Fotometria

Fotómetro espacial de la missió Kepler.

La fotometria és la branca de la astronomia que es dedica a medir la lluentor dels diferents astres: estrelas, planetas, satèlits, asteroides, cometas, etc. L'escala de lluentors de les estreles va ser establida per l'astrònom grec Hiparco de Nicea, qui va dividir estes lluentors en cinc graus o magnituts; més vesprada, en l'invenció del telescopi per Galeo en 1609, es va ampliar la escala per a incloure estos astres telescòpics, invisibles a l'ull humà per la seua extrema debilitat. Els astres més lluents (com el Sol) tenen magnitut negativa mentres que els més dèbils la tenen positiva, sent esta tant major quant més dèbils són: el Sol té magnitut -26,8, Siri -1,5, la Estrela Polar 2,12, Urà 5,8, Neptú 7,2 i Plutó 13,6. Les estreles més dèbils que un telescopi professional pot capturar és superior a la 25. En el XIX, Norman Pogson va determinar correctament l'escala de magnituts, de tal manera que el bot d'una magnitut a una atra (per eixemple, de la 1.ª a la 2.ª, o de la 2.ª a la 3.ª) correspon a un canvi igual a 2,512 voltes, sent este valor la raïl quinta de 100. Existixen distints métodos: fotometria visual, fotogràfica, en fotómetro fotoeléctrico (fotometria fotoeléctrica) i més recent en cambras CCD (fotometria CCD); tots ells treballen en distintes bandes (Banda V, Banda B, etc.) segons el filtre utilisat en efectuar les medicions. Per a efectuar estes medicions s'han definit uns sistemes fotomètrics, els més coneguts dels quals són el UBV de W. W. Morgan i Harold Johnson i el UBVRI d'A. Cousins i J. Menzies. Si la precisió en la que es medien les magnituts a mitan del XX era d'una centèsima, en l'us de la fotometria CCD s'ha ampliat esta precisió a milèsimes de magnitut: en 2006, a diezmilésimas de magnitut, en un estudi fotomètric del cúmul obert M67. En 2009 el satèlit Kepler es va llançar a l'espai en un sensor capaç de detectar canvis de 20 parts per milló (1/50 000)

La fotometria també s'utilisa en l'observació d'estreles variables, per mig de diverses tècniques com la fotometria diferencial, que medix simultàneament la lluentor d'un objecte i de les estreles propenques en el camp estelar o fotometria relativa comparant la lluentor de l'objecte objectiu en estreles de magnituts fixes conegudes. L'us de múltiples filtres de pas de banda en fotometria relativa es denomina fotometria absoluta. Un traçat de la magnitut front al temps produïx una curva de llum, tirant informació considerable sobre el procés físic que causa els canvis de lluentor. Els fotómetros fotoeléctricos de precisió poden medir la llum de les estreles entorn a 0,001 de magnitut.

La tècnica de fotometria de superfície també pot utilisar-se en objectes estesos com planetas, cometas, nebulosai o galàxies que medix la magnitut aparent en térmens de magnituts per segon d'arc quadrat. Coneixent l'àrea de l'objecte i l'intensitat mija de la llum per mig de l'objecte astronòmic es determina el lluentor superficial en térmens de magnituts per segon d'arc quadrat, mentres que integrant la llum total de l'objecte estés es pot llavors calcular la lluentor en térmens de la seua magnitut total, producció d'energia o lluminositat per unitat de superfície.

Métodos

Eta Carinae curva de llum en vàries banda de pas diferents

Els fotómetros ampren l'us de filtres estàndar especialisats de banda de pas en les llongituts d'ona ultravioleta, visible i infrarroig del espectre electromagnètic. Qualsevol conjunt adoptat de filtres en propietats de transmissió de la llum conegudes es denomina sistema fotomètric, i permet establir propietats particulars sobre les estreles i atres tipos d'objectes astronòmics. S'utilisen regularment varis sistemes importants, com el sistema UBV (o el sistema UBVRI ampliat), infrarroig propenc JHK o el Sistema uvbyβ de Strömgren.

Històricament, la fotometria en el propenc-infrarroig fins al ultravioleta de llongitut d'ona curta es realisava en un fotómetro fotoeléctrico, un instrument que media l'intensitat de la llum d'un sol objecte dirigint la seua llum cap a una cèlula fotosensible com un tubo fotomultiplicador. S'han substituït en gran mida per les cambres CCD que poden prendre imàgens simultàneament de múltiples objectes, encara que els fotómetros fotoeléctricos se seguixen utilisant en situacions especials, com quan es requerix una resolució temporal fina.

Índexs de magnitut i color

Els métodos fotomètrics moderns definixen les magnituts i colors dels objectes astronòmics per mig de l'us de fotómetros electrònics analisats per mig de filtors pasabanda coloreados estàndar. Això es diferencia d'atres modalitats de magnitut visual aparent observades per l'ull humà o obtingudes per mig de fotografia: que per lo general apareixen en texts i catàlecs astronòmics antics.

Aplicacions

Fotómetro AERONET

Hi ha moltes aplicacions astronòmiques que s'utilisen en els sistemes fotomètrics. Les medicions fotomètriques poden combinar-se en la llei de l'inversa del quadrat per a determinar la lluminositat d'un objecte si es pot determinar el seu distància, o la seua distància si es coneix la seua lluminositat. Atres propietats físiques d'un objecte, com el seu temperatura o la seua composició química, també poden determinar-se per mig d'espectrofotometría de banda ampla o estreta. La fotometria també s'utilisa per a estudiar les variacions de llum d'objectes com estreles variables, planetes menors, núcleus galàctics actius i supernovas, o per a detectar planeta extrasolar en trànsit. Les medicions d'estes variacions poden utilisar-se, per eixemple, per a determinar el periodo orbital i el ràdio dels membres d'un sistema d'estrela binaria deslizante, el periodo de rotació d'un planeta menor o una estrela, o la producció total d'energia de les supernovas.

Fotometria CCD

Una cambra CCD és essencialment una ret de fotómetros, que medixen i registren simultàneament els fotons procedents de totes les fonts del camp de visió. Ya que cada image CCD registra la fotometria de múltiples objectes al mateix temps, es poden realisar vàries formes d'extracció fotomètrica de les senyes registrades; normalment relativa, absoluta i diferencial. Les tres requeriran l'extracció de l'image crua magnitut de l'objecte objectiu, i un objecte de comparació conegut. La senyal observada d'un objecte cobrirà típicament molts píxels segons la funció de dispersió de punts (PSF) del sistema. Esta eixamplada es deu tant a l'òptica del telescopi com al seeing astronòmic. Quan s'obté fotometria d'una font puntual, el fluix es medix sumant tota la llum registrada de l'objecte i restant la llum deguda al cel. La tècnica més senzilla, coneguda com a fotometria d'obertura, consistix en sumar els recontes de píxels dins d'una obertura centrada en l'objecte i restar el producte del reconte mig del cel propenc per píxel i el número de píxels dins de l'obertura. Açò donarà com resultat el valor del fluix brut de l'objecte objectiu. Quan es fa fotometria en un camp molt poblat, com un cúmul globular, a on els perfils de les estreles se superponen significativament, cal utilisar tècniques de desmezcla, com l'ajust de PSF per a determinar els valors de fluix individuals de les fonts superpostes.

Calibraciones

Despuix de determinar el fluix d'un objecte en contes, el fluix es convertix normalment en magnitut instrumental. A continuació, la medició es calibra d'alguna manera. Les calibraciones que s'utilisen dependran en part del tipo de fotometria que es realise. Normalment, les observacions es processen per a la fotometria relativa o diferencial. La fotometria relativa és la medició de la lluentor aparent de múltiples objectes en relació en els demés. La fotometria absoluta és la medició de la lluentor aparent d'un objecte en un sistema fotomètric estàndart; estes medicions poden comparar-se en atres medicions fotomètriques absolutes obtingudes en diferents telescopis o instruments. La fotometria diferencial és la medició de la diferència de lluentor de dos objectes. En la majoria dels casos, la fotometria diferencial pot realisar-se en la major precisió, mentres que la fotometria absoluta és la més difícil de realisar en alta precisió. Ademés, la fotometria precisa sol ser més difícil quan el lluentor aparent de l'objecte és més dèbil.

Fotometria absoluta

Per a realisar una fotometria absoluta, es deuen corregir les diferències entre la banda de pas efectiva per mig de la qual s'observa un objecte i la banda de pas utilisada per a definir el sistema fotomètric estàndart. Açò és a sovint ademés de totes les atres correccions discutides anteriorment. Per lo general, esta correcció es realisa observant els objectes d'interés per mig de múltiples filtres i també observant una série d'estreles estàndar fotomètriques . Si les estreles estàndar no poden observar-se simultàneament en els objectius, esta correcció deu realisar-se en condicions fotomètriques, quan el cel està rebujat i l'extinció és una funció simple de la massa d'aire.

Fotometria relativa

Per a realisar la fotometria relativa, un compara la magnitut de l'instrument de l'objecte en un objecte de comparació conegut i despuix corrig les medicions per a les variacions espacials en la sensibilitat de l'instrument i l'extinció atmosfèrica. A sovint, açò se sumixca a la correcció de les seues variacions temporals, particularment quan els objectes que es comparen estan massa separats en el cel per a observar-els simultàneament. [6] Quan es realisa la calibració a partir d'una image que conté tant l'objectiu com els objectes de comparació molt prop, i s'usa un filtre fotomètric que coincidix en la magnitut del catàlec de l'objecte de comparació, la majoria de les variacions de medició es reduïxen a zero.

Fotometria diferencial

La fotometria diferencial és la més simple de les calibraciones i la més útil per a les observacions de séries de temps. Quan s'usa la fotometria CCD, tant l'objectiu com els objectes de comparació s'observen al mateix temps, en els mateixos filtres, usant el mateix instrument i es veuen per mig de la mateixa ruta òptica. La majoria de les variables observacionals desapareixen i la magnitut diferencial és simplement la diferència entre la magnitut de l'instrument de l'objecte objectiu i l'objecte de comparació (∆Mag = C Mag – T Mag). Açò és molt útil quan es traça el canvi de magnitut a lo llarc del temps d'un objecte de destí i, per lo general, es compila en una curva de llum.

Fotometria de superfície

Per als objectes espacialmente estesos, com les galàxias, a sovint és interessant medir la distribució espacial de la lluentor dins de la galàxia en lloc de simplement medir la lluentor total de la galàxia. El lluentor superficial d'un objecte és la seua lluentor per unitat d'àngul sòlit vist en proyecció en el cel, i la medició de la lluentor superficial es coneix com a fotometria de superfície. Una aplicació comuna seria la medició del perfil de lluentor superficial d'una galàxia, és dir, la seua lluentor superficial en funció de la distància des del centre de la galàxia. Per a ànguls sòlits chicotets, una unitat útil d'àngul sòlit és el arcosegundo, i la lluentor superficial s'expressa a sovint en magnituts per arcosegundo quadrat.

Vore també

• Fotometria fotoeléctrica
• Fotometria CCD

Bibliografia

• On the Color-Magnitude Diagram of the Pleiades, H. L. Johnson, W. W. Morgan, ApJ 114, 522 (1951).
• Fonamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atles, Johnson, H. L.; Morgan, W. W., ApJ 117, 313 (1953).
• Some Characteristics of Color Systems, Morgan, W. W.; Harris, D. L.; Johnson, H. L. ApJ 118, 92M (1953).
• VRI standards in the I regions, Cousins, A. W. J., Mem. R. Astron. Soc, 81, 25 (1976).
• VRI Photometry of I and F Region Stars, Cousins, A. W. J., M. N. Astr. Soc. South Africa, 3, 8 (1978).