Astronomía Práctica:La Energía Luminosa

Free Web Hosting Provider - Web Hosting - E-commerce - High Speed Internet - Free Web Page

Astronomía Práctica

La Energía Luminosa – Fotometría


En reiteradas ocasiones hemos hecho referencia a la naturaleza de la luz advirtiendo que, como una onda electromagnética que es, porta una cierta cantidad de energía definida por cierta cantidad de parámetros físicos.
El ojo humano no es más que un complejo dispositivo diseñado para interpretar la energía luminosa y transformarla en una señal que será interpretada por el cerebro. El resultado final es la forma de la visión como la conocemos.
En términos técnicos, esta energía posee información que se aprovecha para conocer los fenómenos físicos e interpretarlos según las reglas del arte.
Insertándonos en nuestro tema, es frecuente la cantidad de oportunidades en las que es necesario conocer o introducir la magnitud de una estrella como dato definitorio de algunas condiciones que se están estudiando.
La magnitud de una estrella generalmente es conocida como una relación de la capacidad que presenta el ojo humano para detectar su brillo. Si bien precario, no deja de ser una cuantificación relacionada con la energía transportada por la onda luminosa.
Estas relaciones fueron definidas originalmente para que el observador aficionado pueda manejarse con este particular astronómico sin necesidad de conocer avanzados conceptos físicos y matemáticos. Pero la astronomía en serio requiere de elementos cuantificados técnicamente para lograr los resultados esperados.
Hoy día no queda más remedio, para todo aquel que desee conocer esta ciencia en profundidad, que hablar en términos de CCD, Fotometría, Espectrometría, Energía Luminosa, etc.
En este capítulo de Astronomía Práctica hablaremos de la fotometría, que es la especialidad dedicada a evaluar las magnitudes estelares a través de dispositivos que procesan la energía luminosa.
Todo proceso fotométrico requiere de tres grupos de conceptos que se interrelacionan para obtener un resultado:
1. Una fuente emisora de luz. En nuestro caso estará constituida por una estrella distante.
2. Un dispositivo sensor, que cumple la doble función de detectar la onda luminosa recibida y transformarla en un impulso procesable. Estos dispositivos, algunas veces son módulos que cumplen funciones separadas, pero integrados en un solo aparato.
Como ejemplo podemos mencionar una película fotográfica cuya sensibilidad está calibrada y cambia su estado químico de manera proporcional a la energía recibida.
Más común en nuestros días es el caso de un arreglo CCD, el cual analiza, transforma y almacena la energía luminosa pudiendo entregarla bajo condiciones electrónicas codificadas para procesarlas posteriormente.
3. Un dispositivo transductor que recoge la información disponible en el sensor y la transforma en una señal reconocible.
Generalmente, para el caso del CCD, este elemento es un chip decodificador con una interfase para PC que ingresa en la placa de video. Resultado, una imagen en la pantalla con un dato numérico de la magnitud.
Para el caso de la película fotográfica sensible, desaparece la interfase de interpretación. La magnitud de la impronta en la emulsión es, por comparación con un patrón, la que determina la energía responsable.

La Magnitud partiendo de la Energía recibida
Cualquier astrónomo aficionado recordará la expresión de las magnitudes de los objetos celestes como una relación de las capacidades que tiene la vista para percibir luminosidad.
La relación matemática general se expresa de modo que una diferencia de cinco magnitudes visuales es ocasionada por una variación de 100 unidades de la intensidad luminosa. De aquí, sin entrar en los pormenores de las justificaciones matemáticas, la expresión concreta es una relación entre brillo y el número de magnitud estructurada de la siguiente forma:

donde l_m y l_n son los brillos (se alude al parámetro “brillo”, como la expresión matemática de la intensidad luminosa J[cd] dividida por el área de la fuente luminosa A[m²]) de dos estrellas de magnitudes m y n respectivamente.
Los dispositivos fotométricos reciben de la estrella l, luego su electrónica manipula el dato, lo transforma y lo codifica a través de la ecuación anterior obteniendo como resultado el exponente n – m (diferencia de magnitudes de las dos fuentes luminosas).
En este punto cabe aclarar algunos conceptos astronómicos. En la ecuación podemos observar que aparecen dos parámetros l y dos parámetros de magnitudes (n y m). Esto puede asociarse a la luminosidad recibida de dos estrellas, en donde generalmente se conoce una de ellas previamente mientras que la segunda es el dato de entrada que posteriormente, por comparación se obtendrá como número de magnitud diferencial.
Como su nombre lo indica, la magnitud diferencial no es más que la cantidad de unidades de magnitud en que difieren ambas fuentes luminosas; es decir n – m.
El hecho de partir de un dato conocido se fundamenta en que el CCD (o el dispositivo que se trate) no posee una referencia cero, sino que compara pulsos electrónicos derivados de los datos que ingresan. Está a nuestro alcance la posibilidad de elegir la magnitud l comparativa con un valor cero (estrella con número de magnitud igual a cero. Es decir, m o n igual a cero) para obtener directamente la magnitud real de la estrella incógnita
Puede apreciarse que en ningún momento el observador debe efectuar cálculos matemáticos. Los dispositivos fotométricos están diseñados para efectuarlos y arrojar los resultados a nivel de dato astronómico.
Estos procedimientos resultan particularmente importantes en el estudio de estrellas variables, en donde debe determinarse su curva de luz (brillo aparente vs. tiempo). Hoy por hoy la fotometría CCD ha desplazado la mayoría del resto de los dispositivos, permitiendo vía PC procesar este tipo de datos en conjunto con otro grupo de parámetros astronómicos de importancia relevante.
Solo resta asumir el desafío y capacitarse en las técnicas de operación de esta maravilla de la tecnología.

Volver a NOTICIAS

Volver a SECCIONES