Medidas de la Luz
La información que nos llega del Cosmos es mayoritariamente radiativa. Las ondas electromagnéticas que nos llegan son nuestra fuente casi exclusiva de datos y debemos empezar por definir las magnitudes y unidades que se emplean en Astrofísica, no siempre las mismas que utiliza la óptica, y en ocasiones incluso, bastante peculiares.
Midiendo la Luz #
Un astro emite una “luminosidad”, Z, o energía radiada por segundo en cualquier dirección. Así por ejemplo, el Sol emite I0 = 4 x 1033 erg sr1. El conocimiento de la luminosidad de una estrella es importante porque, si la estrella está en estado estacionario, es decir, no experimenta cambios temporales, emitirá toda la energía liberada en su interior. De esta forma, la luminosidad de una estrella nos informa de los procesos físicos en su interior.
Por cada centímetro cuadrado de la superficie de la estrella (o de un astro en general), sale al espacio un “flujo”, q, o energía radiante por segundo y centímetro cuadrado. Si la estrella emite uniformemente por toda su superficie esférica, será Z = 4 ttR2 q siendo R el radio del astro. Si la estrella emitiera como un cuerpo negro (véase el Material B1 sobre el cuerpo negro), q sería una función exclusiva de la temperatura en la superficie, más concretamente q T4. Las estrellas reales no son cuerpos negros perfectos, pero aun así, el flujo nos informa básicamente de su temperatura superficial.
Éste es el flujo radiativo que sale del astro, que no puede coincidir con el flujo radiativo llegado a la Tierra, al que, aunque se trate de la misma magnitud física, denotaremos con la letra / El “flujo en la Tierra”,/, es pues la energía radiante que llega aquí por centímetro cuadrado y por segundo. Si la luz procedente del astro no fuera extinguida por el camino, y si el astro estuviera en estado estacionario, toda la energía que sale por la superficie del astro acabaría atravesando una superficie esférica de radio r, siendo r la distancia astro-Tierra. Por lo tanto. Vemos en esta fórmula que el flujo / es inversamente proporcional a r2; la luz de los objetos más lejanos nos llega más debilitada, como es conocido y esperable.
Cuando en lugar de una estrella puntual, observamos una fuente extensa, como puede ser el Sol, los planetas o las galaxias, podemos distinguir y especificar la luz procedente de diversas regiones de la fuente. Se define entonces la “intensidad” o energía radiante emitida por segundo, por una región de la fuente que se observa desde aquí con un ángulo sólido de l”2 (un segundo de arco al cuadrado) y que se recibe aquí en una superficie de un centímetro cuadrado.
Se comprende que si sumamos la luz de todas las zonas observables de la fuente obtendremos el flujo total, emitido por toda la fuente y llegado aquí, por lo que donde dS es el elemento de superficie angular (medido en segundos de arco al cuadrado) y la integral se refiere a toda la superficie angular subtendida por la fuente.
Vimos cómo el flujo, de un astro, recibido en la Tierra, dependía mucho de la distancia de tal astro, concretamente según /oc /’2. En cambio, la intensidad, tiene el gran interés de que no R2 q = t2f depende de r. En efecto, el área real (medida en cm2) en la fuente correspondiente a un ángulo sólido de l”2, será mayor cuanto mayor sea r, concretamente aumentará según r2. Por otra parte, la luz se pierde según r2. Ambos efectos se compensan y finalmente resultará que la intensidad es independiente de la distancia. Por lo tanto, la intensidad nos informa directamente de procesos físicos en la fuente. Cuando observamos la fuente con gran detalle (alta resolución espacial) podemos obtener la intensidad, con mayor precisión y en mayor número de puntos de la imagen de la fuente, pero su valor no debe ser diferente, salvo los errores obtenidos cuando observamos en baja resolución espacial. La unión de los puntos de igual de una fuente extensa es una línea llamada “isofota” y el conjunto de las isofotas constituye el mapa de la fuente.