FOTOMETRIA

La Fotometria è la scienza che permette all'astronomo di misurare il flusso di fotoni proveniente da una stella, al fine di ottenere il valore della sua Magnitudine. Per effettuare questa misura, una volta venivano usati i Fotometri a tubo fotomoltiplicatore che venivano collimati sull'immagine della singola stella nel fuoco del telescopio; oggi invece si utilizzano le Camere a CCD che, essendo costituite da tante cellette (pixel) ciascuna assimilabile ad un singolo fotometro a stato solido, rendono possibile la misura su diverse stelle contemporaneamente attraverso la ripresa di un intero campo stellare.
Sono state quindi sviluppate tecniche di Fotometria CCD e programmi software che le implementano, per leggere le immagini di campi stellari riprese da Camere a CCD e fornire misure di magnitudine delle stelle in esse contenute.

Normalmente si utilizzano sulla finestra ottica della camera a CCD una serie di Filtri per isolare la emissione specifica degli oggetti osservati nella banda di trasmissività del filtro usato e quindi svolgere indagini di tipo spettrofotometrico.
Per rendere possibile il confronto delle misure rilevate tra vari osservatori, i filtri usati devono avere la stessa banda di trasmissività per chiunque osservi e per questo sono state definite le bande standard U,B,V,R,I ed i vetri con cui realizzare i corrispondenti Filtri Standard.

Due sono le tecniche fotometriche principalmente utilizzate :
La fotometria di campi affollati, utilizzata quando si vogliono misurare le stelle di un ammasso stellare molto vicine tra loro tanto da avere le ali che si intersecano; in questo caso è necessario modellare l'immagine della stella con una funzione matematica (la PSF) per poterne stimare la luminosità.
La fotometria di apertura, in cui le stelle dell'immagine sono ben separate ed è possibile definire per ciascuna di esse una regione circolare di pixel intorno al suo centro (Apertura Fotometrica) in cui si stima siano caduti i fotoni da essa provenienti ed in cui effettuare la misura fotometrica.

Il valore determinato per mezzo di queste tecniche viene detto Magnitudine Grezza o Magnitudine Strumentale e può essere utilizzato per tutta una serie di valutazioni astronomiche. Nel caso invece in cui si voglia confrontare questi valori con analoghi valori misurati da altri osservatori, è necessario che la magnitudine strumentale venga trasformata nella Magnitudine Standard attraverso una serie di relazioni dette Equazioni di Trasformazione che eliminano gli effetti dovuti alla presenza dell'atmosfera terrestre e del proprio set di Filtri Standard usati.

Una tecnica che semplifica molto la pratica fotometrica è quella della Fotometria Differenziale che è applicabile quando le stelle di confronto (Compare) sono nella stessa immagine dell'oggetto sotto misura. In questo caso le relazioni da utilizzare si semplificano enormemente e la precisione della misura aumenta.