Glosario en Español

Traducido por Hugo Durantini Luca, revisado por Fernanda Piñeiro. The English version is here.

ALADIN: Es una enciclopedia celestial interactiva que le permite a los usuarios visualizar imágenes astronómicas digitalizadas y superponer sobre ellas información de otros catálogos (obtenidos a través de SIMBAD o VIZIER). ALADIN puede ser utilizado desde su portal web o también desde una aplicación ejecutable java.

ALLWISE: El procesamiento de los datos de la misión WISE fue una tarea gigantesca y la información fue liberada al público en varias etapas. La publicación más reciente es la ALLWISE. Ésta es la fuente de las imágenes WISE que vemos en Disk Detective.

AGN (Active Galactic Nuclei / Núcleo Galáctico Activo): En el centro de cada galaxia se encuentra un agujero negro supermasivo. Cuando uno de estos monstruosos agujeros negros comienza a acumular mucho material, el proceso calienta el material alrededor del agujero negro, causando emisiones de luz dentro de un amplio espectro desde rayos X a Radio, este fenómeno recibe el nombre de AGN. Debido a que un AGN puede contener mucho polvo en ocasiones pueden imitar a las estrellas polvorientas que estamos buscando. Muchas veces somos capaces de descartar estos AGN usando catálogos como SIMBAD o espectroscopias de seguimiento.

Blend Object / Objeto Fundido: Esto se refiere a cualquier objeto observado en una imagen que en realidad está compuesto de dos o más objetos astronómicos distintos mezclados entre si. Esto puede ocurrir con imágenes con poca resolución espacial, o cuando nos encontramos con áreas donde se encuentra muchas estrellas y galaxias próximas entre sí. En Disk Detective intentamos descartar estos objetos.

Contamination/Contaminated object – Contaminación / Objeto Contaminado: Un “objeto contaminado” en Disk Detective es simplemente un objeto que presenta señales de varios objetos astronómicos. Ya que no tenemos forma de aislar lo que cada fuente está contribuyendo a un “objeto contaminado”, no consideramos este tipo de fuentes como objetos de interés.

Debris Disk / Disco de Escombros: Después de que una estrella termina de ingresar en la secuencia principal, un disco de rocas y polvo a veces puede permanecer orbitando la estrella durante cientos de millones de años. Este tipo de disco es llamado disco de escombros. Un ejemplo de estos discos es el cinturón de asteroides alrededor del Sol. La mayoría de los planetas extrasolares que han sido observado hasta la fecha orbitan dentro de discos de escombros.

Disk Detective Object of Interest (DDOI) / Objetos de Interés de Disk Detective: Cuando tú y otros usuarios clasifican un objeto como “ninguno de los anteriores/buen candidato”, el equipo científico lo revisa y si estamos de acuerdo en que está bien, es agregado a la lista de objetos de interés. Estos objetos entonces son clasificados y los más prometedores son enviados para observaciones de seguimiento.

IR Excess / Exceso IR: Una estrella rodeada por un disco circumestelar va a mostrar un brillo excesivo comparado con lo que sería una estrella desnuda, generado por la señal del polvo cálido emitiendo en el infrarrojo. Una forma común sistemas de disco en el cielo es buscando evidencia de este exceso infrarrojo. Todos los objetos que vemos en Disk Detective han sido preseleccionados por tener al menos un poco de exceso en el infrarrojo, específicamente en la banda WISE 4.

IR Source / Fuente IR: Una fuente IR es simplemente un objeto astronómico que presenta una señal detectable es la banda del infrarrojo. Cuando SIMBAD no puede reconocer un objeto como estrella, galaxia o algo familiar, a veces simplemente los llama fuente IR.

J-Magnitude / Magnitud J: Las magnitudes son una escala logarítmica que surgió cuando los astrónomos midieron el brillo de una estrella con sus propios ojos. La idea es que una estrella que se ve 100 veces más tenue que otra es considerada de una magnitud 5 veces más tenue. La “J” representa uno de los muchos filtros que los astrónomos utilizando para observar el universo en diferentes longitudes de onda. Particularmente el filtro J está especializado en la luz rojiza más allá de la capacidad de percepción del ojo humano, cuya sensibilidad alcanza su máximo alrededor de los 1.25 micrones (o 12500 Angstrom) de longitud de onda. La estrella Vega es comúnmente utilizada como punto de referencia, ya que por definición Vega tiene una magnitud de cero en la banda J, así que una estrella 5 magnitudes más tenue que Vega tendría una magnitud de J=5. Actualmente, todos los objetos en Disk Detective tienen una magnitud J <14.5. (Es decir que no son tenues que 1/631,000 respecto al brillo de Vega).

noAO: Esta abreviatura quiere decir “ningún objeto astronómico encontrado en SIMBAD”, simplemente significa que no hay ninguna fuente astronómica catalogada en la base de datos SIMBAD en ese conjunto específico de coordenadas. No quiere decir que no haya nada en esa posición; más bien es el resultado del hecho de que la base de datos SIMBAD solamente contiene catálogos estelares con estrellas hasta cierta brillantez dejando de lado fuentes muy débiles. Te darás cuenta de que alrededor de la mitad de los objetos de Disk Detective son noAO; ¡y en parte es por eso que estamos haciendo esta búsqueda! Pero cuando esto sucede en muchas ocasiones puedes encontrar más información sobre un noAO ingresando sus coordenadas en VizieR.

Parallax / Paralaje: Como la Tierra orbita alrededor del Sol, vemos a las estrellas desde diferentes puntos de vista en los distintos momentos del año. Ese aparente cambio en la posición de una estrella que podemos medir es llamado el paralaje de una estrella, un ángulo que generalmente varía entre 1 miliarcosegundo hasta 300 miliarcosegundos. Actualmente, el mejor y más grande catálogo de paralajes proviene de la misión Hipparcos de la ESA. De ahí es de donde provienen los paralajes citados en SIMBAD. Si uno divide 1000 por el paralaje (medido en miliarcosegundos) obtenemos la distancia hasta la estrella medida en parsecs. Simplemente recuerda que Hipparcos no trato de realizar mediciones más precisas que alrededor de 1 miliarcosegundo. Así que cuando el paralaje medido es menor a 1 miliarcosegundo, es mejor simplemente considerar que la distancia es > 1000 parsecs porque de lo contrario si hacemos la división obtenemos un sin sentido. La ESA lanzó una misión llamada GAIA para medir paralajes más precisos de una mayor muestra de estrellas.

Pre-main Sequence Star / Estrellas Presecuencia Principal: Una estrella presecuencia principal es un objeto que está en el proceso de convertirse en una estrella. Las estrellas nacen del colapso de una porción de una nube de gas molecular. Los objetos que están en este proceso de colapso se llaman estrellas presecuencia principal. Una vez que el colapso ha calentado la temperatura interna lo suficiente, la fusión de hidrógeno dará inicio en el núcleo, y en ese momento el objeto pasa a su fase de “secuencia principal”.

Proper Motion / Movimiento Propio: El movimiento propio es el movimiento aparente de una estrella en el cielo una vez que eliminamos los efectos de la rotación de la Tierra como así también los de la órbita de la Tierra alrededor del Sol (en realidad, la órbita alrededor del centro de masa del sistema solar, un punto que se encuentra dentro del Sol). El movimiento puede apreciarse debido a que el sol y otras estrellas poseen todas diferentes órbitas alrededor de la Galaxia. Por supuesto, cuando una estrella se encuentra muy lejos (digamos 1000 parsecs o más), resulta muy difícil apreciar el movimiento en lo absoluto. Por lo tanto, la amplitud del movimiento propio de una estrella dependerá de su distancia hasta la Tierra. En ocasiones utilizamos el movimiento propio como una especie de reemplazo para distancia; cuando una fuente posee un movimiento propio elevado, digamos > 30 miliarcosegundos por año, estimamos que se encuentra relativamente cerca del sol, aproximadamente dentro de los 300 parsecs. De todas formas es mejor cuando puede medirse el paralaje.

Quasi Stellar Object / Objeto Cuasi Estelar (QSO o Quásar): Este nombre se refiere a un objeto que reside fuera de la Vía Láctea pero aparece como un punto en casi todos los telescopios, al igual que una estrella. Usualmente se tratan de galaxias en donde el agujero negro supermasivo del centro está acumulando mucho gas y polvo, lo que hace que brille mucho más que la galaxia subyacente. Ver también AGN.

Saturated / Saturado: Al igual que las cámaras digitales y los iPhones en casa, las cámaras digitales astronómicas y detectores graban señales en una red de pixeles (cubos de recepción de luz). Si uno intenta tomar una fotografía de una fuente demasiado brillante, esos receptáculos se vuelcan y entonces nos referimos a ese pixel como saturado. Uno puede verlo estos todos los días cuando intentamos tomar una foto durante el día de algo cercano al sol (se producen rayas blancas verticales en la cámara digital). Las imágenes saturadas no son muy convenientes ya que nos impiden tomar mediciones exactas del brillo de una estrella. Esta estrella muy brillante (magnitud 6) está saturada en las imágenes DSS2 y también poco en la banda WISE 1.

Spectral Energy Distribution (SED) / Distribución Espectral de Energía:
Este término se refiere a la cantidad de energía que un objeto emite en función de la longitud de onda. Si medimos cuanta luz fue emitida desde un objeto a lo largo de todo el espectro, en un principio podríamos deducir los mecanismos físicos involucrados en cómo ese objeto brilla. Para las estrellas, la fusión nuclear en sus núcleos es emitida como radiación termal, la cual tiene una forma muy característica en los varios tipos de longitud de onda (también conocido como radiación de cuerpo negro). El polvo también emite térmicamente, usualmente al absorber una pequeña fracción de la luz proveniente de su estrella. Puedes ver un SED para cada tipo de objeto en Disk Detective en la página de Talk.

Shifting / Movimiento: Las imágenes de los objetos en Disk Detective a veces pueden aparentar estar moviéndose ligeramente de imagen a imagen. Esto puede ocurrir por ligeros errores en los registros entre imágenes o debido al hecho que algún objeto pueda tener una gran cantidad de movimiento anual a través del cielo (las imágenes DSS fueron tomadas entre las décadas de 1950 y 1980, 2MASS y SDSS fueron tomadas en la última parte de los 90 y principios de la siguiente y las imágenes de WISE fueron tomadas entre 2010 y 2011). En ocasiones puede ver un movimiento en un cambio en la luz en WISE 1 debido a saturación. Los movimientos más notorios son causados por contaminación- Ver también contaminación-

SIMBAD: Es una base de datos astronómica basada en la web que nos permite buscar estrellas por sus nombres o coordenadas, y acceder a gran cantidad de información como el brillo (magnitud) en varios filtros, coordenadas actualizadas, la velocidad a la que la estrella se está moviendo (el movimiento propio o velocidad radial), la distancia (paralaje), y publicaciones científicas que mencionan a esa estrella. SIMBAD significa Set of Measurements, Identifications and Bibliography for Astronomical Data / Compendio de Medidas, Identificaciones y Bibliografía para Datos Astronómicos.

V-magnitude / Magnitud V: La letra V representa a otro de los muchos filtros utilizados por los astrónomos para observar al universo en diferentes longitudes de onda. Particularmente, el filtro V se especializa en la luz cercana al límite del espectro de nuestro propio Sol, cerca de los 0.55 micrones (o 5500 Angstrom) de longitud de onda. Ver Magnitud J para nuestro intento de definir “magnitud” o también Wikipedia.

Variable Star / Estrella Variable: Una estrella es clasificada como estrella variable si su brillo en cualquier longitud de onda o filtro de paso de banda cambia con el paso del tiempo. Si pudiéramos medirlo con la precisión suficiente, veríamos que cada cualquier estrella es variable en algún nivel. ¿Qué podríamos esperar de una pelota de plasma experimentando fusión nuclear mientras rota? Pero realísticamente la mayoría de las mediciones no pueden detectar variaciones en el brillo si son muy pequeñas. Así que la mayoría del tiempo podríamos decir que una estrella variable es aquella cuyo brillo cambia más allá de un ligero porcentaje de una observación a la otra. A menudo mencionaremos la variabilidad en las magnitudes. Una variación de magnitud representa un cambio en un factor de aproximadamente 2.5, lo cual es bastante grande. Imagina que un día nuestro sol cambiara su brillo de tal forma. De todas formas este nivel de variabilidad y más es común entre estrellas jóvenes y entre estrellas gigantes, por ejemplo. Si el nombre de una estrella comienza con dos letras mayúsculas, como RR Tau, entonces se sabe que es una estrella variable (aunque existen muchas estrellas que escaparon a esta designación).

VIZIER: Es una base de datos astronómica basada en la web que nos permite consultar más de 13,000 catálogos astronómicos de literatura revisada utilizado su posición astronómica o nombre. El tipo de información que puede encontrarse en estos catálogos va desde el brillo del objeto a un amplio rango de longitudes de onda (desde rayos X al infrarrojo), entre otras propiedades.

WISE: El Explorador Infrarrojo de Campo Amplio de la NASA o WISE (Wide- field Infrared Survey Explorer), es una telescopio especial que fue lanzado en 2009 para realizar un registro de todo el cielo en cuatro pasos de banda en el infrarrojo: 3.4 micrones, 4.6 micrones, 12 micrones y 22 micrones. El proyecto de Disk Detective está minando el catálogo WISE para detectar nuevos discos de escombros y protoplanetarios. La misión WISE tiene su página en la NASA y otro en la universidad de Berkeley.

Young Stellar Object / Objeto Estelar Joven (YSO): Ésta es una abreviatura para cualquier estrella que aparente encontrarse en su fase de formación. Podemos pensar en estos como en estrellas bebé que por lo general no se encuentra muy lejos de una nube molecular, que es donde se forman las nuevas estrellas. Pueden tener chorros de material, grandes discos y una luminosidad variable a medida que expulsa gas y polvo de sus superficies. Los YSO pueden ser clasificados de acuerdo a su SED en objetos Clase 0, Clase 1, Clase II y Clase III. También se incluyen en este grupo los discos transicionales y “pre-transicionales” y otras rarezas interesantes. Ver también Estrellas Presecuencia Principal.