Léxico de astronomía

Catálogo de 86 nebulosas planetarias, elaborado por George Abell en 1966. Estos objetos son muy débiles, y se dejan para el final del recorrido. El mismo autor publicó un segundo catálogo, dedicado a los cúmulos de galaxias.

El instrumento mira las estrellas que tiene delante y las reconoce. De ahí deduce en qué dirección apunta. En un telescopio inteligente, la operación es automática y tarda unos segundos.

Véase también Résolution astrométrique

Bola de varios cientos de miles de estrellas muy antiguas. Gira alrededor de una galaxia. La Vía Láctea cuenta con unos 160.

Grupo de estrellas jóvenes, nacidas juntas y todavía poco apretadas. Cuenta de unas decenas a unos miles. Se han censado alrededor de 1.100 en nuestra galaxia. Las Pléyades son su ejemplo más conocido.

Halo coloreado en una esquina de la imagen, producido por el calor de la electrónica del sensor. Crece con la duración de la exposición y la temperatura. Los sensores recientes producen poco, y el dark lo quita.

Véase también Capteur CMOS Dark (image de)

La distancia que la luz recorre en un año. Sirve para decir la distancia de los objetos del cielo profundo. Ver un objeto a mil años luz es verlo tal como era hace mil años.

Fuente: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Véase también Ciel profond

La primera de las dos coordenadas que sitúan un objeto en el cielo. Es el equivalente de la longitud, proyectado sobre el cielo. Se cuenta en horas, minutos y segundos, de 0 a 24 h.

Fuente: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Véase también Déclinaison

Montura que se mueve de arriba abajo y de izquierda a derecha. Es sencilla y compacta. Pero hace girar el campo a lo largo de la noche. Las exposiciones unitarias deben por tanto seguir siendo cortas.

Véase también Équatoriale (monture) Rotation de champ

Nombre inglés de la imagen de offset, para exactamente el mismo objeto. La palabra circula en español porque los programas de procesado están en inglés y llaman así a ese lote de exposiciones. Existe un segundo sentido, sin relación con el calibrado: el sesgo de Malmquist, que hace que, a lo lejos, solo se detecten ya los objetos más brillantes.

Véase también Offset (image d')

Se agrupan los píxeles vecinos por cuadrados, casi siempre de dos por dos, para hacer con ellos uno solo. La imagen pierde en definición pero gana en sensibilidad. Es útil en los objetos débiles y bajo un cielo mediocre.

Véase también Capteur CMOS Échantillonnage

La escala que dice hasta qué punto el cielo es negro, de 1 a 9. La clase 1 es un cielo sin ninguna huella de luz artificial; la clase 9 es un centro de ciudad. Se lee a simple vista, buscando la estrella más débil que todavía se distingue. Es lo que mejor explica por qué dos imágenes del mismo objeto, tomadas con el mismo aparato, no se parecen.

Véase también Pollution lumineuse Magnitude limite Duo-bande (filtre)

Catálogo de 109 objetos brillantes, elaborado por Patrick Moore en 1995. Son objetos ausentes del catálogo Messier. Es el buen relevo cuando los Messier fáciles se han agotado.

Superficie sensible a la luz, que sustituye al ojo y a la película. Cuentan tres cosas: su sensibilidad, el tamaño de sus píxeles y su ruido. Ellas deciden lo que el instrumento puede alcanzar, mucho más que el diámetro.

Lo que el aparato ve de una vez, medido en grados. La Luna llena mide alrededor de medio grado. Un campo de 3° contiene por tanto seis lunas llenas una al lado de otra.

El ángulo que ocupa la imagen para el ojo que mira por un ocular, por oposición al trozo de cielo realmente cubierto. La distinción viene de la observación visual. Un telescopio inteligente no tiene ocular: en este sitio, el campo anunciado es siempre el campo real.

Véase también Champ (de vision)

Todo lo que se encuentra fuera del sistema solar: nebulosas, galaxias, cúmulos. Estos objetos son débiles y extensos. Están hechos para la exposición larga, no para el ojo.

Ajuste que vuelve a poner los espejos o las lentes bien en el eje. Los telescopios inteligentes están sellados y no lo necesitan. Solo los grandes diámetros de tubo abierto siguen necesitando ajuste.

Bola de hielo y de polvo: cerca del Sol, su hielo se sublima y libera gas y polvo, que el viento solar empuja hacia atrás. Se desplaza por delante de las estrellas durante la exposición, de modo que el apilado debe elegir: calar sobre las estrellas estira el cometa, calar sobre él estira las estrellas.

Fuente: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Véase también Suivi Empilement Temps d'intégration Messier

Foto tomada en la oscuridad completa, con la tapa puesta, para registrar lo que el sensor produce por sí solo. Se resta de las exposiciones de verdad: se lleva la corriente de oscuridad, los píxeles calientes y el amp glow. Misma duración, misma ganancia, misma temperatura, porque la corriente de oscuridad se dobla aproximadamente cada 6 °C.

Fuente: Alexander Merz, « Darks en astrophotographie : le guide complet », sterngucker.de

Véase también Flat (image de) Offset (image d') Amp glow Empilement

La segunda de las dos coordenadas que sitúan un objeto en el cielo: su altura por encima del ecuador celeste. Es el equivalente de la latitud. Va de menos 90° en el polo sur a más 90° en el polo norte. Comparada con su latitud, dice enseguida si un objeto sube bastante alto donde usted está.

Fuente: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Véase también Ascension droite Latitude

Se desplaza el instrumento unos pocos píxeles entre dos exposiciones, al azar. Al apilar, los defectos fijos del sensor ya no caen en el mismo sitio y se borran. El fondo queda más limpio, sin un segundo más de exposición.

Véase también Empilement Amp glow

Filtro que solo deja pasar dos colores muy precisos: el hidrógeno alfa y el oxígeno ionizado. Son los que emiten las nebulosas de emisión. El filtro detiene casi todo lo demás, contaminación lumínica incluida. Esas nebulosas salen entonces en una sola noche.

Véase también Hydrogène alpha Nébuleuse en émission

El trozo de cielo que cubre un solo píxel, medido en segundos de arco. Depende de la focal y del tamaño de los píxeles. Demasiado grande, la imagen carece de detalle; demasiado pequeño, se reparte la misma luz sobre más píxeles para nada. El seeing fija el límite útil.

Véase también Focale Capteur CMOS Seeing

Se suman muchas exposiciones cortas para hacer con ellas una sola imagen. La señal del objeto se suma, el ruido se compensa. Es el principio mismo del telescopio inteligente.

Véase también Rapport signal sur bruit Temps d'intégration

Montura cuyo eje es paralelo al de la Tierra. El campo ya no gira, y las exposiciones pueden durar más tiempo. A cambio hay que ponerla en estación, es decir ajustar ese eje sobre el polo.

Véase también Azimutale (monture)

Foto de una superficie iluminada uniformemente, tomada para detectar los defectos de la óptica. Muestra el polvo y el oscurecimiento de los bordes. Después se dividen las exposiciones de verdad por ella, y el fondo vuelve a quedar plano.

Véase también Dark (image de) Vignettage

Distancia entre la óptica y el punto donde se forma la imagen. Una focal larga aumenta, pero estrecha lo que se ve de una vez. Una focal corta muestra ancho.

Conjunto de miles de millones de estrellas, de gas y de polvo, sostenido por la gravedad. Se distinguen cuatro formas: espiral, lenticular, elíptica e irregular.

Función que lleva el instrumento sobre el objeto pedido, él solo. Se elige un objetivo de una lista, el aparato va hasta él y lo centra. En un telescopio inteligente, el goto se apoya en el reconocimiento de las estrellas, no solo en la mecánica: cae justo aunque el aparato se haya movido a mano.

Véase también Alignement Résolution astrométrique

Luz roja emitida por el hidrógeno. Es una línea, es decir un color único y muy preciso, a 656,3 nanómetros. Da su color a las grandes nebulosas de emisión. Atraviesa además la contaminación lumínica mejor que el resto del espectro.

Index Catalogue, el suplemento del catálogo NGC, publicado en 1895 y después en 1908. Contiene 5.386 objetos descubiertos después de él.

Posición norte-sur en el globo. Decide lo que se puede ver. Desde 45° norte, todo el cielo profundo del sur queda por debajo del horizonte.

Resplandor difuso en forma de cono, visible después del crepúsculo o antes del alba. Es la luz del Sol devuelta por el polvo del sistema solar. Desaparece ya en la clase 6 de Bortle: verla es una buena prueba de la negrura de un lugar.

Véase también Bortle (échelle de)

Escala de brillo, al revés: cuanto menor es el número, más brilla el objeto. A simple vista, bajo un buen cielo, se baja hacia la magnitud 6.

La estrella más débil que todavía se ve, en un lugar y una noche dados. Cuanto mayor es el número, más negro es el cielo: 6 en el campo, 4 en la ciudad. Es la medida más simple de la calidad del cielo, y la que sirve para poner una clase de Bortle.

Véase también Bortle (échelle de) Magnitude

Catálogo elaborado por Charles Messier en el siglo XVIII. Su última versión publicada, en 1781, cuenta 103 objetos. El siglo XX lo llevó a 110, añadiendo objetos que Messier y Méchain habían visto sin inscribirlos. Messier no buscaba maravillas: enumeraba lo que no había que confundir con un cometa. Ha seguido siendo la mejor lista para empezar.

Ajuste que alinea el eje de la montura con el de la Tierra. Una vez hecho, el campo ya no gira y las exposiciones pueden durar. Solo concierne al modo ecuatorial: en azimutal no hay nada que poner en estación.

Véase también Équatoriale (monture) Rotation de champ

Ensamblaje de varios campos vecinos en una sola imagen. Se cubre así una zona más ancha que la que el instrumento ve de una vez. La finura del detalle sigue siendo la de origen.

Nube de gas que brilla con su propia luz. Estrellas cercanas la excitan, y reemite en unos pocos colores muy precisos. Es la familia que mejor responde al filtro duobanda.

Véase también Duo-bande (filtre)

Nube de polvo que no brilla y no devuelve ninguna luz. Solo se la ve, por tanto, en hueco, porque oculta las estrellas que hay detrás de ella. La Cabeza de Caballo es su caso de manual.

Nube de polvo que devuelve la luz de una estrella vecina, casi siempre en azul. No reacciona al filtro duobanda. Necesita un filtro de banda ancha.

Envoltura de gas expulsada por una estrella de masa media, al final de su vida. No tiene nada que ver con un planeta. El nombre viene de una confusión de los primeros observadores.

New General Catalogue, publicado en 1888 por John Dreyer. Registra 7.840 objetos del cielo profundo. Es el catálogo de referencia, el que más se cruza uno.

Exposición de duración nula, o casi, que mide el nivel que el sensor muestra incluso sin luz. También se la llama bias. Es el cero de la electrónica, restado antes que todo lo demás. Con el dark y el flat, es el tercero de los tres calibrados clásicos.

Véase también Dark (image de) Flat (image de)

Momento en que un planeta se encuentra en el lado opuesto al Sol visto desde la Tierra. Pasa entonces por su punto más alto hacia medianoche, y está en su punto más cercano a nosotros. Es el mejor periodo para observarlo, y eso solo vale para los planetas más lejanos que la Tierra.

Fuente: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Función de cuerpo de cámara: el sensor se desplaza una fracción de píxel entre dos exposiciones, y el programa recombina las imágenes. Cada píxel mide entonces los tres colores en lugar de uno solo, y el mosaico de filtros de color, llamado de Bayer, deja de limitar el color. El dithering, en cambio, desplaza el instrumento y no el sensor.

Véase también Capteur CMOS Échantillonnage Binning Dithering

Halo de las ciudades que aclara el fondo del cielo y ahoga los objetos débiles. No hace imposible la astrofotografía. Alarga el tiempo de exposición y hace más útil el filtro.

Duración de una sola foto, antes del apilado. Va a menudo de 10 a 60 segundos. Dos cosas la limitan: la precisión del seguimiento y la rotación de campo.

Véase también Empilement

Focal dividida por el diámetro, anotada f/. Cuanto menor es el número, más rápido se forma la imagen. Un f/2.2 acumula la señal varias veces más rápido que un f/5.

Lo que decide la calidad final de la imagen. Progresa como la raíz cuadrada del tiempo. Doblar el tiempo de exposición total solo gana un factor 1,4. Para doblar la calidad hay que cuadruplicar el tiempo.

Véase también Temps d'intégration

El programa compara las estrellas que ve con un catálogo. Reconoce así el trozo de cielo, y deduce de ello dónde apunta exactamente el instrumento. Es lo que permite a un telescopio inteligente recolocarse solo.

En una montura azimutal, la imagen gira lentamente a lo largo de la noche. Las exposiciones demasiado largas conservan de ello estrellas alargadas. Es la razón de ser del modo ecuatorial.

Véase también Azimutale (monture)

Agitación del aire por encima de nosotros, que emborrona los detalles finos. La palabra es inglesa y se sigue empleando tal cual. Un buen seeing cuenta a veces más que un cielo negro, sobre todo en los planetas.

Catálogo de 313 regiones de hidrógeno ionizado, elaborado por Stewart Sharpless en 1959. Estos objetos son muy extensos y muy débiles. Están hechos a medida para el filtro duobanda y los campos amplios.

Pequeño aparato que mide la luminosidad del fondo de cielo. Da un número en magnitudes por segundo de arco cuadrado: alrededor de 22 bajo un cielo excepcional, menos de 18 en la ciudad. Es la versión con cifras de la escala de Bortle, y no depende de la vista del observador.

Véase también Bortle (échelle de) Pollution lumineuse

Familia de sensores fabricados por Sony. Están iluminados por detrás, son muy sensibles al rojo profundo y poco ruidosos. Se los encuentra en casi todos los telescopios inteligentes recientes.

El instrumento gira a la velocidad del cielo para mantener el objeto inmóvil sobre el sensor. Sin él, las estrellas se convierten en trazos en unos segundos. Su precisión fija la duración máxima de una exposición unitaria.

Véase también Pose unitaire Mise en station

El tiempo de exposición total sobre un objeto, es decir la suma de todas las exposiciones apiladas. Lo muestro en todas partes. Es este dato el que explica la diferencia entre dos imágenes del mismo objeto.

Véase también Empilement Rapport signal sur bruit

La capacidad del aire para dejar pasar la luz. Una noche transparente es una noche sin bruma, sin humedad y sin polvo. Decide lo que se puede alcanzar en profundidad, mientras que el seeing decide la finura. Las dos varían por separado: un cielo muy transparente puede ser muy turbulento.

Véase también Seeing Bortle (échelle de)

Oscurecimiento progresivo de los bordes de la imagen con respecto al centro. Viene de la óptica, no del cielo. Sobre un fondo de cielo uniforme se ve enseguida. Es exactamente lo que corrige el flat.

Véase también Flat (image de) Rapport d'ouverture

Apilar las imágenes en directo, y mostrarlas en una pantalla a medida que llegan. En unos segundos se ve lo que un ocular no mostraría jamás. Es el argumento de origen del telescopio inteligente.

Nuestra galaxia, vista desde dentro. Forma una banda lechosa que atraviesa el cielo de verano. Necesita un cielo negro y un campo muy amplio, no un telescopio.