Fotometria (astronomia) -Photometry (astronomy)

Fotômetro espacial da Missão Kepler

Fotometria , do grego foto- ("luz") e -metria ("medida"), é uma técnica usada na astronomia que se preocupa em medir o fluxo ou a intensidade da luz irradiada por objetos astronômicos . Essa luz é medida através de um telescópio usando um fotômetro , geralmente feito com dispositivos eletrônicos como um fotômetro CCD ou um fotômetro fotoelétrico que converte luz em corrente elétrica pelo efeito fotoelétrico . Quando calibrados contra estrelas padrão (ou outras fontes de luz) de intensidade e cor conhecidas, os fotômetros podem medir o brilho ou a magnitude aparente de objetos celestes.

Os métodos usados ​​para realizar a fotometria dependem da região do comprimento de onda em estudo. Em sua forma mais básica, a fotometria é realizada coletando luz e passando-a por filtros fotométricos ópticos passa-banda especializados e, em seguida, capturando e registrando a energia da luz com um instrumento fotossensível. Conjuntos padrão de bandas passantes (chamados de sistema fotométrico ) são definidos para permitir a comparação precisa das observações. Uma técnica mais avançada é a espectrofotometria , que é medida com um espectrofotômetro e observa tanto a quantidade de radiação quanto sua distribuição espectral detalhada .

A fotometria também é utilizada na observação de estrelas variáveis , por várias técnicas como, fotometria diferencial que mede simultaneamente o brilho de um objeto alvo e estrelas próximas no campo estelar ou fotometria relativa comparando o brilho do objeto alvo com estrelas com estrelas fixas conhecidas magnitudes. O uso de vários filtros passa-banda com fotometria relativa é chamado de fotometria absoluta . Um gráfico de magnitude em relação ao tempo produz uma curva de luz , fornecendo informações consideráveis ​​sobre o processo físico que causa as mudanças de brilho. Fotômetros fotoelétricos de precisão podem medir a luz das estrelas em torno de 0,001 de magnitude.

A técnica de fotometria de superfície também pode ser usada com objetos estendidos como planetas , cometas , nebulosas ou galáxias que medem a magnitude aparente em termos de magnitudes por segundo de arco quadrado. Conhecer a área do objeto e a intensidade média da luz através do objeto astronômico determina o brilho da superfície em termos de magnitudes por segundo de arco quadrado, enquanto a integração da luz total do objeto estendido pode calcular o brilho em termos de sua magnitude total, saída de energia ou luminosidade por unidade de área de superfície.

Métodos

A astronomia foi uma das primeiras aplicações da fotometria. Os fotômetros modernos usam filtros de banda passante padrão especializados nos comprimentos de onda ultravioleta , visível e infravermelho do espectro eletromagnético . Qualquer conjunto de filtros adotado com propriedades conhecidas de transmissão de luz é chamado de sistema fotométrico e permite o estabelecimento de propriedades particulares sobre estrelas e outros tipos de objetos astronômicos. Vários sistemas importantes são usados ​​regularmente, como o sistema UBV (ou o sistema UBVRI estendido), o infravermelho próximo JHK ou o sistema Strömgren uvbyβ .

Historicamente, a fotometria no infravermelho próximo ao ultravioleta de comprimento de onda curto era feita com um fotômetro fotoelétrico, instrumento que media a intensidade luminosa de um único objeto direcionando sua luz para uma célula fotossensível como um tubo fotomultiplicador . Estes foram amplamente substituídos por câmeras CCD que podem gerar imagens simultaneamente de vários objetos, embora os fotômetros fotoelétricos ainda sejam usados ​​em situações especiais, como quando é necessária uma boa resolução de tempo.

Magnitudes e índices de cores

Métodos fotométricos modernos definem magnitudes e cores de objetos astronômicos usando fotômetros eletrônicos vistos através de filtros passa-banda coloridos padrão. Isso difere de outras expressões de aparente magnitude visual observadas pelo olho humano ou obtidas por fotografia: que costumam aparecer em textos e catálogos astronômicos mais antigos.

Magnitudes medidas por fotômetros em alguns sistemas fotométricos comuns (UBV, UBVRI ou JHK) são expressas com letra maiúscula. por exemplo, 'V" (m V ), "B" (m B ), etc. Outras magnitudes estimadas pelo olho humano são expressas usando letras minúsculas. por exemplo, "v", "b" ou "p", etc. por exemplo Visual magnitudes como m v , enquanto as magnitudes fotográficas são mph / m p ou magnitudes fotovisuais m p ou m pv . Portanto, uma estrela de 6ª magnitude pode ser declarada como 6,0V, 6,0B, 6,0v ou 6,0p. Porque a luz das estrelas é medida uma faixa diferente de comprimentos de onda em todo o espectro eletromagnético e são afetados por diferentes sensibilidades fotométricas instrumentais à luz, eles não são necessariamente equivalentes em valor numérico. Por exemplo, a magnitude aparente no sistema UBV para a estrela semelhante ao sol 51 Pegasi é 5,46V , 6,16B ou 6,39U, correspondendo às magnitudes observadas através de cada um dos filtros visuais 'V', azul 'B' ou ultravioleta 'U'.

As diferenças de magnitude entre os filtros indicam diferenças de cor e estão relacionadas à temperatura. O uso de filtros B e V no sistema UBV produz o índice de cores B–V. Para 51 Pegasi , o B–V = 6,16 – 5,46 = +0,70, sugerindo uma estrela de cor amarela que concorda com seu tipo espectral G2IV. Conhecer os resultados B-V determina a temperatura da superfície da estrela, encontrando uma temperatura efetiva da superfície de 5768±8 K.

Outra aplicação importante dos índices de cores é plotar graficamente a magnitude aparente da estrela em relação ao índice de cores B-V. Isso forma as relações importantes encontradas entre conjuntos de estrelas em diagramas de magnitude de cor , que para estrelas é a versão observada do diagrama de Hertzsprung-Russell . Normalmente, as medições fotométricas de vários objetos obtidos através de dois filtros mostrarão, por exemplo, em um aglomerado aberto , a evolução estelar comparativa entre as estrelas componentes ou para determinar a idade relativa do aglomerado.

Devido ao grande número de diferentes sistemas fotométricos adotados pelos astrônomos, existem muitas expressões de magnitudes e seus índices. Cada um desses sistemas fotométricos mais recentes, excluindo os sistemas UBV, UBVRI ou JHK, atribui uma letra maiúscula ou minúscula ao filtro usado. por exemplo, as magnitudes usadas pelo Gaia são 'G' (com os filtros fotométricos azul e vermelho, G BP e G RP ) ou o sistema fotométrico Strömgren com letras minúsculas de 'u', 'v', 'b', 'y', e dois filtros 'β' ( hidrogênio-beta ) estreitos e largos . Alguns sistemas fotométricos também apresentam certas vantagens. por exemplo. A fotometria de Strömgren pode ser usada para medir os efeitos do avermelhamento e da extinção interestelar . Strömgren permite o cálculo dos parâmetros dos filtros b e y (índice de cor de b  −  y ) sem os efeitos de avermelhamento, como os índices m  1 e c  1 .

Formulários

Fotômetro AERONET

Existem muitas aplicações astronômicas usadas com sistemas fotométricos. Medições fotométricas podem ser combinadas com a lei do quadrado inverso para determinar a luminosidade de um objeto se sua distância puder ser determinada, ou sua distância se sua luminosidade for conhecida. Outras propriedades físicas de um objeto, como sua temperatura ou composição química, também podem ser determinadas por espectrofotometria de banda larga ou estreita.

A fotometria também é usada para estudar as variações de luz de objetos como estrelas variáveis , planetas menores , núcleos galácticos ativos e supernovas , ou para detectar planetas extrasolares em trânsito . As medições dessas variações podem ser usadas, por exemplo, para determinar o período orbital e os raios dos membros de um sistema estelar binário eclipsante , o período de rotação de um planeta menor ou uma estrela ou a produção total de energia de supernovas.

Fotometria CCD

Uma câmera CCD é essencialmente uma grade de fotômetros, medindo e registrando simultaneamente os fótons vindos de todas as fontes no campo de visão. Como cada imagem CCD registra a fotometria de vários objetos ao mesmo tempo, várias formas de extração fotométrica podem ser executadas nos dados registrados; tipicamente relativa, absoluta e diferencial. Todos os três exigirão a extração da magnitude da imagem bruta do objeto de destino e um objeto de comparação conhecido. O sinal observado de um objeto normalmente cobrirá muitos pixels de acordo com a função de dispersão de ponto (PSF) do sistema. Essa ampliação se deve tanto à ótica do telescópio quanto à visão astronômica . Ao obter a fotometria de uma fonte pontual , o fluxo é medido somando toda a luz registrada do objeto e subtraindo a luz devido ao céu. A técnica mais simples, conhecida como fotometria de abertura, consiste em somar as contagens de pixels dentro de uma abertura centrada no objeto e subtrair o produto da contagem média do céu próximo por pixel e o número de pixels dentro da abertura. Isso resultará no valor de fluxo bruto do objeto de destino. Ao fazer fotometria em um campo muito lotado, como um aglomerado globular , onde os perfis das estrelas se sobrepõem significativamente, deve-se usar técnicas de mistura, como o ajuste PSF para determinar os valores de fluxo individuais das fontes sobrepostas.

Calibrações

Depois de determinar o fluxo de um objeto em contagens, o fluxo é normalmente convertido em magnitude instrumental . Então, a medição é calibrada de alguma forma. As calibrações usadas dependerão em parte do tipo de fotometria que está sendo feita. Normalmente, as observações são processadas para fotometria relativa ou diferencial. A fotometria relativa é a medição do brilho aparente de vários objetos em relação uns aos outros. A fotometria absoluta é a medida do brilho aparente de um objeto em um sistema fotométrico padrão ; estas medições podem ser comparadas com outras medições fotométricas absolutas obtidas com diferentes telescópios ou instrumentos. Fotometria diferencial é a medição da diferença de brilho de dois objetos. Na maioria dos casos, a fotometria diferencial pode ser feita com a maior precisão , enquanto a fotometria absoluta é a mais difícil de ser feita com alta precisão. Além disso, a fotometria precisa geralmente é mais difícil quando o brilho aparente do objeto é mais fraco.

Fotometria absoluta

Para realizar a fotometria absoluta, deve-se corrigir as diferenças entre a banda de passagem efetiva através da qual um objeto é observado e a banda de passagem usada para definir o sistema fotométrico padrão. Geralmente, isso é adicionado a todas as outras correções discutidas acima. Normalmente, essa correção é feita observando o(s) objeto(s) de interesse por meio de vários filtros e também observando várias estrelas padrão fotométricas . Se as estrelas padrão não puderem ser observadas simultaneamente com o(s) alvo(s), essa correção deve ser feita em condições fotométricas, quando o céu estiver sem nuvens e a extinção for função simples da massa de ar .

Fotometria relativa

Para realizar a fotometria relativa, compara-se a magnitude do instrumento do objeto com um objeto de comparação conhecido e, em seguida, corrige as medições para variações espaciais na sensibilidade do instrumento e na extinção atmosférica. Isso é muitas vezes além de corrigir suas variações temporais, particularmente quando os objetos que estão sendo comparados estão muito distantes no céu para serem observados simultaneamente. Ao fazer a calibração a partir de uma imagem que contém o alvo e os objetos de comparação próximos e usar um filtro fotométrico que corresponda à magnitude do catálogo do objeto de comparação, a maioria das variações de medição diminui para nulo.

Fotometria diferencial

A fotometria diferencial é a calibração mais simples e mais útil para observações de séries temporais. Ao usar a fotometria CCD, o alvo e os objetos de comparação são observados ao mesmo tempo, com os mesmos filtros, usando o mesmo instrumento e visualizados pelo mesmo caminho óptico. A maioria das variáveis ​​observacionais desaparece e a magnitude diferencial é simplesmente a diferença entre a magnitude do instrumento do objeto alvo e o objeto de comparação (∆Mag = C Mag – T Mag). Isso é muito útil ao plotar a mudança na magnitude ao longo do tempo de um objeto alvo e geralmente é compilado em uma curva de luz .

Fotometria de superfície

Para objetos espacialmente estendidos, como galáxias , muitas vezes é interessante medir a distribuição espacial do brilho dentro da galáxia, em vez de simplesmente medir o brilho total da galáxia. O brilho da superfície de um objeto é seu brilho por unidade de ângulo sólido , conforme visto em projeção no céu, e a medição do brilho da superfície é conhecida como fotometria de superfície. Uma aplicação comum seria a medição do perfil de brilho da superfície de uma galáxia, ou seja, o brilho da superfície em função da distância do centro da galáxia. Para pequenos ângulos sólidos, uma unidade útil de ângulo sólido é o segundo de arco quadrado , e o brilho da superfície é frequentemente expresso em magnitudes por segundo de arco quadrado.

Programas

Vários programas de computador gratuitos estão disponíveis para fotometria de abertura sintética e fotometria de ajuste PSF.

SExtractor e Aperture Photometry Tool são exemplos populares de fotometria de abertura. O primeiro é voltado para a redução de dados de pesquisa de galáxias em grande escala, e o último possui uma interface gráfica do usuário (GUI) adequada para estudar imagens individuais. DAOPHOT é reconhecido como o melhor software para fotometria de ajuste de PSF.

Organizações

Existem várias organizações, de profissionais a amadores, que coletam e compartilham dados fotométricos e os disponibilizam on-line. Alguns sites coletam os dados principalmente como um recurso para outros pesquisadores (ex. AAVSO) e alguns solicitam contribuições de dados para suas próprias pesquisas (ex. CBA):

  • Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis ​​( AAVSO ).
  • Astronomyonline.org
  • Centro de Astrofísica de Quintais (CBA).

Veja também

Referências

links externos