NIGHTSCRIBE
Guía de usuario Informar de un fallo EN

Fotometría en NightScribe: cómo se mide la luz

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Guía de usuario del proceso de reducción fotométrica tal como lo implementa NightScribe: qué hace el programa con tus imágenes, con qué parámetros, y qué precisión puedes esperar de los números que salen. Todo lo que aquí se cuenta existe hoy en el código; nada es promesa.

1. La idea en tres frases

  1. La fotometría mide luz: cuenta cuántos fotones llegaron de una estrella a cada píxel; no mide un «brillo absoluto».

  2. La atmósfera, el telescopio y la cámara oscurecen o amplifican a todas las estrellas de la misma imagen por igual.

  3. Por eso medimos en diferencial: la estrella objetivo frente a estrellas de comparación de la propia placa. Lo que es común se cancela; lo que queda es la diferencia verdadera.

A eso se le llama fotometría de apertura diferencial, y es la técnica clásica del fotómetro fotoeléctrico llevada al CCD/CMOS.

2. Del FITS a la magnitud, paso a paso

Esto es lo que NightScribe ejecuta (en core/series.py) cada vez que mide un punto. Los parámetros citados son los valores reales por defecto del programa.

2.1 Localizar al objetivo con precisión de sub-píxel

La posición del objetivo viene del WCS de la placa o de tu clic. Como cae entre píxeles, se refina con un centroide: en el editor, un filtro adaptado gaussiano (la PSF del seeing medido en la placa) que correlaciona el recorte en una malla de 0,1 px con refinado parabólico: cae a centésimas de píxel con señal decente y a centésimas con fuentes débiles cuando el ruido lo permite; cuando no, conserva tu punto y lo dice. El quicklook de series conserva su centroide de momento clásico (comparabilidad durante la revisión).

Al marcar con el ratón (Fotometría, Anotar), el cursor se vuelve una cruz con retícula que se pega al centroide gaussiano de la fuente bajo el ratón: el clic nace centrado.

2.2 La apertura y el anillo de cielo

            . . . . . . . . . . . .        anillo de cielo:
            .                     .        entre r = 10 y r = 15 px
            .    . . . . . . .    .        (solo cielo; la mediana
            .    .           .    .         ignora estrellas vecinas)
            .    .  apertura .    .
            .    .   r = 6   .    .
            .    .    px     .    .
            .    .           .    .
            .    . . . . . . .    .
            .                     .
            . . . . . . . . . . . .

  • Apertura: un círculo de radio 6 píxeles centrado en el centroide. Capta casi toda la luz de la estrella sin tragar demasiado cielo.

  • Anillo de cielo: una corona entre 10 y 15 píxeles, lejos de la estrella pero cerca de su entorno. De él se toma la mediana (no la media: la mediana es inmune a píxeles de estrellas vecinas que caigan en el anillo).

2.3 Del flujo a la magnitud instrumental

Fórmula 1: el flujo neto

flujo neto = suma de los píxeles de la apertura
             − cielo_mediano × número de píxeles de la apertura

Fórmula 2: la magnitud instrumental

mag instrumental = −2,5 × log10(flujo neto)

Es «instrumental» porque depende de tu equipo, tu exposición y tu cielo: solo es comparable dentro de la misma imagen (o de imágenes hermanas de una serie, una vez compensadas). Por eso hace falta el paso siguiente: comparar.

2.4 Guardas automáticas

Antes de fiarse de una medida, el motor la descarta si:

  • la estrella está saturada (su pico supera el 85 % del máximo del frame: cerca del recorte del sensor los números mienten);

  • el anillo de cielo toca el borde de la imagen o a otra fuente detectada (no está aislada);

  • el flujo neto sale negativo o nulo (no hay estrella medible ahí).

3. Las estrellas de comparación: dos caminos

NightScribe tiene dos formas de conseguir «las otras estrellas», según de dónde vengas.

3.1 El ensemble automático (series de supernovas)

En el análisis rápido de series (pestaña Seguimiento del proyecto de una SN), el programa elige solo a sus comparaciones:

  1. Detección de fuentes estelares en el frame de referencia: máximos locales 3×3 que superen cielo + 5σ del ruido de fondo, con separación mínima de 10 píxeles.

  2. Veto de variables por constancia: cada candidata se mide en TODOS los frames de la serie; si su dispersión supera 0,1 mag, era una variable y queda fuera. También fuera: saturadas, no aisladas, o que no se pueden medir en al menos el 80 % de los frames.

  3. Se ordenan por dispersión (las más constantes primero) y se toman hasta 8 estrellas (el mínimo sano son 3).

Es el criterio del astrónomo hecho algoritmo: una buena comparación es la que no se mueve.

3.2 La secuencia de catálogo (mitad Secuencia de la pestaña Fotometría del Editor FITS)

Para fotometría con magnitudes de catálogo, la mitad Secuencia de la pestaña Fotometría del Editor FITS trae estrellas con magnitud conocida alrededor del centro de la placa:

  • Gaia EDR3: magnitud G nativa y B, V, Rc, Ic estimadas a partir del color BP−RP con las transformaciones de Riello et al. 2021 (válidas para BP−RP entre −0,5 y 4,0; Rc/Ic solo hasta 2,75). Los valores derivados se marcan siempre como «(est.)».

  • APASS DR9: B y V directas, más las bandas Sloan.

  • Veto VSX: toda estrella cruzada con el catálogo de variables de la AAVSO queda marcada con anillo rojo y no puede elegirse jamás como comparación.

La secuencia elegida (clic a clic, o la propuesta automática por brillo parecido al objetivo) se exporta a CSV con todas las bandas.

3.3 La medida calibrada (mitad Medir de la pestaña Fotometría del Editor FITS)

Con la placa cargada y la secuencia construida, la mitad Medir de la pestaña Fotometría convierte un clic en una magnitud de catálogo:

  1. El clic mide el objetivo (centroide, apertura, cielo con sigma-clip;

las guardas de la sección 2.4 hablan en lenguaje llano: «saturada», «demasiado cerca del borde», «sin señal medible»).

  1. Las estrellas de la secuencia se miden en la misma placa, con la

misma apertura: eso es lo que hace comparable a lo comparable.

  1. El punto cero es la mediana de mag_catálogo − mag_instrumental

sobre las comps, con su error desde la desviación absoluta mediana (MAD) dividida por √N; las estrellas sin la banda elegida o no medibles se saltan y se cuentan.

  1. La magnitud del objetivo es instrumental + ZP, con el error combinado: la ecuación CCD (si la cabecera trae GAIN/RDNOISE; si no, solo la dispersión de las comps, y el panel lo dice) más el error del punto cero.

El panel muestra todo lo usado y todo lo rechazado, y la banda por defecto es V (directa en APASS, estimada por Riello 2021 en Gaia, y el panel lo marca). La medida se exporta a CSV de una fila o a línea AAVSO EFF con la secuencia en CNAME/CMAG/KNAME/KMAG. El archivo FITS en disco nunca se modifica.

Controles de calidad (fase H, 2026-09-23):

  • Cielo: mediana plana por defecto; en núcleos galácticos, el modo «Plano» ajusta una rampa al anillo y evalúa el cielo en la posición de la estrella (la mediana plana ahí está sesgada).

  • La apertura sigue al seeing: se mide el FWHM de las comps en la placa y la apertura se dimensiona a 1,35 × FWHM (los campos quedan visibles y ajustables a mano).

  • Centroide de precisión (fase I): la posición se refina con cielo local restado, solo píxeles significativos, caja escalada al seeing y dos pasadas; en fuentes débiles o con gradiente cae a centésimas de píxel de la posición real, en vez de las décimas del momento crudo. El anillo y la línea «Píxel» se dibujan en el centroide medido, no en el clic; si el centroide se movió más de 1 px, el panel lo dice.

  • «Sugerir aperturas»: el botón vive en la sección Medir, justo bajo las tres aperturas, en el flujo diario (banda, aperturas, centro manual, filtro adaptado, sugerir); las demás opciones de receta (cielo, sigma-clip, seeing, término de color, sustracción del anfitrión) se abren en la pequeña ventana no modal «Advanced…», que deja seguir midiendo mientras está abierta, y el registro de resultados tiene scroll propio para los informes largos. Propone los radios desde la curva de crecimiento del propio objetivo y su entorno medido (vecino más cercano, gradiente del fondo), y explica las razones en lenguaje llano en el registro; tu edición manual nunca se pisa sola. La regla de la meseta del 99 % solo se cree lo compatible con una fuente puntual (4 × FWHM): si la curva no se aplana ahí (mezcla o fondo mal restado), propone la apertura de seeing y dice por qué.

  • Término de color: con al menos 6 comps con dispersión de B−V se ajusta ZP + k·(B−V) y se aplica con el B−V del objetivo. Ese B−V ya no se asume en silencio: si el clic cae sobre una estrella del campo cargado en Comparar, se toma el suyo, y el panel siempre dice la procedencia (campo, proyecto, manual o asumido); cuando se asume y la pendiente es grande, el panel cuantifica el riesgo en magnitudes. Sin dispersión suficiente, punto cero plano y se dice. Los outliers de las comps se rechazan por MAD antes de ajustar.

  • Saturación real: el techo sale de la tarjeta SATURATE de la cabecera o del ajuste ccd_saturate; si nadie lo sabe, la placa se delata sola: decenas de píxeles clavados en el máximo del marco solo pueden ser un nivel de recorte, y cualquier estrella con el pico junto a él queda rechazada como «comprimida». Importa porque el roll-off del CMOS comprime los núcleos mucho antes de formar meseta: unas comps comprimidas bajan el punto cero de forma coherente y la estrella check, comprimida igual, no puede delatarlo (su semáforo mide dispersión, no sesgo común). El panel desglosa las exclusiones por causa y avisa en claro cuando el recorte se llevó comps por delante.

  • Cruce con el catálogo: tras cada medida el panel dice qué fuente del campo cargado en Comparar quedó bajo el centroide, a cuántas arcsec, y su magnitud de catálogo frente a la nuestra (Δ). Para una SN o un candidato nuevo lo esperable es justo lo contrario: «sin fuente a ≤8″».

  • Error total honesto: el panel distingue «interno» (fotones, si hay ganancia) de «total» (más dispersión del ZP, centelleo de Young con tu apertura y altura de Ajustes, término de color y un suelo de flat de 0,007 mag configurable como flat_resid_mag).

  • De dónde sale la ganancia (2026-10-08): la ecuación CCD cuelga entera de la ganancia (e-/ADU), así que la app la resuelve en un orden fijo: Ajustes, después la medida en tus propias tomas (dos tomas de la misma exposición la dicen), después la recordada para tu cámara y tu ajuste, y solo entonces la cabecera. La medida gana a la cabecera porque la tarjeta puede llevar el ajuste de la cámara (GAIN, un número pequeño que no son e-/ADU) o un valor de relleno (EGAIN = 1.0): con uno de esos el error sale varias veces más corto de lo que es, y la estrella check no puede avisar porque su semáforo se mide con ese mismo error. La recordada resuelve el caso de una sola imagen: en una SN sueles traer un único apilado, y una imagen no puede medir la ganancia, así que la app la mide cuando puede (los frames de la visita, o la acción «Medir ganancia…» de Ajustes → Cámara) y la recuerda por cámara y ajuste. El panel dice de qué vía salió; el caso medido y sus cifras están en ADR-072.

  • La estrella check como semáforo: si la secuencia tiene una, se mide y se compara con su catálogo; si se desvía más de 2,5σ_total, la medida se marca como NO fiable antes de que te fíes de ella.

  • Restar la galaxia huésped: descarga la referencia PS1 alineada (la del blink), la escala para que las estrellas desaparezcan y mide el objetivo en la imagen diferencia; las comps calibran en la placa original. Para SNe en núcleos es la diferencia entre «no medible» y «0,03–0,05 mag».

  • El filtro adaptado merece su frase: la casilla decide cómo se mide la luz (cada píxel pesado por la forma de la estrella, el objetivo Y las comparsas, para que el cero punto salga de la misma aritmética). Es el método por defecto por medida, y sus números y sus riesgos están en su tooltip y en docs/SNR.es.md; el encabezado del bloque dice el método aunque el bloque esté cerrado, y Ajustes → Fotometría decide con qué empiezan las placas nuevas.

Fórmula 3: la magnitud diferencial

Δmag = mag instrumental(objetivo) − media(mag instrumental del ensemble)

Si la SN está 2 mag por debajo de la media del ensemble hoy y 1,5 mag mañana, se ha debilitado 0,5 mag: el cero absoluto no importa, la evolución es la señal.

3.4 Medir supernovae débiles sobre su galaxia (lecciones de campo)

Una SN de 16-18 mag sentada sobre el brillo de su huésped es el caso más delicado de la fotometría de apertura. Estas son las opciones que el Editor FITS te da hoy, y cuándo conviene cada una (lecciones pagadas con placas reales de 10 s y filtro Clear):

La secuencia de comparación

  • ✅ Comps de brillo parecido al objetivo: la propuesta automática ya las prefiere (ventana de brillo alrededor del objetivo), y si solo quedan mucho más brillantes, la razón de cada estrella te avisa del riesgo de saturación.

  • ❌ Comps «las más brillantes del campo, que tienen mejor SNR»: en una exposición corta con Clear están comprimidas por el full well, el punto cero miente a la baja (en campo lo vimos dar −0,9 mag) y la estrella check no puede delatarlo porque comparte el sesgo. El panel excluye las comprimidas y lo dice; si se queda corto, baja la exposición o elige comps más débiles.

El centrado (clicar sobre la SN)

  • ✅ Deja activada «la apertura sigue al seeing»: la seeing medida de las comps es lo que ancla la plantilla del centroide sobre el brillo de la galaxia; sin ella el ajuste local se infla y deriva.

  • ✅ La cruceta detecta fuentes débiles sobre fondo estructurado (detector local robusto) y se fija a la fuente más cercana al cursor con un alcance corto y fijo (9 px de placa): si no se fija a nada, no hay nada detectable ahí, y al clicar la medida se hará exactamente donde pulses, con nota en el panel («sin fuente que centrar»). Para una SN al límite ese es el flujo honesto: el punto es un límite, no una detección.

  • ❌ Confiar en un centroide sin mirar la línea «Píxel»: el anillo se dibuja en el centroide medido; si se movió más de 1 px de tu clic, el panel lo dice. En una galaxia, un desliz de píxeles es la diferencia entre la SN y el brillo de su huésped.

El cielo local

  • ✅ Mediana (por defecto) para cielo plano; Plane cuando la galaxia inclina el fondo bajo la SN (en campo: 16,67 → 16,87, la diferencia es real); sustracción de galaxia huésped (referencia PS1 escalada por las comps) cuando la SN vive en el núcleo.

  • ❌ Anillos apretados contra la SN ni aperturas infladas «porque la curva de crecimiento sigue subiendo»: si la curva no se aplana a 4 × FWHM, lo que sube no es la estrella (el sugeridor ya lo rechaza y propone la de seeing, diciendo por qué).

La banda y el color

  • ✅ Mira la línea de banda del panel: si la secuencia no puede derivar V de Johnson, se calibra en G de Gaia y se dice; en estrellas rojas G y V difieren en más de 1 mag.

  • ✅ El B−V del objetivo se rellena solo cuando el clic cae sobre una estrella catalogada; si el panel dice «asumido» y la pendiente de color es grande, introduce el B−V real a mano (sin filtro/L/OSC el término de color es de primer orden; con filtro V es un retoque).

El veredicto

  • ✅ La línea de cruce con catálogo es tu primer control: un Δ grande y repetido es ciencia (la SN brillando) o mezcla, y la propia línea te dice cuál fuente quedó bajo el centroide.

  • ✅ La check vigila la dispersión de la noche; lo que no ve (y nunca verá) es un sesgo coherente de todas las comps: por eso el panel desglosa por qué cada estrella de la secuencia quedó fuera.

  • ✅ Repite la medida por noche: dos puntos detectan lo que uno esconde.

4. Series temporales: el quicklook de supernovas

Con las imágenes apiladas de varias noches registradas en el proyecto, el botón de análisis rápido ejecuta toda la cadena:

  1. Carga cada apilado y localiza la SN por su WCS (sin WCS, el veredicto es no_wcs; resuélvela y guarda la solución con el Editor FITS, que además resuelve solo con el solver configurado).

  2. Construye el ensemble (sección 3.1).

  3. Mide la SN en cada frame: un punto por noche con {HJD, Δmag, error}, donde el error es la dispersión del ensemble en ese frame.

  4. Resume la campaña: pendiente en mag/día (ajuste lineal de la banda principal), Δmag desde el pico y, si el tipo de SN tiene plantilla, un veredicto («normal», «faster», «slower») comparando el último punto con la plantilla a la misma época (tolerancia de 3 días y 0,3 mag).

Las fechas se guardan como HJD (día juliano heliocéntrico): el tiempo corregido a la posición del Sol, para que curvas de meses no lleven el vaivén de ±8 minutos de la órbita terrestre. Los puntos se guardan en el proyecto y alimentan la curva de luz y el post.

Escala de tiempo: el HJD se calcula en UTC, la escala que lleva el DATE-OBS de tus frames, no en TT: NightScribe no suma los segundos intercalares (37 en 2026) más el desplazamiento fijo de 32,184 s, unos 69 s (0,00080 d). Para fotometría diferencial, un informe de AAVSO o una curva de supernova esto queda muy por debajo del error propio de la medida; cuando compares el T_mid de un tránsito con una efeméride publicada en HJD(TT) o BJD_TT, suma tú el desplazamiento (en 2026, +0,00080 d).

Aviso (2026-09-28): la revisión en profundidad del track de series encontró dos errores en las versiones hasta esa fecha. Las transformaciones de color Gaia a Johnson-Cousins se evaluaban con el orden de coeficientes al revés (toda magnitud derivada de los colores de una secuencia salía sesgada por color), y el signo del HJD estaba invertido (un error estacional de hasta ±16,6 min en los tiempos de los informes EFF). Las secuencias, magnitudes calibradas e informes AAVSO/ExoClock generados antes de esa fecha deben regenerarse desde los frames.

5. Exportar las medidas

Desde el proyecto (pestaña Seguimiento) salen dos formatos:

5.1 CSV de trabajo

Una fila por punto: nombre, HJD, magnitud, error, filtro, y las comparaciones en una celda unida por «+». Cabeceras con el nombre del objeto y la nota de que las fechas son HJD. Es el formato para hojas de cálculo y para releer puntos en NightScribe.

5.2 AAVSO EFF (Extended File Format)

El formato de intercambio de la AAVSO (WebObs/FotoDif), línea a línea:

NAME,DATE,MAG,MERR,FILT,TRANS,MTYPE,CNAME,CMAG,KNAME,KMAG,AMASS,GROUP,CHART,NOTES

  • DATE es HJD (#DATE=HJD en la cabecera); los puntos sin HJD completo se omiten: el formato no tiene fecha vacía.

  • TRANS se escribe NO con honestidad (WebObs espera YES/NO: cualquier otro valor puede rechazarse al importar): NightScribe no transforma tu medida al sistema fotométrico estándar (eso requeriría conocer los coeficientes de color y extinción de tu equipo).

  • CNAME/CMAG y KNAME/KMAG se rellenan desde la secuencia de comparación guardada en el proyecto (pestaña Fotometría / carta); na cuando no la hay.

  • #OBSCODE sale de tu código AAVSO en Ajustes, #SOFTWARE=NightScribe y #OBSTYPE=CCD.

Qué significa MAG aquí: en los puntos del quicklook es la magnitud diferencial instrumental (Δmag contra el ensemble), no una magnitud calibrada de catálogo. En la medida de la pestaña Fotometría sí es una magnitud calibrada al catálogo vía el punto cero (TRANS sigue siendo NO con honestidad: no hay transformación de color al sistema estándar). Los puntos importados de fuera (medidos con otra herramienta) conservan la magnitud con la que vinieron. Léelo siempre con el filtro y el origen del punto a la vista.

6. Ejemplo trabajado, número a número

Una estrella en una placa típica de 16 bits:

  • la apertura de r = 6 px contiene 113 píxeles;

  • suma de la apertura: 245 000 ADU;

  • mediana del anillo de cielo: 820 ADU/px.

flujo neto  = 245 000 − 820 × 113 = 152 340 ADU
mag inst    = −2,5 × log10(152 340) = −12,957

El ensemble de la noche son 6 estrellas con magnitudes instrumentales −9,412 · −9,388 · −9,401 · −9,433 · −9,390 · −9,408:

media ensemble = −9,405     dispersión = 0,015 mag
Δmag = −12,957 − (−9,405) = −3,552 ± 0,015

Lectura: el objetivo brilla 3,55 mag más que la estrella media del ensemble, con una incertidumbre interna de 0,015 mag. Mañana, la misma cuenta dirá si subió o bajó.

7. Precisión: qué esperar y de qué depende

Los dos presupuestos de error que conviene no mezclar:

7.1 El error interno (el que reporta el programa)

Ruido de disparo de la fuente y del cielo, ruido de lectura, y la dispersión entre comparaciones. Con una estrella bien medida (SNR > 50) y un buen ensemble: 0,01–0,02 mag. Con una SN de mag 18–19 pegada a un núcleo galáctico: 0,05–0,15 mag.

7.2 Los sistemáticos (los que no salen en el error)

Por orden de impacto habitual:

  1. La placa sin reducir: NightScribe mide, no reduce. Los apilados deben venir ya corregidos de bias, darks y flats; un campo plano sin corregir introduce errores del 1–5 % según la posición en el sensor.

  2. El término de color: tu filtro y tu cámara no responden como el sistema estándar. Si el objetivo y las comparaciones tienen colores B−V muy distintos (una SN azul frente a estrellas solares), aparece una deriva de centésimas de magnitud. Regla práctica: elige comparaciones de color parecido al objetivo (el B−V está en la pestaña Fotometría), o deja que la mitad Medir lo ajuste con las comps (fase H).

  3. La transformación de catálogo: la V derivada de Gaia añade ~0,01–0,03 mag de sistemático; la V directa de APASS lo evita.

  4. El cielo con gradiente: cerca de un núcleo galáctico el fondo no es plano y la mediana del anillo sesga. Reducir la apertura y acortar exposiciones ayuda; interpreta los errores con cuidado.

Veredicto: con placa reducida y buena secuencia, 0,02–0,05 mag de precisión total realista; lo publicable en AAVSO vive en ese rango.

¿Y para bajar de ahí? Qué hace falta para la fotometría de precisión (incluidos los tránsitos de exoplanetas), explicado para el observador y con apéndice técnico de implementación: docs/PRECISION.es.md.

8. Buenas prácticas (checklist del observador)

  • [ ] Placas apiladas y reducidas (bias/dark/flat) antes de medir.

  • [ ] Astrometría resuelta (sin WCS no hay localización del objetivo).

  • [ ] Ni el objetivo ni las comparaciones saturadas ni comprimidas por el full well (la guarda vigila aun sin tarjeta SATURATE: el panel excluye las estrellas junto al recorte y lo dice; con comps brillantes comprimidas el ZP miente a la baja y la check no lo ve). Regla rápida: comps de brillo parecido al objetivo, nunca las más brillantes del campo.

  • [ ] La misma apertura para toda la serie (el programa la fija por ti).

  • [ ] Una estrella check en la secuencia: si ella se mueve, la noche no es de fiar; si solo se mueve el objetivo, es astrofísica.

  • [ ] Anota el filtro real de cada sesión; mezclar bandas contamina la pendiente de la curva.

  • [ ] Repite la medida por noche: dos puntos por sesión detectan problemas que uno solo esconde.

8.1 Prácticas para el milimagnitud (T8)

Para una serie de tránsitos que baje al nivel de mmag, la receta de campo:

  • Flats a nivel mmag: un flat con 1 % de error deja estructura que se ve a 0,01 mag en la curva; llévalo por debajo del 0,1 % (varios flats combinados y sin clipping).

  • Dithering: desplaza unos píxeles entre tomas; reparte los defectos del detector y el patrón de flat en la medida.

  • Desenfoque leve deliberado: una PSF algo mayor que la nominal usa más píxeles por estrella (mejor SNR y menos sensibilidad al guiado) sin saturar; nunca hasta confundir estrellas cercanas.

  • Cadencia constante: misma exposición y mismo hueco entre tomas; una cadencia irregular contamina la fase y el detrend.

  • Nada saturado: ni el objetivo ni las comparaciones; una comp comprimida miente el punto cero (y la check no lo ve).

8.2 Perfil de cámara y límite de linealidad

En Ajustes → Perfil de cámara fotométrica eliges un preset de un catálogo agrupado por familia (CMOS Sony de 16 bits: IMX455/461/411/571/533; CMOS Sony de 12/14 bits: IMX492/294/183/178/174/290 y el MN34230 de la ASI1600; sCMOS Gpixel: GSENSE400/4040/6060; CCD Sony: ICX694/814; CCD Kodak/ON: KAF-8300/16803/09000 y KAI-11002). Cada preset rellena el tamaño de píxel, el tamaño del sensor, la profundidad de bits del ADC, el full well, el ruido de lectura (con el modo de ganancia al que pertenece), la corriente de oscuridad con la temperatura a la que se cita y un valor sugerido de linealidad. La linealidad y el tope de exposición son por ganancia: mídelos tú; el sugerido es solo un punto de partida.

La linealidad sugerida no es un número fijo: sale del menor entre el full well (a tu ganancia) y el techo del ADC (2^bits − 1), multiplicado por la fracción de linealidad del sensor (0.9 por defecto; los KAF la publican como "lineal hasta el 90% de Vsat"). Así un sensor de 12 bits no sugiere un techo que su ADC no alcanza, ni uno de 16 bits a ganancia alta sugiere más de lo que aguanta el píxel.

El límite de linealidad es el techo que de verdad manda: el techo efectivo toma el mínimo entre tu linealidad, la tarjeta SATURATE, el ajuste y el recorte inferido. Por encima de él una estrella no calibra nada aunque no esté saturada, así que la app excluye esas comps/check con el motivo explícito («por encima del límite de linealidad de tu cámara») y lo cuenta en el panel y en el CSV. En sensores muy sensibles (GSENSE400) es lo que impide usar las estrellas más brillantes del campo.

Esto es una regla de la casa, no un detalle (ADR-066): nunca se usa una estrella saturada ni una por encima de la linealidad de tu cámara, en ningún camino que calibre con una estrella (la placa suelta, la serie, el run de astrometría, la propuesta de comparsas y el ajuste de apertura). Los dos techos salen de un solo sitio (photometry.star_ceilings), así que ningún camino puede olvidarlos, y cuando la linealidad no está puesta la app sigue midiendo con el mejor techo que tenga (la tarjeta SATURATE o el recorte de la propia placa) y lo dice, en el panel y en las notas del run, con el sitio donde se ajusta: medir con un techo que no es el que manda, en silencio, es como un cero punto malo parece bueno.

Referencia rápida: full well / ganancia da la saturación en ADU, y la linealidad suele quedar por debajo. Si cambias de ganancia, remide.

Los techos son del sensor, en ADU de un fotograma. Un apilado que suma sus tomas (el método sum del run de astrometría) tiene N veces el nivel, así que los techos se multiplican por el número de tomas antes de compararlos con la placa (ADR-062 rev). Sin eso, el propio cielo de un stack sum queda por encima de la linealidad de la cámara y se rechazan todas las comparadas: medido en la visita 2025 FG18 del autor (cielo 1552 ADU, 207 tomas, linealidad 53 000) el cielo del sum solo ya son 321 000 ADU y el run no daba ninguna magnitud.

Añadir tu cámara. El catálogo es un fichero de datos, nightscribe/assets/cameras.toml (empaquetado). Para añadir, corregir o quitar una cámara sin tocar la instalación, edita <config>/cameras.toml (junto a nightscribe.json): una [[camera]] con un key nuevo la añade, con un key existente corrige sus campos, y hide = ["key", …] quita una empaquetada. El fichero se relee al abrir Ajustes, así que no hace falta reiniciar; si tiene un error, Ajustes → Cámara lo dice y se sigue usando el catálogo empaquetado.

9. Glosario mínimo

  • Magnitud instrumental: la que sale del logaritmo del flujo neto; solo comparable dentro de la misma imagen o serie compensada.

  • Δmag: diferencia de magnitud instrumental entre el objetivo y el conjunto de comparaciones.

  • Punto cero (ZP): la constante que convierte la magnitud instrumental en magnitud de catálogo. En el flujo de series no se usa (Δmag ya cancela lo común); la pestaña Fotometría del Editor FITS sí lo calcula a partir de las comps (mediana de cat − inst).

  • Ensemble: el grupo de estrellas constantes elegido como referencia en una serie.

  • Check: la estrella testigo que vigila que la noche y la secuencia se comportan.

  • HJD: día juliano heliocéntrico; el tiempo medido desde el Sol.

  • B−V: índice de color (azul menos visual); describe la «temperatura de color» de la estrella y gobierna los términos de color.

  • VSX: el catálogo de estrellas variables de la AAVSO; por eso sus miembros nunca son comparaciones.

  • EFF: Extended File Format de la AAVSO, el formato de entrega de medidas fotométricas.

Medir una serie (una toma detrás de otra, con alineación por frame, punto cero atado por comparada y puertas de calidad) es otra cosa que medir una placa, y tiene su propia guía: SEQUENCES. Cuando la curva ya está, buscar el período y plegarla (periodograma de Lomb-Scargle y PDM, FAP, informe de dos paneles) vive en SEQUENCES §9 y en ADR-054.

Detalles de implementación y decisiones: core/series.py, core/compstars.py, core/phototrans.py, core/photometry_export.py, core/series_measure.py, core/register.py, core/periodogram.py, core/gain.py; ADR-018 (FITS/WCS propio), ADR-042 (secuencias fotométricas), ADR-044 (Editor FITS unificado), ADR-048 (la serie frame a frame y su alineación), ADR-054 (búsqueda de período).