Depois de executada a captura das imagens ou frames, teremos de fazer a determinação do brilho (↔ magnitude aparente) do objectos de interesse que se encontra no frame detectado. Isto fez-se sempre com a técnica de abertura, definindo uma zona orbicular em torno do objecto (já que a PSF é circular) e medindo de seguida a quantidade de luz interior a esta. Este valor por norma varia entre os 0 e os 65000. Adicionalmente, mediu-se também o “background” graças a uma coroa circular. Chama-se fotometria de abertura a esta técnica.
Na imagem anterior temos o exemplo de uma estrela onde se utilizou a técnica da fotometria de abertura: mediu-se a quantidade de luz (total de ADUs nos respectivos pixeis) presentes num círculo de raio ~2 FWHM (full weel half maximum ou largura a meia altura) centrado nesta (ou outro raio que maximize a relação sinal/ruído ou SNR) – o padrão é dado pelas estrelas mais brilhantes não saturadas.
Mediu-se ainda a quantidade de luz numa coroa circular, também centrada na estrela, que incluía só o fundo ou “background” em, pelo menos, três vezes os pixeis do círculo central. Usam-se círculos e coroas circulares do mesmo tamanho para todos os outros objectos. Abaixo apresenta-se um perfil unidimensional através da estrela.
Posteriormente tira-se o valor FM (do “background”) ou pela mediana ou pela média dos valores (ADU) na coroa circular.
Do valor (em ADU) do brilho do objecto (total nos respectivos pixeis, em número npix), tiramos:

Brilho (fotometria de abertura) = B – npix FM

No nosso caso, usando o software FOTODIF (Júlio Castellano), estas rotinas estão automatizadas e optimizam a escolha do raio a utilizar na fotometria de abertura (a ideia é ter uma SNR o maior possível e este software faz isso muito bem)Idealmente, a calibração é feita graças a uma (ou, tipicamente, várias) estrela-padrão. Nesta fase temos de verificar se as estrelas de referência, do campo do CCD, são estrelas não variáveis. Só usando estrelas não-variáveis a extinção será igual à dos objectos de interesse. De seguida compara-se o brilho da nossa estrela de interesse com o brilho das estrelas de calibração.
Chama-se fotometria diferencial a esta técnica.
Se se pretender fotometria absoluta, então temos de recorrer a estrelas standard que têm as suas magnitudes aparentes tabeladas com grande rigor em vários catálogos fotométricos (e.g. Bright Star Catalogue – BSC, com ~9000 estrelas de mV < 6.5; Tycho (BV), com ~106 estrelas de mV < 10.5). Este tipo de estrelas é pouco provável estar no mesmo campo da CCD de uma dada observação pelo que requer uma observação específica (no entanto, costumam escolher-se as mais próximas). Também servirá para dar uma ideia do valor da extinção interestelar (A) no momento da observação pois:

m = M + 5 LOG D – 5 + A

Em observações profissionais, é necessário corrigir os erros instrumentais nas magnitudes aparentes medidas devido a usar-se equipamento diferente (incluindo filtros UBVRI) daquele que estabeleceu o padrão para as estrelas de referência.

 

 

 

 

 

     ■  – M ; ∆  – M+0.3 ; □  – M+2.0