e-Book PDF - Universidad de La Punta (ULP)

El trabajo fotométrico exige ciertos protocolos de observación muy estrictos, por ejemplo,
respecto de los sistemas de filtros que se emplean en el telescopio y que permiten observar
sólo en determinadas zonas del espectro electromagnético ( 1 ). Demanda, también, alta
transparencia del cielo y una gran meticulosidad en los procedimientos de observación.
Existen otras técnicas de obtención de parámetros fundamentales de cuerpos celestes que
pueden complementar e incluso, en algunos aspectos, reemplazar a la fotometría, pero tienen
dificultades fácticas al tratar de medir y discriminar la radiación de astros muy débiles.
Así, la fotometría actual permite de manera rápida y simple:
1) Hacer estimaciones muy precisas de las magnitudes estelares en diferentes intervalos
del espectro electromagnético, tanto de astros brillantes como extraordinariamente débiles
(hoy es posible determinar con precisión magnitudes tan débiles como 24 m o 25 m ).
2) Monitorear, en regiones específicas del espectro electromagnético, la variación del
brillo de los astros.
3) Identificar y entender cuáles pueden ser los procesos físicos que yacen detrás de las
medidas realizadas, y proyectarlos para entender la física de las estrellas aisladas y, también,
de los grandes sistemas estelares, como los cúmulos y las galaxias ( 2 ).
¿Por qué es importante la fotometría para el estudio de los astros?
Se puede demostrar que la radiación que recibimos de un astro, una estrella por caso,
está directamente relacionada con su temperatura, y que dicha temperatura, junto con el
brillo intrínseco de la estrella ( 3 ) y un probado soporte teórico ( 4 ), nos informa además, sobre
su masa, su edad y, consecuentemente, su estado evolutivo.
La fotometría no sólo ayuda a calcular la magnitud de una estrella tal cual se la define
usualmente, sino que, utilizando filtros que dejan pasar radiación sólo en intervalos especí-
1 Se denomina espectro electromagnético a la descripción en zonas o bandas de la radiación electromagnética;
esas franjas quedan determinadas por el valor de la energía de la radiación. Así, por ejemplo, la luz que
captamos con nuestra visión ocupa una franja determinada llamada, justamente, “zona del visible”. Sin
embargo, el espectro se expande a ambos lados de la zona del visible con radiaciones más y menos energéticas,
respectivamente. El Dr. Vázquez se refiere a que los astrónomos usan ciertos dispositivos junto al fotómetro,
que permiten captar la radiación electromagnética en sólo una de esas bandas o, incluso, en fracciones de las
mismas.
2 Las estrellas pueden encontrarse solas, como el Sol, o conformando sistemas de dos o más componentes.
Pero también puede encontrárselas formando agrupaciones físicas llamadas “cúmulos estelares”, que llegan
a tener millares de estrellas y tienen la propiedad de mantenerse todas juntas bajo la acción de la fuerza de
gravedad mutua. Las galaxias, por su parte, son conjuntos enormes de estrella, cúmulos estelares y otros
cuerpos (planetas, polvo, gas, etc.), todos ellos unidos por la fuerza de gravedad.
3 El brillo intrínseco es el brillo que realmente tiene el astro. El brillo que captamos de una estrella, observada
desde la Tierra, por ejemplo, depende de la inversa del cuadrado de la distancia en que se encuentra la misma.
Dadas dos estrellas con idéntico brillo intrínseco, una puede resultar más brillante que la otra, observadas
ambas desde la Tierra, en función que esté más lejos o más cerca de nosotros, respectivamente.
4 Por ejemplo, las leyes físicas de la radiación electromagnética junto con la teoría de la evolución de una masa
de gas autogravitante (una estrella, por caso).
98 | Horacio Tignanelli