Fotômetros e Câmeras de Imagem

Fotômetros e câmeras de imagem medem o brilho de fontes astronômicas e registram suas imagens através de filtros selecionados, fornecendo os dados fundamentais de posição, fluxo e variabilidade.

Definition

Um fotômetro ou câmera de imagem é um instrumento de plano focal que forma uma imagem do céu através de um ou mais filtros e mede o brilho das fontes dentro dela, calibrado em uma escala padrão de magnitude e fluxo.

Scope

Este tópico abrange sistemas de filtros e bandas fotométricas, fotometria de abertura e função de dispersão de ponto (PSF), câmeras de imagem de campo amplo e mosaico, o sistema de magnitude e estrelas padrão, extinção atmosférica e termos de cor, e fotometria de séries temporais para estudos de variabilidade e trânsito.

Core questions

• Como o brilho de uma fonte é medido a partir de uma imagem?
• O que os sistemas de filtros fotométricos padronizam?
• Como a extinção atmosférica e os efeitos de cor são corrigidos?
• Como a imagem de séries temporais revela variabilidade e trânsitos?

Key theories

O sistema de magnitude e estrelas padrão

O brilho é expresso em uma escala logarítmica de magnitude ligada a redes de estrelas padrão, permitindo que medições de diferentes telescópios e noites sejam colocadas em uma base comum.

Fotometria de abertura e PSF

O brilho da fonte é medido somando a luz dentro de uma abertura ou ajustando a função de dispersão de ponto instrumental (PSF), sendo esta última essencial em campos aglomerados.

Extinção atmosférica e termos de cor

A atmosfera atenua a luz das estrelas em uma quantidade que depende da massa de ar e do comprimento de onda, e a transformação de medições instrumentais para um sistema padrão requer a correção da extinção e da resposta dependente da cor.

Clinical relevance

A fotometria e a imagem fornecem os catálogos de posições, brilhos e cores que sustentam a astronomia, e a fotometria precisa de séries temporais detecta trânsitos de exoplanetas, caracteriza estrelas variáveis e eclipsantes, e descobre eventos transientes.

History

A escala de magnitude foi estabelecida em uma base logarítmica por Pogson no século XIX, e a fotometria fotoelétrica no século XX trouxe precisão. O sistema de filtros Johnson-Morgan padronizou as bandas fotométricas, e as câmeras CCD de campo amplo agora permitem levantamentos de imagem profundos que mapeiam grandes partes do céu.

Key figures

• Norman Pogson
• Harold Johnson
• William Morgan

Seminal works

• budding2007
• howell2006

Frequently asked questions

Por que os brilhos astronômicos são dados em magnitudes em vez de unidades comuns?

O sistema de magnitude é uma escala logarítmica herdada de antigos catálogos de estrelas, onde objetos mais brilhantes têm magnitudes menores. Ele abrange convenientemente a enorme gama de brilhos cósmicos e corresponde à resposta aproximadamente logarítmica do olho, por isso permanece o padrão apesar de suas peculiaridades.

Como a imagem pode detectar um planeta que é muito pequeno para ser visto?

Ao medir o brilho de uma estrela com muita precisão ao longo do tempo, uma câmera pode detectar a pequena e periódica queda que ocorre quando um planeta passa na frente da estrela. O planeta em si nunca é resolvido, mas sua sombra de trânsito é revelada na curva de luz da estrela.