¿que es la fotometria de absorcion?

Answer 1

La fotometría por absorción es un método de análisis de composición química basado en la medición de la atenuación de la radiación electromagnética como consecuencia de la absorción que se produce en su interacción con la solución. Por decirlo más claramente, se ilumina una solución con determinado tipo espectral de luz (blanca de 5500 Kº, ultravioleta, infrarroja) y se determina su composición a partir del índice de absorción de la luz original. Este método puede utilizarse sólo cuando el análisis no requiere de una precisión espectral muy grande (por eso es fotometría y no espectrometría). Tiene la ventaja de no alterar la solución analizada, ya que sólo se limita a iluminarla sin excitarla.

En cambio, en los métodos de fotometría por emisión, se usa para el análisis la radiación emitida cuando se excita la solución por energía eléctrica, térmica o por radiación de distintos tipos. Aunque es más preciso que el método por absorción, tiene el inconveniente que las cualidades de la solución pueden ser modificadas por la excitación térmica o por otras formas de forzarla a emitir luz.

Cuando hablamos de "solución" (deberíamos decir "soluto"), hablamos de un medio transparente en donde se encontrará el material (generalmente orgánico) cuya composición desee analizarse fotométricamente.

Por supuesto que estos metódos de análisis son casi exclusivos de las ciencias bioquímicas, ya que no tienen aplicación alguna en astronomía, pongamos por caso.

Answer 2

La fotometría es la medición de niveles de luminosidad realizadas con un instrumento llamado fotómetro el cual básicamente consta de una fotocélula que recibe la luz , un circuito electrónico que amplifica la señal y un dispositivo que permite la lectura de valores en forma digital o analógica y de absorción cuando por sus característica permite la medición de determinadas longitudes de onda en particular usados por ejemplo en Astronomía....Saludos

Answer 3

4. FOTOMETRÍA DIFERENCIAL

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FUNDAMENTO TEÓRICO:

La fotometría diferencial es un método que permite determinar la magnitud de una estrella sin tener que conocer previamente la constante instrumental C ni el coeficiente de extinción K para esa noche. Además permite trabajar en condiciones no tan favorables como las necesarias en fotometría absoluta (noches "fotométricas", es decir condiciones perfectas durante toda la noche).
Sabemos que la atmósfera terrestre actúa como un filtro, absorbiendo parte de la radiación que nos llega de las estrellas. Esta absorción depende de la longitud de onda y del estado de la atmósfera en la noche de observación, así como del recorrido del haz luminoso a través de la atmósfera. Para conocer la magnitud aparente no afectada por la extinción es necesario determinar la recta de Bouger: (4.1)


m es la magnitud medida fuera de la atmósfera

F(c/s) es el flujo medido en cuentas por segundo

C es la constante instrumental del sistema, depende del instrumental empleado

K es el coeficiente de extinción para la noche de observación

sec z es la masa de aire (secante de la distancia cenital)
Donde se ha supuesto un modelo de atmósfera de capas plano-paralelas, de modo que la masa de aire da cuenta del camino recorrido por el haz de radiación, mayor cuanto más cerca del horizonte esté la estrella.
Si se hace fotometría absoluta, el procedimiento consiste en tomar imágenes de una serie de estrellas estándar, de magnitud aparente en la cima atmosférica y distancia cenital conocidas. Se mide el flujo (en cuentas /s) y se representa el valor de m(0) +2.5logF frente a secz. Luego se ajusta por mínimos cuadrados a una recta, cuya pendiente será K y cuya ordenada en el origen será C. Una vez determinados ambos parámetros, ya se puede medir el flujo de las estrellas problema y usar de nuevo la recta de Bouger, pero ahora con m(0) como incógnita.
Este procedimiento habría que repetirlo cada noche de observación, mientras que usando fotometría diferencial todo es mucho más sencillo. La fotometría diferencial consiste en observar simultáneamente (en la misma imagen) la estrella problema y otra u otras estrellas de comparación. Como las estrellas se encuentran tan cerca (recordemos que el campo es de 12 minutos de lado), la transparencia atmosférica es la misma, y la masa de aire también. Como además el instrumental utilizado es el mismo, tanto el coeficiente de extinción como la constante instrumental serán las mismas para todas las estrellas de la imagen. Entonces se cumple:

(4.2)

Donde los subíndices 1 y 2 indican cada una de las estrellas. Como las distancias cenitales de cada una son prácticamente iguales nos queda:

(4.3)

De modo que podemos determinar la diferencia entre la magnitud de la estrella problema y la magnitud de la estrella de comparación. Si se conoce la magnitud de la estrella de comparación se puede determinar la de la estrella problema sin más que hacer:

(4.4)

Aunque en nuestro caso no será necesario, pues para representar la curva de luz no es relevante conocer la magnitud absoluta de la estrella, sino que es suficiente conocer el incremento de magnitudes.


no se si te puede servir esto

Answer 4

La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados o magnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astros telescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad.