Fotometria
La fotometria és una tècnica utilitzada en astronomia per a mesurar el flux o la intensitat de la radiació electromagnètica de diferents astres: estrelles, planetes, satèl·lits, asteroides, cometes, etc. L'escala de lluentors (intensitat lluminosa) de les estrelles va ser establerta per l'astrònom grec Hiparc de Nicea, qui va dividir aquestes lluentors en cinc graus o magnituds; més tard, amb la invenció del telescopi per Galileu en 1609, es va ampliar l'escala per a incloure aquests astres telescòpics, invisibles a l'ull humà per la seva extrema debilitat.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/cb/Kepler_Mission_Space_Photometer_smaller.jpg/220px-Kepler_Mission_Space_Photometer_smaller.jpg)
Els astres més brillants (com el Sol) tenen magnitud negativa mentre que els més febles la tenen positiva, sent aquesta tant major com més febles són: el Sol té magnitud -26,8, Sírius -1,5, l'Estrella Polar 2,12, Urà 5,8, Neptú 7,2 i Plutó 13,6. Les estrelles més febles que un telescopi professional pot capturar és superior a la 25.
En el segle xix Norman Pogson va determinar correctament l'escala de magnituds, de tal manera que el salt d'una magnitud a altra (per exemple de la 1a a la 2a, o de la 2a a la 3a) correspon a un canvi igual a 2,512 vegades, sent aquest valor l'arrel cinquena de 100.
Existeixen diferents mètodes: fotometria visual, fotogràfica, amb fotòmetre fotoelèctric (fotometria fotoelèctrica) i més recent amb càmeres CCD (fotometria CCD); tots ells treballen en diferents bandes (Banda V, Banda B, etc.) segons el filtre utilitzat a l'efectuar els mesuraments.
Per a efectuar aquests mesuraments s'han definit uns sistemes fotomètrics, els més coneguts dels quals són el UBV de W. W. Morgan i Harold Johnson i el UBVRI de A. Cousins i J. Menzies.
Si la precisió amb la qual es mesuraven les magnituds a mitjan segle xx era d'una centèsima, amb l'ús de la fotometria CCD s'ha ampliat aquesta precisió a mil·lèsimes de magnitud (en 2006 a deumil·lèsimes de magnitud, en un estudi fotomètric del cúmul obert M67).
Aplicacions
modificaEls mesuraments fotomètrics es poden combinar amb la llei de la inversa del quadrat per a determinar la lluminositat d'un objecte si es coneix la seva distància, o la distància si es coneix la seva lluminositat. També es poden determinar altres propietats físiques com la temperatura o la composició química a través d'espectrofotometria de banda ampla o estreta. Normalment els mesuraments fotomètrics de diferents objectes obtinguts a través de dos filtres es dibuixen en una diagrama de color-magnitud, que és la versió del diagrama de Hertzprung-Russell per a les estrelles. La fotometria també s'utilitza per a l'estudi de les variacions de llum de les estrelles variables, planetes menors, galàxia activa i supernoves o per a detectar planetes extrasolars en trànsit. Els mesuraments d'aquestes variacions es poden utilitzar, per exemple, per a determinar el període orbital i els radis dels membres d'un sistema d'estrelles binàries eclipsants, el període de rotació d'un planeta menor o una estrella, o la producció total d'energia d'una supernova.