Cuando la luz de una estrella atraviesa la atmosfera terrestre para llegar a nosotros, tiene que pasar por capas de aire a diferentes temperaturas y de diferentes densidades, eso hace cambiar el índice de refracción del aire y produce en nuestro detector CCD una “huella” mayor que la produciría debido solamente al límite de difracción de nuestro sistema óptico.

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Límite de difracción

Cuando vemos una estrella a través de un sistema óptico esta presenta una extensión angular aún sin tener en cuenta los efectos de la atmósfera. Debido al caracter ondular de la luz y a las interferencias de la óptica, una estrella genera lo que llamamos el disco de Airy, que nos define el límite de difracción en función del diámetro del telescopio y de la longitud de onda del objeto observado. Q = 1.22 l / D

La "mancha" ó "huella" que produce una estrella al pasar por la atmósfera da lugar a una distribución de la “intensidad” no uniforme, si nó que adopta  una forma como la de la figura donde los puntos de más intensidad estan en el centro y se ván debilitando a un lado y otro. A esta curva se le denomina PSF, término que por su importancia para referirse a la calidad de una imágen veremos aparecer en numerosos textos y en programas de tratamiento y reducción de imágenes

Asumiendo una simetría circular en el punto de luz de una estrella, el PSF puede ser representado como el radio de una estrella en función del flujo. El FWHM, es el ancho de la función donde el flujo toma la mitad del valor máximo. El FWHM de todas las estrellas de una misma imágen tomadas en un mismo momento es siempre el mismo. Si nos fijamos en el dibujo el efecto óptico podría inducirnos a pensar que la estrella de menor diámetro tendrá un FWHM menor pero vemos que en las dos el valor es aproximadamente 2,5 y ello es debido a que el FWHM de una imágen solo depende del flujo de las estrellas.  En la práctica se verá que no es así debido a la no uniformidad de los sistemas ópticos.

Llamamos seeing al valor del FWHM medido en segundos de arco, o dicho de otra manera:
El seeing es el tamaño angular de una estrella en segundos de arco, en el punto FWHM.

En la práctica al seeing se le denomina también FWHM y cuando leemos un texto o utilizamos un programa no está de más mirar en que unidades se expresan, el seeing estará siempre referido a segundos de arco, mientras que el FWHM puede expresarse en pixels ó en segundos de arco y en ese caso están hablando del seeing.

En el ejemplo de abajo, se utiliza un programa que refiere el FWHM en pixels, por lo que hay que multiplicar por la resolución del sistema (que veremos más adelante) para calcular el seeing.

• De la atmosfera:   Las condiciones atmosféricas del lugar de observación son determinantes, ya hemos visto al principio como afecta al PSF, y como no depende del equipo ni de la técnica de observación, es muy importante la elección del lugar donde ubicaremos el observatorio si es que estamos en condiciones de elegirlo.
• De las ópticas:   Los equipos ópticos no son perfectos, aunque en condiciones normales quizás este aspecto sea el que menos influya de todos
• Del enfoque:   Hemos visto que un mal enfoque produce un "engorde" de la estrella, esto hace que no podamos alcanzar el flujo máximo para esa estrella, que las condiciones atmosféricas y nuestra óptica nos permiten
• Del seguimiento:   Es el mismo caso que el del enfoque.

LA IMPORTANCIA DE MEJORARLO En el gráfico de la izquierda vemos la gran mejora de la relacion señal ruido cuando conseguimos observar en condiciones de seeing más favorables. Podemos apreciar que reduciendo la mitad el seeing, la relación señal ruido aumenta practicamente el doble. Los observatorios de aficionado acostumbran a tener un seeing entre 4 y 6 segundos de arco, mientras que los profesionales están por debajo del segundo. Un seeing mas bajo permite observar a mayor resolución y obtener mayor detalle. ¿COMO MEJORARLO?   Corrigiendo los errores del seguimiento. Puliendo nuestra técnica de enfoque. Escogiendo un lugar apropiado para nuestro observatorio. Evitando turbulencias cercanas al telescopio y CCD.

r alta	r baja	RESOLUCIÓN BUENA
Los píxeles cubren demasiado ángulo de cielo, por lo que no captarán todos los detalles que nuestro seeing y óptica nos permite. Si el objeto a medir es menor que un píxel puede dar lugar a confundir este con un artefacto o un píxel caliente.	Los píxeles cubren muy poco ángulo de cielo por lo que el seeing se hace mas evidente ocupando muchos más píxeles de los necesarios, además de sacrificar el campo observable.	El compromiso está en situar la resolución del sistema entre la mitad y una tercera parte del seeing, eso significa que el FWHM del objeto a medir ocuparía entre 1,5 y 2 píxeles.

Hemos leido y escuchado muchas veces que para hacer Astrometría, debemos obtener una resolución aproximada de 2 segundos de arco, esto es cierto pero solo a medias. En realidad la resolución debe ser la más alta posible, buscando el equilibrio de un campo cómodo para trabajar.

Una resolución de 2 segundos de arco es buena para observar con un seeing entre 4 y 6 segundos, típico en los observatorios de aficionado, de ahí nace el "mito".

Para conseguir la resolución que necesitamos, deberemos modificar nuestra distancia focal mediante reductores, anillos de extensión, etc.. ó bien cambiar el tamaño del píxel utilizando la opción 2x2 (binnig) que la gran mayoría de cámaras nos ofrece.