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January 9, 2015  

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.

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December 29, 2014  

Disk Detective Glossary

Lily (voyager1682002) suggested that we put together a glossary of some of the jargon we use in Disk Detective.  Shigeru, TED91 and Pini2013 all contributed words and John Debes and John Wisniewski wrote up the definitions.  Nice work, everybody! If you think of any more words you want to see defined here, put them in the comments or send ’em in to diskdetectives@gmail.com

Marc Kuchner

ALADIN. ALADIN is an interactive sky atlas that allows users to visualize digitized astronomical images, and overlay data from astronomical catalogs (retrieved via SIMBAD or VIZIER).  ALADIN can be accessed both via a web-portal, as well as via a stand-alone java app.

ALLWISE. Processing the data from the WISE mission was a huge task, and the data was released to the public in several stages.  The most recent release is the ALLWISE data release. That’s the source of the WISE images you see here at Disk Detective.

Active Galactic Nuclei (AGN).  At the center of each galaxy is a supermassive black hole.  When one of these monster black holes starts accreting a lot of material, this process heats the material around the black hole, causing it to emit light across a broad range of wavelengths from the X-rays to radio, a phenomenon we call an AGN.  Because AGN can contain a lot of dust, they sometimes can mimic the dusty stars we’re searching for.  But we can often weed out these AGN using catalogs like SIMBAD or follow-up spectroscopy.

Blended object. This refers to any object observed in an image that is actually comprised of two or more distinct astronomical sources.  This can occur for images that have low spatial resolution, or in areas of the sky where many stars or galaxies reside together.  Here at Disk Detective we are trying to weed out blended objects.

Contamination/Contaminated object. A “contaminated object” in Disk Detective is simply an object that represents a mix of signals from more than one astrophysical source.  Since we do not have an easy way to isolate the contributions of each of the object contributing to a “contaminated object”, we do not consider such sources as viable candidate objects of interest.

Debris Disk.  After a star finishes collapsing onto the main sequence, a disk of rock and dust can sometimes linger around the star for hundreds of millions of years.  This kind of disk is called a debris disk.  One example of a debris disk is the asteroid belt around the Sun.  Most of the extrasolar planets that have been imaged to date orbit within debris disks. Disk Detective is primarily a search for Debris Disks and YSO disks.

Disk Detective Object of Interest (DDOI). When you and other users classify an object as none of the above/good candidate, the science team reviews it and if we agree that it’s OK, we add it to the list of Disk Detective Objects of Interest. These objects then get sorted and the most interesting ones get sent out for follow-up observing.

IR Excess. A star surrounded by a circumstellar disk will exhibit an excess of brightness in the infrared above that expected for a bare star, caused by the warm dust emitting thermal heat at these wavelengths.  A common way to identify disk systems in the sky is to search for evidence of this Infrared (IR) excess. Every object you see in Disk Detective has been preselected to have at least a small amount of infrared excess, specifically in the WISE 4 band.

IR Source.  An IR-source is simply an astrophysical object that exhibits a detectable signal at infrared wavelengths. When SIMBAD doesn’t reconize an object in as being a star or a galaxy or something else familiar, it sometimes calls it an IR-Source.

J-magnitude.  Magnitudes are a logarithmic scale that comes from when astronomers measured the brightness of a star with their own eyes.  The idea is that a star that looks 100 times fainter than another is considered to be 5 magnitudes fainter.  The “J” moniker refers to one of many different filters astronomers use to observe the Universe at different wavelengths.  In particular, the J-filter is centered on light redder than what the human eye can perceive, with a sensitivity that peaks roughly around 1.25 micron (or 12500 Angstrom) wavelengths of light.  The star Vega is commonly used as the reference point; by definition, Vega has a magnitude of zero in J band, so a star 5 magnitudes fainter than Vega would have a magnitude of J=5.  Currently, all the objects in Disk Detective have J magnitude < 14.5.  (I.e. they are no fainter than 1/631,000 as bright as Vega.)

noAO. This acronym stands for “no astronomical object found in SIMBAD”, and simply means that there is no cataloged astronomical source in the SIMBAD database at a specific set of coordinates.  This doesn’t mean that there is nothing at that position; rather, is a by-product of the fact that the SIMBAD database only catalogs stars down to a certain brightness and misses faint sources.  You’ll find that about half of the objects in Disk Detective are NoAOs.  That’s part of why we’re doing this search!  But when you come across an object that is a NoAO, you can often find more information about it by typing its coordinates into VizieR.

Parallax.  Since the Earth orbits around the Sun, we see nearby stars from a different point of view at different times of year.  The apparent shift in the star’s position that we measure is called the star’s parallax, an angle usually ranging from about 1 milliarcsecond to about 300 milliarcseconds.  Presently, the biggest and best catalogs of parallaxes come from from ESA’s Hipparcos mission. That’s where the parallaxes quoted in SIMBAD come from.  If you divide 1000 by the parallax (measured in milliarcseconds) you get the distance to the start measured in parsecs.  Just remember that Hipparcos was not about to make measurements more accurate than about 1 milliarcsecond,  So when the measured parallax is less than 1 milliarcsec, it’s better to simply consider the distance to be > 1000 parsecs because when you divide you’ll get nonsense.  ESA has launched a new mission called GAIA to measure more precise parallaxes for a larger sample of stars.

Pre-main sequence Star. A pre-main sequence star is an object which is in the process of becoming a star.  Stars are born from the collapse of a portion of a cold cloud of molecular gas.  Objects in the process of collapsing from a molecular cloud are called pre-main sequence stars.  Once the collapsing object has heated to a sufficient internal temperature, hydrogen fusion will begin in its core, and the object is thereafter formally classified as a “star” that resides on the “main sequence”.

Proper Motion. Proper motion is the apparent movement of a star on the sky once you have subtracted the effects of the Earth’s rotation and Earth’s orbit around the Sun (actually, orbit around the solar system’s center of mass, a point that is inside the Sun).  The motion arises because the sun and other stars all have different orbits around the Galaxy.  Of course, when a star is quite far away (say 1000 parsecs or more) it’s very hard to see the star move at all.  So the amount of proper motion a star has depends on how far away it is from Earth.  Sometimes we use proper motion as a kind of proxy for distance; when a source has high proper motion, say > 30 milliarcseconds per year, we expect it to be relatively close to the sun, roughly within 300 parsecs or so.  It’s better when you can measure the parallax, though.

Quasi Stellar Object (aka QSO or Quasar). This name refers to an object that resides external to the Milky Way but appears point-like in most telescopes, like a star.  These are usually galaxies where the central supermassive black hole is accreting a lot of gas and dust so it shines many times brighter than the underlying galaxy.  See also AGN.

Saturated. Just like your digital cameras and iPhones at home, astronomical digital cameras and detectors record signal across a grid of many pixels (light bucket receptacles).  If one tries to take a picture of too bright of a source, these receptacles will overflow and we refer to these pixels as being saturated.  One can see saturation in everyday life when you try to take a picture of an object in the day-time sky too close to the Sun (this will produce a vertical white stripe on your digital camera).  Saturated images are undesirable as one typically can not extract accurate measurements of a star’s brightness from a saturated image. This very bright (sixth magnitude) star is saturated in the DSS2 images and somewhat in the WISE 1 band as well.

Spectral Energy Distribution (SED).  This term refers to the amount of light an object emits as a function of frequency or wavelength.  If one were to measure how much light was emitted from an object across the full electromagnetic spectrum, on in principle could deduce the physical mechanisms involved in how that object shines.  For stars, the nuclear fusion in their cores is emitted as thermal radiation, which has a very characteristic shape across the various wavelengths of light (also known as black body radiation).  Dust also emits thermally, usually by absorbing a small fraction of light coming from the host star.  You can view an SED for each object in Disk Detective on its talk page.

Shifting. Images of objects in Disk Detective can sometimes appear to move around slightly from image to image.  This can occur from slight misregistrations between images or the fact that an object might have a large amount of yearly motion on the sky (DSS images were taken in the 1950s to the 1980s, 2MASS and SDSS images were taken in the late 90’s to early 2000’s, and WISE images were taken in 2010-2011).  Sometimes you’ll see a light shift at WISE 1 caused by saturation. Large shifts usually are caused by contamination. See Contamination.

SIMBAD. SIMBAD is a web-based astronomical database that enables one to search for stars by their names or coordinates, and retrieve a wealth of information such as the brightness (magnitude) in various filters, updated coordinates, the speed at which the star is moving (proper motion and radial velocity), the distance (parallax), and scientific papers that mention the star. SIMBAD stands for Set of Measurements, Identifications and Bibliography for Astronomical Data.

V-magnitude.  The letter V refers to one of many different filters astronomers use to observe the Universe at different wavelengths.  In particular, the V-filter is centered on light close to the peak of our own Sun’s spectrum near 0.55 micron (or 5500 Angstrom) wavelengths of light.  See J-magnitude for our attempt to define the term “magnitude” or see Wikipedia.

Variable Star.  A star is classified as a variable star if its brightness at any wavelength or band-pass changes as a function of time. If you could measure it precisely enough, you would find that every star is variable at some level.  What do you expect for a rotating ball of plasma undergoing nuclear fusion?  But realistically most surveys can not detect variations in brightness less than a few percent. So most of the time you would say a variable star is one that changes in brightness by more than a few percent from one observation to the next.  Often you would quote the variability in magnitudes.  One magnitude of variability represents a change of about a factor of 2.5.  That’s pretty big.  Imagine what your day would be like if the Sun changed in brightness by that much.  But this level of variability and more is common among young stars and among giant stars, for example.  If a star’s name stars with two capital letters, like RR Tau, then it’s known to be variable star.  (Though there are plenty of variable stars that have escaped this designation.)

VIZIER. VIZIER is a web-based astronomical database that enables one to query over 13,000 astronomical data catalogs from refereed literature by astronomical position or target name.  The type of data which can be accessed via these catalogs include the brightness of the object at a wide range of wavelengths (x-ray to infrared), amongst other properties.

WISE. The Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) is a NASA infrared space-based telescope that was launched in 2009 to perform an all-sky survey at 4 infrared band-passes, 3.4 microns, 4.6 microns, 12 microns, and 22 microns.  The Disk Detective project is mining the WISE catalog to detect new protoplanetary and debris disks.  The WISE mission has a website at NASA and a website at Berkeley.

Young Stellar Object (YSO).  This is shorthand for any star that appears to be in the process of forming.  You can think of these as baby stars that usually aren’t too far from a molecular cloud, which is where new stars form.  They can have jets, large disks, and can have variable luminosity as they accrete gas and dust on their surfaces.  YSOs can be  classified according to their Spectral Energy Distributions into Class 0, Class I, Class II and Class III objects. Also included in this group are transitional disks and “pre-transitional” disks and other kinds of interesting critters. See also Pre-Main Sequence Object.