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Fotometría
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 lasestrellas 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 amplióla escala para 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 latienen 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 untelescopio profesional 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 (porejemplo 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 concámaras CCD (fotometría CCD); todos ellos trabajan en distintas bandas (Banda V, Banda B, etc.) según el filtro utilizado al efectuar lasmediciones.
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.
Sila precisión 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, adiezmilésimas de magnitud, en un estudio fotométrico del cúmulo abiertoM67. 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...