Contribuciones del Instituto Copérnico
Vol. 2, No. 8, Agosto 1993
Impreso en Argentina
Software para la operación de un telescopio robótico[i]
INSTITUTO COPERNICO
Casilla de Correos 51 Suc.48B, 1448 Buenos Aires, Argentina
e-mail: jgarcia@icoper.edu.ar
In this paper we describe the set of software procedures neccesaries for a full robotic telescope's operation. The complete software package has the following parts: 1) APT Scheduler: Procedure devoted to build the telescope's observing run. 2) ATIS Interpreter: robotic telescope international instruction language interpreter. This software translate a set of instructions into commands for the telescope drivers. 3) APT Drivers. This procedure is oriented to managed the step motors and the sensors of the telescope. 4) APT Searcher: This group of computer algorithms allows the CCD image analysis in order to point the telescope to the object, and to maintain it in the field. The CCD camera remains in the focus of the telescope. 5) APT Measurements: This last procedure allows the realization and analysis of the photometric mesurements, from images obtained by the CCD camera..
En el presente trabajo se muestra el conjunto de procedimientos de software necesarios para la operación de un telescopio robótico. Estos programas han sido desarrollados en C++ y Assembler 80X86.
En primer lugar, los integrantes del área de Computación del Instituto hemos intervenido sobre la computadora de control, que es completamente manejada por software de muy poca interfaz con el usuario. Pero no es lo mismo al tratarse de programar la actividad del telescopio, localizar el objeto a medir, y al realizar las mediciones requeridas. El software y hardware, requeridos para estas actividades, son de muy alta complejidad, y constituyen el corazón del proyecto. En el foco del telescopio, habrá un dispositivo electrónico similar a una cámara de video hogareña, dotada de un CCD (Charged Coupled Device) que enviará frames (cuadros) digitales a la computadora de imágenes. Esta última tendrá una interfaz conectada a la otra computadora, que le permitirá enviar instrucciones de desplazamiento para los motores del telescopio -gobernados por la otra computadora.
La interacción, entre el área de astronomía y la de software, da como resultado la producción de un complicado conjunto de programas de computadora, cuya descripción específica damos a continuación.
La función de este software es la de generar el programa de observación de un telescopio robótico. Este permite analizar la visibilidad de los objetos a observar y determinar las mejores condiciones para la observación. A partir de estos datos genera el programa del telescopio, ordenando las distintas observaciones a realizar de modo de optimizar las condiciones de observación y el empleo del tiempo de telescopio. Dado que los datos generados por el programa son utilizados luego para la ubicación del objeto en cuestión por parte del telescopio robótico, éstos deben ser lo más precisos posible. Para lograr esto, se utilizaron, en todos los casos, las constantes astronómicas y físicas recomendadas por la Unión Astronómica Internacional. Se estima que de esta manera se obtiene una precisión del orden de 5 a 10 segundos de arco en las posiciones finales. Este software se describe en otro trabajo (ver Henrión, Mazzeo y Pellizza, 1993).
Este software transforma el conjunto de instrucciones en comandos para los drivers de los motores del telescopio. La operación de un telescopio robótico se realiza por medio de movimientos ejecutados por motores eléctricos y circuitos digitales de control, comandados por una serie de drivers que permiten transformar comandos de movimiento y función, en impulsos eléctricos controlados. A su vez, existe un conjunto estándar de instrucciones compilados en un lenguaje de uso internacional llamado ATIS (Automated Telescopes Instructions Set) (Genet y Hayes, 1989). La interpretación del lenguaje ATIS y su traducción, a comandos admisibles por el driver, constituye una etapa insoslayable en el proceso de robotización de un telescopio astronómico.
Sobre un telescopio automático, se realizan dos tipos de funciones fundamentales. La primera es un conjunto de movimientos controlados para apuntar el objeto a ser observado, la posición del telescopio se realiza por la lectura de interfases provenientes de los sensores específicos. La segunda es compensar el movimiento diurno, debido a la rotación terrestre. Estos movimientos son ejecutados por motores eléctricos y circuitos digitales de control. Estos dispositivos deben ser comandados por una computadora localizada a distancia del telescopio -que está a la intemperie-, en un recinto cerrado. Para la ejecución de los comandos, es necesaria una serie de drivers que permiten transformar comandos de movimiento y función, en impulsos eléctricos controlados. Se han progrado tres drivers: uno que controla el movimiento de posición en ascensión recta; el otro para el movimiento de posicionamiento en declinación; el tercero que controla el movimiento de seguimiento en ascensión recta.
Una vez adquirida la imagen por parte de la cámara CCD del foco del telescopio, es necesario procesarla para obtener la imagen del objeto que se desea, centrado en el frame e instrucciones para su acompañamiento. El análisis de la imagen es un conjunto de procedimientos matemáticos con restricciones astrofísicas, que transforman informaciones de pixeles en valores con sentido físico. Para la localización de los objetos a medir y su identificación, el procedimiento se basa en tres técnicas de identificación diferentes, que son utilizadas para decidir si el objeto encontrado es el realmente solicitado.
La primera técnica se basa en la construcción de un mapa de la zona ,por medio del uso de un catálogo de estrellas con posiciones muy precisas, componiendo imágenes corregidas por precesión, nutación, refracción, y otros efectos. El mapa es comparable a la zona del cielo, pues está construido en la misma escala. Allí se utilizan técnicas de comparación de imágenes.
La segunda técnica se basa en la comparación entre ciertos parámetros astrofísicos de la estrella a observar (magnitud, tipo espectral e índice de color) con los del objeto más cercano al punto central del frame.
La tercera técnica es una combinación de las dos primeras: Se toman varias imágenes con distintos tiempos de exposición, basándose en las técnicas y algoritmos de speckle para eliminar los objetos de ciertos tipos espectrales (los más tardíos) y así comparar imágenes con un pequeño grupo de objetos, en general, brillantes.
La localización de un objeto brillante en un frame y su recentralización a escala de movimientos de puntería son la tareas fundamentales del algoritmo de búsqueda. Además, el software aprenderá a partir del estudio de la imagen, la velocidad, dirección y sentido de desplazamiento de los objetos en el frame, de modo tal de poder enviar órdenes a los drivers, para su posterior acompañamiento, durante el proceso de medición. Este constituye uno de los puntos salientes de nuestro desarrollo tecnológico.
Una vez localizado e identificado el objeto, debe procederse a la realización de las medidas bajo los estándares establecidos para dicha actividad. La principal medición a realizar es la fotométrica, aunque no se ha descartado la posibilidad de aplicarlo a otras áreas, tales como la espectroscopía y la astrometría.
Posteriormente, se debe analizar la imagen para eliminar información espúrea y ruido, e intensificarla para mejorar la calidad de lamedición.
Finalmente, reducir los datos para posteriormente ser entregados al software de comunicaciones que se encargará de transmitirlos al astrónomo. Esto último se debe a que el telescopio estará localizado a gran distancia, y no existe un modo de comunicación, lo suficientemente económico y capáz de soportar el tráfico de datos que implican los frames crudos del CCD.
Parte de este trabajo constituye la tesis de licenciatura en Ciencias de la Computación de Guillermo Henrión y Silvia Mazzeo.
Genet, R.; Hayes, D.S.: Robotic Observatories, AutoScope Co., Mesa, 1989
Henrión, G.; Mazzeo, S.; Pellizza, L.: Contribuciones del Instituto Copérnico Vol. 2, nº 7, 1993.
[i]Trabajo
presentado a la VI Convención de Observadores de la Liga Ibero-Americana de
Astronomía, Campinas, Brasil, 20 al 24 de Octubre de 1993.