Fotometría para niños
La fotometría es una parte de la astronomía que se encarga de medir el brillo de los objetos en el espacio, como las estrellas, planetas, satélites, asteroides y cometas.
Hace mucho tiempo, un astrónomo griego llamado Hiparco de Nicea creó una forma de clasificar el brillo de las estrellas. Las dividió en cinco grupos, a los que llamó "magnitudes". Más tarde, cuando Galileo inventó el telescopio en 1609, se pudo ver que había estrellas mucho más débiles que el ojo humano no podía ver. Así que la escala de brillo se hizo más grande para incluir estos objetos.
Los objetos más brillantes, como el Sol, tienen números de magnitud negativos. Cuanto más débil es un objeto, más grande es su número de magnitud positivo. Por ejemplo:
- El Sol tiene una magnitud de -26,8.
- Sirio, una estrella muy brillante, tiene -1,5.
- La Estrella Polar tiene 2,12.
- Urano tiene 5,8.
- Neptuno tiene 7,2.
- Plutón tiene 13,6.
Los telescopios profesionales pueden ver estrellas con magnitudes superiores a 25, ¡que son muy, muy débiles!
En el siglo XIX, un científico llamado Norman Pogson calculó con precisión cómo funciona esta escala. Descubrió que un cambio de una magnitud a otra (por ejemplo, de la magnitud 1 a la 2) significa que el brillo cambia 2,512 veces.
Existen diferentes maneras de medir el brillo:
- Fotometría visual: Se hacía observando directamente.
- Fotografía: Usando cámaras para capturar la luz.
- Fotómetros fotoeléctricos: Instrumentos que miden la luz con sensores especiales.
- Cámaras CCD: Son las más modernas y usan sensores digitales para tomar imágenes.
Todos estos métodos usan filtros de colores específicos (como la Banda V o la Banda B) para medir la luz en diferentes "bandas" o rangos de color. Para que las mediciones sean comparables, se han creado "sistemas fotométricos". Algunos de los más conocidos son el UBV, creado por W. W. Morgan y Harold Johnson, y el UBVRI, de A. Cousins y J. Menzies.
La precisión de estas mediciones ha mejorado mucho. A mediados del siglo XX, se medía con una precisión de una centésima de magnitud. Con las cámaras CCD, la precisión aumentó a milésimas de magnitud. En 2009, el satélite Kepler fue lanzado al espacio con un sensor tan sensible que podía detectar cambios de brillo muy pequeños, ¡como 20 partes por millón!
Contenido
¿Para qué se usa la fotometría?
La fotometría es muy útil en la astronomía. Nos ayuda a entender muchas cosas sobre los objetos celestes.
Medir el brillo de las estrellas variables
La fotometría se usa para estudiar las estrellas variables, que son estrellas cuyo brillo cambia con el tiempo. Para esto, se usan varias técnicas:
- Fotometría diferencial: Mide el brillo de una estrella y lo compara con el de otras estrellas cercanas que no cambian de brillo.
- Fotometría relativa: Compara el brillo de un objeto con estrellas que tienen un brillo conocido y fijo.
- Fotometría absoluta: Usa varios filtros para obtener mediciones muy precisas que se pueden comparar con las de otros telescopios.
Cuando se grafica cómo cambia el brillo de una estrella a lo largo del tiempo, se crea una curva de luz. Esta curva nos da mucha información sobre lo que está pasando en la estrella y por qué su brillo cambia.
Estudiar objetos grandes
La fotometría también se puede usar para estudiar objetos grandes como planetas, cometas, nebulosas o galaxias. A esto se le llama fotometría de superficie. Mide el brillo de estos objetos por cada pequeña parte de su superficie. Así, podemos saber qué tan brillante es cada sección de una galaxia o una nebulosa.
Métodos de medición
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Los instrumentos que miden la luz, llamados fotómetros, usan filtros especiales que dejan pasar solo ciertas longitudes de onda de luz, como la ultravioleta, la visible o la infrarrojo. Un conjunto de estos filtros con propiedades conocidas se llama sistema fotométrico. Estos sistemas nos ayudan a descubrir características de las estrellas y otros objetos. Algunos sistemas importantes son el UBV (o su versión extendida UBVRI), el JHK para el infrarrojo cercano, o el Sistema uvbyβ de Strömgren.
Antiguamente, la fotometría se hacía con fotómetros fotoeléctricos, que dirigían la luz de un solo objeto a un sensor. Hoy en día, se usan más las cámaras CCD, que pueden tomar imágenes de muchos objetos a la vez. Sin embargo, los fotómetros fotoeléctricos todavía se usan para mediciones que necesitan mucha rapidez.
Aplicaciones importantes
Las mediciones fotométricas tienen muchas aplicaciones en la astronomía:
- Distancia y brillo: Si conocemos la distancia de un objeto, podemos calcular su brillo real (su luminosidad). Y si conocemos su brillo real, podemos calcular su distancia.
- Características físicas: También nos ayudan a determinar la temperatura de un objeto o de qué está hecho.
- Variaciones de luz: Se usan para estudiar cómo cambia la luz de objetos como estrellas variables, planetas menores, núcleos de galaxias activas y supernovas.
- Detección de exoplanetas: La fotometría es clave para encontrar planetas extrasolares cuando pasan por delante de su estrella, causando una pequeña disminución en su brillo.
Estas mediciones nos permiten, por ejemplo, calcular cuánto tiempo tarda un planeta en girar alrededor de su estrella, o el tamaño de los miembros de un sistema de estrellas dobles.
Fotometría con cámaras CCD
Una cámara CCD es como una red de pequeños fotómetros. Mide y registra la luz de todas las fuentes en su campo de visión al mismo tiempo. Esto permite hacer diferentes tipos de mediciones: relativa, absoluta y diferencial. Todas ellas necesitan medir el brillo del objeto que nos interesa y compararlo con un objeto de referencia conocido.
Cuando se mide la luz de una estrella, la luz se extiende por varios píxeles en la cámara. Para saber el brillo de la estrella, se suma toda la luz de esos píxeles y se le resta la luz del cielo. La forma más sencilla de hacer esto se llama fotometría de apertura.
Calibraciones
Después de medir la luz de un objeto, se convierte en una "magnitud instrumental". Luego, esta medición se "calibra" para que sea precisa. Las calibraciones dependen del tipo de fotometría que se haga.
- Fotometría relativa: Mide el brillo de varios objetos comparándolos entre sí.
- Fotometría absoluta: Mide el brillo de un objeto en un sistema estándar, lo que permite comparar esa medición con otras hechas con diferentes telescopios. Es la más difícil de hacer con alta precisión.
- Fotometría diferencial: Mide la diferencia de brillo entre dos objetos. Es la más sencilla y precisa, ideal para ver cómo cambia el brillo de un objeto a lo largo del tiempo.
Fotometría de superficie
Para objetos grandes como las galaxias, a menudo es interesante medir cómo se distribuye el brillo en su superficie, no solo su brillo total. El brillo superficial es el brillo de un objeto por cada pequeña parte de su superficie vista en el cielo. Se mide en "magnitudes por arcosegundo cuadrado". Esto nos permite crear un "perfil de brillo superficial", que muestra cómo cambia el brillo desde el centro de una galaxia hacia afuera.
Véase también
En inglés: Photometry (astronomy) Facts for Kids
- Fotometría fotoeléctrica
- Fotometría CCD
