uno mide una cosa distinta.
Los cuatro tipos de tomas de calibración
| Tipo | Cómo se toma | Qué corrige |
|---|---|---|
| Tomas oscuras | con el objetivo tapado, misma exposición, sensibilidad y temperatura que las luces | corriente de oscuridad y píxeles calientes |
| Tomas de campo plano | contra una superficie uniforme, sin tocar el enfoque ni girar nada | viñeteo y sombras de polvo en el sensor o la óptica |
| Tomas de lectura | tapado, con la exposición más corta posible | el patrón fijo que introduce la electrónica al leer |
| Oscuras de campo plano | tapado, con la misma exposición que las tomas de campo plano | lo mismo que las anteriores, aplicado a los planos |
De cada tipo conviene hacer entre veinte y cuarenta, porque de ellas se construye un maestro promediado y ese maestro debe tener menos ruido que las propias luces. Un maestro hecho con tres tomas añade ruido en lugar de quitarlo.
Las tomas oscuras exigen la misma temperatura que las luces. Con una cámara refrigerada es trivial, porque se fija la temperatura del sensor. Con una réflex o una sin espejo no lo es, y la práctica habitual es hacerlas al final de la sesión, con el equipo a la misma temperatura ambiente, tapando el objetivo con su tapa y algo opaco encima.
Las tomas de campo plano son las más delicadas y las que más gente estropea. Se hacen apuntando a una superficie uniformemente iluminada, típicamente el cielo del crepúsculo o un panel difusor, ajustando la exposición para que el histograma quede aproximadamente a media escala. La condición innegociable es no tocar el enfoque, no girar la cámara respecto al tubo y no quitar el objetivo entre las luces y los planos: cualquiera de esas tres cosas cambia la posición del polvo y del viñeteo, y entonces el plano corrige mal y deja anillos.
El apilado con Siril, paso a paso
El programa organiza el trabajo alrededor del concepto de secuencia: un conjunto de archivos numerados que se procesan a la vez. El flujo tiene cuatro etapas y siempre en el mismo orden.
- Convertir. Se cargan los archivos de cada carpeta y se convierten en una secuencia. Si vienen de una réflex en formato bruto del fabricante, el programa los lee directamente y los pasa a su formato interno sin perder información.
- Calibrar. Se apilan primero las tomas de calibración para generar los maestros, y después se aplican a la secuencia de luces: se resta la oscura, se divide por el plano y se aplica la corrección cosmética que elimina los píxeles calientes y muertos que hayan sobrevivido.
- Registrar. Se detectan las estrellas en cada toma y se calcula la transformación que lleva cada una a la posición de referencia. El programa genera una secuencia nueva con todas las tomas alineadas.
- Apilar. Se promedian las tomas registradas con un método de rechazo que descarta los valores anómalos de cada píxel, y se guarda el resultado en punto flotante de treinta y dos bits.
Un detalle que conviene fijar desde el principio: en las tres primeras etapas no hay ninguna decisión estética. Son operaciones matemáticas con una respuesta correcta. El único parámetro que exige criterio es el método de rechazo, y para eso hay reglas claras.
Al terminar, el resultado será una imagen aparentemente negra con unas pocas estrellas visibles. Eso es lo esperado y no significa que nada haya salido mal: toda la información está comprimida en la parte baja del histograma y todavía no se ha estirado.
Los guiones automáticos y cuándo no usarlos
El programa incluye guiones que ejecutan las cuatro etapas seguidas sin intervención. Basta con colocar los archivos en carpetas con los nombres esperados y pulsar una vez. Para una primera sesión con cámara de color, es la vía recomendable.
La automatización es útil precisamente porque el flujo estándar no admite creatividad. Ejecutar el guion evita errores de orden, que son los más frecuentes entre principiantes, y produce exactamente el mismo resultado que hacerlo a mano si las tomas son correctas.
Hay tres situaciones en las que conviene ir paso a paso. La primera, cuando el conjunto de tomas es heterogéneo: si hay pasos de nubes, satélites o cambios de calidad, interesa revisar la secuencia y descartar las peores antes de apilar. El programa da métricas de calidad por toma que permiten ordenarlas y quedarse con un porcentaje.
La segunda, cuando se combinan sesiones de varias noches con encuadres distintos. La tercera, cuando el objeto está muy poco muestreado, es decir, cuando las estrellas ocupan un solo píxel: ahí interesa activar una técnica de reconstrucción que aprovecha el desplazamiento entre tomas para ganar resolución, y eso exige haber hecho dithering en campo.
El registro: alinear cuando el campo ha rotado
El registro por estrellas identifica decenas de puntos en cada toma y calcula la transformación geométrica que las hace coincidir. Si hay suficientes estrellas, funciona sin intervención y con precisión de fracción de píxel.
El caso simple es un desplazamiento puro, típico de una montura ecuatorial bien alineada. El caso general incluye rotación, que aparece siempre que la alineación polar no es perfecta o cuando se usa una montura azimutal. El programa lo resuelve igual, con la salvedad de que la zona común a todas las tomas se reduce y hay que recortar los bordes al final.
El registro falla en dos escenarios. Uno, cuando hay muy pocas estrellas, algo habitual en campos muy cerrados sobre nebulosas planetarias o en tomas con mucha nube. Para esos casos existe un modo manual que se apoya en una o tres estrellas señaladas a mano.
El otro es cuando las estrellas están deformadas por seguimiento defectuoso. Si las trazas son alargadas, el detector de estrellas puede rechazarlas o medir mal su centro. Ahí no hay procesado que salve la sesión: se descartan las tomas malas y se apila con las buenas, aunque queden pocas.
Elegir el método de rechazo al apilar
Apilar no es solo promediar. Para cada píxel se dispone de tantos valores como tomas, y antes de promediarlos conviene descartar los que se salen del grupo: un satélite que cruzó, un rayo cósmico, un avión, un píxel que se calentó.
La elección del método depende sobre todo del número de tomas.
- Menos de seis tomas. Rechazo por percentiles. Con tan pocos valores, cualquier estimación estadística de dispersión es poco fiable.
- Entre seis y quince. Rechazo sigma clásico, que descarta los valores alejados de la media más allá de un número de desviaciones típicas.
- Más de quince. Rechazo sigma con corrección robusta, que estima la dispersión de forma menos sensible a los propios valores extremos. Es el que conviene por defecto en una sesión normal.
- Tomas con brillo de fondo muy variable. Rechazo por ajuste lineal, que compara cada píxel con la tendencia del conjunto en lugar de con un valor fijo.
La normalización merece una mención. Si el fondo de cielo cambió durante la sesión, por la Luna saliendo o por altura del objeto, las tomas no son directamente comparables. El programa ofrece normalizar aditivamente con escalado, que ajusta cada toma a una referencia común antes de rechazar y promediar. Con ella activada, el rechazo funciona mucho mejor.
El indicador de que el rechazo está bien ajustado es el porcentaje de píxeles descartados, que el programa informa al terminar. Valores de unas décimas por ciento son normales. Si descarta un porcentaje alto, se está tirando señal buena y conviene relajar los umbrales.
Lo primero después del apilado: el fondo de cielo
La imagen apilada tiene casi siempre un gradiente: un lado más claro que el otro, por contaminación lumínica, por la Luna o por luz parásita entrando en el tubo. Ese gradiente hay que quitarlo antes de tocar el histograma, y el orden no es negociable.
La razón es que el estirado es una operación no lineal. Si se estira primero, el gradiente se deforma de una manera que ya no se puede modelar con una superficie suave, y quitarlo después deja manchas. Hecho en el orden correcto, la corrección es limpia.
La herramienta coloca puntos de muestra repartidos por la imagen, evitando el objeto y las estrellas brillantes, ajusta una superficie a esos puntos y la resta. Con gradientes simples basta un polinomio de grado uno o dos. Con estructuras más complicadas, hay un método de funciones de base radial que se adapta mejor, a costa de que si se pone demasiado agresivo empieza a comerse la nebulosa.
El criterio para saber si se ha pasado: si el objeto pierde las partes tenues exteriores, el modelo de fondo las ha interpretado como fondo. Conviene reducir la tolerancia de las muestras o quitar a mano las que caigan sobre el objeto.
Calibrar el color con estrellas del catálogo
El color de una imagen astronómica no se ajusta a ojo. Existe un método objetivo que consiste en resolver astrométricamente el campo, es decir, identificar en qué zona del cielo está, y comparar el color medido de decenas de estrellas con el que figura en un catálogo de referencia.
Los catálogos que se usan proceden de misiones de astrometría de precisión, en particular del satélite europeo que ha medido posiciones y colores de más de mil millones de estrellas y cuyos datos publica de forma abierta la Agencia Espacial Europea. Con esa referencia, el programa calcula los coeficientes que hay que aplicar a cada canal para que los colores estelares queden donde deben.
El resultado tiene una consecuencia inmediata y agradable: el fondo queda neutro y las estrellas muestran su gama real, de las azules calientes a las anaranjadas frías. Las nebulosas de emisión salen con el tono que les corresponde sin haber tocado ningún deslizador de saturación.
Para que funcione hace falta que el campo se resuelva, y para eso el programa necesita una estimación aproximada de la escala de la imagen, que se obtiene de la distancia focal y del tamaño del píxel. Es el único dato que hay que introducir a mano en todo el flujo.
El estirado, que es donde aparece la nebulosa
Hasta aquí la imagen sigue siendo lineal: los valores de cada píxel son proporcionales a la luz recibida. El ojo no funciona así, y por eso todo está comprimido en la parte oscura del histograma.
El estirado consiste en aplicar una función que expande los tonos bajos y comprime los altos. La herramienta habitual mueve tres puntos: el negro, el blanco y el punto medio. Se sube el punto medio, se acerca el negro al inicio de los datos y se deja el blanco donde está.
La regla que evita el desastre es no cortar por abajo. Si el punto negro se sitúa por encima del inicio de los datos, se pierde toda la señal tenue del objeto de forma irreversible. El histograma debe quedar con un hueco pequeño entre el borde izquierdo y el comienzo de los datos.
Conviene hacerlo en varios pasos suaves en lugar de uno grande. Dos o tres estirados moderados producen mejor resultado que uno agresivo, porque cada uno amplifica también el ruido y las transiciones bruscas dejan artefactos.
Hay una alternativa para objetos con núcleo muy brillante, como una galaxia o el corazón de una nebulosa: una función de estirado que comprime mucho más los tonos altos y evita que el centro quede quemado mientras se sacan los brazos exteriores. Merece la pena probar ambas y comparar.
Al terminar el estirado se puede afinar: reducir el tamaño de las estrellas para que no dominen, dar algo de saturación, aplicar reducción de ruido con moderación y recortar los bordes donde el registro dejó zonas sin datos. Ninguna de esas operaciones añade información, y todas pueden quitarla, así que la contención es el mejor criterio. Las imágenes que publican los grandes observatorios pasan por un proceso conceptualmente idéntico, como se aprecia al leer sobre cómo se construyen las imágenes astronómicas difundidas.
Los errores que arruinan el resultado
El primero, y el más común: tomas de campo plano hechas después de tocar el enfoque o de girar la cámara. El resultado son anillos oscuros donde había polvo y un viñeteo mal corregido que aparece en cuanto se estira.
El segundo: tomas oscuras a temperatura distinta de las luces. La corriente de oscuridad aproximadamente se duplica cada seis o siete grados, así que unas oscuras tomadas en casa al día siguiente pueden empeorar la imagen en lugar de mejorarla. Ante la duda, es preferible prescindir de ellas y usar solo tomas de lectura más corrección cosmética.
El tercero: no hacer dithering. Sin ese desplazamiento entre tomas aparece un patrón de ruido con estructura diagonal que sobrevive al apilado y no hay forma limpia de eliminarlo después.
El cuarto: estirar antes de extraer el fondo, ya explicado, o extraer el fondo con muestras colocadas sobre el objeto.
El quinto: poco tiempo total. Veinte tomas de treinta segundos son diez minutos de integración, y con eso no hay procesado que produzca una imagen decente de un objeto tenue. Antes de buscar mejores algoritmos conviene multiplicar por seis el tiempo en el campo.
El sexto: aplicar reducción de ruido agresiva para tapar lo anterior. El resultado tiene aspecto de acuarela, las estrellas débiles desaparecen y la textura de la nebulosa se convierte en manchas. Es el atajo que más delata una imagen mal integrada, y ningún avance en las herramientas de procesado disponibles lo compensa.
Preguntas frecuentes
¿Sirve una cámara réflex normal o hace falta una astronómica?
Sirve perfectamente para empezar, y buena parte de las imágenes que circulan se han hecho así. La cámara astronómica refrigerada aporta menos ruido térmico y una respuesta mejor en la línea roja del hidrógeno, que muchas réflex atenúan con su filtro interno. Es una mejora real, pero llega mucho después que el aprendizaje del flujo de trabajo.
¿Cuántas tomas son suficientes?
La respuesta útil no está en el número sino en el tiempo total. Una hora larga de integración es un mínimo razonable para un objeto brillante desde un cielo aceptable, y desde ciudad hace falta bastante más. Repartir ese tiempo en muchas tomas cortas o pocas largas depende del seguimiento disponible y del brillo de fondo del cielo.
¿Se pueden combinar sesiones de varias noches?
Sí, y es lo habitual en proyectos largos. La condición es que los ajustes sean los mismos y que cada noche tenga sus propias tomas de campo plano si se ha desmontado el equipo. El registro alinea sin problema encuadres ligeramente distintos, a costa de perder los bordes no comunes.
¿Qué pasa si un satélite cruza el encuadre?
Con suficientes tomas, el rechazo estadístico elimina la traza sin dejar rastro, porque el valor anómalo aparece en una sola toma. Con pocas tomas, en cambio, la traza sobrevive parcialmente y conviene descartar esa toma completa. Es otro argumento a favor de acumular muchas exposiciones cortas.
¿Hace falta un ordenador potente?
No especialmente. Lo que más se nota es el disco y la memoria, porque una secuencia de cien tomas ocupa varios gigabytes y el programa escribe versiones intermedias en cada etapa. Con un disco de estado sólido y unos ocho gigabytes de memoria, una sesión normal se procesa en minutos.
El salto de calidad más grande en esta afición no lo da el equipo ni el programa, sino aceptar que la mitad del resultado se decide en el campo: enfoque estable, encuadre repetido, tomas de calibración hechas en condiciones y desplazamiento entre exposiciones. Lo demás es seguir el orden y no tener prisa.