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Fotometría (astronomía)

Fotómetro espacial de la misión Kepler En astronomía , la fotometría , del griego foto- ("luz") y -metría ("medida"), es una técnica que se utiliza para medir el flujo o la inte...

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Fotómetro espacial de la misión Kepler

En astronomía , la fotometría , del griego foto- ("luz") y -metría ("medida"), es una técnica que se utiliza para medir el flujo o la intensidad de la luz emitida por los objetos astronómicos . [ 1 ] Esta luz se mide a través de un telescopio mediante un fotómetro , a menudo fabricado con dispositivos electrónicos como un fotómetro CCD o un fotómetro fotoeléctrico que convierte la luz en corriente eléctrica mediante el efecto fotoeléctrico . Al calibrarse con 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 empleados para realizar fotometría dependen de la región de longitud de onda estudiada. En su forma más básica, la fotometría se lleva a cabo recogiendo luz y haciéndola pasar a través de filtros ópticos fotométricos especializados , para luego capturar y registrar la energía luminosa con un instrumento fotosensible. Se definen conjuntos estándar de bandas de paso (denominados 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, que compara el brillo del objeto objetivo con estrellas de magnitudes fijas conocidas. [ 6 ] El uso de múltiples filtros de paso de banda con fotometría relativa se denomina fotometría absoluta . [ 7 ] Un gráfico de magnitud en función del tiempo produce una curva de luz , que proporciona información considerable sobre el proceso físico que causa los cambios de brillo. [ 8 ] Los fotómetros fotoeléctricos de precisión pueden medir la luz estelar alrededor de 0,001 magnitudes. [ 9 ]

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. [ 10 ] Conociendo el área del objeto y la intensidad promedio de la luz a través del objeto astronómico se determina el brillo superficial en términos de magnitudes por segundo de arco cuadrado, mientras que integrando la luz total del objeto extendido se puede calcular el brillo en términos de su magnitud total, salida de energía o luminosidad por unidad de área superficial.

Métodos

Curva de luz de Eta Carinae en varias bandas de paso diferentes.

La astronomía fue una de las primeras aplicaciones de la fotometría. Los fotómetros modernos utilizan filtros de paso de banda estándar especializados en las longitudes de onda ultravioleta , visible e infrarroja del espectro electromagnético . [ 4 ] Cualquier conjunto de filtros adoptado con propiedades de transmisión de luz conocidas se denomina sistema fotométrico y permite establecer propiedades particulares sobre las estrellas y otros tipos de objetos astronómicos. [ 11 ] Se utilizan regularmente varios sistemas importantes, como el sistema UBV [ 12 ] (o el sistema UBVRI extendido [ 13 ] ), el infrarrojo cercano JHK [ 14 ] o el sistema Strömgren uvbyβ . [ 11 ]

Históricamente, la fotometría en el infrarrojo cercano hasta el ultravioleta 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 célula fotosensible como un tubo fotomultiplicador . [ 4 ] Estos han sido reemplazados en gran medida por cámaras CCD que pueden capturar imágenes de múltiples objetos simultáneamente, aunque los fotómetros fotoeléctricos todavía se utilizan en situaciones especiales, [ 15 ] como cuando se requiere una resolución temporal fina. [ 16 ]

Magnitudes e índices de color

Los métodos fotométricos modernos definen las magnitudes y los colores de los objetos astronómicos mediante fotómetros electrónicos que se visualizan a través de filtros de paso de banda de color estándar. Esto difiere de otras expresiones de magnitud visual aparente [ 8 ] observadas por el ojo humano u obtenidas mediante fotografía [ 4 ] , que suelen aparecer en textos y catálogos astronómicos 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 usando letras minúsculas, como "v", "b" o "p", etc. [ 17 ] Por ejemplo, las magnitudes visuales como m v , [ 18 ] mientras que las magnitudes fotográficas son m ph / m p o magnitudes fotovisuales m p o m pv . [ 18 ] [ 4 ] Por lo tanto, una estrella de sexta magnitud podría indicarse como 6.0V, 6.0B, 6.0v o 6.0p. Debido a que la luz estelar se mide en un rango diferente de longitudes de onda a lo largo del espectro electromagnético y se ve afectada por diferentes sensibilidades fotométricas instrumentales a la luz, no son necesariamente equivalentes en valor numérico. [ 17 ] Por ejemplo, la magnitud aparente en el sistema UBV para la estrella similar al Sol 51 Pegasi [ 19 ] es 5,46V, 6,16B o 6,39U, [ 20 ] correspondientes a las magnitudes observadas a través de cada uno de los filtros visuales 'V', azules 'B' o ultravioletas 'U'.

Las diferencias de magnitud entre filtros indican diferencias de color y están relacionadas con la temperatura. [ 21 ] El uso de filtros B y V en el sistema UBV produce el índice de color B–V. [ 21 ] 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. [ 22 ] [ 20 ] Conociendo los resultados B–V se determina la temperatura superficial de la estrella, [ 23 ] encontrando una temperatura superficial efectiva de 5768±8 K. [ 24 ]

Otra aplicación importante de los índices de color es la representación gráfica de la magnitud aparente de una estrella frente al índice de color B-V. Esto establece las relaciones importantes que se encuentran entre conjuntos de estrellas en los diagramas 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 , [ 25 ] la evolución estelar comparativa entre las estrellas que lo componen o determinarán la edad relativa del cúmulo. [ 26 ]

Debido a la gran cantidad de sistemas fotométricos diferentes adoptados por los astrónomos, hay muchas expresiones de magnitudes y sus índices. [ 11 ] 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' [ 27 ] (con los filtros fotométricos azul y rojo, G BP y G RP [ 28 ] ) o el sistema fotométrico Strömgren tiene letras minúsculas de 'u', 'v', 'b', 'y', y dos filtros 'β' ( Hidrógeno-beta ) estrechos y anchos. [ 11 ] Algunos sistemas fotométricos también tienen ciertas ventajas. Por ejemplo, la fotometría Strömgren se puede utilizar para medir los efectos del enrojecimiento y la extinción interestelar . [ 29 ] Strömgren permite calcular parámetros a partir de los filtros b e y ( índice de color de b  − y ) sin los efectos de enrojecimiento, como los índices m 1 y c 1 . [ 29 ]   

Aplicaciones

Fotómetro AERONET

Existen numerosas aplicaciones astronómicas que utilizan sistemas fotométricos. Las mediciones fotométricas pueden combinarse con la ley del inverso del cuadrado para determinar la luminosidad de un objeto si se conoce su distancia , o su distancia si se conoce su luminosidad. Otras propiedades físicas de un objeto, como su temperatura o composición química, también pueden determinarse 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 , [ 8 ] o para detectar planetas extrasolares en tránsito . Las mediciones de estas variaciones pueden utilizarse, 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 energía total emitida por las supernovas. [ 8 ]

Fotometría CCD

Una cámara CCD ( dispositivo de carga acoplada ) es esencialmente una cuadrícula de fotómetros que mide y registra simultáneamente los fotones provenientes de todas las fuentes en el campo de visión. Dado que cada imagen CCD registra la fotometría de múltiples objetos a la vez, se pueden realizar diversas 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 de un objeto de comparación conocido. La señal observada de un objeto normalmente cubrirá muchos píxeles según la función de dispersión de punto (PSF) del sistema. Este ensanchamiento se debe tanto a la óptica del telescopio como a la visión 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. [ 30 ] 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. [ 30 ] [ 31 ] Esto dará como resultado el valor de flujo bruto del objeto objetivo. Al realizar fotometría en un campo muy denso, como un cúmulo globular , donde los perfiles de las estrellas se superponen significativamente, se deben utilizar técnicas de desmezcla, como el ajuste de la PSF para determinar los valores de flujo individuales de las fuentes superpuestas. [ 32 ]

Calibraciones

Después de determinar el flujo de un objeto en recuentos, 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. Por lo general, las observaciones se procesan para fotometría relativa o diferencial. [ 33 ] La fotometría relativa es la medición del brillo aparente de múltiples objetos en relación con otros. 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 en el 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.

Fotometría absoluta

Para realizar 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 ser adicional a todas las demás correcciones mencionadas anteriormente. Normalmente, esta corrección se realiza observando el/los objeto(s) de interés a través de múltiples filtros y también observando varias estrellas estándar fotométricas . [ 34 ] Si las estrellas estándar no se pueden observar simultáneamente con el/los objetivo(s), esta corrección debe realizarse en condiciones fotométricas, cuando el cielo está despejado y la extinción es una función simple de la masa de aire .

Fotometría relativa

Para realizar fotometría relativa, se compara la magnitud del objeto medida por el instrumento con la de un objeto de referencia conocido, y luego se corrigen las mediciones para tener en cuenta las variaciones espaciales en la sensibilidad del instrumento y la extinción atmosférica. Esto suele ir acompañado de la corrección de sus variaciones temporales, especialmente cuando los objetos que se comparan están demasiado alejados en el cielo para ser observados simultáneamente. [ 6 ] Al realizar la calibración a partir de una imagen que contiene tanto el objeto objetivo como el objeto de referencia muy próximos, y utilizando un filtro fotométrico que coincide con la magnitud del catálogo del objeto de referencia, la mayoría de las variaciones de medición se reducen a cero.

Fotometría diferencial

La fotometría diferencial es la más sencilla de las calibraciones y la más útil para observaciones de series temporales. [ 5 ] Al usar fotometría CCD, tanto el objeto objetivo como el de comparación se observan simultáneamente, con los mismos filtros, usando el mismo instrumento y a través de la misma trayectoria óptica. La mayoría de las variables de observación se eliminan y la magnitud diferencial es simplemente la diferencia entre la magnitud instrumental del objeto objetivo y la del objeto de comparación (∆Mag = C Mag – T Mag). Esto es muy útil al graficar el cambio de magnitud a lo largo del tiempo de un objeto objetivo y generalmente se compila en una curva de luz . [ 5 ]

Fotometría de superficie

Para objetos espacialmente extensos como las galaxias , a menudo interesa medir la distribución espacial del brillo dentro de la galaxia en lugar de simplemente medir su brillo total. El brillo superficial de un objeto es su brillo por unidad de ángulo sólido visto en proyección sobre el cielo, y la medición del brillo superficial se conoce como fotometría superficial. [ 10 ] Una aplicación común sería la medición del perfil de brillo superficial de una galaxia, es decir, su brillo superficial en función de la distancia al 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. [ 35 ]

Fotometría forzada

En la fotometría forzada , las mediciones se realizan en una ubicación específica en lugar de para un objeto específico . Se denomina "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 observada. La fotometría forzada permite extraer una magnitud, o un límite superior para la magnitud, en una ubicación celeste elegida. [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]

Software

Existen varios programas informáticos gratuitos para la fotometría de apertura sintética y la fotometría de ajuste de la función de dispersión puntual (PSF).

SExtractor [ 39 ] y Aperture Photometry Tool [ 40 ] 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 cuenta con una interfaz gráfica de usuario (GUI) adecuada para el estudio de imágenes individuales. DAOPHOT es reconocido como el mejor software para fotometría de ajuste de PSF. [ 32 ]

Además, Photutils, [ 41 ] un paquete del proyecto Astropy , ofrece herramientas para fotometría de apertura y ajuste de PSF.

Organizaciones

Existen diversas organizaciones, tanto profesionales como aficionadas, que recopilan y comparten datos fotométricos y los ponen a disposición en línea. Algunos sitios recopilan los datos principalmente como recurso para otros investigadores (por ejemplo, AAVSO) y otros solicitan contribuciones de datos para sus propias investigaciones (por ejemplo, CBA):

  • Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables ( AAVSO ). [ 42 ]
  • Astronomyonline.org [ 43 ]
  • Centro de Astrofísica de Patio Trasero (CBA). [ 44 ]

Véase también

Referencias

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