Muy buenas apreciaciones Gonzalo. Veamos si puedo aclarar en algo tus dudas. Queremos afinar las mediciones, ciertamente, usando estrellas de brillo conocido en cada filtro. Con ello podríamos hallar el brillo en los filtros U, B, V, R, I, etc. Las medidas que hacemos son solo con el filtro V (visual) cuya longitud de onda anda por los 550 nm (verde). Aquí hay información al respecto,
http://en.wikipedia.org/wiki/Photometric_system
El hacer fotometría con otros filtros permite calcular el índice de color de las estrellas, que nos es más que la diferencia de magnitudes entre el filtro B y V, por ejemplo, que es el índice B-V. Hay otros índices tomando el filtro R, como el V-R. La estrella Vega, por ejemplo, se toma como referencia porque tiene índice de color B-V=0. ¿Qué nos permiten calcular los índices de color B-V, V-R, etc? Podemos comparar estos índices con las estrellas de referencia y hacer la clasificación espectral de la estrellas (aquella frase famosa de Oh, Be A Fine Girl Kiss Me; OBAFGKM) y con ello construir el diagrama de Hertzsprung-Russell
http://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprun ... ll_diagram
Y con el diagrama HR podemos hallar muchas cosas de las estrellas, entre ellas su edad, su temperatura, ver si están en la secuencia principal, si están en una fase evolutiva u otra e incluso saber si están más cerca o más lejos que otras. Un paso más allá podríamos determinar la fotometría absoluta y por lo tanto a qué distancia están de nosotros (se podría aplicar a galaxias y hallar las distancias de éstas), en fin, ya ves, el Universo a sus pies.
Creo que sí se puede afinar con lo que tenemos. El hacer fotometría JC nos permite calibrar el cielo del CAAT o de donde sea y saber como transformar nuestras magnitudes instrumentales en magnitudes estándar y así poder comparar nuestros resultados con los de otros observatorios en cualquier parte del mundo. Al final se trata de hacer una transformación lineal, técnicamente un ajuste de la recta por mínimos cuadrados. Los coeficientes de estos ajustes contienen todo el "ruido" fotométrico del CAAT, incluyendo la dispersión atmosférica, las características de la óptica, la CCD, el obturador, y un largo etcétera. En un paso más allá se puede afinar más y hacer un ajuste polinómico a segundo grado por si hiciera falta. No es más que un simple cambio de escala. Pongamos una analogía. Vendría a ser algo así como pasar de grados Farenheit a grados Celsius con la conocida fórmula, C = 5/9*(F-32). La fotometría estandar sería hallar esos factores 5/9 y 32 para nuestro cielo. Además hay que hacerlo para cada noche, para hallar lo que se denomina el coeficiente de punto cero (vendría a ser el 32 de la fórmula). Este factor varía según la noche. El que es constante a lo largo de un año sería el factor multiplicativo, el 5/9, que está relacionado con la óptica, el recubrimiento de los espejos, etc. Esto da para una charla o un curso en AVA, jejeje.
Estamos en ello. Ya véis que no es tarea fácil, pero sí fascinante.
Pepe
Pepe