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Instituto Nacional de Astrofísica,
Óptica y Electrónica
REPORTE TÉCNICO No. 666
DISEÑO OPTO-MECÁNICO DEL INSTRUMENTO FICCO
“Fast Imaging Camera for Cananea Observatory”
Autores: 
Carlos Guerrero1, F. Fabián Rosales-Ortega2, Gustavo Escobedo2,
Javier Martínez3, Efraín Sainz3, Luis Félix3
1. Instituto de Astronomía. Universidad Nacional Autónoma de México. Km. 103
 Carretera Tijuana-Ensenada, Ensenada, B. C., México 22860
2. Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica. Calle Luis Enrique Erro
 No. 1, Santa María Tonantzintla, Puebla. México 72840
3. Observatorio Astrofísico Guillermo Haro, Instituto Nacional de Astrofísica,
 Óptica y Electrónica. Avenida Sinaloa No. 25, Cananea, Sonora. México 84620
COORDINACIÓN DE ASTROFÍSICA
©INAOE 2019
Derechos Reservados
El autor otorga al INAOE el permiso de
reproducir y distribuir copias de este reporte.
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Diseño opto-mecánico del instrumento FICCO
“Fast Imaging Camera for Cananea Observatory”
Autores: Carlos Guerrero1, F. Fabián Rosales-Ortega2, Gustavo Escobedo2, 
Javier Martínez2, Efraín Sainz2,, Luis Félix3
1. Instituto de Astronomía. Universidad Nacional Autónoma de México.
 Km. 103 Carretera Tijuana-Ensenada, Ensenada, B. C., México 22860
2. Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica.
 Calle Luis Enrique Erro No. 1, Santa María Tonantzintla, Puebla. México 72840
3. Observatorio Astrofísico Guillermo Haro, Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica.
 Avenida Sinaloa No. 25, Cananea, Sonora. México 84620
Resumen
En este trabajo se presenta el diseño opto-mecánico del instrumento FICCO: “Fast Imaging
Camera for Cananea Observatory”. Se describe el diseño y manufactura en el área metal-mecánica,
para la instalación de la cámara CCD ANDOR iXon Ultra 888 en el telescopio de 2.11 m del
OAGH, que consistió en la fabricación de monturas que permiten acoplar el detector al instrumento
Cámara Directa, acoplamientos para lentes, así como datos dimensionales de lentes y filtros que se
pueden emplear con el nuevo CCD. Se diseñó una interfaz con la consola de control del telescopio
de 2.1m que capta los datos necesarios para incorporarlos en el encabezado de cada imagen
adquirida, esto es, mediante el desarrollo de un script con el software de control de la cámara
Andor. Se presentan también los primeros resultados de alta resolución angular, derivados de
mediciones astrométricas de estrellas binarias. 
Introducción
Como sabemos, la limitación real de la resolución para los telescopios terrestres no es el
diámetro de la apertura del telescopio sino la turbulencia atmosférica. Como resultado, un
telescopio de cualquier apertura rara vez logrará una resolución angular en luz visible menor que 1”
(un segundo de arco). La observación a través de la atmósfera introduce aberraciones y provoca
degradación de las imágenes porque la principal contribución a la "función de dispersión de punto"
(PSF, por sus siglas en inglés) es la turbulencia atmosférica. Los cambios en el índice de refracción
de la atmósfera, como resultado de las diferencias de temperatura, densidad, velocidad del viento,
etc., introducen correlaciones temporales y espaciales en la PSF. Sin embargo, se espera que estas
correlaciones sean de menor intensidad con tiempos de exposición reducidos. 
Existen varias alternativas para superar la turbulencia atmosférica: llevar los telescopios al
espacio exterior, óptica activa, óptica adaptativa, interferometría speckle, etc., y cada una de estas
soluciones produce imágenes limitadas por difracción. En el grupo de trabajo que integra este
reporte técnico, estamos interesados principalmente en la técnica de interferometría speckle, que el
astrónomo francés Antoine Labeyrie aplicó por primera vez a las observaciones astronómicas
(Labeyrie, 1970), cuyo concepto básico es analizar los efectos de interferencia en imágenes de corta
exposición, menores que el tiempo de coherencia atmosférica. En particular, esta técnica ha tenido
mucho éxito en observar y descubrir estrellas binarias (Orlov, Guerrero and Voitsekhovich 2014,
Guerrero et al. 2018a, Guerrero et al. 2018b).
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Antecedentes
En ausencia de la atmósfera, la imagen resultante de una estrella observada a través de un
telescopio sería una PSF radialmente simétrica en el detector, con un núcleo central brillante y una
sucesión de anillos concéntricos, conocido como disco Airy, que representa la distribución de
intensidad bidimensional en la imagen. Sin embargo, la turbulencia atmosférica distorsiona la forma
del frente de onda y altera la posición de los objetos astronómicos bajo observación, lo cual es
evidente en exposiciones largas e integradas (t > 1 s), lo que resulta en un ensanchamiento de la
PSF, que a su vez produce el disco de "seeing atmosférico" (ver Figura 1).
Figura 1. Imagen de larga exposición (2 s) de la estrella binaria WDS 14455+4223, observada el 23 de
marzo de 2019 con el Telescopio de 2.1 m del OAGH, INAOE. Utilizando la cámara CCD
ANDOR iXon Ultra 888.
La técnica de interferometría speckle implica el procesamiento de las imágenes antes de que
el disco de “seeing” se convierta en la característica dominante de cada imagen. Esto se logra con
exposiciones cortas (generalmente 20 ms o menos) y analizando la estructura del disco de Airy para
obtener información astrométrica. Cuando trabajamos con grandes amplificaciones (razón focal
grande), el área alrededor de la estrella revela muchas "motas" o “speckles” que se mueven al azar
dentro de un área relativamente confinada. Cada uno de estos puntos es la PSF del sistema estelar a
través del telescopio. 
Al observar sucesivamente muchas de estas imágenes de corta exposición, podemos ver el
efecto de centelleo debido a la turbulencia atmosférica. Este efecto se debe a la interferencia entre
puntos individuales, de ahí el término "interferometría speckle". La Figura 2 muestra un patrón de
cuatro imágenes speckle consecutivas de la estrella WDS 14455+422. El éxito de la interferometría
speckle para detectar estrellas binarias radica en el hecho de que la distancia máxima entre los
discos de Airy de cada estrella se conserva entre cada cuadro, lo que permite realizar mediciones
astrométricas muy precisas.
Con base en una consulta que realizamos el equipo técnico del Observatorio
Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) para implementar esta técnica de observación usando el
telescopio de 2.1 m, se estudió una forma de cumplir con los requisitos ópticos del proyecto
científico en cuestión, ya que este proyecto requería condiciones instrumentales y de observación
nunca antes utilizadas en el OAGH. 
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Figura 2. Cuatro imágenes speckle consecutivas de la estrella binaria WDS 14455+422 de 20 ms cada una,
observadas con el Telescopio de 2.1m del OAGH. Las imágenes muestran la evolución temporal
del rápido cambio en las distorsiones inducidas por la atmósfera. Como la separación entre las
estrellas es pequeña, la distorsión en las dos distribuciones de brillo es similar.
Para cumplir con los requerimientos necesarios y realizar observaciones speckle en el
OAGH tuvieron que realizarse modificaciones al sistema opto-mecánico de la Cámara Directa así
como al programa estándar de adquisición de imágenes, esto es:
1. Aumentar la relación focal del telescopio en un factor de 2x – 3x.
2. Permitir la capacidad de observar a una velocidad de 50 Hz con una sección de imagen de
256 × 256 pixeles.
3. Alcanzar un límite de magnitud de detección para objetos estelares V = 12.5 mag. 
La relación focal del telescopio se incrementó mediante la instalación de una lente Barlow
en el camino óptico de la luz, ya que uno de los objetivos principales de este instrumento es
observar estrellas binarias con una resolución angular muy cercana al límite de difracción del
telescopio. Para poder realizar observaciones de interferometríaspeckle en el OAGH,
aprovechamos la capacidad de transferencia rápida del detector iXon Ultra 888. Esta cámara es un
EMCCD de alta sensibilidad para observar estrellas débiles a alta cadencia, bajo ruido y
refrigeración termoeléctrica que proporciona una excelente eliminación del ruido de la corriente
oscura, incluso para exposiciones cortas. Su velocidad de transferencia de imágenes nos permite
realizar observaciones a una velocidad de 50 Hz o 20 ms.
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A continuación describimos el desarrollo de las piezas y las modificaciones que llevamos a
cabo para acoplar el nuevo instrumento FICCO: Fast Imaging Camera for Cananea Observatory. 
Desarrollo
La idea de este proyecto surgió a partir de una temporada de observación que tuvimos del
13 al 15 de agosto de 2018 para un proyecto piloto bajo el nombre de “Ocultación estelar por
Plutón”. El evento astronómico se observaría en tres sitios simultáneamente: el Observatorio
Astronómico Nacional de San Pedro Mártir, el OAGH y el telescopio de 1 m de la UNAM en Santa
María Tonantzintla, Puebla. Para llevar a cabo estas observaciones en Tonantzintla con la cámara
CCD ANDOR iXon Ultra 888, se tuvo que fabricar una brida de acoplamiento para el telescopio de
1 m. En la Figura 3a) se muestra la fabricación de la brida de adaptación para el telescopio de 1 m
de Tonantzintla. Y en la Fig. 3b) la cámara montada durante las observaciones realizadas en la
temporada referida.
 
Figura 3a) Brida de acoplamiento para el Telescopio de 1 m de Tonantzintla fabricada en el taller
mecánico del OAGH.
Figura 3b) Cámara montada en el telescopio de 1 m de Tonantzintla durante las observaciones de la
ocultación estelar de Plutón del 13 al 15 de Agosto de 2018.
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Durante estas noches se observaron varios planetas del Sistema Solar para probar las
capacidades de adquisición de la cámara. En la Figura 4 mostramos un ensamble de Marte, Júpiter y
Saturno, obtenidas con el Telescopio de 1 m del OAN Tonantzintla, la cámara ANDOR iXon
Ultra888 y el filtro V. 
 
Figura 4. Primera luz de la cámara ANDOR iXon Ultra instalada en el telescopio de 1 m del OAN
Tonantzintla, correspondiente a los planetas Marte, Júpiter y Saturno, obtenidas a través del filtro V.
Una vez que vimos que era factible acoplar la cámara al telescopio de 1 m, realizamos una
propuesta para acoplarla al Telescopio de 2.1m del OAGH, pero con un esquema diferente, debido a
la escala de placa requerida. Para instalar la cámara CCD Andor iXon Ultra 888, se fabricó una
brida que tomó en consideración las características dimensionales de la cámara y las dimensiones de
la estructura del instrumento Cámara Directa del OAGH. Dicha brida de acoplamiento se fabricó en
el taller mecánico del OAGH. El Anexo 1 muestra el plano de la brida fabricada. La Figura 5,
muestra el acoplamiento de la cámara CCD ANDOR iXon Ultra en la estructura del instrumento
Cámara Directa que, a su vez, ya se encuentra instalada en el Telescopio de 2.1m del OAGH.
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El Anexo 2, muestra el plano de construcción del instrumento Cámara Directa y el Anexo 3
es el plano de ensamble entre el CCD ANDOR iXon Ultra 888 y el instrumento Cámara Directa.
Figura 5a) CCD ANDOR iXon Ultra 888 montado en el instrumento Cámara Directa del OAGH. 
Figura 5b) Vista de FICCO montado en el Telescopio de 2.1m del OAGH.
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La Figura 6, muestra la imagen de la galaxia NGC2906, primera luz, adquirida con la
cámara CCD ANDOR iXon Ultra 888 instalada en el Telescopio de 2.1m del OAGH. 
Figura 6. Primera luz de la cámara CCD ANDOR iXon Ultra 888 instalada en el Telescopio de 2.1 m del
OAGH, correspondiente a la galaxia NGC2906 (imagen RGB obtenida de los filtros BVR).
Durante la temporada de mantenimiento de octubre 22 al 24 de 2018 en el OAGH, se
solicitó una noche para probar la adaptación de una lente Barlow 2X a la cámara CCD ANDOR
iXon Ultra 888. Para hacer posible esta prueba, fue necesario modificar la brida de adaptación de la
cámara iXon Ultra 888. La modificación consistió en generar una rosca para el acoplamiento de la
lente Barlow 2x. Debido a las características de dicha lente, también fue necesario fabricar 4 postes
que permitirían ensamblar el nuevo conjunto. La Figura 7 muestra la Cámara Directa y la brida de
adaptación de la lente Barlow 2x, ya adaptada mediante rosca a ésta. 
Figura 7. Vista de la Cámara Directa y la brida de adaptación con la lente Barlow 2x instalada.
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El Anexo 4, muestra las dimensiones de la lente Barlow 2x comercial utilizada, el Anexo 5,
la instalación de la lente Barlow 2x con el CCD ANODR iXon Ultra 888 mediante la brida de
acoplamiento, el Anexo 6 muestra en ensamble completo del CCD ANDOR iXon Ultra 888 a la
Cámara Directa del OAGH y donde también se incluye la lente Barlow 2x.
En la última Sección describiremos los resultados preliminares que se han obtenido con esta
configuración. Hasta ahora se nos han concedido dos temporadas de observación para hacer pruebas
de verificación con el instrumento. En la última temporada que nos fue concedida, se fabricó otra
brida de acoplamiento para la nueva lente Barlow 3x (Celestron X-Cel LX 3x) que fue instalada en
el FICCO. En la Figura 8 se muestra el proceso de fabricación de la nueva brida, junto con la lente
acoplada. En el Anexo 7 se presenta el plano de esta brida de acoplamiento. 
 
Figura 8. Proceso de fabricación de la segunda brida de acoplamiento para la lente Barlow 3x. 
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HARDWARE Y SOFTWARE DE CONTROL
Procedimiento de Instalación
 Instalación de comunicación de la cámara Andor.- Se instaló un cable de
comunicación de 20m usb 3.0 desde la cámara Andor acoplada al Telescopio de
2.1m hasta una computadora con el software de control de dicho ccd en el cuarto de
control.
 Instalación de software de control Andor Solis.- Se instalo el software de control en
una computadora con OS Windows 10 que se encuentra en el cuarto de control del
OAGH la cual tiene 8 Gb de RAM los suficiente para almacenar los cubos de datos
que genera la cámara Andor, además de enlazarse por medio de red con la
computadora de análisis de imágenes Astro, la cual es utilizada para analizar las
imágenes adquiridas. 
 Desarrollo de un script que ingresa datos de headers para la cámara Andor.- Se
desarrollo un script por medio del software de control Andor Solis, el cual permite crear
script secundarios. Ya que el software de control de la cámara no posee la opción de
ponerle los encabezados de manera automática a las imágenes astronómicas adquiridas, se
diseño una interfaz que colecta todos los datos relevantes de la consola de control del
Telescopio de 2.1m del OAGH y con dicho script se escribe en los encabezados de los
cubos de imagenes adquiridos, véase Figura 9.
Figura 9 Interfaz de datos del Telescopio de 2.1m del OAGH.
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Este programa diseñado en java, integra los datos necesarios que se utilizan para las
imágenes astronómicas, y su función es guardar dichos datos en un documento de texto “.headers”,
el cual posteriormente el script de la cámara Andor los lee é integra a las imágenes.
El script se incorpora al software de la cámara Andor, en una barra especial para script,
Figura 10.
Figura 10 Barra de scripts.
El script al ser ejecutado indica que ha terminado por medio de un beep que se escucha en
los dispositivos de salida de audio de la computadora.
 Script para hacer múltiples imágenes. Se desarrolló este script por la razón de que el
software de control de la cámara no tiene la función para poder tomar más de dos imágenes,
es decir se deben de tomar 1 por 1. Este script puede tomar N número de imágenes y
nombrarlas de manera incremental. Tambien está dispuesto en la barra de script del
software Andor Solis de la cámara, Figura 11.
Fig. 11 Script Múltiples.
Cuando se ejecuta el script se activan dos cuadros de texto, Figura 12, requiriendo el
nombre de la imagen y el número deimágenes que compodrán el cubo. 
Figura 12 Sobre los requerimientos del Script.
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Una vez iniciada la adquisición del cubo de imagenes el sistema va informando al usuario,
mediante la activación de una ventana, acerca del número de imagen adquirida al momento e
indicará la terminación de dicha secuencia en ésta, Fig. 13. 
Figura 13 Ventana que informa al usuario el estado de la adquisición de las imágenes del cubo de datos.
 Desarrollo de un script para darks o secuencias con tiempos específicos. Este script
aplica una serie de comandos para hacer secuencias especificas, y las ejecuta de 1 en 1.
Figura 14.
Figura 14 Script para realizar secuencias específicas, e.g., darks u otras.
El script para realizar secuencias específicas, e.g., darks, se desplegará en la barra de script
de software Andor Solis de la cámara CCD, véase Figura 15.
Figura 15 Script de Darks.
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Finalmente en todos los scripts para realizar imágenes múltiples es posible modificar todos
los parámetros del CCD, esto es, velocidad de transferencia, el amplificador de salida a utilizarse, la
ganancia del sistema, etc., véase Figura 16. 
Figura 16 Modificación mediante un script de los principales parámetros de la adquisición. 
NOTA.
Los script pueden ser modificados para distintas aplicaciones o funciones, además
de que se pueden agregar encabezados específicos en caso de requerirse. Y también
ayudan a simplificar ciertas funciones, que el software de control Andor Solis no
brinda, pero que proporciona comandos y referencias para efectuarlas, así se lográ
hacer más eficiente la adquisición de los datos astronómicos. 
Resultados preliminares
Como equipo de investigación y desarrollo de esta nueva cámara hemos solicitado tiempo
de observación para hacer las pruebas preliminares con el nuevo instrumento FICCO acoplado al
Telescopio de 2.1m del OAGH. Y también se mencionó con anterioridad que hasta ahora se nos han
concedido dos temporadas: 22 – 25 de febrero y 10 – 12 de septiembre de 2019. Los límites de
difracción del Telescopio de 2.1 m del OAGH para los filtros VRI son: V/D = 0.053”, R/D =
0.067” y I/D = 0.088”, y como resultado de las modificaciones realizadas, con la lente Barlow 2x
logramos una escala de placa de 0.047"/pixel para un área total de 48.1"×48.1" del detector,
mientras que con la lente 3x alcanzamos una escala de placa de 0.029"/pixel, para un área total del
detector de 26.7"×29.7". 
Para las observaciones speckle, típicamente tomamos un cubo de 1000 imágenes de 20 ms
cada una, para cada estrella y para cada filtro VRI. Continuando con el análisis de la estrella binaria
WDS 14455+422, en la Figura 17 presentamos el espectro de potencias (PWS por sus siglas en
inglés) del cubo de imágenes y la función de autocorrelación (ACF de sus siglas en inglés) del PWS.
El PWS representa la distribución de frecuencia espacial de las 1000 imágenes, mientras que la
ACF representa la correlación cruzada respectiva. A partir del PWS, buscamos un patrón periódico,
que en el caso de las estrellas binarias, corresponde a la distancia angular y al ángulo de posición de
la estrella secundaria. En el caso de las estrellas binarias, el PWS muestra un patrón de franjas
características. Por otro lado, la ACF es una función matemática que contiene toda la información
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astrométrica del sistema, representada por tres puntos relacionados con la estrella primaria y la
posición de la secundaria, ±180°.
 
 a) b)
Figura 17. (a) Espectro de potencias del cubo de 1000 imágenes de la estrella binaria WDS 20239-4225.
(b) Función de autocorrelación del espectro de potencia.
A partir de la ACF, podemos medir la posición del centro geométrico de la estrella
secundaria. En el caso de la estrella WDS 14455+422, encontramos una separación angular
ρ = 0.37" y un ángulo de posición θ = 259.6°. Finalmente, en la Figura 18 presentamos una imagen
de alta resolución de WDS 20239-4225. En este caso, podemos ver que pudimos resolver
espacialmente el sistema binario, información que se perdió por completo en la imagen de larga
exposición (Figura 1).
Figura 18. Imagen de alta resolución espacial de la estrella binaria WDS 20239-4225, donde podemos ver
cada componente individualmente.
Durante las pruebas realizadas hemos realizado 699 mediciones de 233 estrellas binarias
para probar los límites de detección del instrumento FICCO. La máxima detección confiable (5σ)
que hemos logrado es una diferencia de magnitudes Δm = 5.75 mag y una separación ρ = 0.09" en
el filtro I, es decir, prácticamente al límite de difracción teórico. 
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Conclusiones
1. La adquisición de imágenes de la cámara CCD ANDOR iXon Ultra 888 acoplada al
Telescopio de 2.1m del OAGH ha sido posibles gracias al trabajo desarrollado por un
equipo multidisciplinario y especialmente al desarrollado en el Taller Mecánico del OAGH.
2. Gracias al acoplamiento de la cámara CCD ANDOR iXon Ultra 888 en el Telescopio de
2.1m del OAGH, el equipo de investigación y desarrollo relacionado con esta cámara pudo
utilizar en el observatorio la técnica observacional denominada “speckle interferometry”,
obteniendo por primera vez observaciones de estrellas binarias con una resolución espacial
máxima de 0.09 segundos de arco, por lo que se está analizando la posibilidad de ofertar
esta cámara como un nuevo instrumento astronómico del OAGH de alta resolución
espacial.
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Referencias
- Guerrero, C. A., Orlov, V. G., Borges Fernandes, M. & Ángeles, F. Speckle interferometry
at the OAN-SPM México: astrometry of double stars measured in 2011. Volume 475, Issue
2, p. 1725-1735, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, April 2018.
- Guerrero, C. A., Souza, T. B., Campos, R. P., Borges Fernandes, M. & Campagnolo, J. C.
N. First speckle interferometric measurements at the Observatório do Pico dos Dias of the
Laboratório Nacional de Astrofísica. Volume 481, Issue 4, p. 5307-5314, Monthly Notices
of the Royal Astronomical Society, December 2018.
- Labeyrie, A. Attainment of Diffraction Limited Resolution in Large Telescopes by Fourier
Analysing Speckle Patterns in Star Images. Astronomy and Astrophysics, Vol. 6, p. 85,
1970.
- V. G. Orlov, Guerrero, C. A. & V. V. Voitsekhovich. Speckle Interferometry at the
Observatorio Astronómico Nacional. Vol. 50, Issue 1, Revista Mexicana de Astronomía y
Astrofísica, Abril 2014.
- Andor iXon Ultra 888:
https://andor.oxinst.com/products/ixon-emccd-camera-series/ixon-ultra-888
- Andor Basic, acquire_full_image_subroutines.txt, for_loop.txt.
- Andor Basic Software help and Manuals.
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https://andor.oxinst.com/products/ixon-emccd-camera-series/ixon-ultra-888.3
ANEXOS
ANEXO 1. Plano de brida de adaptación.
ANEXO 2. Instrumento Cámara Directa del OAGH.
ANEXO 3. Ensamble del CCD ANDOR iXon Ultra 888 con el instrumento Cámara
Directa del OAGH.
ANEXO 4. Lente Barlow 2x, marca Celestron.
ANEXO 5. Ensamble de la lente Barlow 2x y el CCD ANDOR iXon Ultra 888
mediante la brida de acoplamiento.
ANEXO 6. Ensamble completo del CCD ANDOR iXon Ultra 888 en el instrumento
Cámara Directa que incluye la lente Barlow 2x.
ANEXO 7. Plano de brida de adaptación: segunda brida con lente Barlow 3x.
(Celestron X-Cel LX 3x)
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ANEXO 1. Plano de brida de adaptación.
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ANEXO 2. Instrumento Cámara Directa del OAGH.
20
ANEXO 3. Ensamble de CCD ANDOR iXon Ultra 888 con la Cámara Directa.
21
ANEXO 4. Lente Barlow 2x, marca Celestron.
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ANEXO 5. Ensamble de la lente Barlow 2x y el CCD ANDOR mediante la brida de
acoplamiento.
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ANEXO 6. Ensamble completo del CCD ANDOR iXon Ultra 888 con el instrumento
Cámara Directa que incluye la lente Barlow 2x.
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ANEXO 7. Plano de brida de adaptación: segunda brida con lente Barlow 3x.
(Celestron X-Cel LX 3x)
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