En astronomía , 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 los 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 por el efecto fotoeléctrico . Cuando se calibran 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 de la región de longitud de onda en estudio. En su forma más básica, la fotometría se lleva a cabo reuniendo luz y pasándola 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 (llamados 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 estelar [5] o la fotometría relativa comparando el brillo del objeto objetivo con estrellas con magnitudes fijas conocidas. [6] El uso de múltiples filtros de paso de banda con fotometría relativa se denomina fotometría absoluta . Un gráfico de magnitud en función del tiempo produce una curva de luz , que proporciona información considerable sobre el proceso físico que provoca los cambios de brillo. [7] Los fotómetros fotoeléctricos de precisión pueden medir la luz de las estrellas en torno a una magnitud de 0,001. [8]
La técnica de fotometría de superficie también se puede utilizar con objetos extendidos como planetas , cometas , nebulosas o galaxias que miden 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 la integración de la luz total del objeto extendido puede calcular el brillo en términos de su magnitud total, salida de energía o luminosidad por unidad de área de superficie.
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La astronomía fue una de las primeras aplicaciones de la fotometría. Los fotómetros modernos utilizan 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 de transmisión de luz conocidas se denomina sistema fotométrico y permite el establecimiento de propiedades particulares sobre las 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] ), el infrarrojo cercano JHK [13] o el sistema Strömgren uvbyβ . [10]
Históricamente, la fotometría en el infrarrojo cercano hasta el ultravioleta de longitud de onda corta se realizaba con un fotómetro fotoeléctrico, un instrumento que medía la intensidad de la luz de un solo objeto dirigiendo su luz hacia una celda fotosensible como un tubo fotomultiplicador . [4] Estos han sido reemplazados en gran medida por cámaras CCD que pueden obtener imágenes simultáneas de varios objetos, aunque los fotómetros fotoeléctricos todavía se utilizan en situaciones especiales, [14] como cuando se requiere una resolución temporal fina. [15]
Los métodos fotométricos modernos definen magnitudes y colores de objetos astronómicos utilizando fotómetros electrónicos observados a través de filtros de paso de banda de colores estándar. Esto difiere de otras expresiones de magnitud visual aparente [7] observadas por el ojo humano u obtenidas por fotografía: [4] que suelen aparecer en textos y catálogos astronómicos más antiguos.
Las magnitudes medidas por fotómetros en algunos sistemas fotométricos comunes (UBV, UBVRI o JHK) se expresan con una letra mayúscula, como "V" (m V ) o "B" (m B ). Otras magnitudes estimadas por el ojo humano se expresan utilizando letras minúsculas, como "v", "b" o "p", etc. [16] Por ejemplo, las magnitudes visuales son m v , [17] mientras que las magnitudes fotográficas son m ph / m p o las magnitudes fotovisuales m p o m pv . [17] [4] Por lo tanto, una estrella de sexta magnitud podría indicarse como 6,0 V, 6,0 B, 6,0 v o 6,0 p. Debido a que la luz de las estrellas se mide en un rango diferente de longitudes de onda en todo el espectro electromagnético y se ve afectada por diferentes sensibilidades fotométricas instrumentales a la luz, no son necesariamente equivalentes en valor numérico. [16] Por ejemplo, la magnitud aparente en el sistema UBV para la estrella similar al Sol 51 Pegasi [18] es 5,46 V, 6,16 B o 6,39 U, [19] correspondientes a magnitudes observadas a través de cada uno de los filtros visuales 'V', azul 'B' o ultravioleta 'U'.
Las diferencias de magnitud entre los filtros indican diferencias de color y están relacionadas con la temperatura. [20] El uso de filtros B y V en el sistema UBV produce el índice de color B–V. [20] Para 51 Pegasi , el B–V = 6,16 – 5,46 = +0,70, lo que sugiere una estrella de color amarillo que concuerda con su tipo espectral G2IV. [21] [19] Conocer los resultados de B–V determina la temperatura superficial de la estrella, [22] encontrando una temperatura superficial efectiva de 5768±8 K. [23]
Otra aplicación importante de los índices de color es la representación gráfica de la magnitud aparente de la estrella frente al índice de color B–V. Esto forma las importantes relaciones que se encuentran entre conjuntos de estrellas en los diagramas de color-magnitud , que para las estrellas es la versión observada del diagrama de Hertzsprung-Russell . Normalmente, las mediciones fotométricas de múltiples objetos obtenidas a través de dos filtros mostrarán, por ejemplo en un cúmulo abierto , [24] la evolución estelar comparativa entre las estrellas que lo componen o para determinar la edad relativa del cúmulo. [25]
Debido a la gran cantidad de diferentes sistemas fotométricos adoptados por los astrónomos, existen muchas expresiones de magnitudes y sus índices. [10] Cada uno de estos sistemas fotométricos más nuevos, excluyendo los sistemas UBV, UBVRI o JHK, asigna una letra mayúscula o minúscula al filtro utilizado. Por ejemplo, las magnitudes utilizadas por Gaia son 'G' [26] (con los filtros fotométricos azul y rojo, G BP y G RP [27] ) o el sistema fotométrico de Strömgren que tiene letras minúsculas de 'u', 'v', 'b', 'y', y dos filtros estrechos y anchos 'β' ( Hidrógeno-beta ). [10] Algunos sistemas fotométricos también tienen ciertas ventajas. Por ejemplo, la fotometría de Strömgren se puede utilizar para medir los efectos del enrojecimiento y la extinción interestelar . [28] Strömgren permite el cálculo de parámetros de los filtros b e y ( índice de color de b − y ) sin los efectos del enrojecimiento, como los índices m 1 y c 1 . [28]
Los sistemas fotométricos tienen muchas aplicaciones astronómicas. Las mediciones fotométricas se pueden combinar con la ley del cuadrado inverso para determinar la luminosidad de un objeto si se puede determinar su distancia , o su distancia si se conoce su luminosidad. Otras propiedades físicas de un objeto, como su temperatura o composición química, también se pueden determinar mediante espectrofotometría de banda ancha o estrecha.
La fotometría también se utiliza para estudiar las variaciones de luz de objetos como estrellas variables , planetas menores , núcleos galácticos activos y supernovas , [7] o para detectar planetas extrasolares en tránsito . Las mediciones de estas variaciones se pueden utilizar, por ejemplo, para determinar el período orbital y los radios de los miembros de un sistema estelar binario eclipsante , el período de rotación de un planeta menor o una estrella, o la producción total de energía de las supernovas. [7]
Una cámara CCD ( dispositivo de carga acoplada ) es esencialmente una red de fotómetros que miden y registran simultáneamente los fotones que provienen de todas las fuentes en el campo de visión. Debido a que cada imagen CCD registra la fotometría de múltiples objetos a la vez, se pueden realizar varias formas de extracción fotométrica en los datos registrados; típicamente relativa, absoluta y diferencial. Las tres requerirán la extracción de la magnitud de la imagen bruta del objeto objetivo y un objeto de comparación conocido. La señal observada de un objeto generalmente cubrirá muchos píxeles de acuerdo con la función de dispersión de puntos (PSF) del sistema. Este ensanchamiento se debe tanto a la óptica del telescopio como a la visibilidad astronómica . Al obtener fotometría de una fuente puntual , el flujo se mide sumando toda la luz registrada del objeto y restando la luz debida al cielo. [29] La técnica más simple, conocida como fotometría de apertura, consiste en sumar los recuentos de píxeles dentro de una apertura centrada en el objeto y restar el producto del recuento promedio del cielo cercano por píxel y el número de píxeles dentro de la apertura. [29] [30] Esto dará como resultado el valor de flujo bruto del objeto de destino. Al realizar fotometría en un campo muy poblado, como un cúmulo globular , donde los perfiles de las estrellas se superponen significativamente, se deben utilizar técnicas de descombinación, como el ajuste PSF para determinar los valores de flujo individuales de las fuentes superpuestas. [31]
Después de determinar el flujo de un objeto en conteos, el flujo normalmente se convierte en magnitud instrumental . Luego, la medición se calibra de alguna manera. Las calibraciones que se utilicen dependerán en parte del tipo de fotometría que se esté realizando. Normalmente, las observaciones se procesan para fotometría relativa o diferencial. [32] La fotometría relativa es la medición del brillo aparente de múltiples objetos entre sí. La fotometría absoluta es la medición del brillo aparente de un objeto en un sistema fotométrico estándar ; estas mediciones se pueden comparar con otras mediciones fotométricas absolutas obtenidas con diferentes telescopios o instrumentos. La fotometría diferencial es la medición de la diferencia de brillo de dos objetos. En la mayoría de los casos, la fotometría diferencial se puede realizar con la mayor precisión , mientras que la fotometría absoluta es la más difícil de realizar con alta precisión. Además, la fotometría precisa suele ser más difícil cuando el brillo aparente del objeto es más débil.
Para realizar una fotometría absoluta, es necesario corregir las diferencias entre la banda de paso efectiva a través de la cual se observa un objeto y la banda de paso utilizada para definir el sistema fotométrico estándar. Esto suele sumarse a todas las demás correcciones mencionadas anteriormente. Normalmente, esta corrección se realiza observando el objeto o los objetos de interés a través de múltiples filtros y también observando varias estrellas estándar fotométricas . Si las estrellas estándar no se pueden observar simultáneamente con el objetivo o los objetivos, esta corrección se debe realizar en condiciones fotométricas, cuando el cielo está despejado y la extinción es una función simple de la masa de aire .
Para realizar la fotometría relativa, se compara la magnitud del instrumento del objeto con un objeto de comparación conocido y luego se corrigen las mediciones para las variaciones espaciales en la sensibilidad del instrumento y la extinción atmosférica. Esto se hace a menudo además de corregir sus variaciones temporales, en particular cuando los objetos que se comparan están demasiado separados en el cielo para ser observados simultáneamente. [6] Al realizar la calibración a partir de una imagen que contiene tanto el objeto objetivo como los objetos de comparación en estrecha proximidad, y usar un filtro fotométrico que coincida con la magnitud del catálogo del objeto de comparación, la mayoría de las variaciones de medición disminuyen a cero.
La fotometría diferencial es la más simple de las calibraciones y la más útil para las observaciones de series temporales. [5] Cuando se utiliza la fotometría CCD, tanto el objetivo como los objetos de comparación se observan al mismo tiempo, con los mismos filtros, utilizando el mismo instrumento y vistos a través del mismo camino óptico. La mayoría de las variables de observación se eliminan y la magnitud diferencial es simplemente la diferencia entre la magnitud del instrumento del objeto objetivo y el objeto de comparación (∆Mag = C Mag – T Mag). Esto es muy útil cuando se traza el cambio en la magnitud a lo largo del tiempo de un objeto objetivo, y generalmente se compila en una curva de luz . [5]
En el caso de objetos espacialmente extendidos, como las galaxias , suele ser interesante medir la distribución espacial del brillo dentro de la galaxia en lugar de simplemente medir el brillo total de la galaxia. El brillo superficial de un objeto es su brillo por unidad de ángulo sólido tal como se ve en la proyección en el cielo, y la medición del brillo superficial se conoce como fotometría de superficie. [9] Una aplicación común sería la medición del perfil de brillo superficial de una galaxia, es decir, su brillo superficial en función de la distancia desde el centro de la galaxia. Para ángulos sólidos pequeños, una unidad útil de ángulo sólido es el segundo de arco cuadrado , y el brillo superficial a menudo se expresa en magnitudes por segundo de arco cuadrado. El diámetro de las galaxias a menudo se define por el tamaño de la isofota de magnitud 25 en la banda B azul. [33]
En la fotometría forzada , las mediciones se realizan en una ubicación específica en lugar de para un objeto específico . Es "forzada" en el sentido de que se puede tomar una medición incluso si no hay ningún objeto visible (en la banda espectral de interés) en la ubicación que se observa. La fotometría forzada permite extraer una magnitud, o un límite superior para la magnitud, en una ubicación elegida del cielo. [34] [35] [36]
Hay varios programas informáticos gratuitos disponibles para fotometría de apertura sintética y fotometría de ajuste PSF.
SExtractor [37] y Aperture Photometry Tool [38] son ejemplos populares de fotometría de apertura. El primero está orientado a la reducción de datos de estudios de galaxias a gran escala, y el segundo tiene una interfaz gráfica de usuario (GUI) adecuada para estudiar imágenes individuales. DAOPHOT es reconocido como el mejor software para fotometría de ajuste de PSF. [31]
Existen varias organizaciones, tanto profesionales como amateurs, que recopilan y comparten datos fotométricos y los ponen a disposición en línea. Algunos sitios recopilan los datos principalmente como un recurso para otros investigadores (por ejemplo, AAVSO) y otros solicitan contribuciones de datos para sus propias investigaciones (por ejemplo, CBA):