Fotometría (astronomía)
A fotometría é a rama da astronomía que se dedica a medir o brillo dos diferentes astros: estrelas, planetas, satélites, asteroides, cometas etc.
A escala de brillos das estrelas foi establecida polo astrónomo grego Hiparco de Nicea, quen dividiu estes brillos en cinco graos ou magnitudes. Máis tarde, coa introdución do telescopio por Galileo en 1609, ampliouse a escala para incluír os astros telescópicos, invisíbeis para o ollo humano pola súa extrema debilidade.
Os astros máis brillantes (como o Sol) teñen magnitude negativa, mentres que os máis débiles téñena positiva, sendo esta tanto maior canto máis débiles son: o Sol ten magnitude -26,8, Sirio -1,5, a Estrela Polar 2,12, Urano 5,8, Neptuno 7,2 e Plutón 13,6. A das estrelas máis débiles que un telescopio profesional pode capturar é superior a 25.
No século XIX Norman Pogson determinou correctamente a escala de magnitudes, de tal maneira que o salto dunha magnitude a outra (por exemplo, da 1ª á 2ª, ou da 2ª á 3ª) corresponde a un cambio igual a 2,512 veces, sendo este valor a raíz quinta de 100.
Existen distintos métodos empregados na fotometría: fotometría visual, fotográfica, con fotómetro fotoeléctrico (fotometría fotoeléctrica) e, máis recentemente, con cámaras CCD (fotometría CCD); todos eles traballan en distintas bandas (Banda V, Banda B etc.) segundo o filtro utilizado ao efectuar as medicións.
Para efectuar estas mediciones definíronse uns sistemas fotométricos, os máis coñecidos dos cales son o UBV de W. W. Morgan e Harold Johnson e o UBVRI de A. Cousins e J. Menzies.
Se a precisión coa que se medían as magnitudes a mediados do século XX era dunha centésima, co uso da fotometría CCD ampliouse esta precisión a milésimas de magnitude: en 2006, a dezmilésimas de magnitude, nun estudo fotométrico do cúmulo aberto M67. En 2009 lanzouse ao espazo o satélite Kepler levando un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millón (1/50.000).[1]
Notas
[editar | editar a fonte]- ↑ "Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets" (PDF) (en inglés). Arquivado dende o orixinal (PDF) o 10 de marzo de 2009. Consultado o 13 de agosto de 2014.
Véxase tamén
[editar | editar a fonte]Bibliografía
[editar | editar a fonte]- Cousins, A. W. J. (1976): "VRI standards in the E regions", Mem. R. Astron. Soc, vol. 81, pp. 25 e ss.
- Cousins, A. W. J. (1978): "VRI Photometry of E and F Region Stars", Astr. Soc. South Africa, vol. 3, pp. 8 e ss.
- Johnson, H. L. & W. W. Morgan (1951): "On the Color-Magnitude Diagram of the Pleiades", Astrophysical Journal, vol. 114, pp. 522 e ss. Resume.
- Johnson, H. L. & Morgan, W. W. (1953): "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas·, Astrophysical Journal, vol. 117, p. 313 e ss. Resume.
- Morgan, W. W.; Harris, D. L. & Johnson, H. L. (1953): "Some Characteristics of Color Systems", Astrophysical Journal, vol. 118, pp. 92 e ss.
- VRI standards in the E regions, Cousins, A. W. J., Mem. R. Astron. Soc, 81, 25 (1976).
- VRI Photometry of E and F Region Stars, Cousins, A. W. J., M. N. Astr. Soc. South Africa, 3, 8 (1978).
