Fotometría con Filtros

¿Qué es la Colorimetría?: pues la
parte de la Astrofísica
que se dedica al estudio del color propio de
los cuerpos celestes.
Conozcamos un poco más de este tema.

La colorimetría se basa en el uso de la
luz (radiación
electromagnética), que será filtrada por
medio de vidrios del color apropiado denominados filtros: con
ello conseguimos que llegue al detector (el ojo, una fotografía, un fotómetro
fotoeléctrico o una CCD) sólo una porción
del espectro electromagnético: precisamente la parte que
más nos interesa para nuestros estudios.

¿De qué color pueden ser los filtros?: pues de
todos los colores del
espectro visual, desde el rojo extremo (o infrarrojo, en
aquellos detectores sensibles a esa radiación:
por ejemplo el chip de la SBIG ST-4) al violeta extremo (o
incluso el ultravioleta), pasando por todos los colores
intermedios: rojo, naranja, amarillo, verde, azul, añil y
violeta.

¿Cómo son los filtros?: en principio no son
más que discos de material coloreado, usualmente
vidrio
óptico (¡no sirve el vidrio de botella!), rodeados
de un anillo de metal con el diámetro
apropiado para ser insertados delante del ocular del telescopio
o, en trabajos fotométricos, delante del detector
(fotómetro, fotografía o CCD). Con ello lo que
logramos es eliminar (filtrar) parte de la luz recibida
dejando sólo la que nos interesa para nuestros
propósitos. Existe otro tipo de filtro que es el de
gelatina, consistente en una fina lámina de gelatina
coloreada: son más delicados que los de vidrio y cualquier
roce los estropea.

¿Cómo se utilizan?, de modo simple: basta con
insertarlos en el portaocular delante del ocular (si observamos
visualmente) o en el lugar del mismo (si hacemos
fotografía clásica o con CCD) para que la luz nos
quede modificada y nos sea de utilidad ya para
nuestros propósitos.

La colorimetría nos permite medir en qué longitud
de onda (color) brilla más un astro determinando, de modo
indirecto, su temperatura superficial y de ésta el
tipo espectral aproximado. Para hacer estas mediciones de
modo preciso se utilizan filtros cuyo pico máximo de
transmisión, y anchura de banda (medidas en
nanómetros), han sido determinados y definidos con toda
exactitud según unos ciertos autores: el primero de ellos
fue presentado por H. Johnson y W. Morgan en 1953, utiliza los
filtros ultravioleta (U, ultraviolet), azul (B,
blue) y verde (V, visual) por lo cual se suele conocer
también con el nombre UBV. Sus picos de mayor
transmisión y anchura son:

Algo más tarde (1973), al mejorar la sensibilidad de
los equipos astronómicos, el sistema Jonhson-
Morgan se extendió al rojo (R) e infrarrojo
(I), con lo cual los datos quedaron
entonces así:

Después aparece el sistema Kron-Cousins ofrecido en el
esquema anterior que utiliza los mismos filtros pero que, con la
mejora de los detectores al rojo e infrarrojo, modifica los dos
últimos quedando ahora el sistema de este modo: