Fotometría
Para otros usos de este
término, véase Fotometría (desambiguación).
La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los
diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. 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.
Los astros más brillantes (como el Sol)
tienen magnitud negativa mientras que los más débiles la tienen positiva,
siendo ésta tanto mayor cuanto más débiles son: el Sol tiene magnitud -26,8, Sirio -1,5,
la Estrella Polar 2,12, Urano 5,8, Neptuno 7,2 y Plutón 13,6. Las
estrellas más débiles que un telescopio profesional puede capturar es superior
a la 25.
En el siglo XIX Norman Pogson determinó correctamente la escala de
magnitudes, de tal manera que el salto de una magnitud a otra (por ejemplo de
la 1ª a la 2ª, o de la 2ª a la 3ª) corresponde a un cambio igual a 2,512 veces,
siendo este valor la raíz quinta de 100.
Existen distintos métodos: fotometría visual, fotográfica, con fotómetro fotoeléctrico (fotometría fotoeléctrica)
y más reciente con cámaras CCD (fotometría CCD); todos ellos trabajan en distintas bandas (Banda V, Banda B, etc.) según el filtro utilizado al efectuar las mediciones.
Para efectuar estas mediciones se han definido unos sistemas fotométricos, los
más conocidos de los cuales son el UBV de W. W. Morgan y Harold Johnson y
el UBVRI de A. Cousins y J. Menzies.
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