Fotometría

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.

Las estrellas más débiles que un telescopio profesional puede capturar es superior a la 25.

[2]​ Se han sustituido en gran medida por las cámaras CCD que pueden tomar imágenes simultáneamente de múltiples objetos, aunque los fotómetros fotoeléctricos se siguen utilizando en situaciones especiales,[13]​ such as where fine time resolution is required.

Ello se diferencia de otras modalidades de magnitud visual aparente[5]​ observadas por el ojo humano u obtenidas mediante fotografía:[2]​ que por lo general aparecen en textos y catálogos astronómicos antiguos.

Hay muchas aplicaciones astronómicas que se utilizan con los sistemas fotométricos.

Las mediciones fotométricas pueden combinarse con la ley de la inversa del cuadrado para determinar la luminosidad de un objeto si se puede determinar su distancia, o su distancia si se conoce su luminosidad.

La fotometría también se utiliza para estudiar las variaciones de luz de objetos como estrellas variables, planetas menores, núcleos galácticos activos y supernovas,[5]​ o para detectar planeta extrasolar en tránsito.

Este ensanchamiento se debe tanto a la óptica del telescopio como al seeing astronómico.

[17]​ La fotometría relativa es la medición del brillo aparente de múltiples objetos en relación con los demás.

Esto es a menudo además de todas las otras correcciones discutidas anteriormente.

Si las estrellas estándar no pueden observarse simultáneamente con los objetivos, esta corrección debe realizarse en condiciones fotométricas, cuando el cielo está despejado y la extinción es una función simple de la masa de aire.