Fotometría y CCD
La fotometría es la técnica que mide el brillo de una estrella en una imagen astronómica. Durante una exposición los fotones de luz impactan sobre los píxeles de la CCD, los cuales van acumulando electrones proporcionalmente al número de fotones que van impactando en cada uno, hasta que se produce la lectura de la señal obtenida y descarga de la CCD.
Fotometría con una imagen astronómica
En una imagen astronómica cada estrella aparece como un círculo expandido que ocupa varios píxeles. Podemos trazar una línea a través de la estrella y obtener su perfil de brillo o curva de luminosidad.
Cuando hacemos fotometría, solemos considerar un círculo alrededor de cada estrella cuyo brillo queremos medir. Después utilizamos el software astronómico para sumar los electrones (los denominamos cuentas) de cada uno de los píxeles de esa región. Habitualmente se utiliza una apertura estándar para cada estrella cuyo radio viene dado por la anchura a media altura (FWHM) de su curva de brillo.
Por otro lado, cuando medimos el brillo de uno o varios objetos astronómicos en varias imágenes astronómicas debemos usar estrellas de referencia para la calibración. De esta manera podemos eliminar algunos factores que pueden influir en la medida del brillo, como por ejemplo las condiciones atmosféricas ( así por ejemplo, si durante la exposición pasó una nube fina por delante del telescopio, es de esperar que haya influido de forma similar en el brillo de las estrellas del campo.
Midiendo el descenso en el brillo de las estrellas de calibración podremos hacer el ajuste correspondiente al brillo de nuestra estrella). A la hora de elegir estrellas de calibración las más útiles son las de brillo similar a nuestra estrella, un tanto aisladas y alejadas de las fronteras de la imagen. Por supuesto las estrellas variables no son útiles para este propósito.
CONSIDERACIONES
Cuando tomamos una imagen astronómica siempre recogemos una parte de luz que corresponde a la propia luminosidad del cielo y que hay que sustraer de la señal de la estrella que estemos estudiando. Este background o ruido de fondo de cielo suele promediarse y sustraerse automáticamente con el software astronómico, para lo cual se utilizan varias técnicas.
Una técnica muy común consiste en considerar un anillo alrededor de la apertura de la estrella que estemos estudiando. El número de cuentas de este anillo es dividido por el área del mismo, lo cual da una medida aproximada de la cantidad extra de fotones provenientes del fondo del cielo. Este número se multiplica por el área de la apertura y se extrae de la señal obtenida, es decir del brillo medido.
Otra forma de calcular el promedio del ruido de cielo consiste en considerar un círculo del mismo tamaño que la apertura en una zona de la imagen donde no aparezcan estrellas. El brillo total de este círculo puede dividirse por su área y obtener de este modo un promedio del exceso de cuentas por píxel provenientes del fondo de cielo.
