Fotometria – medindo a luz das estrelas (parte 2)

Alguns metais ao serem iluminados em condições específicas emitem elétrons; isso foi chamado de efeito fotoelétrico. Este efeito foi observado e confirmado pela primeira vez por A. E. Becquerel em 1839 e Heinrich Hertz em 1887. A partir desta propriedade desenvolveu-se o fotômetro fotoelétrico. Em 1916, o astrônomo norte-americano Harlan True Stetson desenvolveu o primeiro fotômetro moderno. Em 1934, Harrison, NJ. Harley Iams e Bernard Salzberg desenvolveram a primeira fotomultiplicadora que torna o fotômetro extremamente mais sensível. O funcionamento da fotomultiplicadora pode ser descrito da seguinte maneira. Dentro de um válvula a vácuo, cada fóton recebido por um fotossensor emite um elétron que arranca mais dois eletróns de uma placa metálica posterior. Este par de elétrons, por sua vez, arranca o dobro de elétrons mais adiante. Entram num arranjo de placas que multiplicam várias vezes a corrente elétrica resultante numa espécie de cascata de elétrons. Um sensor deste tipo além de muito sensível é capaz de detectar variações luminosas praticamente em tempo real: isso permitiu registrar as curvas de luz de estrelas variáveis muito rápidas.

Uma fotomultiplicadora só pode indicar medidas luminosas ponto a ponto. Para observar objetos extensos, ou várias estrelas, ele precisa deslocar-se para varrer o campo estelar visível e fazer uma espécie de mapa de nível.

Com o advento da eletrônica digital os semicondutores miniaturizaram o que aquelas enormes válvulas faziam. Montando uma matriz de sensores minúsculos podemos fotografar, ou melhor, filmar um campo estelar de uma vez em tempo real, montando uma imagem virtual pixel por pixel. Chamamos este tipo de sensor de CCD (Couple Charge Device – Dispositivo de Carga Acoplada). Hoje a fotometria CCD permite acompanhar ocultações de estrelas por exoplanetas e mapear grandes estruturas espaciais.
https://pt.wikipedia.org/wiki/Dispositivo_de_carga_acoplada

Usando filtros coloridos a fotometria ganha ainda mais recursos próximos ao que a espectroscopia é capaz de fazer. Esta fotometria por banda de cor permite determinar temperaturas, composições químicas e outros comportamentos intrínsecos dos astros. Assim podemos ter fotometria ultravioleta, visível e infravermelha combinadas, fornecendo informações preciosas sobre a natureza das estrelas.