Fotometri (astronomi)

Fotometri, (Jawi: ‏فوتوميتري‎‎) daripada bahasa Yunani foto- ("cahaya") dan -metri ("pengukuran"), ialah teknik yang digunakan dalam astronomi yang berkenaan dengan mengukur fluks atau keamatan cahaya yang dipancarkan oleh objek astronomi. Cahaya ini diukur melalui teleskop menggunakan fotometer, selalunya dibuat menggunakan alat elektronik seperti fotometer CCD atau fotometer fotoelektrik yang menukarkan cahaya kepada arus elektrik melalui kesan fotoelektrik. Apabila ditentukur terhadap bintang piawai (atau sumber cahaya lain) dengan keamatan dan warna yang diketahui, fotometer boleh mengukur kecerahan atau magnitud jelas objek angkasa.

Kaedah yang digunakan untuk melakukan fotometri bergantung pada kawasan panjang gelombang yang dikaji. Pada asasnya, fotometri dijalankan dengan mengumpul cahaya dan menyalurkannya melalui turas lintasan jalur optik fotometri khusus, dan kemudian menangkap dan merakam tenaga cahaya dengan instrumen fotosensitif. Set lintasan jalur piawai (dipanggil sistem fotometri) ditakrifkan untuk membolehkan perbandingan cerapan yang tepat. Teknik yang lebih maju ialah spektrofotometri yang diukur dengan spektrofotometer dan memerhati kedua-dua jumlah sinaran dan taburan spektrum terperincinya.

Fotometri juga digunakan dalam pemerhatian bintang berubah, dengan pelbagai teknik seperti, fotometri pembezaan yang secara serentak mengukur kecerahan objek sasaran dan bintang berdekatan di medan bintang atau fotometri relatif dengan membandingkan kecerahan sasaran. objek kepada bintang dengan magnitud tetap yang diketahui. Menggunakan berbilang penuras laluan jalur dengan fotometri relatif dipanggil fotometri mutlak. Plot magnitud melawan masa menghasilkan lengkung cahaya, menghasilkan maklumat yang banyak tentang proses fizikal yang menyebabkan perubahan kecerahan. Fotometer fotoelektrik ketepatan boleh mengukur cahaya bintang sekitar 0.001 magnitud.

Teknik fotometri permukaan juga boleh digunakan dengan objek lanjutan seperti planet, komet, nebula atau galaksi yang mengukur magnitud ketara dari segi magnitud setiap lengkok persegi. Mengetahui kawasan objek dan keamatan purata cahaya merentasi objek astronomi menentukan kecerahan permukaan dari segi magnitud setiap arkasaat persegi, manakala mengintegrasikan jumlah cahaya objek lanjutan kemudiannya boleh mengira kecerahan dari segi jumlah magnitud, output tenaga, atau kecerahan per unit luas permukaan.