Fotometría
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La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astros telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad.
Los astros más brillantes (como el Sol) tienen magnitud negativa mientras que los más débiles la tienen positiva, siendo esta tanto mayor cuanto más débiles son: el Sol tiene magnitud -26,8, Sirio -1,5, la Estrella Polar 2,12, Urano 5,8, Neptuno 7,2 y Plutón 13,6. Las estrellas más débiles que un telescopio profesional puede capturar es superior a la 25.
En el siglo XIX, Norman Pogson determinó correctamente la escala de magnitudes, de tal manera que el salto de una magnitud a otra (por ejemplo, de la 1.ª a la 2.ª, o de la 2.ª a la 3.ª) corresponde a un cambio igual a 2,512 veces, siendo este valor la raíz quinta de 100.
Existen distintos métodos: fotometría visual, fotográfica, con fotómetro fotoeléctrico (fotometría fotoeléctrica) y más reciente con cámaras CCD (fotometría CCD); todos ellos trabajan en distintas bandas (Banda V, Banda B, etc.) según el filtro utilizado al efectuar las mediciones.
Para efectuar estas mediciones se han definido unos sistemas fotométricos, los más conocidos de los cuales son el UBV de W. W. Morgan y Harold Johnson y el UBVRI de A. Cousins y J. Menzies.
Si la precisión con la que se medían las magnitudes a mediados del siglo XX era de una centésima, con el uso de la fotometría CCD se ha ampliado esta precisión a milésimas de magnitud: en 2006, a diezmilésimas de magnitud, en un estudio fotométrico del cúmulo abierto M67. En 2009 el satélite Kepler se lanzó al espacio con un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millón (1/50 000)[1]
La fotometría también se utiliza en la observación de estrellas variabless,[2] mediante diversas técnicas como la fotometría diferencial, que mide simultáneamente el brillo de un objeto y de las estrellas cercanas en el campo estelar[3] o fotometría relativa comparando el brillo del objeto objetivo con estrellas de magnitudes fijas conocidas.[4] El uso de múltiples filtros de paso de banda con fotometría relativa se denomina fotometría absoluta. Un trazado de la magnitud frente al tiempo produce una curva de luz, arrojando información considerable sobre el proceso físico que causa los cambios de brillo.[5] Los fotómetros fotoeléctricos de precisión pueden medir la luz de las estrellas en torno a 0,001 de magnitud.[6]
La técnica de fotometría de superficie también puede utilizarse con objetos extendidos como planetas, cometas, nebulosae o galaxias que mide la magnitud aparente en términos de magnitudes por segundo de arco cuadrado.[7] Conociendo el área del objeto y la intensidad media de la luz a través del objeto astronómico se determina el brillo superficial en términos de magnitudes por segundo de arco cuadrado, mientras que integrando la luz total del objeto extendido se puede entonces calcular el brillo en términos de su magnitud total, producción de energía o luminosidad por unidad de superficie.