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: