Lo primero que voy a señalar, es que hay una diferencia entre las Webcam y CCD o CMOS a color, y las DSLR. La primera diferencia es que las DSLR ya poseen internamente un filtro de corte infrarrojo, que excluye la radiación del infrarrojo fotográfico de la señal captada en los canales RGB, mientras que en muchas de las primeras, el sensor a color viene al descubierto, y hay que incorporar por nosotros mismos, el filtro de corte IR. Yo recomiendo el Baader UV/IR Cut. La grafica inferior muestra la respuesta de los canales RGB de la webcam Celestron NexImage sin filtro de corte IR, y con el filtro de corte (Pulse sobre ella para ampliar).

Incorporar este filtro, es el primer paso para los usuarios de cámaras a color sin filtro de corte IR, para separar adecuadamente los canales. Podemos también incorporar por el contrario, un filtro que detenga el óptico y deje pasar el IR, y tener canales RGB infrarrojos para transformar a las bandas IR, como tambien lo muestra la gráfica anterior (yo uso y recomiendo el Opteka R72). Este trabajo aunque es factible, yo personalmente lo estoy realizando (ver tema de discusión en la AAVSO), tiene menos posibilidades (por lo menos de momento), porque pocos aficionados realizan fotometría infrarroja con estas cámaras, incluso los fotometristas en general usan mucho menos estas bandas, por lo que las curvas están muy despobladas de medidas en las bandas Ic, i´y z´. La banda V, es la más usada seguida por la banda B, con raros casos de medidas en Rc e Ic estando presentes estas solo para algunos tramos de las curvas. Entonces a nivel practico, podemos tomar medidas IR, pero cuando vamos a buscar mas medidas en las bases de datos para combinarlas con las nuestras y elaborar una curva de luz mas rica en puntos, nos encontramos solo medidas V, en la mayoría de los casos.

Aunque nosotros podemos realizar fotometría diferencial con cualquiera de los canales de nuestra cámara, y reportarlos a la AAVSO como Tri B, Tri G, o Tri R, o a otra base de datos, si los transformamos las posibilidades son aun mayores, ya que como vemos en las graficas inferiores, nuestros canales se ajustan a las banda de fotometria, pero no son exactamente estas.

Para esto tenemos que calcular los factores de corrección que nos permiten transformar las medidas en cada canal de color, a sus equivalentes en fotometría de banda ancha estándar. El concepto de esta transformación se muestra en la primera parte del siguiente video.

Los coeficientes de transformación como se llama a los factores de correccion entre nuestros canales y las bandas fotometricas estandard, y se pueden calcular como se muestra en el siguiente video. Aunque hay otras formas de calcularlos y aplicarlos, el resultado es el mismo.

En este video se explica como obtener una magnitud TG transformada, es decir una magnitud obtenida con el canal verde de una cámara a color convertido a magnitud V Johnson, se han usado estrictamente las ecuaciones del manual DSLR de la AAVSO en ingles (versión 1.4) y en español (versión 1.1).

Yo recomiendo por su enorme riqueza de colores, Landolt SA98 en Monoceros. Sus coordenadas son (J2000): AR 06 52 10.36 DEC -00 17 43.9. Las 3 imágenes inferiores muestran su ubicación a partir de la constelación de Orión y la carta. Esta carta con la numeración y sus magnitudes en las bandas B, V, Rc, Ic, g´, r´, i' y z' Sloan, se pueden descargar mas abajo como un documento PDF. La fotometria Johnson-Cousins fue realizada por el Dr. Peter Stetson, y la Sloan por el Dr. Allyn Smith.

Yo Adicionalmente he cargado un documento con la carta y la secuencia fotometrica de los cùmulos M7, la nebulosa M8, y el cùmulo M67. Estas cartas poseen magnitudes en las bandas B, V, Rc, Ic, g´, r´, i' y z' Sloan.

El campo Landolt SA98 tiene enormes ventajas con respecto a otros como M67 en Cáncer. La primera como se menciono, estrellas con diversa cantidad de colores, y colores rojo extremos, que no solo permiten establecer relaciones mas precisas, sino que ayudan a la calibración incluso de los canales RGB Infrarrojos para obtener bandas transformables a Ic y z' Sloan). La segunda ventaja, es que todas las estrellas poseen magnitudes de alrededor de mag 13, lo que evita la perdida por drenado diferencial del antibloomig, causado al medir estrellas de diferentes niveles de brillo.

En este segundo punto me voy a extender un poco más, para mencionar que el drenado de los electrodos antilooming, que fue concebido para actuar a partir de cierto valor de brillo, y evitar que los píxeles se desborden de electrones al registrar los objetos más brillantes, se puede cuantificar con una prueba de linealidad (ver video). Pero realmente el antilooming funciona incluso para los objetos mas débiles captados en la imagen, pero a un nivel muy bajo de señal como lo muestra el video anterior, la taza de drenado se va haciendo mayor a medida que los objetos registrados poseen mayor brillo, esta taza de crecimiento de drenado actuando en medio de la relación ADUS capturadas vs Tiempo de exposición, mostrándose imperceptible al verse lineal las ADUs vs el Tiempo, y es a partir de cierto umbral, que la taza de drenado pasa de ser de lineal a exponencial, y lo notamos como el cambio curvo de pendiente observado en la prueba de linealidad, pruebas realizadas de este efecto se pueden ver en el documento Fotometría Multibanda BVRcIcz´ con una Webcam de 8 Bits, que se puede descargar desde la pestaña INVESTIGACIONES REALIZADAS. Entonces para estrellas de diferente brillo, las que se van acercando al umbral de perdida de linealidad, van sufriendo progresivamente mas drenado de electrones que para las progresivamente mas débiles, este drenado diferencial introduce dispersión cuando usamos las estrellas combinadas para calcular los coeficientes de transformación, y es porque los coeficientes se calculan usando como eje X los índices de color, por esto se mezclan estrellas con diferentes niveles de perdida por antiblooming. Este es el efecto que queremos evitar usando el campo Landolt SA98. Tenga en cuenta que este efecto ocurre solo para las webcam por la baja calidad de sus sensores, las DSLR no muestran este efecto.

La tercera razón, es que dado lo compacto de este campo, podemos cubrir una enorme cantidad de estrellas en un área pequeña, lo que favorece a los sensores pequeños, en la imágenes inferior, muestro el campo cubierto con mi webcam modificada para larga exposición, cuyo campo de visión cuando lo uso con mi telescopio de 8 pulgadas (20 cm) F 1000 mm, es de 12.5 x 9.3 " (Un área muy pequeña). La cuarta razón es que posee 2 estrellas relativamente brillantes para usar como guía, tanto si usamos ocular reticulado, como si usamos auto-guía. La mas brillante HD 50209 de mag V = 8.36.

La única desventaja, seria que por ser sus estrellas relativamente débiles (mag13), estas producen una relación señal ruido mas baja, lo que causa dispersión en las medidas usadas para determinar los coeficientes, pero esto es algo que se ve compensado por la gran cantidad de estrellas, que dibujan muy bien las tendencias encontradas en las relaciones. En las graficas inferiores se pueden ver las relaciones encontradas para la webcam a color que uso para fotometría.

Al obtener las relaciones de transformación mostradas en el video anterior, podemos transformar nuestras medidas en nuestros canales, a las magnitudes equivalentes en dichos sistemas. El canal G (IR) esta menos ajustado a z´, pero es mas conveniente para objetos débiles por presentar mejor señal que B (IR).

Un detalle importante y poco hablado por no decir que nunca hablado, es que cuando usamos las magnitudes de referencia del catalogo para asignárselas a las estrellas de comparación para medir la magnitud del objeto en estudio, ya estas poseen una diferencia, porque nuestra imagen fue obtenida con los canales de nuestras cámara, que no son filtros estándar, esta diferencia es mas acentuada para el canal B. Entonces estaríamos asignando un valor de catalogo a una estrella de comparación, que realmente no lo tiene, porque fue obtenida con un canal de la cámara, y ya por allí tendríamos errores adicionales, pero precisamente de los coeficientes obtenidos de las relaciones B-b, V-G, R-r' insertadas en RGB FotoCalc, este  realiza dicha corrección al momento de calibrar el punto 0, antes de usar el valor de magnitud del catalogo en nuestras estrellas de comparación, por lo que el problema queda solucionado.

En primer lugar podemos combinar nuestras medidas fotométricas, con las de otros observadores que poseen modelos de cámaras DSLR diferentes, y por tanto otros sensores, pero que también han transformado sus magnitudes, al tiempo que podemos combinarlas con las de los observadores que usaron CCDs monocromas con los filtros estándar originales de fotometria.

La grafica inferior alterna el eclipse de Epsilon Aurigae del año 2009 visualizada con los filtros BVRc estándar, y con los canales RGB de DSLR mostrados con Tri G, Tri B Tri R. Tenga en cuenta que las medidas DSLR transformadas se muestran como V B y R, lo que no las diferencia de medidas obtenidas con filtros originales.

Podemos ver que incluso las medidas Tri G, las cuales son medidas G DSLR sin transformar, se superponen bien con las medidas V. Pero además se superpone a las observaciones realizadas visualmente, que también son generalizadas desde finales del siglo 19 para la mayoría de los objetos, lo que nos permite dar continuidad a curvas de luz históricas. El canal R también se superpone extraordinariamente a Rc (que es con el que se compara, ya que r´ no es mostrado). Las medidas en el canal B por su parte, se muestran desplazadas hacia arriba con respecto a B Johnson, es decir que se muestran más brillantes. Estas también muestran mayor dispersión.

Otra ventaja de transformar nuestras medidas, es que los astrónomos profesionales tienen mayor posibilidad de usarlas para combinarlas con las suyas para muchos estudios, a pesar de que la dispersión en las muestras sea mayor. Adicionalmente, al contar con varias bandas en vez de una sola, podemos realizar estudios astrofísicos mas avanzados, por cubrir solapadamente y de manera ininterrumpida una región mas amplia del espectro.

Una ventaja que surgió recientemente con la liberación de la fotometría "APASS", es que contamos con magnitudes B y V Johnson para muchas estrellas de comparación, pero que con este se extiende hasta magnitud 18, e incorpora la banda r' Sloan, cuyos valores para las estrellas de comparación, era may difícil conseguir de los catálogos para antes de su lanzamiento, por lo que muchas veces nos hubiera obligado (como de hecho a mi me paso) a transformar magnitudes Rc a r' para usar en las estrellas de comparación en el canal R. Esto es una excelente noticia.

La fotometría DSLR tiene limitaciones solo cuando hablamos de fotometria de alta precisión, y solo en el caso a algunos objetos específicos. La causa principal, son las pequeñas diferencias de cobertura con respecto a las bandas estándar, que pueden dejar entrar emisiones de otras regiones del espectro, que aunque pequeñas, contaminan la información que el filtro original estándar debería recoger. A estos diferenciales de cobertura se les denomina Fugas, y pueden ocurrir hacia el lado azul del espectro, o hacia el lado rojo. La diferencia en los anchos de banda de nuestros filtros y lo desplazados que estos estén del filtro original también contribuye a las fugas.

La grafica inferior, muestra las fugas de dos de los canales RGB ópticos de la Webcam Celestron NexImage Sensor ICX 098 AK, con respecto a las bandas originales a las que se recomienda transformar. Un trabajo bastante detallado del porque transformar a estas bandas en particular se esta preparando y será publicado próximamente.

Las fugas tienen la desventaja de que coinciden con emisiones importantes en algunos objetos, como la linea de emisión Ha que es intensa en las novas, o en los cuasares debido al dezplazamiento al rojo que pueda tener, y como esta la empuja a coincidir con las fugas.

Sin embargo a pesar de que no se recomienda estos canales para estas camaras, los observadores han reportado estas medidas a la base de datos de la AAVSO como muestran algunas curvas de luz inferiores.

Las curvas inferiores muestran la cobertura del filtro Rc, el cual es usado para medir la taza de producción de polvo de los cometas, es tambien posible medir este parámetro con el canal R de nuestras cámaras, aunque algunos observadores han escrito lo contrario (Revista Proxima), los observadores del proyecto cometorb reportan medidas de afrho con camaras monocromas sin filtrar debido a que el pico esta en el rojo, vemos como esa región espectral cubierta por el filtro Rc esta bastante despejada de las bandas de Swan (CO), el polvo en esta refleja el continuo solar. Un trabajo en esta aspecto me encuentro realizando usando imágenes de varios astrofotografos.