Cantidades fotométricas (astronomía)

Cantidad fotométrica : una cantidad física aditiva que determina la distribución temporal, espacial y espectral de la energía de la radiación óptica y las propiedades de las sustancias, medios y cuerpos como mediadores de transferencia de energía o receptores.

La astronomía suele utilizar cantidades fotométricas ligeramente diferentes de las utilizadas en física.

Intensidad ( brillo superficial )

Considere un área elemental con el vector normal , ubicada en el campo de radiación de una fuente con un ángulo sólido . La dirección a la fuente viene dada por el vector . Sea la cantidad de energía que salió de la fuente a lo largo del tiempo en una dirección dada en la banda de frecuencia . La intensidad de radiación en una dirección dada es la cantidad de energía que atraviesa una unidad de área, situada perpendicularmente a la dirección elegida, desde un ángulo sólido unitario en una banda de frecuencia unitaria por unidad de tiempo: ${\ estilo de visualización \ Delta \ sigma}$ ${\vec{n}}$ ${\ estilo de visualización \ Delta \ Omega}$ ${\vec {\Omega ))$ $\Delta E$ $\Delta t$ $\Delta\nu$

I_{\nu }={\frac {\Delta E}{\Delta \sigma \cos \theta \Delta \nu \Delta t\Delta \Omega ))

$\ theta$ es el ángulo entre los vectores y . Cabe señalar que las palabras "en esta dirección" se refieren a la dirección a la fuente dada por el vector . ${\vec{n}}$ ${\vec {\Omega ))$ ${\vec {\Omega ))$

Se tiene en cuenta la proyección del área sobre la dirección , es decir, la proyección sobre un frente de onda plano de una fuente infinitamente distante, por lo que la intensidad no depende de la orientación del área. Debido a que la ley del cuadrado inverso se aplica tanto a la energía como al ángulo sólido , la intensidad no depende de la distancia a la fuente. Una propiedad importante de la intensidad es que caracteriza la fuente misma y no tiene nada que ver con las propiedades y la ubicación del receptor. ${\vec {\Omega ))$ $\Delta E$ ${\ estilo de visualización \ Delta \ Omega}$

Flujo de radiación

En astrofísica teórica, a menudo se introduce el concepto de vector de flujo de radiación :

{\vec {F}}_{\nu }({\vec {r}})=\iint \limits _{4\pi }{\vec {\Omega }}I_{\nu }({ \vec {r)),{\vec {\Omega )))d\Omega

Este vector caracteriza el campo de radiación y apunta en la dirección de la transferencia de energía de radiación. Si la radiación es isotrópica, es decir, la intensidad no depende de la dirección, entonces el vector de flujo es cero.

La proyección del vector de flujo en la dirección de la normal se llama flujo en esta dirección :

F_{\nu }({\vec {r)))=({\vec {F}}_{\nu },{\vec {n)))=\iint \limits _{4\pi }I_{\nu }({\vec {r)),{\vec {\Omega )))\cos \theta d\Omega

La frase "en una dirección dada" se refiere a la orientación del sitio dada por el vector normal . ${\vec{n}}$

En astronomía observacional se suele hablar de un flujo procedente de un objeto. Entonces estamos hablando solo de la radiación que proviene del ángulo sólido que ocupa el objeto. Además, los objetos que estudia la astronomía a menudo resultan puntuales ( irresolubles ), y no se les puede introducir el concepto de intensidad. Por lo tanto, a menudo se introduce una definición de flujo que no está relacionada con la intensidad. El flujo es la cantidad de energía que pasa a través de una sola área, en una sola banda de frecuencia por unidad de tiempo:

F_{\nu }={\frac {\Delta E}{\Delta \sigma \Delta \nu \Delta t))

Es esta cantidad física la que miden todos los telescopios . Si la fuente es resoluble y su intensidad está definida, entonces ambas definiciones son equivalentes.

Magnitudes estelares

Literatura

Ambartsumyan V.A., Mustel E.R., Severny AB, Sobolev V.V. Astrofísica teórica. - M .: Editorial estatal de literatura técnica y teórica, 1952.
Ivanov VV Transferencia de radiación y espectros de cuerpos celestes. - M .: Nauka, 1969, - 472 p.
Zasov A. V., Postnov K. A. Astrofísica general. - Fryazino, 2006. - 496 p.