Fotometría
Es el estudio de las variaciones luminosas de un objeto celeste.
Es clásico el caso del estudio de las fluctuaciones luminosas de las estrellasvariables, con el fin de determinar la curva de luz y las causas de tales variaciones.
Sin embargo la fotometría se aplica también al estudio de objetos que pueblan nuestrosistema solar, para extraer indicios indirectos sobre su constituición física y sus características dinámicas.
En una época, la fotometría se realizaba a simple vista, sin el auxilio de instrumentos, y las medidas de luminosidad de un cuerpo celeste se efectuaban por comparación con estrellas de magnitud bien conocida.
Hoy se recurre, en cambio, a sofisticados instrumentos llamados Fotómetros, que aseguran una mayor precisión y fiabilidad de las determinaciones.
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 griegoHiparco 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.
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 abierto M67. En 2009 el satélite Kepler se lanzó al espacio con un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millón (1/50.000).
