Fotometria

La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escalapara incluir estos astros telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad.
Los astros más brillantes (como el Sol) tienen magnitud negativa mientras que los más débiles la tienen positiva, siendo ésta tanto mayor cuanto más débiles son: el Sol tiene magnitud -26.8, Sirio -1.5, la Estrella Polar 2.12, Urano 5.8, Neptuno 7.2 y Plutón 13.6. Las estrellas más débiles que un telescopioprofesional puede capturar es superior a la 25.
En el siglo XIX Norman Pogson determinó correctamente la escala de magnitudes, de tal manera que el salto de una magnitud a otra (por ejemplo de la 1ª a la 2ª, o de la 2ª a la 3ª) corresponde a un cambio igual a 2,512 veces, siendo este valor la raíz quinta de 100.
Existen distintos métodos: fotometría visual, fotográfica, con fotómetro fotoeléctrico(fotometría fotoeléctrica) y más reciente con cámaras CCD (fotometría CCD); todos ellos trabajan en distintas bandas (Banda V, Banda B, etc.) según el filtro utilizado al efectuar las mediciones.
Para efectuar estas mediciones se han definido unos sistemas fotométricos, los más conocidos de los cuales son el UBV de W. W. Morgan y Harold Johnson y el UBVRI de A. Cousins y J. Menzies.
Si laprecisión con la que se medían las magnitudes a mediados del s. XX era de una centésima, con el uso de la fotometría CCD se ha ampliado esta precisión a milésimas de magnitud: en 2006, a diezmilésimas de magnitud, en un estudio fotométrico del cúmulo abierto M67. En 2009, el satélite Kepler se lanzó al espacio con un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millón (1/50.000)[1]
Función deluminosidad fotópica, CIE (1931). Muestra la sensibilidad relativa del ojo a las diferentes longitudes de onda (eje horizontal, en nm).
El ojo humano no tiene la misma sensibilidad para todas las longitudes de onda que forman el espectro visible. La Fotometría introduce este hecho ponderando las diferentes magnitudes radiométricas medidas para cada longitud de onda por un factor que representa lasensibilidad del ojo para esa longitud. La función que introduce estos pesos se denomina función de luminosidad espectral o eficiencia luminosa relativa de un ojo modelo, que se suele denotar como , o (este modelo u observador estándar es muy similar a los de la Colorimetría). Esta función es diferente dependiendo de que el ojo se encuentre adaptado a condiciones de buena iluminación (visiónfotópica) o de mala (visión escotópica). Así, en condiciones fotópicas, la curva alcanza su pico para 555 nm, mientras que en condiciones escotópicas lo hace para 507 nm.
Principales magnitudes fotométricas
La siguiente tabla recoge las principales magnitudes fotométricas, su unidad de medida y la magnitud radiométrica asociada:

Magnitud fotométrica | Símbolo | Unidad | Abreviatura | Magnitudradiométrica asociada |
Cantidad de luz o energía luminosa | | lumen·segundo | lm·s | Energía radiante |
Flujo luminoso o potencia luminosa | | lumen (= cd·sr) | lm | Flujo radiante o potencia radiante |
Intensidad luminosa | | candela | cd | Intensidad radiante |
Luminancia | | candela /metro2 | cd /m2 | Radiancia |
Iluminancia | | lux | lx | Irradiancia |
Emitancia luminosa | | lux |lx | Emitancia |

La candela es una unidad básica del SI. Las restantes unidades fotométricas se pueden derivar de unidades básicas.
Preguntas
1.- es la rama de la física que estudia el comportamiento de la luz, sus características y sus manifestaciones
2.- reflexión, la refracción, las interferencias, la difracción, la formación de imágenes y la interacción de la luz con la materia
3.-...