AR Véase Ascensión Recta. 

Ascensión Recta Es la coordenada astronómica que se usa para medir el movimiento mismo de la esfera celeste. En el caso de los telescopios ecuatoriales es el movimiento que, visto estos de frente, tiene como si fueran las manecillas del reloj. se mide en horas (h) y toma valores desde 0h hasta 24h subdividiéndose cada hora en 60 minutos (m) y éstos a su vez en 60 segundos (s). Esta “ubicación” es fija a la bóveda celeste (no ha nuestra perspectiva desde la tierra) por lo que se va moviendo durante la noche. Véase Bóveda Celeste.

Aurora Fenómeno en forma de luminiscencia que se presenta cuando una eyección de partículas solares cargadas choca con la magnetósfera de la Tierra.

Backslash Error mecánico que suelen traer las monturas que corresponde a los pasos de movimiento del motor de un eje que requiere antes de que se mueva realmente la montura, esto por el espacio que puede haber entre dientes de un engranaje en contacto con otro.

Banda Estrecha La luz se emite en el espectro electromagnético que son ondas de distintas frecuencias. Si bien la luz tiene comportamiento de partícula y de onda y posee una naturaleza cuántica, en esta guía se hablará del tema solo a nivel de explicación para procesos técnicos de astrofotografía. Cuando hablamos de Banda Estrecha nso referimos normalmente a las franjas de longitudes de onda específicos y acotados. Véase Nebulosas de emisión.

C+A Conversor a voltaje con un condensador y amplificación de voltaje para cámaras con sensores digitales CCD o CMOS.

Calibration Duration Este parámetro de calibración (tanto para DEC como para RA) corresponde a un valor que indica el movimiento a la hora de calibrar, y así poder detectar el movimiento del eje correspondiente. Por lo que sirve durante solo el o los procesos de calibración. Un valor muy bajo podría dar de error “que la estrella se mueve muy poco” y uno muy alto podría indicar “estrella perdida”. SI bien muchas veces funciona el valor por defecto de 2000ms, dentro de los factores que afectan el valor el principal es el Campo de visión, que tiene directa relación con el largo focal del telescopio guía y el sensor. A mayor Campo visual (o menor LF), requiere un número mas alto. A menor campo visual (o menor LF) requiere un número mas bajo. 

Campo de Visión También conocido como FOV, Field of View o campo de perspectiva es la extensión en un plano simulado del mundo observable en un momento dado. En el caso de cámaras se refiere al ángulo abarcable a través del cual un sensor puede detectar la luz que se desee capturar. El cálculo se suele llamar Resolución Angular. Véase Resolución Angular.

Catadióptrico, Telescopio Telescopio que posee tanto espejos como lente.

CCD Véase Dispositivo de carga acoplada.

Cometa Cuerpo constituido por polvo, rocas y partículas de hielo que orbita alrededor del Sol.

Conversor Análogo Digital También llamado ADC o “Analog to Digital Converter” es la electrónica donde se transforma el voltaje en información digital. En las cámaras se suele hablar de la cantidad de bits que posee el ADC, este corresponde finalmente al rango dinámico que el sensor permite (no siendo la única variable en la cámara para su rango dinámico). Esto significa cuántos niveles o pasos tiene desde exposición desde 0 hasta totalmente expuesto según la información de salida del ADC, en cámaras de 8, 10, 12, 14, o 16 bits corresponden a 256, 1024, 4096, 16384, y  65536 niveles respectivamente o ADUs.

Cúmulo Un cúmulo o cúmulo estelar es un grupo de estrellas (desde unas pocas a miles) atraídas entre sí por su gravedad mutua. Hay que considerar que no solo un tema de perspectiva como lo son las constelaciones.

Cúmulo Globular Es un Cúmulo de forma esférica. Las estrellas que constituyen los cúmulos globulares están muy unidas entre sí por la gravedad, lo que les da sus formas esféricas y densidades estelares relativamente altas cerca del centro. Tienden a estar cerca del centro galáctico. Suelen tener más estrellas que los Cúmulos Abiertos.

Cúmulo Abierto Son Cúmulos formados a partir de una misma nube molecular, sin estructura clara y en general asimétricos. Las estrellas se encuentran ligadas entre sí gravitacionalmente en menor medida que las de los cúmulos globulares y sus estrellas suelen ser jóvenes, masivas y muy calientes. Se pueden encontrar por todo el plano galáctico. Suelen tener menos estrellas que los cúmulos globulares.

DEC Véase Declinación.

Declinación Es la coordenada astronómica que se usa para medir el ángulo que forma un astro desde el ecuador celeste. La declinación se mide en grados sexagesimales y es positiva si está al norte del ecuador celeste y negativa si está al sur. Esta “ubicación” es fija a la bóveda celeste (no ha nuestra perspectiva desde la tierra) por lo que se va moviendo durante la noche. Véase Bóveda Celeste.

Dispositivo de Carga Acoplada También conocido por sus siglas en inglés como CCD o “Charge-Coupled Device” es un circuito integrado con condensadores que sirve de sensor de luz. La diferencia principal con el CMOS es que el CCD no posee un C+A por pixel, el que trabaja estos pasos en paralelo.

Distribución de Poisson Estadísticamente es una distribución donde la desviación estándar es igual a la raíz cuadrada de la media de los valores del ruido. Esto bajo la siguiente fórmula:

Ruido= √Señal

Esto hace que “los Ruidos” que funcionan bajo la Distribución de Poisson al combinar distintas exposiciones, aumenten la señal de forma proporcional o línea, en cambio el ruido lo hace de forma proporcional a la raíz cuadrada del número de exposiciones. Mejorando entonces la SNR. 

Dithering Es el nombre de una técnica que consiste en mover una cantidad de terminada de pixeles el telescopio entre una cantida determinada de exposiciones, por ejemplo correr 4 pixeles cada 4 tomas el telescopio. Esta técnica sirve principalmente para la mitigación de algunos ruidos de tipo no aleatorio ni estocásticos (No Poisson), tales como:

• “Pixeles Calientes” (Hot Pixel) o “Pixeles Fríos”: Error en los pixeles de un sensor donde algunos pixeles localizados aparecen sobre o sub expuestos respectivamente.
• Diferencias de QE: Error en los pixeles de un sensor donde algunos pixeles localizados poseen una menor Eficiencia Cuántica

DSO Véase Espacio Profundo.

Eficiencia cuántica Porcentaje de fotones que se van a transformar en información para el sensor de una cámara CMOS o CCD. Cabe destacar que la medida varía dependiendo del rango del espectro electromagnético, usualmente las marcas informan del máximo.

Esfera Celeste Véase Bóveda Celeste.

Espacio Profundo, Objetos También conocido como “Deep Space Objects”, término que suele utilizarse en astronomía aficionada para referirse a los objetos celestes que no son de nuestro Sistema Solar.

F Véase Relación Focal.

Field Of View Véase Campo de visión.

FL Véase Largo Focal.

FOV Véase Campo de visión.

Full Well Corresponde a la cantidad máxima de electrones que pueden ser almacenados en cada píxel de la cámara antes de saturar su capacidad de almacenamiento.

FWHM Véase Full Width Half Maximum. 

Galaxia es un conjunto de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura y energía unidas gravitatoriamente en una estructura más o menos definida. Su nombre viene de la «leche», por la mitología griega y hasta principios del siglo XX se creían Nebulosas.

Ganancia Factor de relación entre cantidad de fotones recibidos y electrones generados por el C+A, que posteriormente serán leídos por el ADC y convertidos en información. El valor de esta relación no es fijo y varía por cámara.

Ganancia Unitaria Nivel de ganancia de una cámara donde 1 fotón equivale a un electrón.

Half Flux Diameter También conocido como “HFD” o en español “Diámetro medio del Flujo” es una medida que se utiliza en astrofotografía para darnos el tamaño de una estrella en pixeles o arco segundos. Esta medida se calcula en base a promediar el brillo promedio del fondo y restárselo al brillo de la estrella para posteriormente sacar el tamaño del Diámetro. El HFR es lo mismo, pero con el radio por lo que HFD = HFRx2. Siempre se suele buscar el menor valor posible, lo que está dado por distintos procesos de la captura tales como el foco y seguimiento, y finalmente por el seeing. Otros métodos distintos, pero con el mismo objetivo, son el FWHM y el HFR.

Half Flux Radius También conocido como “HFR” o en español “Radio medio del Flujo” es una medida que se utiliza en astrofotografía para darnos el tamaño de una estrella en pixeles o arco segundos. Esta medida se calcula en base a promediar el brillo promedio del fondo y restárselo al brillo de la estrella para posteriormente sacar el tamaño del Radio. El HFD es lo mismo, pero con el diámetro por lo que HFR = FHD/2. Siempre se suele buscar el menor valor posible, lo que está dado por distintos procesos de la captura tales como el foco y seguimiento, y finalmente por el seeing. Otros métodos distintos, pero con el mismo objetivo, son el FWHM y el HFD.

HFD Véase Half Flux Diameter.

HFR Véase Half Flux Radius.

Hot Pixel Véase Dithering                                                                                                      .

IOTD Siglas en ingles de “Image of The Day” o “Imagen del día”, es una forma de reconocer una astrofotografía por sus cualidades técnicas o de impacto. Las mas famosas son las de Astrobin y la de la NASA.

• https://www.astrobin.com/iotd/archive/
• https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/iotd.html

LF Véase Largo Focal.

Largo Focal Es la distancia en milímetros de un telescopio (o lente de cámara) que hay entre la lente (para los refractores) o el espejo (para los reflectores) y el punto focal, o el plano donde se ubica el sensor de la cámara, o nuestra retina. A mayor el valor del Largo Focal es menor el “Campo de Visión” y por consiguiente se podría considerar “mayor el aumento”.

Max Duration Este parámetro corresponde al máximo del pulso de corrección enviado a la montura. Usualmente se mantiene el que viene por defecto de 2500ms. A veces se disminuye su valor si hay correcciones demasiado agresivas debido a ráfagas de viento o seeing muy alto que esté afectando el desempeño. Además, se podría acentuar este efecto recién nombrado si el LF del telescopio guía es muy alto.

Meridian Flip Proceso en el cual los telescopios al atravesar el meridiano en el eje de Ascensión Recta o RA darán una vuelta para no quedar con el telescopio “mirando en un ángulo” que dificulte el seguimiento, ponga en riesgo caída por baja del centro de masa o incluso golpes con el resto del equipo. La Mayoría de las aplicaciones de captura de imágenes astronómicas al programarles un proceso de captura consultan por indicaciones al momento del Meridian Flip y avisan a qué hora será.

Montura La Montura es la parte del equipo que sostiene nuestro telescopio u OTA y permite el movimiento de este para poder encuadrar la parte de la Bóveda Celeste que sea de nuestro interés. Suele estar montada sobre un trípode y en astrofotografía se considera el equipo más importante, y muchas veces el de mayor inversión.

Montura Altazimutal Es una Montura que tiene un movimiento intuitivo de forma horizontal y vertical en relación con el observador. El movimiento en horizontal se llama azimut y el vertical se llama altura o elevación. Este no suele utilizarse en astrofotografía DSO por sufrir de Rotación de campo, pero no da ningún problema para astrofotografía de Sistema Solar u Observación. 

Nadir Véase Cenit.

Nebulosas Objetos de espacio profundo compuestos por nubes de polvo, la mayoría salvo, por contadas excepciones como NGC 2070 o la tarántula en la gran nube de Magallanes, están en nuestra propia galaxia.

Nebulosa de Absorción Nebulosa no relacionada con ninguna estrella o alejada de éstas, de tal forma que no recibe su energía, por lo que su presencia sólo es advertida por contraste con un fondo estelar poblado más alejado que la nebulosa.

Nebulosa de Emisión Nebulosas cuyo polvo “emite su propia luz”. Emite en virtud de la ionización del gas que la compone. El mecanismo excitador más común es la presencia cercana de una o varias estrellas calientes; la energía recibida de la estrella se difunde en forma de radiación. Suelen emitir en: 

• H-Alpha (Rojo):  Hidrógeno en longitud de onda 656.3 nm
• H-Beta (Azul y Verde):  Hidrógeno en longitud de onda 486.1 nm
• O-III (Azul Turquesa): Oxígeno en longitudes de onda 496 y 501 nm

Nebulosa Planetaria Nebulosas de emisión consistente en plasma y gas ionizado, expulsada durante los últimos momentos de una gigante roja. El nombre se debe a que sus descubridores, observaron que eran parecidos a planetas a través de los telescopios de la época.

Nebulosa de Reflexión Nebulosas cuyo polvo no emite su propia luz en el espectro visible humano de la luz.  La energía de las estrellas cercanas es insuficiente para ionizar el gas que conforma estas nebulosas, pero suficiente para permitir la necesaria dispersión de la luz que le haga visible. Como es luz reflejada, el espectro de la nebulosa es similar al de las estrellas iluminantes.

Offset Parámetro de cámaras digitales que genera una compensación de los ADUs para aumentar exposición, de ser necesario. En los últimos modelos de cámara o programas de captura más automatizados este parámetro suele venir fijo al valor de fábrica. 

OTA u “Optical Tube Assembly”, es el tubo óptico o el telescopio mismo (visto como parte única sin considerar montura, cuña, trípode, etc.), donde están las ópticas, este puede ser refractor, reflector, etc.

PA Véase Alineación Polar.  

Planeta Objeto astronómico que orbita una estrella y que es lo suficientemente masivo como para ser redondeado por su propia gravedad, arrastrar a todos los cuerpos dentro de su órbita (pobre Plutón), pero no lo suficientemente masivo como para causar fusión termonuclear.

QE Véase Eficiencia cuántica. 

RA Véase Ascensión Recta.

RAW Es la forma en que se denomina a los formatos de imagen que no poseen un procesado por parte de la cámara y vienen con toda la información de captura (Raw significa crudo en español). Si bien dependiendo de las cámaras el formato tiene distintos nombres, es la forma en que se almacena inicialmente la captura de una foto en astrofotografía.

Relación Focal Comúnmente llamado F y representado como “F/4”, donde “4” es el valor de F. Es una medición de la relación de un equipo óptico, aplicando tanto para cámaras DSLR con su lente como para telescopios, que nos indica una idea de la “luminosidad” del equipo. Se dice que mientras mas bajo sea el valor del F es mas “rápido” o mas “luminoso”. El cálculo de F es:

F= LFApertura

Relación Señal Ruido También conocida como Signal to Noise Ratio (SNR) es la proporción que hay entre la señal deseada, y el ruido o información no deseada de la fotografía. Siempre se busca que la SNR sea la más alta posible.

Reflector, telescopio Telescopio que utiliza lentes para concentrar y proyectar la luz.

Refractor, telescopio Telescopio que utiliza espejos para concentrar y proyectar la luz.

RGB Esta es la abreviación de “Red, Green y Blue” o “Rojo, Verde y Azul”. 

RMS Es la sigla en ingles de “Root Mean Square” o “Media cuadrática” en español, es una medida estadística de la magnitud en un valor variable. En astrofotografía y particularmente en guiado es para ver la media de las correcciones por errores que tiene que realizar nuestra aplicación a la hora de guiar y corregir. Esta a veces se entrega en arco segundos o a veces en pixeles.

Ruido Variaciones de la información, que se ven reflejadas en la imagen, que no corresponden con la realidad capturada.

Seeing Es el efecto de distorsión óptica causado por la atmosfera y sus turbulencias. Este posee una escala (en números romanos) que va del I (perfecto) al V (pésimo). Aunque esté en I, el seeing siempre estará presente mientras estemos en la atmósfera, y este causa efectos como que las estrellas no sean un punto perfecto en las imágenes o un punto discreto (tienen aparentemente superficie) o que las estrellas titilen a diferencia de los planetas. 

Semi Conductor Complementario de Óxido Metálico También por sus siglas en inglés CMOS o “complementary metal-oxide-semiconductor” (CMOS) es el nombre de una tecnología para crear circuitos integrados que permitió la creación de los “Sensores de pixeles activos” o “active píxel sensor” en inglés cuya sigla es APS.  . La diferencia principal con el CCD es que el CMOS posee un C+A por píxel, el que trabaja estos pasos en paralelo.

SNR Véase Relación Señal Ruido.

Target ADU Es un cálculo que nos permite saber el tiempo de exposición ideal de una fotografía en base a la relación señal ruido de fondo de una fotografía.

Target ADUs=bit×(SNR x Ruido de Lectura Ganancia + Offset)

Donde “bit” corresponde a los bit del ADC del sensor, SNR corresponde a la relación señal ruido esperada, se suele sugerir 20 veces señal sobre ruido, la Ganancia es la ganancia elegida al igual que el Offset (que incluso suele venir fijo en algunas aplicaciones actualmente). Este valor nos dará un objetivo de ADUs mínimos que después deberemos medir con distintos tiempos de exposición, y sabremos el mínimo tiempo de exposición que se requiere en base a esta fórmula.

Telescopio Guía Este telescopio va en paralelo al telescopio donde está la cámara principal (o usualmente sobre el), y se encargará de ser parte del sistema de guiado que realizará las correcciones del seguimiento de la Bóveda Celeste. Suele tener una proporción de Largo Focal contra la del Telescopio Principal de aproximadamente ¼ a ½, aunque no es una proporción absoluta. 

Tubo Véase OTA. 

Zenit Véase Cenit.