Tuesday, March 4, 2014

Fotometría


Ya que es obvio que nada de esto podría ser registrado sin la Espectroscopía existen otros elementos que son indispensables para poder hacer las respectivas investigaciones. Un elemento esencial es la Fotometría.


  Es la ciencia que se encarga de la  medición de la  intensidad de la luz, como el brillo percibido por el ojo humano. Es decir, estudia la capacidad que tiene la radiación electromagnética de estimular el sistema visual. No debe confundirse con la Radiometría, que se encarga de la medida de la luz en términos de potencia absoluta. Cuando la intensidad es medida en varios ángulos de una luminaria, el proceso es denominado gonio fotometría.

La fotometría se apoya en una herramienta conocida como Reporte Fotométrico, esencial en el proceso de diseño, ya que contiene todos los datos requeridos para la correcta selección y aplicación de variadas fuentes de luz en el espacio a iluminar. El reporte provee información que permite al profesional de iluminación predecir el desempeño de un sistema de iluminación, además de calcular la cantidad de luminarias requeridas y proveer la información específica de la iluminancia.

   El ojo humano no tiene la misma sensibilidad para todas las longitudes de onda que forman el espectro visible. La fotometría introduce este hecho ponderando las diferentes magnitudes radiométricas medidas para cada longitud de onda por un factor que representa la sensibilidad del ojo para esa longitud.
La función que introduce estos pesos se denomina función de luminosidad espectral o eficiencia luminosa relativa de un ojo modelo, que suele denotar como (este modelo u observador estándar es muy similar a los de la Colorimetría). Esta función es diferente, dependiendo de que el ojo se encuentre adaptado a condiciones de buena iluminación de luz diurna (visión fotópica) o de mala visión en luz nocturna (escotópica).


Relación de la Espectroscopía con el estudio de los Astros

Los astros, así como la materia interestelar, emiten ondas electromagnéticas; los astrónomos han llegado al conocimiento de cuanto sabemos del ámbito extraterrestre descifrando los mensajes que portan esas ondas cuando llegan a nuestro planeta. Debe advertirse que la emisión y las modificaciones ulteriores experimentadas por esas radiaciones son resultado de no pocos factores: la composición química de la fuente que los emite, temperatura, presión y grado de ionización a que se halla la misma, influencia de los campos magnéticos y eléctricos, etc.
Por otra parte, como los físicos han reproducido en sus laboratorios esos diferentes estados de la materia y obtenido los espectros correspondientes, éstos sirven de patrones que permiten analizar los espectros de los cuerpos celestes y extraer toda la información que contienen. En el caso de los espectros luminosos, los estudios constituyen el análisis espectral.
Además de indicar la composición química de la fuente luminosa y el estado físico de su materia, el espectro revela si el cuerpo luminoso y la Tierra se acercan o se alejan entre sí, además de indicar la velocidad relativa a la que lo hacen (efecto Doppler-Fizeau).

Espectroscopía


Para poder analizar una supernova en concreto es necesario cumplir con ciertos requisitos. La espectroscopía es fundamental para el estudio completo de las supernovas;la cual será necesaria definir.
  
 Es una técnica instrumental ampliamente utilizada por los físicos y químicos para poder determinar la composición cualitativa y cuantitativa de una muestra, mediante la utilización de patrones o espectros conocidos de otras muestras. El análisis espectral permite detectar la absorción o emisión de radiación electromagnética de ciertas energías, y relacionar estas energías con los niveles de energía implicados en una transición cuántica.

La luz visible es físicamente idéntica a todas las radiaciones electromagnéticas. Es visible para nosotros porque nuestros ojos evolucionaron para detectar esta estrecha banda de radiación del espectro electromagnético completo. Esta banda es la radiación dominante que emite nuestro Sol. Desde la antigüedad, científicos y filósofos han especulado sobre la naturaleza de la luz.

El que comprobó que cualquier haz incidente de luz blanca, no necesariamente procedente del Sol, se descompone en el espectro del arcoíris del rojo al violeta. Newton tuvo que esforzarse en demostrar que los colores no eran introducidos por el prisma, sino que realmente eran los constituyentes de la luz blanca. Posteriormente, se pudo comprobar que cada color correspondía a un único intervalo de frecuencias o Longitud de onda.
En los siglos XVIII y XIX, el prisma usado para descomponer la luz fue reforzada con rendijas y lentes telescópicas con lo que se consiguió así una herramienta más potente y precisa para examinar la luz procedente de distintas fuentes.



Límite de Chandrasekhar.

Límite de Chandrasekhar - el Límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella fría estable sobre la cual colapsa para convertirse en un agujero negro o estrella de neutrones. En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, un tercer posible resultado de este colapso, que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks.
Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca. Si una enana blanca supera el límite de Chandrasekhar, esta se colapsa para convertirse en una estrella de neutrones. Este valor es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2 pero, en determinadas condiciones, se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar. Su valor fue calculado por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar.

A pesar de su importancia aún hay muchos detalles de las supernovas de tipo Ia que no se comprenden. Todas las supernovas recientes de este tipo se han producido en galaxias externas. Para describir la física de estos procesos con el mayor grado de detalle sería ideal observar una de ellas en nuestra propia Galaxia: y esto es lo que se ha logrado ahora con el estudio efectuado por el equipo de Krause. Los resultados no solo clasifican la supernova de Tycho como perteneciente al tipo Ia, sino que proporcionan además una gran cantidad de información nueva.



Fusión Nuclear

Sin embargo, estrellas masivas, varias veces más grandes que nuestro Sol, pueden crear supernovas cuando su proceso de fusión del núcleo agota el combustible. La fusión proporciona una constante presión hacia el exterior, que coexiste en equilibrio con la atracción gravitacional hacia el interior de la propia estrella. Cuando la fusión se ralentiza,  la presión cae y el núcleo de la estrella se condensa, volviéndose más caliente y denso.

En apariencia, esas estrellas comienzan a crecer, hinchándose hasta convertirse en gigantes rojas. Sin embargo, su núcleo sigue reduciéndose, haciendo que la formación de la supernova sea inminente. Cuando el núcleo de una estrella se contrae hasta un punto crítico, se libera una serie de reacciones nucleares.  Esta fusión evita durante un tiempo el colapso del núcleo, mientras su compuesto principal no sea el hierro, pues éste no puede mantener la fusión. En un microsegundo, el núcleo alcanza temperaturas de miles de millones de grados centígrados. Los átomos de hierro se contraen tanto que las fuerzas de repulsión de sus núcleos crean una contracción del núcleo que hace que la estrella explote en una supernova generando poderosas ondas de choque.
  

Las supernovas también se pueden formar en un sistema solar binario. Estrellas más pequeñas, de hasta ocho veces la masa de nuestro Sol, suelen evolucionar en enanas blancas. Una estrella de ese tamaño es muy densa y sin embargo tiene suficiente atracción gravitacional como para recibir material de la segunda estrella del sistema si está lo suficientemente cerca.
Si la enana blanca supera así el límite de Chandrasekhar, la presión de su núcleo será tan grande que se fusionará y se producirá una gran explosión termonuclear (supernova). Una supernova puede iluminar el cielo durante semanas y la transferencia de material y energía deja atrás una estrella muy diferente. Solamente quedará una estrella de neutrones, muestra de la anterior existencia de la supernova. Estas estrellas de neutrones emiten ondas de radio en flujo constante o en ráfagas intermitentes.

Si la estrella es tan masiva (al menos diez veces el tamaño del Sol) que deja atrás un núcleo muy grande, tendrá lugar un fenómeno distinto. Debido a que este núcleo no tiene energía suficiente para fusionarse, y no produce presión hacia el exterior, puede ser atrapado por su propia gravedad y convertirse en un agujero cósmico de energía y materia: un agujero negro.

¿Qué es una Supernova?


Algunas estrellas se comportan como si fuera mejor quemarse que desvanecerse. Estas estrellas ponen fin a su evolución en una explosión cósmica masiva conocida como supernova.
Cuando explotan, las supernovas arrojan material al espacio a 15.000-40.000 kilómetros por segundo. Estas explosiones producen gran parte del material del universo, incluyendo elementos como el hierro, que conforma nuestro planeta e incluso a nosotros mismos. Los elementos pesados sólo se producen en las supernovas, por lo que todos nosotros llevamos en nuestros cuerpos remanentes de estas explosiones.

Las supernovas añaden elementos a las nubes de polvo y gas del espacio, favoreciendo así la diversidad interestelar, y producen ondas de choque que condensan las nubes de gas y ayudan a la formación de nuevas estrellas. Sin embargo, pocas estrellas se convierten en supernovas. Muchas se enfrían y terminan sus días como enanas blancas y, posteriormente, como enanas negras.