¿Qué son los sistemas fotométricos?

- Por Carolina Silva Garcés

 

Un sistema fotométrico es un subespacio calibrado de magnitudes (o flujos) e índices de color (o gradientes de flujo) donde el punto cero y las escalas de cada magnitud y color han sido cuidadosamente definida y calibrada por un conjunto de estrellas estándares que están bien distribuidas en el cielo (C. Sterken et al, Photometric Precision and Accuracy).

 

La elección de las bandas fotométricas tiene una fundamentación astrofísica, por ejemplo, la inclusión o exclusión de cierta característica espectral, así como por razones práctica (el costo de los filtros, la alta transmitancia, la respuesta espectral del detector disponible, o para evitar bandas con características particulares de la atmósfera).

 

Los grandes descubrimientos astronómicos se centran en fotometría cuantitativa y en espectroscopía de estrellas y de sistemas estelares. 

 

Gran parte de la astrofísica gira entorno a la posición que ocupan las estrella en el diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama HR) que relaciona luminosidad vs temperatura. La versión observacional del diagrama HR es el diagrama color-magnitud. Convertir las magnitudes visuales y el color de una estrella en una magnitud bolométrica (flujo absoluto total) y temperatura efectiva (relacionada con la temperatura superficial) para derivar masa, composición y edad de las estrellas, puede significar un gran esfuerzo observacional y teórico. Esto implica relaciones empíricas derivadas de estrellas con luminosidades conocidas y radios medidos junto con cálculos de modelos teóricos de atmósfera.

Se hace necesario ubicar las mediciones en una escala de flujos estándares teniendo en cuenta la absorción generada por la atmósfera terrestre y la calibración de la sensibilidad del equipamiento fotométrico y espectroscópico en diferentes longitudes de onda. Las observaciones fotométricas son calibradas a través del uso estrellas no variables que abarcan varios sistemas de estrellas estándares que trataremos en esta monografía.

 

Revisaremos tres artículos científicos de fotometría:

 

Oke (1965) que resume el sistema fotométrico AB (absoluto) de pseudo fotometría monocromática

Johnson (1966), describe y establece el sistema UBVRIJHKLMN de fotometría de banda ancha extendido desde los 300 nm a 10 nm. Los flujos en el sistema de Johnson son normalizadas al de Vega, entonces la conversión de las magnitudes de Johnson a flujos absolutos implica la multiplicación del flujo de Vega.

Strömgren (1966) estudia el sistema de banda intermedia uvb y que fue pensado para obtener mejores mediciones de temperatura, gravedad y enrojecimiento de estrellas de tipos tempranos.

 

CONCEPTOS PREVIOS DE FOTOMETRÍA ASTRONÓMICA

 

Consideraremos:

N_B es el número total de electrones detectados desde una fuente en el cielo en t segundos a través del filtro B

B_i es la magnitud medida instrumentalmente, B_i = C - 2.5 log (N_b/t) 

Por lo que para dos estrellas de flujo N_1 y N_2 la diferencia de magnitudes esta dada por:

B1-B2 = - 2.5 log (N1/N2) 

Relación que fue expuesta por N. R. Pogson en 1856.

Las observaciones realizadas desde Tierra siempre están afectadas por la atmósfera

En posiciones más alejadas del cenit la absorción o la extinción es mayor debido a que el camino recorrido a través de la atmósfera es más largo. Se define la masa de aire como una cantidad adimensional que dice cuánto más absorbe el material que se encuentra entre la línea de la visual que el que se encuentra en dirección al cenit. Como vimos, la masa de aire puede aproximarse al sec Z.

En la parte óptica del espectro, la extinción es una combinación de absorción continua de dispersión de Rayleigh de moléculas de gas y principalmente, absorción neutra de polvo y de aerosoles.  La dispersión de Rayleigh varía con \lambda^4 y es más alta en el ultravioleta y el azul. 

Además, se produce absorción en longitudes de onda específicos principalmente O_3, O_2, CO_2 y H_2 O. El ozono presente en la atmósfera bloquea los rayos ultravioleta y el agua afecta severamente la transmisibilidad en el Infrarrojo. La absorción continua es proporcional a la masa de aire, mientras la absorción molecular específica no se relaciona linealmente con la masa de aire y en el caso, de H_2O puede variar en el tiempo tanto como la masa de aire.

 

La extinción puede medirse observando pares de campos de estrellas estándares, uno en el meridiano y el otro con mayor masa de aire. Y debido a que la extinción varía apreciablemente a través de algunas bandas anchas fotométricas, especialmente en el azul y el violeta,se observan estrellas de extinción rojas y azules para resolver el término de color en la extinción. 

 

Usando B como un ejemplo, la extinción en la banda B, por lo general,

k_B = k_1 - k_2 (B-V) y así, coincide con el hecho de que en la banda ancha B, una estrella azul sufrirá mayor extinción que una estrella roja como su luz estará concentrada hacia el lado de mayor extinción de la banda fotométrica.

Los coeficientes de extinción son normalmente expresados en magnitudes por masa de aire. En el óptico, las magnitudes observadas instrumentalmente, B_i son corregidas para obtener la magnitud por afuera de la atmósfera B_io extrapolando a cero a la masa de aire y  B_io  = B_i - k_B X. Ley de Bouguer.

Sin embargo, esta extrapolación no es posible para sistemas en el Infrarrojo, ya que son difíciles de extrapolar a masa de aire nula porque no hay un comportamiento lineal de la absorción H2O comparado con el comportamiento lineal del polvo y aerosoles y la dispersión de Rayleigh, los principales componentes de la extinción óptica. Por lo que, se construyeron nuevas bandas en el Infrarrojo para dar solución a esto.

 

Estrategias para minimizar estos problemas con la extinción, generalmente consisten en ir intercalando observaciones de objetos desconocidos con objetos estándares que tengan similar masa de aire.

Para poner observaciones en un sistema estándar, se realiza la diferencia entre los valores instrumentales corregidos por extinción B_io y el valor estándar B. Estas diferencias son contrastadas con uno o más colores estándares para ver las tendencias y determinar la ecuación de transformación. Si un sistema instrumental de un observador es cerrado a un sistema estándar, se debe derivar una relación lineal con un terminó de color pequeño

 

Bio - B = ZP + a(B-V) donde a debe ser más chico que +- 0.05. ZP es la constante de punto 0 que incluye algunos residuos de extinción neutra, una corrección por apertura, etc. Si las desviaciones no son un ajuste lineal, podrían usarse dos líneas o podría contrastarse estas desviaciones con otro color que se correlaciona mejor con aquella parte del espectro que las esté ocasionando. 

 

Mientras más cercano a cero sea el término de color, menos probable será que los errores sistemáticos ocurran al medir la magnitud y los colores de las estrellas y galaxias cuyas distribuciones de energía difieren significativamente del conjunto de estrellas en la lista de estándares.

 

Si el observador piensa llevar adelante un gran programa fotométrico con un mismo equipo, se recomienda combinar todas las estrellas estándares de todas las noches para determinar el término de color en la ecuación de transformación y así, evitar introducir incertezas y diferencias sistemáticas que puedan ocurrir por usar estrellas estándares con un rango de color restringido o un subconjunto de estrellas estándares que no estén tan bien definidas en algunas noches. 

 

NATURALEZA DE SISTEMAS ESTÁNDARES

 

Las magnitudes observadas son corregidas por la atenuación de la atmósfera terrestre lejos del cenit y los datos son normalmente extrapolados a masa de aire nula (por afuera de la atmósfera). Este método de corrección por extinción es una parte integral de cada sistema estándar. 

Muchos sistemas fotométricos astronómicos se establecieron a lo largo de los años por diferentes observadores con una gran variedad de detectores y paso de bandas. Diferentes sistemas fotométricos estándares usualmente mide diferentes bandas de longitudes de onda. Todos los sistemas son capaces de medir flujos absolutos, desde el que se pueden inferir propiedades particulares (temperatura, gravedad y metalicidad) del objeto que se encuentra emitiendo, pero diferentes sistemas pretende hacerlo más precisamente o más eficientemente que otros y algunos son más adecuados para estrellas calientes y otros para estrellas frías.

 

Los sistemas fotométricos se dividen en 

 

Banda ancha < 1000 A

Banda intermedia  70 A - 400 A

Banda angosta <70 A

 

También puede diferenciarse sistemas cerrados o abiertos. 

 

En un sistema abierto sus creadores incentivaron a otros a duplicar las bandas fotométricas y el sistema detector y a usar las estrellas estándares y el sistema de reducción para sus programas fotométricos. 

Un sistema cerrado es aquel donde un pequeño grupo de gente controla  la instrumentación y  la reducción de datos y solo incentiva a otros a usar los resultados pero no a intentar duplicar el sistema ni las estrellas observadas. Así, los errores sistemáticos y la calidad de los datos está mejor controlada que en un sistema abierto. Con estos sondeos de gran escala para débiles magnitudes, la fotometría de la mayor parte de los objetos es provista por sistemas fotométricos cerrados.

Muchos de los sistemas viejos fueron desarrollados y modificados por muchos años utilizando detectores con mayor sensibilidad y respuesta de longitudes de onda más ancha que los que usaron sus creadores, además de usar diferentes filtros. Es por ello que existen diferentes versiones de algunos sistemas estándares, tal como el sistema UBV. En algunos casos, estas nuevas versiones pueden ser homogeneizadas y las bandas fotométricas pueden hacerse coincidir con las del sistema fotométrico en cuestión. Sin embargo, en ocasiones, no es posible realizar tal acople de las versiones más modernas

 

Continúa en Desarrollo de sistemas estándar