La fotometría es una técnica de la astronomía referida al que mide el flujo, o intensidad radiación electromágnetica de s del objeto de un astronómico la '. Generalmente, la fotometría refiere a la medida sobre vendas grandes de la longitud de onda de la radiación ; pero, cuando no sólo la cantidad de radiación pero su distribución espectral se mide se utiliza la espectrofotometría del término.

Métodos

Los métodos usados para realizar la fotometría dependen del régimen de la longitud de onda bajo estudio. En su más básico, la fotometría es conducida recolectando la radiación en un telescopio, quizás el paso de él a través de óptico especializado filtra y después la captura y la registración de la energía ligera con un instrumento fotosensible. El sistema de las bandas útiles (filtros) se llama un sistema fotométrico .

Históricamente, la fotometría en el cercano infrarrojo a través ultravioleta de la largo-longitud de onda fue hecha con un fotómetro fotoeléctrico, un instrumento del que midió la intensidad de luz de un solo objeto dirigiendo su luz encendido a una célula fotosensible. Se han substituido en gran parte por las cámaras del CCD que pueden simultáneamente los objetos múltiples de la imagen, aunque los fotómetros fotoeléctricos todavía se utilizan en las situaciones especiales, tales como donde se requiere la resolución del período culminante.

Fotometría del CCD

Al usar una cámara del CCD para conducir la fotometría allí ser un número de maneras posibles de extraer una medida fotométrica (e. la magnitud de una estrella) de la imagen cruda del CCD. La señal observada de un objeto será manchada típicamente ( convolved ) sobre muchos pixeles por la función de extensión del punto . Esto que ensancha es debido a la óptica en el telescopio así como al que ve astronómico (el centellear). Al obtener la fotometría para una fuente de punto (un objeto con un diámetro angular que es mucho más pequeño que la resolución del telescopio) la meta es agregar para arriba toda la luz del objeto y restar de la luz debido al cielo. La técnica más simple, del adición encima de las cuentas del pixel dentro de un círculo centrado en el objeto y de restar de una cuenta media del cielo, se conoce como fotometría de la abertura del . Al hacer la fotometría en un campo muy apretado, tal como un racimo globular, donde los perfiles de estrellas se traslapan perceptiblemente, una debe utilizar técnicas de la deconvolución, tales como función de extensión del punto del que cabe, para determinar los flujos individuales de las fuentes traslapadas.

Calibraciones

Después de determinar el flujo de un objeto en cuentas, una debe calibrar la medida de cierta manera. Qué calibraciones son necesarias depender en parte de qué tipo de fotometría se está haciendo. Uno habla típicamente de realizar la fotometría del diferencial, relativa o absoluta. La fotometría diferenciada es la medida de cambios en el brillo de un objeto en un cierto plazo; estas medidas se compilan en una curva de la luz del objeto. La fotometría relativa es la medida de los brillos evidentes de los objetos múltiples en relación con. El que la fotometría absoluta es la medida del brillo evidente de un objeto en un sistema fotométrico estándar, estas medidas se puede comparar con otras medidas fotométricas absolutas obtenidas con los diversos telescopios/instrumentos. En la mayoría de los casos la fotometría diferenciada se puede hacer con la precisión más alta, mientras que la fotometría absoluta es la más difícil de hacer con la alta precisión. La fotometría exacta es generalmente más difícil cuando el brillo evidente del objeto es más débil.

Para realizar la fotometría diferenciada una debe corregir las medidas para los cambios temporales en la sensibilidad del instrumento así como cambios en la extinción atmosférica con la cual se observa el objeto (al observar de la tierra). Esto es hecha típicamente simultáneamente observando un número de estrellas de la comparación del, que se asumen para ser constantes, junto con los objetos del interés.

Para realizar la fotometría relativa una debe corregir las medidas para las variaciones espaciales en la sensibilidad del instrumento y de la extinción atmosférica. Esto está a menudo además de la corrección para sus variaciones temporales, particularmente cuando los objetos que son comparados son demasiado lejanos aparte en el cielo que se observará simultáneamente.

Para realizar la fotometría absoluta una debe corregir para las diferencias entre la banda útil eficaz a través de la cual se observa un objeto y la banda útil usada para definir el sistema fotométrico estándar. Esto está a menudo además de las todas las otras correcciones discutidas arriba. Esta corrección es hecha típicamente observando los objetos del interés a través de los filtros múltiples y también observando un número de estrellas fotométricas del estándar. Si las estrellas estándar no se pueden observar simultáneamente con las blancos, esta corrección se debe hacer bajo condiciones fotométricas, cuando el cielo es despejado y la extinción es una función simple Airmass .

Usos

Las medidas fotométricas se pueden combinar con la ley del Inverso-cuadrado para determinar la luminosidad de un objeto si su distancia puede ser resuelta, o de su distancia si se sabe su luminosidad. Otras características físicas de un objeto, tales como su temperatura o composición química, pueden ser resueltas vía la espectrofotometría amplia o de banda estrecha. Las medidas típicamente fotométricas de los objetos múltiples obtenidos a través de dos filtros se trazan en un diagrama de la color-magnitud del, que para las estrellas es la versión observada del diagrama de Hertzsprung-Russell. La fotometría también se utiliza para estudiar las variaciones ligeras de objetos tales como estrellas variables, planetas de menor importancia, núcleos galácticos activos y supernovas, o para detectar el el transitar de los planetas extrasolar . Las medidas de estas variaciones se pueden utilizar, por ejemplo, para determinar el período orbital y los radios de los miembros de un que eclipsa el sistema de la estrella binaria, el período de la rotación de un planeta de menor importancia o de una estrella, o la salida de la energía total de una supernova.

Ver también

Espectroscopia
Radiometría
Albedo
Parámetros de Hapke
Función de distribución bidireccional de la reflexión

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Zenithic

Almáttki áss

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