Fotómetros y cámaras de imagen
Los fotómetros y las cámaras de imagen miden el brillo de las fuentes astronómicas y registran sus imágenes a través de filtros seleccionados, proporcionando los datos fundamentales de posición, flujo y variabilidad.
Definition
Un fotómetro o una cámara de imagen es un instrumento de plano focal que forma una imagen del cielo a través de uno o más filtros y mide el brillo de las fuentes dentro de ella, calibrado en una escala estándar de magnitud y flujo.
Scope
Este tema cubre los sistemas de filtros y las bandas fotométricas, la fotometría de apertura y de función de dispersión de punto, las cámaras de imagen de campo amplio y de mosaico, el sistema de magnitud y las estrellas estándar, la extinción atmosférica y los términos de color, y la fotometría de series temporales para estudios de variabilidad y tránsito.
Core questions
- ¿Cómo se mide el brillo de una fuente a partir de una imagen?
- ¿Qué estandarizan los sistemas de filtros fotométricos?
- ¿Cómo se corrigen la extinción atmosférica y los efectos de color?
- ¿Cómo revela la imagen de series temporales la variabilidad y los tránsitos?
Key theories
- El sistema de magnitud y las estrellas estándar
- El brillo se expresa en una escala de magnitud logarítmica ligada a redes de estrellas estándar, lo que permite que las mediciones de diferentes telescopios y noches se coloquen en una base común.
- Fotometría de apertura y PSF
- El brillo de la fuente se mide sumando la luz dentro de una apertura o ajustando la función de dispersión de punto instrumental (PSF), siendo esta última esencial en campos abarrotados.
- Extinción atmosférica y términos de color
- La atmósfera atenúa la luz estelar en una cantidad que depende de la masa de aire y la longitud de onda, y la transformación de las mediciones instrumentales a un sistema estándar requiere corregir la extinción y la respuesta dependiente del color.
Clinical relevance
La fotometría y la imagen proporcionan los catálogos de posiciones, brillos y colores que sustentan la astronomía, y la fotometría de series temporales precisa detecta tránsitos de exoplanetas, caracteriza estrellas variables y binarias eclipsantes, y descubre eventos transitorios.
History
La escala de magnitud fue establecida sobre una base logarítmica por Pogson en el siglo XIX, y la fotometría fotoeléctrica en el siglo XX aportó precisión. El sistema de filtros Johnson-Morgan estandarizó las bandas fotométricas, y las cámaras CCD de campo amplio ahora permiten los estudios de imagen profunda que mapean grandes partes del cielo.
Key figures
- Norman Pogson
- Harold Johnson
- William Morgan
Related topics
Seminal works
- budding2007
- howell2006
Frequently asked questions
- ¿Por qué los brillos astronómicos se dan en magnitudes en lugar de unidades ordinarias?
- El sistema de magnitud es una escala logarítmica heredada de los antiguos catálogos de estrellas, donde los objetos más brillantes tienen magnitudes más pequeñas. Abarca convenientemente el enorme rango de brillos cósmicos y coincide con la respuesta aproximadamente logarítmica del ojo, por lo que sigue siendo el estándar a pesar de sus peculiaridades.
- ¿Cómo puede la imagen detectar un planeta que es demasiado pequeño para ser visto?
- Al medir el brillo de una estrella con gran precisión a lo largo del tiempo, una cámara puede detectar la pequeña y periódica caída que ocurre cuando un planeta pasa frente a la estrella. El planeta en sí nunca se resuelve, pero su sombra de tránsito se revela en la curva de luz de la estrella.