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Tutorial
🇬🇧 This page walks through every major AstroFind feature. Each one follows the same pattern: what it is / what it's for / how to do it. New to AstroFind? Do Quick-Start first — come back here whenever you want to go deeper on a specific feature. Unfamiliar words are in the Glossary.
🇧🇷 Esta página percorre cada função importante do AstroFind. Cada uma segue o mesmo padrão: o que é / para que serve / como fazer. Novo no AstroFind? Faça o Quick-Start primeiro — volte aqui sempre que quiser se aprofundar numa função específica. Palavras desconhecidas estão no Glossary.
🇬🇧 English
What it is: bringing a picture file into AstroFind so you can view and work with it.
What it's for: every measurement starts with an image on screen.
How to do it: File → Open FITS… (Ctrl+O), or drag-and-drop the file onto the window.
AstroFind reads: FITS (.fits/.fit/.fts, including multi-HDU files, RGB colour images, and
temporal cubes), SER video (first frame), XISF (PixInsight), 16-bit TIFF/PNG, BMP, JPEG, RAW
DSLR formats (.cr2/.nef/.arw), and PDS/PDS4 planetary data files. It also auto-extracts
ZIP archives, and — if libarchive is installed — TAR.GZ/BZ2/XZ, 7Z, and RAR archives too.
If a FITS file has more than one HDU (Header/Data Unit — a self-contained data block inside the file, like folders inside a folder), a navigation bar lets you switch between extensions.
🇧🇷 Português
O que é: trazer um arquivo de imagem pro AstroFind pra visualizar e trabalhar com ele.
Para que serve: toda medição começa com uma imagem na tela.
Como fazer: Arquivo → Abrir FITS… (Ctrl+O), ou arraste e solte o arquivo na janela. O
AstroFind lê: FITS (.fits/.fit/.fts, incluindo arquivos multi-HDU, imagens coloridas RGB,
e cubos temporais), vídeo SER (primeiro frame), XISF (PixInsight), TIFF/PNG 16-bit, BMP, JPEG,
formatos RAW de câmera DSLR (.cr2/.nef/.arw), e arquivos de dados planetários PDS/PDS4.
Também extrai automaticamente arquivos ZIP, e — se libarchive estiver instalado — arquivos
TAR.GZ/BZ2/XZ, 7Z e RAR também.
Se um arquivo FITS tiver mais de um HDU (Header/Data Unit — um bloco de dados autocontido dentro do arquivo, como pastas dentro de uma pasta), uma barra de navegação permite alternar entre extensões.
🇬🇧 English
What it is: how raw pixel numbers are converted into what you see on screen.
What it's for: raw astronomical data has far more brightness range than a monitor can show;
stretching reveals faint detail (stars, galaxies, the asteroid itself) without changing the
underlying measurement data.
How to do it: Images → Background and Range… opens an interactive dialog with a
histogram and a transfer function selector: Linear, Square-root, Logarithmic, Asinh
(good for very high dynamic range fields), or Histogram Equalization (maximises visible
contrast). You can also apply a LUT (Look-Up Table, a colour recipe) — Grayscale, Hot, Cool,
or Viridis — to render the same data in false colour, which can make subtle features easier to
see. Pixels with no data (NaN) are shown in a distinct colour so they're never mistaken for a
real (very dark or very bright) measurement.
🇧🇷 Português
O que é: como os números brutos de pixel são convertidos no que você vê na tela.
Para que serve: dados astronômicos brutos têm uma faixa de brilho muito maior do que um
monitor consegue mostrar; o esticamento revela detalhe fraco (estrelas, galáxias, o próprio
asteroide) sem alterar os dados de medição subjacentes.
Como fazer: Imagens → Fundo e Alcance… abre um diálogo interativo com histograma e um
seletor de função de transferência: Linear, Raiz Quadrada, Logarítmica, Asinh (boa para
campos de altíssima faixa dinâmica), ou Equalização de Histograma (maximiza o contraste
visível). Também dá pra aplicar uma LUT (Look-Up Table, uma receita de cor) — Escala de
Cinza, Hot, Cool, ou Viridis — pra renderizar os mesmos dados em falsa cor, o que pode facilitar
enxergar detalhes sutis. Pixels sem dado (NaN) são mostrados numa cor distinta pra nunca serem
confundidos com uma medição real (muito escura ou muito clara).
🇬🇧 English
What it is: basic navigation of the image view.
What it's for: inspecting details closely or seeing the whole field at once.
How to do it: scroll wheel to zoom (centred on the cursor), click-and-drag with the
Select tool (S) to pan, Ctrl+0 to fit the whole image to the window, Ctrl++/Ctrl+-
to zoom by fixed steps. Images → Invert swaps bright/dark; Flip Horizontal/Flip Vertical
mirror the view (useful when comparing to a catalogue chart with a different orientation
convention).
🇧🇷 Português
O que é: navegação básica da visualização de imagem.
Para que serve: inspecionar detalhes de perto ou ver o campo inteiro de uma vez.
Como fazer: roda do mouse pra zoom (centrado no cursor), clique-e-arraste com a ferramenta
Selecionar (S) pra fazer pan, Ctrl+0 pra ajustar a imagem inteira à janela, Ctrl++/
Ctrl+- pra zoom em passos fixos. Imagens → Inverter troca claro/escuro; Espelhar Horizontal/Espelhar Vertical espelham a visualização (útil ao comparar com uma carta de
catálogo com convenção de orientação diferente).
🇬🇧 English
What it is: rapidly cycling through several images of the same field, one at a time, in the
same screen position.
What it's for: the human eye is extremely good at spotting something that moves against a
fixed background — this is literally how professional and amateur astronomers have found
asteroids for over a century.
How to do it: press B to toggle blink mode on/off; Space steps one frame manually. Adjust
the blink interval (display time per frame) in Settings. For faint or noisy candidates, toggle
the sharpening filter (Laplacian or Unsharp-Mask) in the Blink panel to enhance edges and make
faint moving dots more visible.
🇧🇷 Português
O que é: alternar rapidamente entre várias imagens do mesmo campo, uma de cada vez, na mesma
posição da tela.
Para que serve: o olho humano é extremamente bom em detectar algo que se move contra um
fundo fixo — é literalmente assim que astrônomos profissionais e amadores encontram asteroides
há mais de um século.
Como fazer: pressione B pra ligar/desligar o modo blink; Space avança um quadro
manualmente. Ajuste o intervalo de blink (tempo de exibição por quadro) em Configurações. Para
candidatos fracos ou ruidosos, ative o filtro de realce (Laplaciano ou Unsharp-Mask) no painel
de Blink pra realçar bordas e tornar pontinhos em movimento mais visíveis.
🇬🇧 English
What it is: two diagnostic panels — the histogram shows how many pixels have each
brightness value with a Gaussian curve fit to the sky background noise; the 2-D power spectrum
(via FFT — Fast Fourier Transform, a maths technique for finding repeating patterns) reveals
periodic noise patterns.
What it's for: the histogram helps you judge whether the sky background is well-behaved
(a clean bell curve) or has problems; the power spectrum can reveal things like readout
banding or tracking vibration that a plain image inspection would miss, and is a useful focus
quality check.
How to do it: open via Images → Histogram… and Images → Power Spectrum… respectively.
🇧🇷 Português
O que é: dois painéis de diagnóstico — o histograma mostra quantos pixels têm cada valor de
brilho, com uma curva gaussiana ajustada ao ruído de fundo de céu; o espectro de potência 2-D
(via FFT — Transformada Rápida de Fourier, uma técnica matemática pra achar padrões repetitivos)
revela padrões de ruído periódico.
Para que serve: o histograma ajuda a julgar se o fundo de céu está bem-comportado (uma curva
de sino limpa) ou tem problemas; o espectro de potência pode revelar coisas como bandeamento de
leitura ou vibração de rastreamento que uma inspeção visual comum não pegaria, e é um bom
diagnóstico de qualidade de foco.
Como fazer: abra via Imagens → Histograma… e Imagens → Espectro de Potência…
respectivamente.
🇬🇧 English What it is: removing known camera artefacts from your science images before analysis.
- Bias frame: zero-length exposure, records the camera's electronic baseline offset.
- Dark frame: exposure taken with the shutter closed, records thermal noise ("dark current") for a given temperature and exposure time.
- Flat field: exposure of a uniformly lit target (twilight sky, light panel), records pixel-to-pixel sensitivity differences, vignetting, and dust shadows.
What it's for: without calibration, camera defects can be mistaken for real astronomical
signal, corrupting both detection and photometry (brightness measurement).
How to do it: Processing → Calibration… opens the panel where you assign master
dark/flat/bias frames (drag-and-drop supported); the Calibration Wizard
(Processing → Calibration Wizard…) walks first-timers through building a master frame from
several individual frames (combined via median/average, which cancels out random noise and
cosmic-ray hits). If your images are already pre-processed (e.g. downloaded survey data), skip
this step.
🇧🇷 Português O que é: remover artefatos conhecidos da câmera das suas imagens científicas antes da análise.
- Bias frame: exposição de duração zero, registra o offset eletrônico de base da câmera.
- Dark frame: exposição com o obturador fechado, registra o ruído térmico ("corrente de escuro") pra uma dada temperatura e tempo de exposição.
- Flat field: exposição de um alvo uniformemente iluminado (céu do crepúsculo, painel de luz), registra diferenças de sensibilidade pixel a pixel, vinhetagem e sombras de poeira.
Para que serve: sem calibração, defeitos da câmera podem ser confundidos com sinal
astronômico real, corrompendo tanto a detecção quanto a fotometria (medição de brilho).
Como fazer: Processamento → Calibração… abre o painel onde você atribui frames mestres de
dark/flat/bias (arrastar e soltar suportado); o Assistente de Calibração
(Processamento → Assistente de Calibração…) conduz iniciantes na construção de um frame
mestre a partir de vários frames individuais (combinados por mediana/média, o que cancela
ruído aleatório e atingimentos de raios cósmicos). Se suas imagens já vêm pré-processadas (ex.
dados de levantamento baixados), pule esta etapa.
🇬🇧 English
What it is: two automatic cleanup steps that run before star detection. The background
model estimates the sky glow behind the stars using a sliding-median filter over a tile grid
(with sigma-clipping — statistically discarding outlier pixels — to ignore stars while
measuring the sky). The bad pixel mask flags "hot pixels" (permanently stuck bright pixels)
and bad columns, replacing them with an interpolated value from healthy neighbours.
What it's for: without background removal, gradients across the frame confuse detection
thresholds; without bad-pixel correction, dead/hot sensor pixels can be falsely detected as
stars or even as a moving object.
How to do it: automatic, runs as part of Processing → Data Reduction. No manual steps
needed for typical use; advanced tuning is available in Settings → Detection.
🇧🇷 Português
O que é: duas etapas automáticas de limpeza que rodam antes da detecção de estrelas. O
modelo de fundo estima o brilho do céu por trás das estrelas usando um filtro de mediana
deslizante sobre uma grade de tiles (com sigma-clipping — descarte estatístico de pixels fora
da curva — pra ignorar estrelas ao medir o céu). A máscara de pixels ruins sinaliza "hot
pixels" (pixels presos permanentemente em brilho) e colunas defeituosas, substituindo-os por um
valor interpolado dos vizinhos saudáveis.
Para que serve: sem remoção de fundo, gradientes no quadro confundem os limiares de
detecção; sem correção de pixels ruins, pixels mortos/quentes do sensor podem ser detectados
falsamente como estrelas ou até como objeto em movimento.
Como fazer: automático, roda como parte de Processamento → Redução de Dados. Nenhum passo
manual necessário no uso típico; ajuste avançado disponível em Configurações → Detecção.
🇬🇧 English
What it is: finding every star-like point of light in the image (via SEP — a
C library implementing the well-known Source Extractor algorithm) and then determining exactly
where in the sky the image is pointing, a process called plate solving.
What it's for: you can't convert a pixel position into a real sky coordinate (Right
Ascension / Declination) until the software knows the image's orientation, scale, and centre —
this is what plate solving produces, encoded as a WCS (World Coordinate System) solution in
the FITS header.
How to do it: Processing → Data Reduction (Ctrl+D) runs detection then submits the star
pattern to a solver backend of your choice: astrometry.net (free online service, needs an
API key and internet) or ASTAP (a separate free program that solves locally, no internet
needed — good for the field or spotty connections). Once solved, AstroFind can write the WCS
solution back into the FITS header (Astrometry → Write WCS to Header) so other programs can
reuse it. AstroFind supports eight sky projections (mathematical recipes for flattening a
curved sky onto a flat image): TAN (default, good for normal fields of view), SIN, ARC, STG,
CAR, MER, GLS/SFL, and AIT (for very wide fields).
🇧🇷 Português
O que é: encontrar todo ponto de luz parecido com estrela na imagem (via SEP — uma
biblioteca C que implementa o conhecido algoritmo Source Extractor) e então determinar
exatamente pra onde no céu a imagem está apontando, um processo chamado plate solving
("resolução de chapa").
Para que serve: não dá pra converter uma posição de pixel numa coordenada real de céu
(Ascensão Reta / Declinação) até o software saber a orientação, escala e centro da imagem —
isso é o que o plate solving produz, codificado como uma solução WCS (World Coordinate
System) no cabeçalho FITS.
Como fazer: Processamento → Redução de Dados (Ctrl+D) roda a detecção e então envia o
padrão de estrelas a um backend de resolução à sua escolha: astrometry.net (serviço online
gratuito, precisa de chave de API e internet) ou ASTAP (um programa separado e gratuito que
resolve localmente, sem precisar de internet — bom pra campo ou conexão instável). Depois de
resolvido, o AstroFind pode gravar a solução WCS de volta no cabeçalho FITS
(Astrometria → Gravar WCS no Cabeçalho) pra outros programas reaproveitarem. O AstroFind
suporta oito projeções de céu (receitas matemáticas pra achatar um céu curvo numa imagem
plana): TAN (padrão, boa pra campos de visão normais), SIN, ARC, STG, CAR, MER, GLS/SFL, e AIT
(pra campos muito largos).
🇬🇧 English
What it is: drawing markers on the image for stars from a reference catalog — a
published, precise list of star positions and brightnesses (VizieR's UCAC4 or Gaia DR3 online,
or an offline local FITS BINTABLE catalog you supply yourself). Also, an overlay showing the
ecliptic (the Sun's apparent path — where most asteroids are found) and galactic plane,
with a warning when your field crosses the crowded, dust-obscured galactic plane (which makes
detection and photometry harder due to extra background stars and interstellar extinction —
dimming caused by dust).
What it's for: comparing detected sources against a trusted catalog helps confirm your
astrometric solution is accurate, and helps you recognise which dots are known stars versus
something new.
How to do it: Astrometry → Catalog Overlay; choose the source in
Settings → Connections → Catalog Source.
🇧🇷 Português
O que é: desenhar marcadores na imagem para estrelas de um catálogo de referência — uma
lista publicada e precisa de posições e brilhos de estrelas (UCAC4 ou Gaia DR3 do VizieR
online, ou um catálogo FITS BINTABLE local offline fornecido por você). Também há uma
sobreposição mostrando o plano eclíptico (o caminho aparente do Sol — onde a maioria dos
asteroides é encontrada) e o plano galáctico, com um aviso quando seu campo cruza o plano
galáctico, lotado e obscurecido por poeira (o que dificulta detecção e fotometria por causa de
estrelas de fundo extras e extinção interestelar — escurecimento causado por poeira).
Para que serve: comparar fontes detectadas com um catálogo confiável ajuda a confirmar que
sua solução astrométrica está precisa, e ajuda a reconhecer quais pontos são estrelas conhecidas
versus algo novo.
Como fazer: Astrometria → Sobreposição de Catálogo; escolha a fonte em
Configurações → Conexões → Fonte de Catálogo.
🇬🇧 English
What it is: two advanced source-detection tools. Streak detection analyses the shape
("blob") of each detected source — its axes, angle, and elongation — to recognise a short
trail rather than a round dot, which is exactly what a fast-moving asteroid or an artificial
satellite looks like in a single exposure. ClumpFind separates sources that overlap
("blended") by tracing intensity contours to find each individual peak.
What it's for: fast-moving near-Earth asteroids don't look like a shifting dot across
frames — they look like a short streak within a single frame, because they moved during the
exposure itself. Regular point-source detection would miss or mismeasure them.
How to do it: enabled automatically during Processing → Data Reduction; detected streaks
are flagged in the Measurement Table with their elongation and angle.
🇧🇷 Português
O que é: duas ferramentas avançadas de detecção de fontes. A detecção de traço analisa
a forma ("blob") de cada fonte detectada — seus eixos, ângulo e elongação — pra reconhecer um
rastro curto em vez de um ponto redondo, exatamente a aparência de um asteroide rápido ou um
satélite artificial numa única exposição. O ClumpFind separa fontes sobrepostas
("blendadas") traçando contornos de intensidade pra achar cada pico individual.
Para que serve: asteroides próximos da Terra e de movimento rápido não aparecem como um
ponto que se desloca entre quadros — aparecem como um traço curto dentro de um único quadro,
porque se moveram durante a própria exposição. A detecção de fonte pontual comum perderia ou
mediria errado.
Como fazer: ativado automaticamente durante Processamento → Redução de Dados; traços
detectados são sinalizados na Tabela de Medições com sua elongação e ângulo.
🇬🇧 English What it is: measuring the precise shape of a star's light blob (its PSF — Point Spread Function) by fitting an elliptical Gaussian curve, using an algorithm called Levenberg-Marquardt (a standard numerical method for fitting curves to noisy data). What it's for: a perfectly round PSF means good tracking and focus; an elongated ("elliptical") one reveals coma (an optical aberration) or tracking error (the mount didn't follow the stars perfectly during the exposure) — both of which degrade measurement accuracy if unaccounted for. Fitting the true shape (rather than assuming a circle) also gives a more accurate centroid and flux for elongated sources, including streaks. How to do it: automatic during centroid measurement (the Aperture tool); the fitted FWHM (Full Width at Half Maximum, a standard measure of a star's apparent size) and rotation angle are shown in the Measurement Table.
🇧🇷 Português O que é: medir a forma precisa do "borrão" de luz de uma estrela (seu PSF — Point Spread Function) ajustando uma curva gaussiana elíptica, usando um algoritmo chamado Levenberg-Marquardt (um método numérico padrão pra ajustar curvas a dados ruidosos). Para que serve: um PSF perfeitamente redondo indica bom rastreamento e foco; um alongado ("elíptico") revela coma (uma aberração óptica) ou erro de rastreamento (a montagem não seguiu as estrelas perfeitamente durante a exposição) — ambos degradam a precisão da medição se não considerados. Ajustar a forma real (em vez de assumir um círculo) também dá um centroide e fluxo mais precisos para fontes alongadas, incluindo traços. Como fazer: automático durante a medição de centroide (ferramenta Abertura); o FWHM ajustado (Full Width at Half Maximum, uma medida padrão do tamanho aparente de uma estrela) e o ângulo de rotação aparecem na Tabela de Medições.
🇬🇧 English
What it is: the click-to-measure tool. Aperture photometry means measuring a star's
total brightness by summing the light inside a circular region (the aperture) and subtracting
the sky background measured in a surrounding ring (annulus).
What it's for: this is how you record an actual observation — position (RA/Dec), time, and
brightness (magnitude) of the asteroid, ready to go into a report.
How to do it: press A to activate the Aperture tool, click on the object in each frame.
A Verification dialog opens showing star-match residuals and any known object nearby before
the measurement is recorded — always review it rather than clicking through blindly. Undo
(Ctrl+Z) removes the last measurement if you made a mistake.
🇧🇷 Português
O que é: a ferramenta de clicar-para-medir. Fotometria de abertura significa medir o
brilho total de uma estrela somando a luz dentro de uma região circular (a abertura) e
subtraindo o fundo de céu medido num anel ao redor (annulus).
Para que serve: é assim que você registra uma observação de verdade — posição (AR/Dec),
horário e brilho (magnitude) do asteroide, pronta pra entrar num relatório.
Como fazer: pressione A pra ativar a ferramenta Abertura, clique no objeto em cada quadro.
Um diálogo de Verificação abre mostrando resíduos de correspondência com estrelas e qualquer
objeto conhecido próximo antes de a medição ser registrada — sempre revise em vez de clicar às
cegas. Desfazer (Ctrl+Z) remove a última medição se você errou.
13. Refraction, aberration, precession, and nutation (automatic corrections) / Refração, aberração, precessão e nutação (correções automáticas)
🇬🇧 English What it is: four small but scientifically important corrections applied automatically to every measured position:
- Atmospheric refraction — Earth's atmosphere bends starlight like a lens, shifting a star's apparent position by up to ~1 arcminute near the horizon (skipped for space telescopes, which have no atmosphere in front of them).
- Annual aberration — Earth's orbital motion around the Sun (~30 km/s) slightly shifts the apparent direction of light, similar to how rain seems to come from ahead when you run through it.
- Precession and nutation — the slow, predictable wobble of Earth's rotation axis over time, which shifts the reference grid of coordinates.
What it's for: the MPC's ADES format expects sub-arcsecond position accuracy; ignoring
these effects would introduce systematic errors far larger than the precision the format
demands. AstroFind converts every position through the full chain ICRS → CIRS →
Topocentric (three successive reference frames — explained in the Glossary) so the final
reported coordinates are correct.
How to do it: fully automatic — nothing to configure for standard use (space-telescope
images automatically skip the refraction step). Advanced users can inspect the exact formulas
in docs/technical-reference.md.
🇧🇷 Português O que é: quatro correções pequenas, mas cientificamente importantes, aplicadas automaticamente a cada posição medida:
- Refração atmosférica — a atmosfera da Terra curva a luz das estrelas como uma lente, deslocando a posição aparente de uma estrela em até ~1 arcominuto perto do horizonte (ignorada para telescópios espaciais, que não têm atmosfera na frente).
- Aberração anual — o movimento orbital da Terra ao redor do Sol (~30 km/s) desloca levemente a direção aparente da luz, parecido com a chuva parecendo vir de frente quando você corre nela.
- Precessão e nutação — a oscilação lenta e previsível do eixo de rotação da Terra ao longo do tempo, que desloca a grade de referência de coordenadas.
Para que serve: o formato ADES do MPC espera precisão de posição em nível de sub-arcossegundo;
ignorar esses efeitos introduziria erros sistemáticos muito maiores do que a precisão exigida
pelo formato. O AstroFind converte cada posição pela cadeia completa ICRS → CIRS →
Topocêntrico (três sistemas de referência sucessivos — explicados no Glossary)
pra que as coordenadas finais reportadas estejam corretas.
Como fazer: totalmente automático — nada pra configurar no uso padrão (imagens de
telescópio espacial pulam automaticamente a etapa de refração). Usuários avançados podem
inspecionar as fórmulas exatas em docs/technical-reference.md.
14. Photometry: differential, zero-point, airmass / Fotometria: diferencial, zero-point, massa de ar
🇬🇧 English
What it is: turning raw pixel counts into a real astronomical magnitude (the standard
brightness scale, where lower numbers mean brighter). Differential photometry compares
your target's brightness against nearby catalog stars of known magnitude. A zero-point is
the calibration constant that converts instrumental counts to the standard magnitude scale.
Airmass correction accounts for the extra atmosphere starlight passes through near the
horizon, which dims it (extinction).
What it's for: an accurate magnitude for your asteroid is part of every complete
observation report and helps confirm object identity (unusually bright/faint compared to
predictions may indicate a mismatch or an interesting object).
How to do it: computed automatically as part of the Aperture tool measurement; inspect
detail via Photometry → Light Curve…, Photometry → Growth Curve… (checks whether your
chosen aperture radius captures all the star's light), and the Region Statistics panel.
🇧🇷 Português
O que é: transformar contagens brutas de pixel numa magnitude astronômica real (a
escala padrão de brilho, onde números menores significam mais brilhante). A fotometria
diferencial compara o brilho do seu alvo com estrelas de catálogo próximas de magnitude
conhecida. Um zero-point é a constante de calibração que converte contagens instrumentais
pra escala padrão de magnitude. A correção de massa de ar (airmass) leva em conta a
atmosfera extra que a luz das estrelas atravessa perto do horizonte, o que a escurece
(extinção).
Para que serve: uma magnitude precisa para seu asteroide faz parte de todo relatório de
observação completo e ajuda a confirmar a identidade do objeto (brilho incomum comparado a
previsões pode indicar erro de identificação ou um objeto interessante).
Como fazer: calculado automaticamente como parte da medição com a ferramenta Abertura;
inspecione em detalhe via Fotometria → Curva de Luz…, Fotometria → Curva de Crescimento…
(verifica se o raio de abertura escolhido captura toda a luz da estrela), e o painel de
Estatísticas de Região.
🇬🇧 English
What it is: combining multiple exposures of the same field into one, using Add, Average,
Median, or Sigma-clipped combination methods, after automatically aligning them (sub-pixel
precision via FFT phase correlation — a Fourier-domain technique for measuring the exact shift
between two images). Track & Stack instead aligns frames to follow a moving object's
predicted motion, so the asteroid itself stays sharp (while stars trail).
What it's for: stacking increases signal-to-noise ratio (SNR) roughly by the square
root of the number of frames combined, revealing objects too faint to see in a single exposure.
How to do it: Processing → Image Stacker…; choose the combination method and, for known
moving objects, enable Track & Stack with the object's expected rate of motion.
🇧🇷 Português
O que é: combinar várias exposições do mesmo campo numa só, usando métodos de combinação
Adição, Média, Mediana, ou Sigma-clipped, após alinhá-las automaticamente (precisão de
sub-pixel via correlação de fase por FFT — uma técnica no domínio de Fourier pra medir o
deslocamento exato entre duas imagens). O Track & Stack, em vez disso, alinha os quadros
seguindo o movimento previsto de um objeto em movimento, de modo que o próprio asteroide fique
nítido (enquanto as estrelas ficam com rastro).
Para que serve: empilhar aumenta a razão sinal-ruído (SNR) aproximadamente pela raiz
quadrada do número de quadros combinados, revelando objetos fracos demais pra ver numa única
exposição.
Como fazer: Processamento → Empilhador de Imagens…; escolha o método de combinação e, para
objetos em movimento conhecidos, ative o Track & Stack com a taxa de movimento esperada do
objeto.
🇬🇧 English
What it is: an algorithm that automatically finds candidate moving objects across three or
more images, instead of you visually blinking and clicking. It links detections into
tracklets (a short sequence of positions consistent with a single moving object at a
plausible, constant rate of motion).
What it's for: speeds up the search across many images or crowded fields, and catches
faint candidates a human eye might miss.
How to do it: Processing → Moving Object Detection…; configure tolerance (how much
position/rate variation is allowed) and minimum SNR in the dialog, then review the candidate
list — always visually confirm a candidate by blinking before measuring it as a real
observation.
🇧🇷 Português
O que é: um algoritmo que encontra automaticamente candidatos a objeto em movimento em três
ou mais imagens, em vez de você visualmente fazer blink e clicar. Ele liga detecções em
tracklets (uma sequência curta de posições consistente com um único objeto em movimento a
uma taxa plausível e constante).
Para que serve: acelera a busca em muitas imagens ou campos lotados, e pega candidatos
fracos que um olho humano poderia perder.
Como fazer: Processamento → Detecção de Objeto em Movimento…; configure a tolerância
(quanta variação de posição/taxa é permitida) e o SNR mínimo no diálogo, depois revise a lista
de candidatos — sempre confirme visualmente um candidato fazendo blink antes de medi-lo como
observação real.
17. Known Object Overlay (KOO) and ephemeris queries / Sobreposição de Objeto Conhecido (KOO) e consultas de efeméride
🇬🇧 English
What it is: an overlay that queries the IMCCE SkyBoT web service to mark every already-
known Solar System body (asteroid, comet) predicted to be within your image's field of view at
the time it was taken. AstroFind can also query JPL Horizons for a precise ephemeris
(a table predicting a specific object's position over time) of a named object.
What it's for: helps you instantly tell whether your candidate moving object is already
catalogued (in which case it's still a great practice measurement, but not a new discovery) or
genuinely unknown.
How to do it: Ctrl+K toggles the Known Object Overlay; Astrometry → JPL Horizons Query… opens the ephemeris dialog for a specific named object.
🇧🇷 Português
O que é: uma sobreposição que consulta o serviço web SkyBoT do IMCCE pra marcar todo
corpo do Sistema Solar já conhecido (asteroide, cometa) previsto estar dentro do campo de visão
da sua imagem no momento em que foi tirada. O AstroFind também pode consultar o JPL Horizons
por uma efeméride precisa (uma tabela prevendo a posição de um objeto específico ao longo
do tempo) de um objeto nomeado.
Para que serve: ajuda a saber instantaneamente se seu objeto candidato em movimento já é
catalogado (nesse caso ainda é uma ótima medição de prática, mas não é uma descoberta nova) ou
realmente desconhecido.
Como fazer: Ctrl+K liga/desliga a Sobreposição de Objeto Conhecido; Astrometria → Consulta JPL Horizons… abre o diálogo de efeméride para um objeto nomeado específico.
🇬🇧 English
What it is: producing the final, standardised report of your observations in ADES
(Astrometry Data Exchange Standard) format — both XML and PSV (pipe-separated values) variants
— and sending it onward.
What it's for: the MPC (Minor Planet Center) will not accept observations in any other
format for new submissions; this is the "finish line" of the whole workflow.
How to do it: File → Export ADES XML… (Ctrl+E) generates the file; the Report Preview
dialog renders it as readable HTML before you send it, and offers direct MPC submission
(HTTP) or email submission (including a one-click "send to teacher" option configured for
school use). Every AstroFind ADES report is tagged <sys>ICRF</sys>, meaning the coordinates
went through the full ICRS→CIRS→Topocentric correction chain (see item 13 above) for maximum
accuracy.
How to do it (magnitude band, proper motion): the Report dialog also lets you pick the
photometric filter/magnitude band used and review the object's proper motion before export.
🇧🇷 Português
O que é: produzir o relatório final e padronizado das suas observações no formato ADES
(Astrometry Data Exchange Standard) — tanto na variante XML quanto PSV (valores separados por
pipe) — e enviá-lo adiante.
Para que serve: o MPC (Minor Planet Center) não aceita observações em nenhum outro formato
para novas submissões; esta é a "linha de chegada" de todo o fluxo de trabalho.
Como fazer: Arquivo → Exportar ADES XML… (Ctrl+E) gera o arquivo; o diálogo de
Pré-visualização de Relatório o renderiza como HTML legível antes de você enviar, e oferece
submissão direta ao MPC (HTTP) ou envio por e-mail (incluindo uma opção de "enviar pro
professor" com um clique, configurada pra uso escolar). Todo relatório ADES do AstroFind é
marcado com <sys>ICRF</sys>, significando que as coordenadas passaram pela cadeia completa de
correção ICRS→CIRS→Topocêntrico (veja item 13 acima) para máxima precisão.
Como fazer (banda de magnitude, movimento próprio): o diálogo de Relatório também permite
escolher o filtro fotométrico/banda de magnitude usado e revisar o movimento próprio do
objeto antes de exportar.
🇬🇧 English
What it is: reading star-detection results produced by other software (DAOPHOT,
SExtractor, IRAF, Astropy reduction tables) stored as FITS BINTABLE (a table format inside
a FITS file), and saving/loading your whole AstroFind working session.
What it's for: lets you combine AstroFind with existing pipelines rather than starting
over, and lets you pause and resume a project exactly where you left off.
How to do it: File → Import DAOPHOT/SExtractor Table… or File → Import Reduction Table… for external tables; File → Save Project… / File → Open Project… for AstroFind's
own .gus (JSON-based) project format; File → Export Image… to save the current view as
JPEG/PNG.
🇧🇷 Português
O que é: ler resultados de detecção de estrelas produzidos por outros softwares
(DAOPHOT, SExtractor, tabelas de redução IRAF, Astropy) guardados como FITS BINTABLE (um
formato de tabela dentro de um arquivo FITS), e salvar/carregar toda a sua sessão de trabalho no
AstroFind.
Para que serve: permite combinar o AstroFind com pipelines já existentes em vez de começar
do zero, e permite pausar e retomar um projeto exatamente de onde parou.
Como fazer: Arquivo → Importar Tabela DAOPHOT/SExtractor… ou Arquivo → Importar Tabela de Redução… para tabelas externas; Arquivo → Salvar Projeto… / Arquivo → Abrir Projeto…
para o formato próprio de projeto do AstroFind .gus (baseado em JSON); Arquivo → Exportar Imagem… pra salvar a visualização atual como JPEG/PNG.
20. Interface features: themes, school mode, undo/redo / Recursos de interface: temas, modo escola, desfazer/refazer
🇬🇧 English
What it is: general usability features. A Day/Night/Auto theme (Ctrl+Shift+T) — Night
theme uses dark colours and dimmed reds to preserve your night vision at the telescope. A
guided Workflow panel ("school mode") shows each stage of the process with a ▶ Do it
button, ideal for classrooms. Non-blocking toast notifications confirm actions without
interrupting you. A full Undo/Redo stack (Ctrl+Z/Ctrl+Y) covers measurements. A
Session Comparison dialog lets you compare photometry/astrometry results across two saved
sessions side by side.
What it's for: these don't change your data — they make the whole process more comfortable
and less error-prone, especially for first-timers and students.
How to do it: theme toggle in the toolbar or Ctrl+Shift+T; Workflow panel is docked on the
left by default; Session Compare via File → Compare Sessions….
🇧🇷 Português
O que é: recursos gerais de usabilidade. Um tema Dia/Noite/Automático
(Ctrl+Shift+T) — o tema Noite usa cores escuras e vermelhos suavizados pra preservar sua visão
noturna no telescópio. Um painel de Workflow guiado ("modo escola") mostra cada etapa do
processo com um botão ▶ Fazer, ideal para salas de aula. Notificações toast não
bloqueantes confirmam ações sem te interromper. Uma pilha completa de Desfazer/Refazer
(Ctrl+Z/Ctrl+Y) cobre as medições. Um diálogo de Comparação de Sessão permite comparar
resultados de fotometria/astrometria entre duas sessões salvas lado a lado.
Para que serve: isso não muda seus dados — torna todo o processo mais confortável e menos
propenso a erro, especialmente pra quem está começando e estudantes.
Como fazer: alternador de tema na barra de ferramentas ou Ctrl+Shift+T; o painel Workflow
fica ancorado à esquerda por padrão; Comparação de Sessão via Arquivo → Comparar Sessões….
🇬🇧 Advanced: every algorithm mentioned above (WCS projections, refraction, PSF fitting,
photometry equations, FFT registration, ClumpFind, ADES format) is described with full
mathematics in docs/technical-reference.md in the repository. Next: see the complete
observation-to-submission workflow in Manual, or look up any term in Glossary.
🇧🇷 Avançado: todo algoritmo mencionado acima (projeções WCS, refração, ajuste de PSF,
equações de fotometria, registro por FFT, ClumpFind, formato ADES) está descrito com a
matemática completa em docs/technical-reference.md no repositório. Próximo: veja o fluxo
completo de observação até submissão no Manual, ou procure qualquer termo no
Glossary.
🇬🇧 English / 🇧🇷 Português
- Home — What is AstroFind? / O que é o AstroFind?
- Quick-Start — 10 steps, zero to first measurement / 10 passos, zero à primeira medição
- Tutorial — Every feature, what/why/how / Toda função, o quê/por quê/como
- Manual — Full workflow: observation → reduction → submission / Fluxo completo: observação → redução → submissão
- Glossary — Jargon dictionary / Dicionário de jargão
- FAQ — Common problems & answers / Problemas comuns & respostas
Advanced / Avançado
docs/technical-reference.md (repository / repositório)
License / Licença: AGPL-3.0 Status: v0.9.0-beta