La fotometría , del griego foto- ("luz") y -metría ("medida"), es una técnica utilizada en astronomía que se ocupa de medir el flujo o la intensidad de la luz irradiada por objetos astronómicos . [1] Esta luz se mide a través de un telescopio utilizando un fotómetro , a menudo fabricado con dispositivos electrónicos como un fotómetro CCD o un fotómetro fotoeléctrico que convierte la luz en una corriente eléctrica mediante el efecto fotoeléctrico . Cuando se calibra contra estrellas estándar(u otras fuentes de luz) de intensidad y color conocidos, los fotómetros pueden medir el brillo o la magnitud aparente de los objetos celestes.
Los métodos utilizados para realizar la fotometría dependen del régimen de longitud de onda en estudio. En su forma más básica, la fotometría se realiza recolectando luz y haciéndola pasar a través de filtros de paso de banda ópticos fotométricos especializados , y luego capturando y registrando la energía de la luz con un instrumento fotosensible. Se definen conjuntos estándar de bandas de paso (llamado sistema fotométrico ) para permitir una comparación precisa de las observaciones. [2] Una técnica más avanzada es la espectrofotometría que se mide con un espectrofotómetro y observa tanto la cantidad de radiación como su distribución espectral detallada . [3]
La fotometría también se utiliza en la observación de estrellas variables , [4] mediante diversas técnicas, como la fotometría diferencial que mide simultáneamente el brillo de un objeto objetivo y las estrellas cercanas en el campo de estrellas [5] o la fotometría relativa comparando el brillo del objetivo . objeto a estrellas con magnitudes fijas conocidas. [6] El uso de múltiples filtros de paso de banda con fotometría relativa se denomina fotometría absoluta . Una gráfica de magnitud contra el tiempo produce una curva de luz , que proporciona información considerable sobre el proceso físico que causa los cambios de brillo. [7]Los fotómetros fotoeléctricos de precisión pueden medir la luz de las estrellas alrededor de 0.001 de magnitud. [8]
La técnica de fotometría de superficie también se puede utilizar con objetos extendidos como planetas , cometas , nebulosas o galaxias que mide la magnitud aparente en términos de magnitudes por segundo de arco cuadrado. [9] Conocer el área del objeto y la intensidad promedio de la luz a través del objeto astronómico determina el brillo de la superficie en términos de magnitudes por segundo de arco cuadrado, mientras que al integrar la luz total del objeto extendido se puede calcular el brillo en términos de su magnitud total. , producción de energía o luminosidad por unidad de superficie.
Los fotómetros emplean el uso de filtros de banda de paso estándar especializados en las longitudes de onda ultravioleta , visible e infrarroja del espectro electromagnético . [4] Cualquier conjunto adoptado de filtros con propiedades conocidas de transmisión de luz se denomina sistema fotométrico y permite el establecimiento de propiedades particulares sobre estrellas y otros tipos de objetos astronómicos. [10] Se utilizan regularmente varios sistemas importantes, como el sistema UBV [11] (o el sistema UBVRI extendido [12] ), infrarrojo cercano JHK [13]o el sistema Strömgren uvbyβ . [10]
Históricamente, la fotometría en el infrarrojo cercano a través del ultravioleta de onda corta se hacía con un fotómetro fotoeléctrico, un instrumento que medía la intensidad de la luz de un solo objeto dirigiendo su luz hacia una célula fotosensible como un tubo fotomultiplicador . [4] Estos han sido reemplazados en gran medida por cámaras CCD que pueden tomar imágenes de múltiples objetos simultáneamente, aunque los fotómetros fotoeléctricos todavía se usan en situaciones especiales, [14] como cuando se requiere una resolución de tiempo fina. [15]