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 esta 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 XIXNorman 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.
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.
Si la precisión con la que se medían las magnitudes a mediados del s. XX era de una centésima, con el uso de la fotometría CCD se ha ampliado esta precisión a milésimas de magnitud: en 2006, a diezmilésimas de magnitud, en un estudio fotométrico del cúmulo abiertoM67. En 2009 el satélite Kepler se lanzó al espacio con un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millón (1/50 000)[1]
«Kepler: NASA’s First Mission Capable of Finding Earth-Size Planets» (en inglés). Consultado el 7 de marzo de 2009.
Fuentes
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).
Datos:Q1073340
Septiembre 06, 2021
fotometría, para, otros, usos, este, término, véase, desambiguación, fotometría, rama, astronomía, dedica, medir, brillo, diferentes, astros, estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, escala, brillos, estrellas, establecida, astrónomo, griego, hipar. Para otros usos de este termino vease Fotometria desambiguacion La fotometria es la rama de la Astronomia que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros estrellas planetas satelites asteroides cometas etc La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astronomo griego Hiparco de Nicea quien dividio estos brillos en cinco grados o magnitudes mas tarde con la invencion del telescopio por Galileo en 1609 se amplio la escala para incluir estos astros telescopicos invisibles al ojo humano por su extrema debilidad Los astros mas brillantes como el Sol tienen magnitud negativa mientras que los mas debiles la tienen positiva siendo esta tanto mayor cuanto mas debiles son el Sol tiene magnitud 26 8 Sirio 1 5 la Estrella Polar 2 12 Urano 5 8 Neptuno 7 2 y Pluton 13 6 Las estrellas mas debiles que un telescopio profesional puede capturar es superior a la 25 En el siglo XIX Norman Pogson determino 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 raiz quinta de 100 Existen distintos metodos fotometria visual fotografica con fotometro fotoelectrico fotometria fotoelectrica y mas reciente con camaras CCD fotometria CCD todos ellos trabajan en distintas bandas Banda V Banda B etc segun el filtro utilizado al efectuar las mediciones Para efectuar estas mediciones se han definido unos sistemas fotometricos los mas conocidos de los cuales son el UBV de W W Morgan y Harold Johnson y el UBVRI de A Cousins y J Menzies Si la precision con la que se median las magnitudes a mediados del s XX era de una centesima con el uso de la fotometria CCD se ha ampliado esta precision a milesimas de magnitud en 2006 a diezmilesimas de magnitud en un estudio fotometrico del cumulo abierto M67 En 2009 el satelite Kepler se lanzo al espacio con un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millon 1 50 000 1 Vease tambien EditarFotometria fotoelectrica Fotometria CCDReferencias Editar Kepler NASA s First Mission Capable of Finding Earth Size Planets en ingles Consultado el 7 de marzo de 2009 Fuentes EditarOn 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 Datos Q1073340Obtenido de https es wikipedia org w index php title Fotometria amp oldid 130319705, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,
