Fotometria é a medição do brilho de um objeto celeste.
Aqui vamos focar em estrelas.
Algumas estrelas tem seu brilho variável, seja por motivos intrínsecos à estrela (pulsação, manchas, deformação da estrela) ou extrínsecos (passagem de um outro corpo entre nós e ela, como a ocultação de estrelas por asteroides, por uma outra estrela quando ela tenha uma companheira, etc).
A medição do brilho pode ser feito por várias formas, sendo a mais óbvia usando nossos próprios olhos. Estrelas cuja variação de brilho é grande e são brilhantes normalmente são observadas através de binóculos ou telescópios e tem seus brilhos estimados usando estrelas de comparação (cujos brilhos são conhecidos serem constantes). Quando a variação de brilho é bem sutil normalmente são necessários sensores mais sensíveis que nossos olhos, como os CCD ou os CMOS, que podem ser de câmeras comuns ou dedicadas à astronomia. Os sensores também podem ser monocromáticos ou coloridos, dependendo do tipo e da qualidade necessária da medição desejada.
O mais adequado para a fotometria é o uso de sensores monocromáticos em câmeras dedicadas, e acompanhados por algum filtro fotométrico (Jhonson-Bessel, Sloan, por exemplo, mas não os fotográficos, como os RGB, ou paleta Hubble).Quanto mais sério é o trabalho de fotometria, mais para este conjunto vamos migrando.
Medir o brilho de uma estrelas nos permite alguns tipos de atividades e a mais simples é a Curva de luz, que é a variação do brilho ao longo do tempo.
| Tipo de fenômeno | Periodicidade | Tipo de medição | Curva de luz |
| Ocultação de estrelas por asteroides | N/A | Próximo ao horário previsto, muitas medições até o fim da ocultação |
Brilho x hora |
| Estrelas variáveis | Sem período (Novas e Super Novas) | Uma medição por noite já é o suficiente. |
Brilho x data-hora |
| Com período ainda desconhecido ou muito grande | Uma medição por noite já é o suficiente. |
Brilho x data-hora |
|
| Com período razoavelmente bem conhecido e curto | Muitas medições por noite |
Brilho x fase (fração do período) |
Outra atividade que envolve fotometria é, por exemplo, a determinação da temperatura superficial das estrelas, e isto é feito com o uso de filtros fotométricos específicos.
Fotometria absoluta e diferencial
O brilho pode ser expresso de duas formas: de forma absoluta ou relativa a outra estrela. A absoluta é muito mais utilizada na medição com os olhos, ainda mais quando fazemos somente uma medição na noite. Observam-se as estrela de comparação e então estima-se o brilho da estrela de interesse. A diferencial é mais comum quando usamos sensores.
Sistemas binários eclipsantes
Sistemas binários eclipsantes, ou apenas SBE, são duas estrelas ligadas gravitacionalmente uma à outra, e cuja órbita tem a inclinação tal que uma estrela passa na frente da outra quando vistas daqui da Terra. Embora a grande maioria das estrelas se agrupem em sistemas binários, ternários, etc, poucas tem a inclinação adequada para acontecer eclipses.
Possíveis causas da variação de brilho
A curva de luz de uma estrela variável nos ajuda a entender se a variação de brilho pode ser por causa de eclipses, pela deformação das estrelas (por causa da proximidade entre elas) ou outra causa qualquer, como manchas estelares, ou mesmo uma combinação deles.
Eclipses são evidenciados por uma descontinuidade abrupta na curva de luz um pouco antes e depois do mínimo de luz, indicando a obstrução da luz por outro corpo. Se a variação do brilho for suave e periódica é bem possível que seja por causa da variação da área projetada da estrela (imagine uma estrela com uma forma como a de um ovo, se visto de frente o ovo é bem menor se visto de lado, isto nos dá brilhos diferentes). Se sobre uma variação periódica da luz (por qualquer um dos motivos comentados antes) vemos variações que mudam com o passar das semanas ou meses é um indício de manchas estrelares (mais comum em estrelas frias).
A imagem abaixo mostra a curva de luz do SBE V3903 Sgr, com a fase (então, fração de uma volta completa). Um pouco antes e depois do máximo dos eclipses principal e secundário pode ser vista a descontinuidade, também chamado de cotovelo, indicando a passagem de uma das componentes do sistema em frente à outra. Também podemos perceber que fora dos eclipses o brilho muda de forma suave, indicando que uma, ou ambas, estrelas estão bem deformadas e ao mostrar uma área projetada diferente vemos brilhos diferentes. Toda a variação de brilho acontece em apenas 0.2 magnitudes. Um observador bem treinado consegue perceber variação de 0.1 magnitude usando apenas seus olhos.
A causa da variação de brilho por causa da deformação estelar pode ser vista abaixo nas regiões fora dos eclipses, onde seria esperado o brilho ser constante.:
Período de Translação
A fotometria nos permite também determinar o período de translação das estrelas em um sistema binário eclipsante. Isto é feito fazendo a curva de luz próximos aos eclipses. Determinando o dia e hora do máximo de um dos eclipses (por exemplo, na ocultação máxima da componente mais brilhante pela companheira mais fraca, então o eclipse mais profundo dos dois) podemos encontrar o tempo gasto entre eles, que é o período de translação. O problema está em saber quando vai acontecer o eclipse para um sistema binário com período desconhecido ou ainda mal determinado.
Neste momento entram os amadores, porque se você não tem ideia de quando acontecerá o eclipse é preciso ficar observando sempre que possivel e conseguir um dia capturá-lo.