Método

1. Datos

Imágenes de nivel 2 de SPHEREx de las versiones DR1 y QR3 (l2b-v27), leídas directamente del bucket público de S3 de NASA/IRSA. El índice tiene 809 593 exposiciones de los detectores D4–D6 y 1 630 148 claves de S3; D1–D3 ven el mismo cielo que su par D4–D6, desplazado por el dicroico.

No se simula nada: cada imagen, espectro y medición sale de estos archivos, de Gaia DR3 y SIMBAD para las posiciones, o de JPL Horizons para las efemérides.

2. SPHEREx como observador

Seis detectores H2RG con píxeles de 6.15″ comparten un filtro lineal variable: cada fila de un detector ve una longitud de onda algo distinta, así que una exposición muestrea una banda estrecha por fila, y los 102 canales juntos cubren 0.75–4.99 µm. Cada exposición dura 113.58 s.

3. Longitud de onda de cada píxel

La longitud de onda de cada píxel sale del WCS espectral a resolución completa (cal-swcs-v5-2026-191), nunca submuestreado: submuestrear cada 4 píxeles deja el percentil 99 dentro de 1 nm, pero oculta saltos de cientos de nanómetros en los bordes. Los píxeles a menos de 20 px de un borde se excluyen de los espectros.

La calibración v5 desplaza D5 y D6 en +6.3 nm respecto de la anterior y deja D1–D4 sin cambio. De forma independiente, nuestro censo de cometas había medido que la banda de CO₂ de D5 caía unos 3.7 ± 0.9 nm por debajo de su longitud de onda de laboratorio: la nueva calibración lo corrige en el mismo sentido. Usamos v5 tal como se publica y dejamos libre el desplazamiento de banda en cada ajuste.

4. Diff λ: el mismo cielo al mismo color

Como cada fila ve otra longitud de onda, restar dos visitas deja un residuo en casi todas las estrellas. Diff λ construye, para cada cuadro, una referencia del cielo estático a la longitud de onda de ese cuadro: toma hasta 8 cuadros de otras visitas cuya longitud de onda esté a menos de 3 anchos de canal y, píxel a píxel, ajusta una recta en longitud de onda (con recorte a 3σ) si las referencias rodean la del cuadro, o toma su mediana si no (sin extrapolar). Un cuadro necesita al menos 3 referencias; si no, Diff λ se declara no disponible.

La diferencia es cuadro menos referencia. Lo que no cambió se cancela; lo que se movió aparece positivo donde está y negativo donde estaba; σ es 1.4826 × la desviación absoluta mediana y fija la escala de color de ±5σ.

Medido en las notas de investigación (no recalculado aquí): el χ²ᵣ de los ajustes de banda de cometas bajó de 104 a 6.5 en 24P y de 440 a 32 en C/2024 J3 al restar el cielo de esta forma.

5. Fotometría de un píxel

Los espectros salen de un ajuste forzado de la PSF efectiva muestreada de la exposición (radio de 4 px, fondo libre), con la máscara oficial de calidad. La máscara descarta SUR_ERROR, NONFUNC, DICHROIC, MISSING_DATA, HOT, COLD, NONLINEAR, PERSIST, BLOOM, SNOWBALL, HALO, SATELLITE_HALO. Los píxeles saturados (OVERFLOW) no se enmascaran, como recomienda el equipo de SPHEREx; se marcan.

No se aplica corrección de apertura: la ganancia absoluta de SPHEREx se calibró con fotometría ePSF, así que el flujo de la ePSF muestreada ya es el flujo calibrado. Una versión inicial que la aplicaba contaba dos veces las alas de la PSF y dejaba W2 un 10% alto. El error de cada punto es σ² más un sistemático del 3% del flujo, en cuadratura.

Comprobación con 2MASS y WISE: 41 estrellas aisladas en los campos CDFS, COSMOS, NEP. Flujo de SPHEREx dividido por el del catálogo, con la dispersión entre estrellas:

La media de las cinco bandas es 0.994 y todas están entre 0.972 y 1.011. Citamos el intervalo completo, cerca de ±3%, y no una sola cifra: un −3.5% inicial en un campo no se repitió en los otros dos.

6. Gas de los cometas

El gas de los cometas se mide en espectros sin cielo con un modelo físico de la banda ν₃ del CO₂ (ramas P y R, niveles rotacionales pares, temperatura rotacional y un desplazamiento de longitud de onda libre). El CO y el H₂O usan sus propias ventanas: CO en D6 a 4.60–4.74 µm, H₂O en D4 a 2.50–2.86 µm y CO₂ en D5 a 3.85–4.42 µm.

La tasa de producción Q sale de un modelo de Haser de la molécula madre en una apertura de 3 px con un anillo de fondo de 40–55 px. En el régimen de estos datos, Q es casi proporcional a la velocidad de salida y casi no depende de la vida media, así que la velocidad domina el sistemático: suponer 0.50 en lugar de 0.85 r_h^−0.5 km/s baja Q cerca de un 40%.

Incertidumbre: un Monte Carlo de 4 000 realizaciones sobre el flujo (estadística y dispersión del perfil), calibración de 5%, factor g de 5%, vida media lognormal (0.3) y velocidad lognormal (0.2); se informan los percentiles 16, 50 y 84.

La detección exige S/N ≥ 5 y χ²ᵣ < 50. Un cometa con banda pero mal ajuste se muestra “con sistemáticos”; uno con 3 ≤ S/N < 5, “marginal”. Los estados actuales son 17 detectados, 2 con sistemáticos, 1 marginales y 0 no detectados entre 20 cometas.

Ver el atlas de cometas

7. Validación

La fotometría se comprueba con 2MASS y WISE (sección 5). Los resultados de cometas se comparan con valores publicados en la página del atlas; un valor dentro del intervalo publicado es consistente con él, no una confirmación independiente.

Los tamaños de asteroides usan el modelo térmico NEATM con η = 1.48 ± 0.44. Frente a NEOWISE en 50 objetos cercanos a la Tierra, el cociente SPHEREx/NEOWISE fuera de muestra abarca 0.67–1.36 (16–84%), cerca de −33%/+36%. La mediana de 1.02 es 1 por construcción, porque η se ajusta para que lo sea: no es una exactitud. Cada diámetro publicado lleva su intervalo, su nivel de evidencia y un piso sistemático de 35%.

Solo 5 de los 50 pares de validación conservan su diámetro absoluto de NEOWISE; la página lo dice y no rellena el resto.

Ver el Small-Body Lab

8. Pruebas nulas e inyecciones

En espectros nulos (aperturas puestas donde no hay cometa), la regla de detección dio 0 falsos positivos de 79. Esta cifra sale de las notas de investigación y no se recalculó para esta versión.

Pendiente: una prueba publicada de inyección y recuperación del flujo de cometas. Mientras no exista, no se afirma ninguna completitud ni tasa de falsas alarmas.

9. Límites

• Es un censo por pasada, no tiempo real: cada objeto se revisita unas pocas veces al año y los datos públicos llegan con semanas de retraso.
• El gas exige objetos cercanos o muy productivos: el flujo de la banda escala como Q r_h⁻² Δ⁻². Más allá de unas 10 au, Q no es fiable.
• La longitud de onda de D5 y D6 depende de la versión de la calibración espectral; el desplazamiento se deja libre en cada ajuste.
• Existe un catálogo profesional de varios cometas (spherex-comet de bumhooLIM, 68 cometas, resultados no públicos). No afirmamos un primer censo; nuestro aporte es una herramienta pública y reproducible con sus verificaciones.
• Las pilas en frío tardan unos 5–6 s; los objetivos precalculados cargan al instante.

10. Reproducibilidad

El registro de abajo se genera a partir de los archivos del propio producto en el commit 06a20ef. El código, los pipelines y las pruebas están en el repositorio.

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