Fotometria gorputz ezberdinen distira neurtzera dedikatzen den astronomiaren adarra da: izarrak, planetak, sateliteak, asteroideak, kometak, etab. Izarren distiraren eskala Nizeako Hiparko astronomo greziarrak ezarri zuen, eta distira horiek bost gradu edo magnitudetan banatu zituen; geroago, 1609an, Galileok teleskopioa asmatuz, eskala zabaldu egin zen izar teleskopiko hauek barne hartzeko, giza begiarentzat ikusezinak baitziren euren muturreko ahultasunagatik.

Izar distiratsuenek (Eguzkia, esaterako) magnitude negatiboa dute, eta ahulenek, berriz, magnitude positiboa dute; magnitude positibo hori zenbat eta handiagoa izan orduan eta ahulagoak dira izarrak: Eguzkiak -26,8 magnitudea du, Sirius-ek -1,5, Iparrizarrak 2,12, Uranok 5,8, Neptunok 7.2 eta Plutonek 13.6. Teleskopio profesional batek harrapa dezakeen izarrik ahulenak 25 baino magnitude positiboagoa dute.

XIX. mendean, Norman Pogsonek behar bezala zehaztu zuen magnitudeen eskala, horrela magnitude batetik besterako jauzia (adibidez, 1etik 2ra, edo 2tik 3ra) 2.512 aldizko aldaketari dagokio, balio hori 100aren erro bosta izanik.

Metodo desberdinak daude: fotometria bisuala, argazki-fotometria, fotometro fotoelektrikoarekin (fotometria fotoelektrikoa) eta berriki CCD kamerekin (CCD fotometria); denek banda ezberdinetan funtzionatzen dute (V Banda, B Banda, etab.), neurketak egiteko erabiltzen den iragazkiaren arabera.

Neurketa horiek egiteko, sistema fotometriko batzuk definitu dira, ezagunenak WW Morgan eta Harold Johnson-en UBVa eta A. Cousins eta J. Menzies-en UBVRIa dira.

XX. mendearen erdialdean, magnitudeak neurtzen ziren zehaztasuna ehunen batekoa baldin bazen, CCD fotometriaren erabilerarekin zehaztasun hori magnitudearen milienera hedatu zen: 2006an, magnitudearen hamar milierena M67 kluster irekiaren azterketa fotometriko batean. 2009an, Kepler satelitea espaziora jaurti zen milioiko hogei aldaketak detektatzeko gai zen sentsore batekin (1/50.000)^[1].

Fotometroek espektro elektromagnetikoko uhin ultramore, ikusgai eta infragorrietan igarobide-banda estandar espezializatuak erabiltzen dituzte^[2]. Argi-transmisioko propietate ezagunak dituzten iragazki-multzo oro sistema fotometrikoa deitzen da, eta izarren eta beste objektu astronomiko mota batzuen propietate partikularrak ezartzea ahalbidetzen du^[3] Hainbat sistema garrantzitsu erabiltzen dira aldian-aldian, hala nola UBV sistema^[4] (edo UBVRI sistema hedatua^[5][6]), JHK infragorri hurbila^[7] edo Strömgren <i id="mwVQ">uvbyβ</i> Sistema^[3].

Historikoki, infragorri hurbileko fotometria uhin-luzera laburreko ultramorearen bidez egin izan zen fotometro fotoelektriko batekin objektu bakar baten argiaren intentsitatea neurtzen zuen tresna batek bere argia zelula fotosentikor batera zuzenduz, hala nola foto-biderkatzaile baten hodi batera^[2]. Neurri handi batean, objektu anitzen irudiak aldi berean har ditzaketen CCD kamerek ordezkatu dituzte, nahiz eta oraindik fotometro fotoelektrikoak egoera berezietan erabiltzen diren^[8], adibidez, denbora-ebazpen fina behar den lekuetan^[9].

Metodo fotometriko modernoek objektu astronomikoen magnitudeak eta koloreak definitzen dituzte koloretako banda-iragazki estandarrekin analizatutako fotometro elektronikoak erabiliz. Hori itxurazko ikusmen-magnitudeko beste modalitateetatik^[10] desberdintzen da gizakiaren begiak behatutako edo argazkigintzaren bidez lortutakoetatik^[2], zeinak, normalean, astronomia testu eta katalogo zaharretan agertzen diren.

Sistema fotometrikoekin erabiltzen diren aplikazio astronomiko asko daude. Neurketa fotometrikoak alderantzizko karratuaren legearekin konbina daitezke, objektu baten argitasuna zehazteko, bere distantzia zehaztu badaiteke, edo, bere distantzia, bere argitasuna ezagutzen bada. Objektu baten beste propietate fisiko batzuk, hala nola tenperatura edo konposizio kimikoa, espektrofotometria estu edo banda zabaleko espektrofotometria erabiliz ere zehaztu daitezke.

Fotometria izar aldakorrak, planeta txikiak, nukleo galaktiko aktiboak eta supernobak bezalako objektuen argi-aldaerak aztertzeko ere erabiltzen da^[10], edo igarotzen diren eguzkiz kanpoko planetak detektatzeko. Aldaera horien neurketak erabil daitezke, adibidez, izar-bitar labainkor bateko kideen orbita-periodoa eta erradioa, planeta txiki edo izar baten biraketa-periodoa edo supernoben energia-irteera osoa ezagutzeko^[10].

CCD kamera, funtsean, fotometroen sare bat da, eta, aldi berean, ikus-eremuko iturri guztietako fotoiak neurtzen eta grabatzen ditu. CCD irudi bakoitzak objektu anitzen fotometria, aldi berean, erregistratzen duenez, grabatutako datuen erauzketa fotometriko mota desberdinak egin daitezke; normalean, erlatiboa, absolutua eta diferentziala. Hirurek xede-objektuaren magnitude gordinaren irudia eta konparazio-objektu ezagun bat atera beharko dituzte. Behatutako objektu baten seinaleak pixel asko estaliko ditu, normalean, sistemaren puntu-hedapen-funtzioaren (PSF) arabera. Zabaltze hori teleskopioaren optikaren eta ikusmen astronomikoaren ondorioz gertatzen da. Puntu-iturri baten fotometria lortzean, fluxua objektuari grabatutako argi guztia gehituz eta zeruari dagokion argia kenduz neurtzen da^[11]. Teknikarik errazena, irekiera fotometria izenez ezagutzen dena, objektuan zentratutako irekidura baten barruan pixel-zenbaketak gehitzea eta hurbileko zeruaren batez besteko kopurua pixel bakoitzeko eta irekiduraren barneko pixel kopuruaren produktua kentzea da^[11][12]. Horrek xede-objektuaren fluxu-balio gordina emango du. Oso populatutako eremu batean fotometria egiten denean, adibidez kumulu globular batean, non izar-profilak nabarmen gainjartzen diren, PSF egokitzea bezalako desnahasketa-teknikak erabili behar dira gainjarritako iturrien fluxu-balio indibidualak zehazteko.

Objektu baten fluxua aleetan zehaztu ondoren, fluxua, normalean, kantitate instrumental batean bihurtzen da. Ondoren, neurketa, nolabait, kalibratu egiten da. Erabilitako kalibrazioak egiten den fotometria motaren araberakoak izango dira, neurri batean. Normalean, behaketak fotometria erlatibo edo diferentziala egiteko prozesatzen dira. Fotometria erlatiboa objektu anitzen itxurazko distira neurtzea da. Fotometria absolutua, sistema fotometriko estandar batean, objektu baten itxurazko distira neurtzea da; neurketa horiek teleskopio edo tresna ezberdinekin lortutako beste neurketa fotometriko absolutu batzuekin aldera daitezke. Fotometria diferentziala bi objekturen distira-aldearen neurketa da. Kasu gehienetan, fotometria diferentziala zehaztasun handienarekin egin daiteke, eta fotometria absolutua, berriz, zehaztasun handiz egiteko zailena da. Gainera, fotometria zehatza zailagoa izaten da objektuaren itxurazko distira ahulagoa denean.

Fotometria absolutua egiteko, objektu bat ikusten den pasabide-banda eraginkorraren eta sistema fotometriko estandarra definitzeko erabiltzen den pasa-bandaren arteko desberdintasunak zuzendu behar dira. Hori, askotan, aipaturiko beste konponketa guztiei gehitzen zaie. Normalean, zuzenketa hori iragazki anitzen bidez interesgarri diren objektuak behatuz egiten da, eta baita izar estandar fotometriko batzuk behatuz ere. Izar estandarrak helburuekin ezin badira aldi berean behatu, zuzenketa hori baldintza fotometrikoetan egin behar da, zerua garbi dagoenean, eta itzaltzea aire-masaren funtzio soil bat da.

Fotometria erlatiboa egiteko, tresnaren objektuaren magnitudea konparazio-objektu ezagun batekin konparatzen da, eta, ondoren, tresnaren sentikortasunaren eta desagerpen atmosferikoaren aldakuntza espazialen neurriak zuzentzen ditu. Hori, askotan, denbora-aldaeren zuzentzeari battzen zaio, batez ere, alderatzen ari diren objektuak zeruan, aldi berean behatzeko, urrunegi daudenean^[13]. Helburua eta konparazio-objektuak elkarrengandik hurbil dauden irudi batetik kalibratzen direnean eta konparazio-objektuaren katalogoaren magnitudearekin bat datorren iragazki fotometriko bat erabiltzen denean, neurketaren aldakuntza gehienak zerora murrizten dira.

Fotometria diferentziala kalibrazioetatik sinpleena da, eta denbora serieen behaketetarako baliagarriena da. CCD fotometria erabiltzen denean, helburu eta konparazio objektuak aldi berean ikusten dira, iragazki berarekin, tresna bera erabiliz eta bide optiko beretik ikusten dira. Behaketa-aldagai gehienak desagertzen dira, eta magnitude diferentziala xede-objektuaren eta konparazio-objektuaren tresnaren magnitudearen arteko aldea besterik ez da (∆Mag = C Mag – T Mag). Hau oso erabilgarria da helburu-objektu baten denboran zehar magnitude-aldaketa marratzerakoan, eta, normalean, argi-kurba batean biltzen da.

Espazialki hedatutako objektuetarako, hala nola galaxiak, sarritan, interesgarria da galaxiaren distiraren banaketa espaziala neurtzea galaxiaren guztizko distira neurtzea baino. Objektu baten gainazaleko distira zeruan proiektatzen denean, angelu solido unitateko bere distira da, eta gainazaleko distira neurtzea gainazaleko fotometria deritzo. Aplikazio arrunt bat galaxia baten gainazaleko distira-profila neurtzea izango litzateke, hau da, bere gainazaleko distira galaxiaren zentrotik dagoen distantziaren arabera. Angelu solido txikietarako, angelu solidoaren unitate erabilgarria arkusegundoa da, eta gainazaleko distira, sarritan, arkusegundo karratu bakoitzeko magnitudeetan adierazten da.

• (Gaztelaniaz) Fotometria fotoelektrikoa
• (Gaztelaniaz) CCD fotometria

• On the Color-Magnitude Diagram of the Pleiades, HL Johnson, WW Morgan, ApJ 114, 522 (1951).
• Oinarrizko izar-fotometria mota espektraleko estandarrak Yerkes espektral atlasaren sistema berrikustuan, Johnson, HL; Morgan, W.W. ApJ 117, 313 (1953).
• Kolore-sistemen zenbait ezaugarri, Morgan, WW; Harris, D.L.; Johnson, H.L. ApJ 118, 92M (1953).
• VRI estandarrak E eskualdeetan, Cousins, AWJ, Mem. R. Astron. Soc, 81, 25 (1976).
• E eta F eskualdeko izarren VRI fotometria, Cousins, AWJ, MN Astr. Soc. Hegoafrika, 3, 8 (1978).

• «Photometry Links» CSIRO : Australian Telescope National Facility 2019-05-08.