Fotometria
|
Per a altres significats, vegeu «Fotometria (Òptica)». |
La fotometria és una tècnica utilitzada en astronomia per a mesurar el flux o la intensitat de la radiació electromagnètica de diferents astres: estrelles, planetes, satèl·lits, asteroides, cometes, etc. L'escala de lluentors (intensitat lluminosa) de les estrelles va ser establerta per l'astrònom grec Hiparc de Nicea, qui va dividir aquestes lluentors en cinc graus o magnituds; més tard, amb la invenció del telescopi per Galileu en 1609, es va ampliar l'escala per a incloure aquests astres telescòpics, invisibles a l'ull humà per la seva extrema debilitat.
Els astres més brillants (com el Sol) tenen magnitud negativa mentre que els més febles la tenen positiva, sent aquesta tant major com més febles són: el Sol té magnitud -26,8, Sírius -1,5, l'Estrella Polar 2,12, Urà 5,8, Neptú 7,2 i Plutó 13,6. Les estrelles més febles que un telescopi professional pot capturar és superior a la 25.
En el segle xix Norman Pogson va determinar correctament l'escala de magnituds, de tal manera que el salt d'una magnitud a una altra (per exemple de la 1a a la 2a, o de la 2a a la 3a) correspon a un canvi igual a 2,512 vegades, sent aquest valor l'arrel cinquena de 100.
Existeixen diferents mètodes: fotometria visual, fotogràfica, amb fotòmetre fotoelèctric (fotometria fotoelèctrica) i més recent amb càmeres CCD (fotometria CCD). Treballen en diferents bandes (Banda V, Banda B, etc.) segons el filtre utilitzat a l'efectuar els mesuraments. Per a efectuar aquests mesuraments s'han definit uns sistemes fotomètrics, els més coneguts dels quals són el UBV de W. W. Morgan i Harold Johnson i el UBVRI de A. Cousins i J. Menzies.
Si la precisió amb la qual es mesuraven les magnituds a mitjan segle xx era d'una centèsima, amb l'ús de la fotometria CCD s'ha ampliat aquesta precisió a mil·lèsimes de magnitud (el 2006 a deu mil·lèsimes de magnitud, en un estudi fotomètric del cúmul obert M67).
Mètodes
[modifica].png?lang=ca)
Els fotòmetres empren l'ús de filtres estàndard especialitzats de banda de pas en les longituds d'ona ultraviolada, visible i infraroig de l'espectre electromagnètic.[1] Qualsevol conjunt adoptat de filtres amb propietats de transmissió de la llum conegudes es denomina sistema fotomètric, i permet establir propietats particulars sobre les estrelles i altres tipus d'objectes astronòmics.[2] S'utilitzen regularment diversos sistemes importants, com el sistema UBV[3] (o el sistema UBVRI ampliat[4][5]), infraroig pròxim JHK[6] o el Sistema uvbyβ de Strömgren.[2]
Històricament, la fotometria en el pròxim-infraroig fins a l'ultraviolat de longitud d'ona curta es realitzava amb un fotòmetre fotoelèctric, un instrument que mesurava la intensitat de la llum d'un sol objecte dirigint la seva llum cap a una cèl·lula fotosensible com un tub fotomultiplicador.[1] S'han substituït en gran manera per les cambres CCD que poden prendre imatges simultàniament de múltiples objectes, encara que els fotòmetres fotoelèctrics es continuen utilitzant en situacions especials,[7] com ara quan es requereix una resolució temporal precisa.[8]
Índexs de magnitud i color
[modifica]Els mètodes fotomètrics moderns defineixen les magnituds i colors dels objectes astronòmics mitjançant l'ús de fotòmetres electrònics analitzats mitjançant filtres passabanda acolorit estàndard. Això es diferencia d'altres modalitats de magnitud visual aparent[9] observades per l'ull humà o obtingudes mitjançant fotografia:[1] que en general apareixen en textos i catàlegs astronòmics antics.
Aplicacions
[modifica]Els mesuraments fotomètrics es poden combinar amb la llei de la inversa del quadrat per a determinar la lluminositat d'un objecte si se'n coneix la distància, o la distància si es coneix la lluminositat. També es poden determinar altres propietats físiques com la temperatura o la composició química mitjançant espectrofotometria de banda ampla o estreta. Normalment els mesuraments fotomètrics de diferents objectes obtinguts per dos filtres es dibuixen en una diagrama de color-magnitud, que és la versió del diagrama de Hertzprung-Russell per a les estrelles. La fotometria també s'utilitza per a l'estudi de les variacions de llum de les estrelles variables, planetes menors, galàxia activa i supernoves o per a detectar planetes extrasolars en trànsit. Els mesuraments d'aquestes variacions es poden utilitzar, per exemple, per a determinar el període orbital i els radis dels membres d'un sistema d'estrelles binàries eclipsants, el període de rotació d'un planeta menor o una estrella, o la producció total d'energia d'una supernova.
Fotometria CCD
[modifica]Una cambra CCD és essencialment una xarxa de fotòmetres, que mesuren i registren simultàniament els fotons procedents de totes les fonts del camp de visió. Atès que cada imatge CCD registra la fotometria de múltiples objectes alhora, es poden realitzar diverses formes d'extracció fotomètrica de les dades registrades; normalment relativa, absoluta i diferencial. Totes tres requeriran l'extracció de la imatge crua magnitud de l'objecte objectiu, i un objecte de comparació conegut. El senyal observat d'un objecte cobrirà típicament molts píxels segons la funció de dispersió de punts (PSF) del sistema. Aquest eixamplament es deu tant a l'òptica del telescopi com al seeing astronòmic. Quan s'obté fotometria d'una font puntual, el flux es mesura sumant tota la llum registrada de l'objecte i restant la llum deguda al cel.[10] La tècnica més senzilla, coneguda com a fotometria d'obertura, consisteix a sumar els recomptes de píxels dins d'una obertura centrada en l'objecte i restar el producte del recompte mitjà del cel pròxim per píxel i el nombre de píxels dins de l'obertura.[10][11] Això donarà com a resultat el valor del flux brut de l'objecte objectiu. Quan es fa fotometria en un camp molt poblat, com un cúmul globular, on els perfils de les estrelles se superposen significativament, cal utilitzar tècniques de desmescla, com l'ajust de PSF per a determinar els valors de flux individuals de les fonts superposades.
Calibratges
[modifica]Després de determinar el flux d'un objecte en comptes, el flux es converteix normalment en magnitud instrumental. A continuació, el mesurament es calibra d'alguna manera. Els calibratges que s'utilitzin dependran en part del tipus de fotometria que es realitzi. Normalment, les observacions es processen per a la fotometria relativa o diferencial.[12] La fotometria relativa és el mesurament de la lluentor aparent de múltiples objectes en relació amb els altres. La fotometria absoluta és el mesurament de la lluentor aparent d'un objecte en un sistema fotomètric estàndard; aquests mesuraments poden comparar-se amb altres mesuraments fotomètrics absoluts obtinguts amb diferents telescopis o instruments. La fotometria diferencial és el mesurament de la diferència de lluentor de dos objectes. En la majoria dels casos, la fotometria diferencial pot realitzar-se amb la major precisió, mentre que la fotometria absoluta és la més difícil de realitzar amb alta precisió. A més, la fotometria precisa sol ser més difícil quan la lluentor aparent de l'objecte és més feble.
Fotometria absoluta
[modifica]Per a realitzar una fotometria absoluta, s'han de corregir les diferències entre la banda de pas efectiva a través de la qual s'observa un objecte i la banda de pas utilitzada per a definir el sistema fotomètric estàndard. Això és sovint a més de totes les altres correccions discutides anteriorment. En general, aquesta correcció es realitza observant els objectes d'interès a través de múltiples filtres i també observant una sèrie d'estrelles estàndard fotomètriques. Si les estrelles estàndard no poden observar-se simultàniament amb els objectius, aquesta correcció ha de realitzar-se en condicions fotomètriques, quan el cel està buidat i l'extinció és una funció simple de la massa d'aire.
Fotometria relativa
[modifica]Per a realitzar la fotometria relativa, un compara la magnitud de l'instrument de l'objecte amb un objecte de comparació conegut i després corregeix els mesuraments per a les variacions espacials en la sensibilitat de l'instrument i l'extinció atmosfèrica. Sovint, això se suma a la correcció de les seves variacions temporals, particularment quan els objectes que es comparen estan massa separats en el cel per a observar-los simultàniament. Quan es realitza el calibratge a partir d'una imatge que conté tant l'objectiu com els objectes de comparació molt a prop, i s'usa un filtre fotomètric que coincideix amb la magnitud del catàleg de l'objecte de comparació, la majoria de les variacions de mesurament es redueixen a zero.
Fotometria diferencial
[modifica]La fotometria diferencial és la més simple dels calibratges i la més útil per a les observacions de sèries de temps.[13] Quan s'usa la fotometria CCD, tant l'objectiu com els objectes de comparació es perceben al mateix temps, amb els mateixos filtres, usant el mateix instrument i es veuen a través de la mateixa ruta òptica. La majoria de les variables observacionals desapareixen i la magnitud diferencial és simplement la diferència entre la magnitud de l'instrument de l'objecte objectiu i l'objecte de comparació (∆Mag = C Mag – T Mag). Això és molt útil quan es traça el canvi de magnitud al llarg del temps d'un objecte de destí i, en general, es compila en una corba de llum.[13]
Fotometria de superfície
[modifica]Per als objectes espacialment estesos, com les galàxies, sovint és interessant mesurar la distribució espacial de la lluentor dins de la galàxia en lloc de simplement mesurar la lluentor total de la galàxia. La lluentor superficial d'un objecte és la seva lluentor per unitat d'angle sòlid vist en projecció en el cel, i el mesurament de la lluentor superficial es coneix com a fotometria de superfície.[14] Una aplicació comuna seria el mesurament del perfil de lluentor superficial d'una galàxia, és a dir, la seva lluentor superficial en funció de la distància des del centre de la galàxia. Per a angles sòlids petits, una unitat útil d'angle sòlid és el arcsegon, i la lluentor superficial s'expressa sovint en magnituds per arcsegon quadrat.
Vegeu també
[modifica]Referències
[modifica]- ↑ 1,0 1,1 1,2 Miles, R. «Una lleugera història de la fotometria: d'Hiparc al telescopi espacial Hubble.». Diari de l'Associació Astronòmica Britànica, vol. 117, pàg. 178-186. Bibcode: 2007JBAA..117..172M.
- ↑ 2,0 2,1 Bessell, M.S. «Sistemes fotomètrics estàndard». Revista Anual d'Astronomia i Astrofísica, 1, pàg. 293-336. Bibcode: 2005ARA&A..43..293B. DOI: 10.1146/annurev.astro.41.082801.100251. ISSN: 0066-4146.
- ↑ Johnson, H. L.; Morgan, W. W. «Fotometria estel·lar fonamental per a estàndards de tipus espectral al sistema revisat de l'atles espectral de Yerkes». The Astrophysical Journal, pàg. 313-352. Bibcode: 1953ApJ...117..313J.
- ↑ Landolt, A.U. (1 July 1992). "UBVRI photometric standard stars in the magnitude range 11.5-16.0 around the celestial equator". The Astronomical Journal. 104: 340–371.
- ↑ Landolt, A.U. «Estrelles estàndard fotomètriques del UBVRI al rang de magnituds 11,5-16,0 al voltant de l'equador celeste». La Revista Astronòmica, pàg. 340-371. Bibcode: 1992AJ....104..340L.
- ↑ Hewett, P.C.; Warren, S.J.; Leggett, S.K.; Hodgkin, S.T. «El sistema fotomètric UKIRT Infrared Deep Sky Survey ZY JHK: bandes de pas i colors sintètics». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 2006, pàg. 454-468. arXiv: astro-ph/0601592. Bibcode: 2006MNRAS.367..454H. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2005.09969.x.
- ↑ CSIRO Astronomy and Space Science. «Astronomia fotoelèctrica». CSIRO: Australian Telescope National Facility, 2015. [Consulta: 21 maig 2019].
- ↑ Walker, E.W.. «CCD Photometry». British Astronomical Association. [Consulta: 21 maig 2019].
- ↑ North, G.; James, N. Observació d'estrelles variables, noves i supernoves. Cambridge University Press, 21 d'agost de 2014. ISBN 978-1-107-63612-5.
- ↑ 10,0 10,1 {{cite journal | last = Mighell| first = K.J. | fecha = 1999 | title = Algorismes per a la fotometria estel·lar CCD | journal = ASP Conference Series | volumen = 172 | páginas = 317-328| bibcode = 1999ASPC..172..317M}
- ↑ Laher, R.R.; Gorjian, V.; Rebull, L.M.; Masci first4 = F.J.; Fowler primer5 = J.W.; Helou first6 = G.; Kulkarni first7 = S.R.; Law first8 = N.M. «Eina de fotometria d'obertura». Publicacions de la Societat Astronòmica del Pacífic. Bibcode: 2012PASP..124..737L. DOI: 10.1086/666883.
- ↑ Gerald R. Hubbell. Scientific Astrophotography: How amateurs can generate and use professional image data. Springer Science & Business Media, 9 de novembre de 2012. ISBN 978-1-4614-5173-0.
- ↑ 13,0 13,1 Kern, J.~R.; Bookmyer, B.~B. «Differential photometry of HDE 310376, a fast variable star». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 98, 1986, pàg. 1336-1341. Bibcode: 1986PASP...98.1336K. DOI: 10.1086/131940.
- ↑ Palei, A.B. «Fotòmetres integrats». Astronomia Soviètica. Bibcode: 1968SvA....12..164P.
Bibliografia
[modifica]- On the Color-Magnitude Diagram of the Pleiades, H. L. Johnson, W. W. Morgan, ApJ 114, 522 (1951).
- Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas, 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 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).