Fotometria

Utilizamos a fotometria para medir a cor das estrelas e com esta estimar sua temperatura. A parte mais importante da fotometria é a escolha do sítio. Somente o céu mais limpo e consistente pode ser utilizado para fotometria de precisão. Qualquer quantidade de nuvens, poeira, cintilação, poluição luminosa e suas variações tornam as medidas incertas. Para medidas no infravermelho, a quantidade de vapor de água na atmosfera tem que ser mínima. Por isto os observatórios estão localizados em montanhas altas, para reduzir o caminho ótico que a luz tem que atravessar, e desérticas, acima da camada de inversão.

A segunda parte importante é a escolha das estrelas de comparação. Elas precisam ser não variáveis com alta precisão, estarem próximas no céu que o objeto a ser medido, ter tipo espectral similar, ter magnitude aparente similar e ter sua magnitude bem determinada no sistema fotométrico padrão a ser utilizado, e não ter nenhuma estrela próxima para a resolução que se vai observar. Pelo menos duas estrelas de comparação, de cores diferentes, são necessarias para a determinação das constantes de transformação do sistema, e precisam ser observadas a várias massas de ar (distância zenital) para determinar a absorção atmosférica.

Atmosfera
Absorção da luz pela atmosfera da Terra. Na abcissa temos a freqüência da radiação (em baixo) e o comprimento de onda (em cima). Na ordenada temos a altura da atmosfera (direita) e a fração da profundidade da atmosfera em que 1/2 ou 1/10 da radiação incidente sobrevive até este ponto. Os elementos e moléculas especificados são a fonte da absorção (Hale Bradt, Astronomy Methods - A Physical Approach to Astronomical Observations, 2003, Cambridge University Press).
O artigo fundamental de estrelas padrões é A redução de dados de fotometria é realizada em três estágios - correção dos efeitos da atmosfera da Terra, transformação ao sistema fotométrico padrão e correção por avermelhamento interestelar.

Os coeficientes de extinção médios medidos por estrelas padrões do Peter Stetson para o FORS2 do VLT do ESO são:

# file           F2_GPHO_111128A_CCID20-14-5-3.fits
# Number of columns 7
#
   FILTER|       EXT|      DEXT|       COL|      DCOL|    ZPOINT|   DZPOINT
b_HIGH   |    0.2162|    0.0002|   0.10974|  0.004235|   28.0501|   0.01796
v_HIGH   |     0.118|    0.0001|  0.057684| 0.0030304|   28.2535|  0.008815
R_SPECIAL|    0.0812|    0.0001|-0.0095598| 0.0072211|   28.2901|   0.02313
I_BESS   |    0.0591|    0.0002| -0.017739|  0.011454|   27.6317|   0.02866

# file           F2_GPHO_111128A_CCID20-14-5-6.fits
# Number of columns 7
#
   FILTER|       EXT|      DEXT|       COL|      DCOL|    ZPOINT|   DZPOINT
b_HIGH   |    0.2239|    0.0002|   0.10974|  0.004235|   28.0749|   0.01749
v_HIGH   |     0.128|    0.0002|  0.057684| 0.0030304|   28.2439|  0.008391
R_SPECIAL|    0.0848|    0.0002|-0.0095598| 0.0072211|   28.2904|   0.02331
I_BESS   |    0.0523|    0.0002| -0.017739|  0.011454|   27.6308|   0.02833
O ESO mantém desde 2012 uma página com os resultados dos ponto zero e coeficientes de extinção diários. Eles também têm o resultado de um workshop discutindo a precisão da fotometria absoluta que se pode obter com o instrumento.

Se for necessário analisar a variabilidade do objeto, também será necessário transformar o tempo de observação ao baricentro do sistema solar, corrigindo pelo movimento da Terra em torno deste.

A base de tempo utilizada nos relógios é o UTC (Tempo Universal Coordenado), com a introdução de segundos bissextos (leap seconds) para permitir a pequena taxa de mudança no período de rotação real da Terra mas mantendo a definição de 1 segundo do tempo atômico como a unidade de tempo (1 s= 9 192 631 770 ciclos do Cs133). A rotação da Terra varia cerca de 1,7 ms/século em relação ao segundo atômico, que define o Tempo Atômico Internacional (TAI).

Como os astrônomos necessitam de um padrão de tempo contínuo, que não seja ajustado pelas irregularidades da rotação da Terra, usam o Tempo Terrestre, adicionando 32,184 s ao TAI.

TT=UTC+32,184+leap
De 1 de janeiro de 2009 até 30 junho de 2012, leap=34 s. Desde 1 de julho de 2012, leap=35 s. A tabela de leap seconds é mantida pelo International Earth Rotation and Reference Systems Service.

Em 1991 a União Astronômica Internacional definiu o Tempo Coordenado Baricêntrico (TCB), com origem no baricentro do sistema solar. Ele precisa ser calculado levando-se em conta a órbita de todos os corpos do sistema solar, a dilatação do tempo devido à velocidade da Terra em relação ao baricentro (0,0001 c) e a correção pela relatividade geral do potencial gravitacional do sistema (49 s/século). A correção vai a 499,00 s (1 U.A./c=8,3 m) ao centro do Sol e 2,5 s deste ao baricentro, já que

rSol-centro de massa=rJúpiter-centro de massa × MJúpiter/MSol= 5,2 UA × MJúpiter/MSol = 745 mil km = 2,47 s c
Portanto o tempo no baricentro do sistema solar é aproximadamente dado por
tbaricentro=tTerra+501,47 s [senδ*senδbaricentro -cos(δ*cosδbaricentro cos(αbaricentro*)]
onde tTerra é o tempo da observação em dias geocêntricos, tbaricentro o tempo correspondente no baricentro do sistema solar, α* e δ* as coordenadas da estrela, e αbaricentro e δbaricentro as coordenadas do baricentro solar, que precisam ser calculadas com um modelo do sistema solar, mantidos pelo International Earth Rotation and Reference Systems Service. Uma correção mais precisa leva em conta a variação da distância, assumida aqui como 501,5 s-luz. Um cálculo pode ser feito em UTC2BJD.

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Modificada em 21 mar 2013