Fotometria

Per a altres significats, vegeu «Fotometria (Òptica)».

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.

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).