Seguramente por el título del post estarás pensando " ...no funciona", pero si que funciona y para demostrártelo primero vamos con un poco de teoría.
¿Que es la luz?
Se llama luz (del latín lux, lucis) a la parte de la radiación electromagnética que puede ser percibida por el ojo humano. En física, el término luz se usa en un sentido más amplio e incluye todo el campo de la radiación conocido como espectro electromagnético, mientras que la expresión luz visible señala específicamente la radiación en el espectro visible. La óptica es la rama de la física que estudia el comportamiento de la luz, sus características y sus manifestaciones.
La luz presenta una naturaleza compleja, depende de cómo la observemos se manifestará como una onda o como una partícula. Estos dos estados no se excluyen, sino que son complementarios. Sin embargo, para obtener un estudio claro y conciso de su naturaleza, podemos clasificar los distintos fenómenos en los que participa según su interpretación teórica.
De acuerdo con la física clásica existen diferencias entre onda y partícula. Una partícula ocupa un lugar en el espacio y tiene masa mientras que una onda se extiende en el espacio caracterizándose por tener una velocidad definida y masa nula.
Actualmente se considera que la dualidad onda-partícula es un concepto de la mecánica cuántica según el cual no hay diferencias fundamentales entre partículas y ondas: las partículas pueden comportarse como ondas y viceversa.
Imagen ilustrativa de la dualidad onda-partícula, en el cual se puede ver cómo un mismo fenómeno puede tener dos percepciones distintas.
Algunas sustancias al absorber luz, sufren cambios químicos; utilizan la energía que la luz les transfiere para alcanzar los niveles energéticos necesarios para reaccionar, para obtener una conformación estructural más adecuada para llevar a cabo una reacción o para romper algún enlace de su estructura (fotólisis).
Velocidad
Normalmente se redondea la velocidad de la luz entorno a los 300 000 km/segundo. La medición exacta es de 299 792 458 m/s. La velocidad de la luz al propagarse a través de la materia es menor que a través del vacío y depende de las propiedades dieléctricas del medio y de la energía de la luz. La relación entre la velocidad de la luz en el vacío y en un medio se denomina índice de refracción del medio:
Propagacion y disfraccion
Una de las propiedades de la luz más evidentes a simple vista es que se propaga en línea recta. Lo podemos ver, por ejemplo, en la propagación de un rayo de luz a través de ambientes polvorientos o de atmósferas saturadas. La óptica geométrica parte de esta premisa para predecir la posición de la luz, en un determinado momento, a lo largo de su transmisión.
De la propagación de la luz y su encuentro con objetos surgen las sombras. Si interponemos un cuerpo opaco en el camino de la luz y a continuación una pantalla, obtendremos sobre ella la sombra del cuerpo. Si el origen de la luz o foco se encuentra lejos del cuerpo, de tal forma que, relativamente, sea más pequeño que el cuerpo, se producirá una sombra definida. Si se acerca el foco al cuerpo surgirá una sombra en la que se distinguen una región más clara denominada penumbra y otra más oscura denominada umbra.
Sin embargo, la luz no siempre se propaga en línea recta. Cuando la luz atraviesa un obstáculo puntiagudo o una abertura estrecha, el rayo se curva ligeramente. Este fenómeno, denominado difracción, es el responsable de que al mirar a través de un agujero muy pequeño todo se vea distorsionado o de que los telescopios y microscopios tengan un número de aumentos máximo.
Refraccion
La refracción es el cambio brusco de dirección que sufre la luz al cambiar de medio. Este fenómeno se debe al hecho de que la luz se propaga a diferentes velocidades según el medio por el que viaja. El cambio de dirección es mayor cuanto mayor es el cambio de velocidad, ya que la luz recorre mayor distancia en su desplazamiento por el medio en que va más rápido.
Como la refracción depende de la energía de la luz, cuando se hace pasar luz blanca o policromática a través de un medio no paralelo, como un prisma, se produce la separación de la luz en sus diferentes componentes (colores) según su energía, en un fenómeno denominado dispersión refractiva. Si el medio es paralelo, la luz se vuelve a recomponer al salir de él.
Ejemplos muy comunes de la refracción es la ruptura aparente que se ve en un lápiz al introducirlo en agua o el arcoíris.
La luz en el Universo
Actualmente no se sabe a ciencia cierta si el universo es finito o infinito. Lo que sí que sabemos es que la teoría del Big Bang implica que el universo observable es finito. De el hecho de que existe un tiempo finito de expansión (la "edad" del universo), y de que la luz viaja a una velocidad determinada, se deriva que todo lo que esté más allá de cierta distancia no lo podemos ver (básicamente porque en el tiempo de vida del universo, a la luz no le habría dado tiempo a llegar a nosotros desde tan lejos).
En otras palabras, en el modelo del Big Bang el universo observable es finito por el simple hecho de que la luz procedente de galaxias lo suficientemente alejadas no ha tenido tiempo de alcanzarnos en el tiempo finito de expansión. ¿Y cuál es el tamaño del universo observable? Aproximadamente 78.000 millones de años-luz.
El punto de partida de una partícula de luz, un fotón, que llega hasta nosotros después de viajar por 13.700 millones de años, está ahora a una distancia de 78.000 millones de años luz.
Se calcula que la "edad" del universo es de aproximadamente 13.700 millones de años.
Un problema con la elaboracion de la edad de Universo es que hay estrellas en nuestra galaxia que se cree que tienen de 14 hasta 18 mil millones de años, mayores que la edad estimada del universo. Así que, o está mal medida la edad estimada de las estrellas, o el Universo es mucho más viejo de lo que se piensa.
Nuestro sistema solar forma parte de una galaxia que es la Vía Láctea. La estrella más cercana a la tierra es el sol, la luz del Sol tarda algo más de 8 minutos en llegar a la Tierra.
El sol tarda aproximadamente 220 millones de años en completar una revolución alrededor de la vía láctea.
En nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay más de 100.000 millones de estrellas, eso quiere decir que, si cada estrella de la Vía Láctea tuviese el tamaño de un grano de sal, entre todas podrían llenar una piscina olímpica.
Existen diferentes tipos de estrellas, como las estrellas de neutrones, un pedazo de una de estas estrellas del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría un millón de toneladas, una estrella de neutrones cuyo diámetro fuese de 15 millas (24,1 Kms.) pesaría más que el sol. Son tan densas que una sola cucharadita sería más pesada que toda la población terrestre.
Alrededor de mil billones de neutrinos del Sol habrán atravesado tu cuerpo mientras lees esta frase.
La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Próxima Centauri que se encuentra a 4,2 años luz, eso quiere decir que la luz tarda 4,2 años luz en llegar a la tierra.
Las galaxias más cercanas a la nuestra (aproximadamente 30) son denominadas el grupo local. Entre estas galaxias se encuentran algunas muy grandes como Andrómeda, nuestra Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
Las galaxias más lejanas, se están alejando a una velocidad de más del 90% de la velocidad de la luz, eso quiere decir que el universo se está expandiendo.
Un caso particular lo hallamos en Andrómeda que dado su grandísimo tamaño y luminiscencia es posible apreciarla luminosa a simple vista. Llega a nosotros con una asombrosa nitidez a pesar de la enorme distancia que nos separa de ella: dos millones y medio de años luz; es decir, si sucede cualquier cosa en dicha galaxia, tardaremos dos millones y medio de años en percibirlo, o dicho de otro modo, lo que vemos ahora de ella es lo que sucedió hace dos millones quinientos mil años.
Dado que la luz tarda cierto tiempo en alcanzar la Tierra, mirar lejos en el espacio es como mirar en el pasado. Cada línea de visión desde la Tierra no termina en una estrella porque la luz de las estrellas más lejanas todavía no han alcanzado la Tierra.
Los geólogos y geofísicos modernos consideran que la edad de la Tierra es de unos 4540 millones de años con un margen de error menor al 1%.
Otro dato que no sirve para nada: Saturno flotaría si se pudiera encontrar un océano lo suficientemente grande.
Como crear el artefacto en cuestión:
El objetivo es centrar tu visión en un determinado punto en el espacio tiempo del cosmos,
ten en cuenta que el material que elijas debe ser opaco, para evitar que tu mente se distraiga con los acontecimientos de tu entorno.
Necesitarás esperar a que llegue la noche para poder ver las estrellas (si mirás el sol de dia, te quedás cieg@)
Ahora puedes observar la estrella que más te llame la atención y estudiarla.
El niño de la imagen está viendo algo como esto:
¿Cómo saber lo que estoy viendo?
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
Clases de luminosidad
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Con este artefacto la NASA espera responder algunas preguntas, como porqué en los animes cuando brilla una estrella inevitablemente debe hacer "Chííiiinnn" produciendo, la luz de la estrella, un sonido que llega en fracciones de segundo a la tierra.
Podés analizar esta estrella previo dejar un comentario:
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¿Que es la luz?
Se llama luz (del latín lux, lucis) a la parte de la radiación electromagnética que puede ser percibida por el ojo humano. En física, el término luz se usa en un sentido más amplio e incluye todo el campo de la radiación conocido como espectro electromagnético, mientras que la expresión luz visible señala específicamente la radiación en el espectro visible. La óptica es la rama de la física que estudia el comportamiento de la luz, sus características y sus manifestaciones.
Rayo de luz solar dispersado por partículas de polvo en el cañón del Antílope, en Estados Unidos.
La luz presenta una naturaleza compleja, depende de cómo la observemos se manifestará como una onda o como una partícula. Estos dos estados no se excluyen, sino que son complementarios. Sin embargo, para obtener un estudio claro y conciso de su naturaleza, podemos clasificar los distintos fenómenos en los que participa según su interpretación teórica.
De acuerdo con la física clásica existen diferencias entre onda y partícula. Una partícula ocupa un lugar en el espacio y tiene masa mientras que una onda se extiende en el espacio caracterizándose por tener una velocidad definida y masa nula.
Partícula
onda
Actualmente se considera que la dualidad onda-partícula es un concepto de la mecánica cuántica según el cual no hay diferencias fundamentales entre partículas y ondas: las partículas pueden comportarse como ondas y viceversa.
Imagen ilustrativa de la dualidad onda-partícula, en el cual se puede ver cómo un mismo fenómeno puede tener dos percepciones distintas.
Algunas sustancias al absorber luz, sufren cambios químicos; utilizan la energía que la luz les transfiere para alcanzar los niveles energéticos necesarios para reaccionar, para obtener una conformación estructural más adecuada para llevar a cabo una reacción o para romper algún enlace de su estructura (fotólisis).
Velocidad
Normalmente se redondea la velocidad de la luz entorno a los 300 000 km/segundo. La medición exacta es de 299 792 458 m/s. La velocidad de la luz al propagarse a través de la materia es menor que a través del vacío y depende de las propiedades dieléctricas del medio y de la energía de la luz. La relación entre la velocidad de la luz en el vacío y en un medio se denomina índice de refracción del medio:
Propagacion y disfraccion
Una de las propiedades de la luz más evidentes a simple vista es que se propaga en línea recta. Lo podemos ver, por ejemplo, en la propagación de un rayo de luz a través de ambientes polvorientos o de atmósferas saturadas. La óptica geométrica parte de esta premisa para predecir la posición de la luz, en un determinado momento, a lo largo de su transmisión.
De la propagación de la luz y su encuentro con objetos surgen las sombras. Si interponemos un cuerpo opaco en el camino de la luz y a continuación una pantalla, obtendremos sobre ella la sombra del cuerpo. Si el origen de la luz o foco se encuentra lejos del cuerpo, de tal forma que, relativamente, sea más pequeño que el cuerpo, se producirá una sombra definida. Si se acerca el foco al cuerpo surgirá una sombra en la que se distinguen una región más clara denominada penumbra y otra más oscura denominada umbra.
Sombra de una canica
Sin embargo, la luz no siempre se propaga en línea recta. Cuando la luz atraviesa un obstáculo puntiagudo o una abertura estrecha, el rayo se curva ligeramente. Este fenómeno, denominado difracción, es el responsable de que al mirar a través de un agujero muy pequeño todo se vea distorsionado o de que los telescopios y microscopios tengan un número de aumentos máximo.
Refraccion
La refracción es el cambio brusco de dirección que sufre la luz al cambiar de medio. Este fenómeno se debe al hecho de que la luz se propaga a diferentes velocidades según el medio por el que viaja. El cambio de dirección es mayor cuanto mayor es el cambio de velocidad, ya que la luz recorre mayor distancia en su desplazamiento por el medio en que va más rápido.
Como la refracción depende de la energía de la luz, cuando se hace pasar luz blanca o policromática a través de un medio no paralelo, como un prisma, se produce la separación de la luz en sus diferentes componentes (colores) según su energía, en un fenómeno denominado dispersión refractiva. Si el medio es paralelo, la luz se vuelve a recomponer al salir de él.
Ejemplos muy comunes de la refracción es la ruptura aparente que se ve en un lápiz al introducirlo en agua o el arcoíris.
Descomposición de la luz solar al atravesar un prisma triangular de vidrio.
Ejemplo de la refracción. La pajita parece partida, por la refracción de la luz al paso desde el líquido al aire.
La luz en el Universo
Actualmente no se sabe a ciencia cierta si el universo es finito o infinito. Lo que sí que sabemos es que la teoría del Big Bang implica que el universo observable es finito. De el hecho de que existe un tiempo finito de expansión (la "edad" del universo), y de que la luz viaja a una velocidad determinada, se deriva que todo lo que esté más allá de cierta distancia no lo podemos ver (básicamente porque en el tiempo de vida del universo, a la luz no le habría dado tiempo a llegar a nosotros desde tan lejos).
En otras palabras, en el modelo del Big Bang el universo observable es finito por el simple hecho de que la luz procedente de galaxias lo suficientemente alejadas no ha tenido tiempo de alcanzarnos en el tiempo finito de expansión. ¿Y cuál es el tamaño del universo observable? Aproximadamente 78.000 millones de años-luz.
El punto de partida de una partícula de luz, un fotón, que llega hasta nosotros después de viajar por 13.700 millones de años, está ahora a una distancia de 78.000 millones de años luz.
Se calcula que la "edad" del universo es de aproximadamente 13.700 millones de años.
Un problema con la elaboracion de la edad de Universo es que hay estrellas en nuestra galaxia que se cree que tienen de 14 hasta 18 mil millones de años, mayores que la edad estimada del universo. Así que, o está mal medida la edad estimada de las estrellas, o el Universo es mucho más viejo de lo que se piensa.
Nuestro sistema solar forma parte de una galaxia que es la Vía Láctea. La estrella más cercana a la tierra es el sol, la luz del Sol tarda algo más de 8 minutos en llegar a la Tierra.
El sol tarda aproximadamente 220 millones de años en completar una revolución alrededor de la vía láctea.
En nuestra galaxia, la Vía Láctea, hay más de 100.000 millones de estrellas, eso quiere decir que, si cada estrella de la Vía Láctea tuviese el tamaño de un grano de sal, entre todas podrían llenar una piscina olímpica.
Existen diferentes tipos de estrellas, como las estrellas de neutrones, un pedazo de una de estas estrellas del tamaño de una cabeza de alfiler pesaría un millón de toneladas, una estrella de neutrones cuyo diámetro fuese de 15 millas (24,1 Kms.) pesaría más que el sol. Son tan densas que una sola cucharadita sería más pesada que toda la población terrestre.
Alrededor de mil billones de neutrinos del Sol habrán atravesado tu cuerpo mientras lees esta frase.
La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Próxima Centauri que se encuentra a 4,2 años luz, eso quiere decir que la luz tarda 4,2 años luz en llegar a la tierra.
Las galaxias más cercanas a la nuestra (aproximadamente 30) son denominadas el grupo local. Entre estas galaxias se encuentran algunas muy grandes como Andrómeda, nuestra Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
Las galaxias más lejanas, se están alejando a una velocidad de más del 90% de la velocidad de la luz, eso quiere decir que el universo se está expandiendo.
Un caso particular lo hallamos en Andrómeda que dado su grandísimo tamaño y luminiscencia es posible apreciarla luminosa a simple vista. Llega a nosotros con una asombrosa nitidez a pesar de la enorme distancia que nos separa de ella: dos millones y medio de años luz; es decir, si sucede cualquier cosa en dicha galaxia, tardaremos dos millones y medio de años en percibirlo, o dicho de otro modo, lo que vemos ahora de ella es lo que sucedió hace dos millones quinientos mil años.
Dado que la luz tarda cierto tiempo en alcanzar la Tierra, mirar lejos en el espacio es como mirar en el pasado. Cada línea de visión desde la Tierra no termina en una estrella porque la luz de las estrellas más lejanas todavía no han alcanzado la Tierra.
Galaxia de Andrómeda
Los geólogos y geofísicos modernos consideran que la edad de la Tierra es de unos 4540 millones de años con un margen de error menor al 1%.
Otro dato que no sirve para nada: Saturno flotaría si se pudiera encontrar un océano lo suficientemente grande.
Como crear el artefacto en cuestión:
El objetivo es centrar tu visión en un determinado punto en el espacio tiempo del cosmos,
ten en cuenta que el material que elijas debe ser opaco, para evitar que tu mente se distraiga con los acontecimientos de tu entorno.
Necesitarás esperar a que llegue la noche para poder ver las estrellas (si mirás el sol de dia, te quedás cieg@)
Ahora puedes observar la estrella que más te llame la atención y estudiarla.
El niño de la imagen está viendo algo como esto:
¿Cómo saber lo que estoy viendo?
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
Clases de luminosidad
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Con este artefacto la NASA espera responder algunas preguntas, como porqué en los animes cuando brilla una estrella inevitablemente debe hacer "Chííiiinnn" produciendo, la luz de la estrella, un sonido que llega en fracciones de segundo a la tierra.
Podés analizar esta estrella previo dejar un comentario:
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-Estados unidos prohibe la venta de artefactos para ver el pasado
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