MEDICION DE LA LUZ.Medicin de la velocidad de la luzPor largo tiempo, la luz fue un fenmeno misterioso, y fueron los antiguos griegos quienes por primera vez discutieron sobre cmo se mueve la luz. Aunque Empdocles (492-432, a. C.) estaba en el camino correcto al postular que la luz del Sol se deba demorar un cierto tiempo en alcanzar la tierra, finalmente, se impuso la idea de Aristteles (384-322, a. C.), quien consideraba que la luz era instantnea.

Las discusiones habran continuado sin fin, de no ser por Galileo (1564-1642), quien desestim la suposicin de instantaneidad de la velocidad de la luz y propuso un mtodo para determinar su velocidad.

El mtodo para medir la velocidad de la luz (c) y su valor actual

En el mtodo de Galileo, dos observadores con lmparas encendidas -pero cubiertas- se separan a una distancia conocida. Uno descubre su lmpara y el segundo observador, en cuanto la percibe, descubre la suya. Si los observadores miden el tiempo transcurrido, entonces pueden calcular la velocidad de acuerdo a la frmula:

Velocidad = espacio recorrido / tiempo empleado en recorrerlo

El mismo Galileo, trabajando a distancias de separacin de alrededor de 1.000 metros, no pudo detectar retardo alguno. Esto lo llev a sugerir que la luz viajaba a lo menos diez veces ms rpido que el sonido. Hoy sabemos que el valor de la velocidad de la luz es muy grande (ver ms abajo), por eso entendemos por qu Galileo no detect ningn retardo en el tiempo, ya que la luz recorre los 1.000 metros en 3,3 millonsimas de segundo (3,3 x10-6 s). Medir tiempos tan breves en el siglo XVII era imposible.

El valor actual de la velocidad de la luz (c) fue adoptado en la Conferencia General de Pesos y Medidas del ao 1983 y es de c=299 792 458 metros por segundo, es decir, cerca de 300 millones de metros por segundo o 3 x 108 m s-1. Este se considera un valor exacto y con ayuda de l se define la unidad de longitud denominada metro. Un metro es la distancia que recorre la luz en el vaco en el lapso de tiempo de 1 / 299 792 458 de segundo.

Las primeras mediciones de c

El primer valor confiable de la velocidad de la luz no pertenece al mtodo terrestre -de los pulsos de luz- ya descrito. Ese valor se dedujo a partir de observaciones astronmicas en que se estudiaban los tiempos de rotacin de los satlites de Jpiter. Para la comunidad cientfica del siglo XIX, determinar la velocidad de un rayo de luz que viaja entre dos puntos en la Tierra se mantena an como un desafo.

Alrededor de 1850, y casi en forma simultnea, se implementaron en Francia dos tcnicas muy similares para medir por primera vez en tierra el valor de la velocidad de la luz. Detalles de estas mediciones se pueden ver junto a los experimentos aqu presentados.

El primero en tener xito fue Armande Fizeau (1819-1896). Fizeau utiliz una rueda dentada a travs de la cual un rayo de luz sala y volva despus de rebotar en un espejo lejano. Su mtodo report un valor algo mayor que el aceptado actualmente.

Luego, unos meses ms tarde, Jean Foucault (1819-1868) utiliz espejos rotatorios (en lugar de la rueda). Foucault report a la Academia de Ciencias que la velocidad de la luz en el agua era menor que en el aire.

La tcnica de espejos rotatorios fue refinada posteriormente por otros investigadores, entre ellos Albert Michelson (1852-1931), quien en 1878, en Maryland (Estados Unidos), midi el valor de c en forma ms precisa empleando una mayor separacin entre los espejos.

La velocidad de la luz como constante y la teora de la relatividad especial

A fin de mejorar sus mediciones, Michelson desarroll un instrumento denominado interfermetro, que hoy lleva su nombre. Luego, junto a Edward Morley (1838-1923), realiz experimentos para detectar la presencia del ter o medio que (se supona) llenaba todo el universo y a travs del cual se propagaba la luz. Sus resultados (cada vez ms perfectos, pero siempre negativos) no posean explicacin en trminos de la fsica clsica de Newton.

En 1864, James C. Maxwell (1831-1879) formul matemticamente una teora que reuna todos los resultados conocidos sobre electricidad y magnetismo. Las cuatro ecuaciones de Maxwell (como se las conoce) sintetizaban las propiedades e interrelaciones entre electricidad y magnetismo, pero, adems, predecan la existencia de ondas electromagnticas, as como tambin su velocidad. Estas ondas fueron generadas y detectadas por primera vez en 1887 por Heinrich Hertz (1857-1884).

La velocidad de estas ondas en el vaco era coincidente con los valores medidos de la velocidad de la luz. Se concluy entonces que la luz no era otra cosa que una onda electromagntica en el rango de longitudes de onda visible para nosotros.Sin embargo, algo estaba mal en los fundamentos de la fsica, ya que los resultados de la teora de Newton de la mecnica clsica y los resultados de la teora del electromagnetismo de Maxwell eran incompatibles e irreconciliables.

Esto llev a Albert Einstein a proponer la teora especial de la relatividad en 1905, en un artculo titulado Sobre la electrodinmica de cuerpos mviles en el que aparece su famoso segundo postulado la velocidad de las ondas electromagnticas en el vaco es constante. En este trabajo, Einstein prob que las ecuaciones de Maxwell eran consistentes con el recin introducido principio de la relatividad y con la constancia de la velocidad de la luz para todos los observadores inerciales.9.1.1 Cuantificar la luzNota:al tratar de la radiacin electromagntica en el espectro visible, se superponen dos mbitos: El primero se refiere a los aspectos puramente fsicos de la cuestin. En este caso las magnitudes y vocabulario utilizados son los propios de la fsica, objetivos e independientes de la percepcin humana. El segundo se refiere a aspectos de la "luz" y del "color"; trata por tanto aspectos subjetivos (percepcin humana de la radiacin a travs del sentido de la vista). En este caso los patrones de medida utilizados, e incluso el vocabulario empleado, estn afectados de ciertas correcciones para acercarse a las caractersticas muy especiales que tiene la percepcin humana de la "luz visible". Como dificultad aadida podemos sealar que el vocabulario utilizado en ptica y fotometra no es en general demasiado consistente.1Medida de la radiacin electromagnticaAdems de la frecuencia (y longitud de onda) ya sealadas ( H9.1), existen otras magnitudes significativas en la radiacin electromagntica, algunas especialmente importantes desde el punto de vista ptico. Estas magnitudes estn directamente relacionadas con la percepcin que tenemos de la luz.Fig. 2

1.1 Flujo radianteLas radiaciones electromagnticas transportan energa, de forma que un objeto luminoso (radiador) emite energa y cualquier objeto iluminado la recibe. La potencia radiante o flujo radiante P es la medida de la cantidad de energa electromagntica que emite un radiador por unidad de tiempo. Se mide en Watt.La energa transportada puede manifestarse de formas muy diversas en los cuerpos que la reciben: propiciando reacciones qumicas (fotosntesis y bronceado), efectos elctricos (fotoclulas), efectos mecnicos (viento solar), calentamiento (estufas de infrarrojos), etc.1.2 Intensidad radianteLa intensidad radiante Ir expresa la energa emitida por un cuerpo radiante en cada direccin del espacio. Se expresa en Watts/estereoradin (W/sr). Si el radiador emite por igual en todas direccionesy dado que una esfera tiene 4 estereoradianes [3], puede establecerse que un emisor cuyo flujo radiante sea P, produce en sus inmediaciones una intensidad radiante Ir = P / 4 Watt/sr.1.3 Densidad de radiacinLos efectos de la radiacin electromagntica se expresan mejor en trmino de la energa emitida (o recibida) por unidad de superficie en unidad de tiempo. En este sentido, ms que la potencia radiante del emisor (que puede estar muy alejado) o la intensidad, interesa la densidad de radiacin H, que es el valor de la Potencia radiante por unidad de superficie. Se expresa en W / m2.Conocida la intensidad radiante Ir de un emisor, puede calcularse la densidad de su radiacin H a una distancia d:H = Ir / d2Como puede verse, la densidad de radiacin decrece rpidamente al alejarse del foco emisor (con el cuadrado de la distancia). Por esta razn, los planetas ms alejados del Sol son comparativamente ms fros que los ms prximos, y la "luz" de una linterna ilumina ms intensamente los objetos prximos que los lejanos.Nota:en el caso de un cuerpo radiante, la densidad de radiacin emitida por su superficie se denomina tambin poder emisivo.(He) Cuando se refiere a la densidad de radiacin absorbida por un cuerpo en su superficie, se denomina poder absorbente (Ha).2 Medida de la percepcin luminosaAl estar originada por una radiacin electromagntica, la intensidad luminosa no debera ser diferente de la intensidad radiante , sin embargo, dado que la luz es la percepcin humana de la radiacin, cuando se intentan realizar medidas sobre su intensidad (que denominamos brillo) se presentan dificultades, ya que para una misma intensidad radiante, las distintas longitudes del espectro visible producen distintas sensaciones de "brillo".Para salvar estas diferencias, la CIE ( H9.1) realiz numerosos experimentos en cuanto a la sensacin del brillo percibido por distintos observadores para una misma intensidad radiante en distintas longitudes de onda (distintos colores). El resultado obtenido se conoce como eficiencia luminosa del observador estndar, y muestra que la sensacin de brillo es mxima para los colores centrales del espectro (amarillos y verdes), y que esta sensibilidad decrece rpidamente para los colores extremos (violetas y rojos) [4].Fig. 3

La representacin grfica de la sensacin subjetiva de brillo para los distintos colores se denomina curva de luminosidad relativa (fig. 3), en la que puede verse como la sensibilidad mxima corresponde a la radiacin de 555 nm de longitud de onda (zona del amarillo), y como tiende asintticamente a cero a ambos lados del mximo (no es posible poner lmites precisos al espectro visible). La escala de ordenadas se ha tomado arbitrariamente igual a la unidad para el mximo de la curva. El valor de la ordenada para cada longitud de onda se denomina coeficiente de luminosidad relativa.Como consecuencia de lo anterior, cuando el flujo radiante, la intensidad radiante o la densidad de radiacin se refieren a la zona visible del espectro, se utilizan magnitudes especiales afectando las anteriores por el coeficiente de luminosidad relativa. Por ejemplo, si se tienen tres tres fuentes luminosas roja R, verde G y azul B, cuyas densidades de radiacin respectivas son de igual valor (H), la que parece ms luminosa es la verde, despus la roja y finalmente la azul. Si queremos expresar la sensacin que produce cada una mediante una magnitud que denominaremos L, la densidad H debe estar afectada por un factor de correccin para que corresponda con la sensacin que produce. Estas densidades ponderadas seran:Lg = H * 0.715Lr = H * 0.213Lb = H * 0.072Nota: el problema con este tipo de magnitudes ponderadas es que para que la informacin sea completa desde el punto de vista fsico (objetivo), junto con el valor de magnitud es preciso informar de la longitud de onda de referencia (en nuestro ejemplo suponemos conocidas las longitudes de onda de las fuentes que hemos denominado R, G y B).2.1 Flujo luminosoEl flujo radiante afectado por el coeficiente de luminosidad relativa se denomina flujo luminoso. La unidad fundamental utilizada en colorimetra es de intensidad luminosa (ver a continuacin), de forma que la unidad de flujo luminoso, denominado lmen (lm) se define en funcin de la unidad de intensidad. lumen = candela sr. En la tabla adjunta se muestra un grfico comparativo de flujos luminosos2.800 LmenesAmbientesexteriores

1.800 LmenesMucha luzambiental

1.200 LmenesLuz ambientalmedia

Poca luzambiental

El flujo luminoso tambin puede ser expresado en unidades absolutas: si consideramos un emisor monocromtico de 555 nm cuyo flujo radiante sea de 1 Watt, entonces su flujo luminoso ser de 685 lmenes. En consecuencia el lmen puede ser definido como el flujo de un emisor monocromtico de 555 nm que radiase 1/685 Watt.Nota:la relacin flujo luminoso / flujo radiante de una determinada fuente luminosa se denomina rendimiento luminoso, se expresa en lumen/Watt.Generalmente el estudio del flujo luminoso de un emisor se realiza dividiendo el espectro visible en 31 zonas, cada una de 10 nm de ancho de banda y midiendo el flujo para la frecuencia media del intervalo. La distribucin resultante se conoce como SPD ("Spectral power distribution") y muestra como se distribuye el total de energa irradiada entre las frecuencias del espectro.En la prctica las fuentes luminosas no son "puras", en el sentido de que no emiten luz de una sola longitud de onda, sino varias, aunque las de una banda determinada puedan ser preponderantes sobre las dems. Un color puro sera aquel cuyo flujo luminoso total estuviese ntegramente contenido en una de las bandas. La proporcin de pureza de un color se denomina saturacin, intensidad, limpieza o cromaticidad (muy saturado, muy intenso, muy puro, muy limpio o de cromaticidad elevada son expresiones equivalentes en cromatografa). Su contrario es la acromaticidad (insaturacin o impureza); se presenta cuando el flujo luminoso se reparte casi por igual en todas las bandas del espectro, lo que origina colores de tonos desvados (pastel). El caso extremo de luz perfectamente acromtica es cuando el flujo luminoso se reparte exactamente por igual en todas las bandas. En este caso el color vara del negro al blanco a travs de la escala de grises.Nota: la saturacin de un color puede definirse como la proporcin de color en relacin con el brillo, o dicho en trminos mas precisos: la proporcin de la longitud de onda dominante (color dominante) respecto al total de longitudes de onda que componen el color (que se percibe como brillo). La mnima saturacin corresponde al gris neutro que es totalmente insaturado, mientras que la saturacin mxima corresponde a los colores puros del espectro. Una forma de disminuir la saturacin de un color es aadirle luz blanca (luz de todas las frecuencias); de este modo la frecuencia dominante permanece prcticamente constante mientras que sube el brillo, con lo que la saturacin baja.2.2 Intensidad luminosaCuando la intensidad radiante se refiere a zonas del espectro visible, se utiliza una magnitud denominada Intensidad luminosa que se obtiene afectando la intensidad de radiacin por el coeficiente de luminosidad relativa. La intensidad luminosa resulta mucho ms adecuada que la intensidad radiante para los estudios relativos a la luz y el color, porque incorpora la correccin adecuada a la percepcin humana.La unidad de intensidad luminosa es la candela (cd), una magnitud fundamental en el SI (Sistema Internacional de Unidades de Medida [2] ). Es la intensidad luminosa en una direccin dada, de una fuente de radiacin monocromtica de 555 nm (un tono de amarillo de 540 x 1012 Hz) cuya intensidad radiante es 1/683 Watt/estereorradin en dicha direccin. Tambin puede ser expresada en relacin con el flujo luminoso:candela = lumen / estereoradinComo puede verse, la relacin entre la intensidad radiante y la intensidad luminosa para la luz de 555 nm es que 1 W/sr = 683 cd, aunque esta relacin no se mantiene igual para el resto de frecuencias del espectro.Nota: al estudiar el color (especialmente en informtica o artes grficas) se utilizan fuentes de radiacin planas (monitores o lienzos), y aunque es una unidad fundamental, la intensidad luminosa no es adecuada para describir la radiacin de fuentes muy pequeas como los pxeles, sobre todo cuando estn rodeados de muchos otros similares, por lo que es ms til utilizar el flujo luminoso en tales estudios.2.3 Densidad luminosaLa densidad de radiacin afectada por el coeficiente de iluminacin relativa es la densidad luminosa. Su unidad es el Lux (lx), definido como 1 lmen/m2, o lo que es lo mismo: 1 candela sr / m2. Esta magnitud recibe otros nombres: iluminacin (densidad luminosa incidente), iluminancia y radiancia (densidad luminosa emitida). Es la proporcionada por los instrumentos de medicin de luz utilizados en fotografa (fotmetros).La densidad luminosa es la que conocemos vulgarmente como "iluminacin". En este sentido decimos que un sitio est bien o mal iluminado segn sea su densidad luminosa. A ttulo comparativo, la tabla adjunta muestra algunos valores tpicos de densidad luminosa:Fuente de luminacindensidad luminosa lx

Mximo de luz solar100.000

Da nublado10.000

Luz de plenilunio0,2

Luz de las estrellas0,0003

2.4 LuminanciaLa luminancia, luminosidad o brillo [7], es la intensidad luminosa por unidad de superficie, se designa por Y, y su unidad es el Nit (del latn "nittere" - brillar-) definido como candela/m2. Es lo que coloquialmente designamos como "brillo" de una pantalla o imagen. Corresponde a lo que la CIE define como luminosidad o claridad ("Lightness"), definida por esta como un atributo de la sensacin visual por el que un rea parece que emite ms o menos luz (todos tenemos claro el concepto de lo que significa una estrella ms o menos brillante).Un aspecto curioso es que la respuesta del ojo humano a las variaciones de luminancia es prcticamente logartmica. Basta una reduccin del 18% de la luminancia entre dos objetos para que la luminancia de uno parezca la mitad de otro. A ttulo orientativo se muestran los valores de luminancia para algunas fuentes de luz.Luminancia (nits)Fuente

1.6*109Disco solar a medio da

600.000Disco solar en el ocaso

120.000Lmpara incandescencia 60 W

11.000Fluorescente

8.000Cielo despejado

2.500Disco lunar en plenilunio

2.000Cielo cubierto.

200Pantalla de ordenador

0,0004Cielo en noche oscura

Nota:los valores de brillo de las pantallas estndar son del orden de 150 a 250 nits. Tradicionalmente las pantallas planas tenan una menor luminancia que las de tubo CRT, pero actualmente (2004) alcanzan niveles e 400 nits.Es frecuente establecer la luminancia como un porcentaje de otra que se establece como referencia (de forma explcita o implcita), que se denomina blanco de referencia Yw ("White reference"). Por ejemplo, un monitor puede tener un blanco cuya luminosidad Yw sea 100 candelas/m2, una luminosidad Y = 1 se refiere a este valor, 0.5 a la mitad, etc.Nota histrica: Como se ha indicado, la unidad fundamental de fotometra es la intensidad luminosa, y el primer patrn fue tambin de intensidad luminosa [5], la buja patrn, correspondiente a la luminosidad de una buja real de esperma (*) construida segn ciertas normas. Evidentemente este patrn no resultaba permanente y haba dificultad para reproducirlo, por lo que se sustituy por lmparas de incandescencia con filamento de carbn que eran calibradas con una buja de esperma. Finalmente, en 1948 el patrn fotomtrico pas a ser un patrn de brillo (luminancia), definido en funcin del brillo de un cuerpo negro a la temperatura de solidificacin del platino. En consecuencia la unidad fundamental (candela) pas a ser definida en funcin del nuevo patrn como la intensidad luminosa tal que el brillo de un cuerpo negro a la temperatura de solidificacin del platino sea de 600.000 candelas/m2.Esta aparentemente extraa definicin, que equivale a la enunciada anteriormente, se realiz con intencin de que resultase equivalente a la anterior basada en base al patrn buja, pero mediciones posteriores demostraron que era ligeramente inferior.* Sustancia grasa que se extrae de ciertas cavidades de la cabeza del cachalote.3 El cuerpo negroCasi todos los libros de fsica o cualquier disciplina relacionada con la luz y el color hacen referencia al cuerpo negro. Vamos a intentar una somera explicacin sobre el mismo porque es un concepto importante para entender estas cuestiones:En general cuando un cuerpo recibe radiacin electromagntica (por ejemplo luz), una parte de esta radiacin es absorbida y otra reflejada [6]. La fraccin reflejada se denomina coeficiente de reflexin (r) y la fraccin absorbida coeficiente de absorcin (a). Ambos coeficientes son nmeros abstractos tales que a + r = 1. El balance energtico se ha simbolizado en la figura 4, donde H representa la radiacin recibida; rH la fraccin reflejada y aH la fraccin absorbida. El trmino He representa la energa irradiada por el cuerpo en funcin de su propia temperatura (esta radiacin es independiente que de que reciba o no energa H del exterior). Fig 4

Nota: el inverso de r se denomina opacidad (1/r) y su logaritmo de base 10 (log 1/r) densidad. Por ejemplo, si una superficie refleja el 25% de la energa recibida, su coeficiente de reflexin es r = 0.25; su opacidad es 4 (1/0.25), y su densidad es 0.60 (log 4). Estas ltimas magnitudes se utilizan principalmente en fotografa y artes grficas.

La suma de energas reflejada y absorbida debe ser igual al total H de energa que incide sobre el cuerpo: rH + aH = H --> (r + a) H = H --> r + a = 1, pero observe que independientemente de esto, el cuerpo puede emitir cierta radiacin por s mismo (sealada He en la figura). La energa reflejada no tiene efecto sobre el cuerpo, pero la absorbida y la emitida tienen influencia en el equilibrio trmico.Adems de reflejar una parte de la radiacin recibida, todos los cuerpos emiten radiacin He en razn de su propia temperatura (los seres humanos emitimos radiacin infrarroja). Cuando la energa recibida es mayor que la emitida ( a H > He ), el cuerpo se calienta; como consecuencia de ste calentamiento la energa emitida aumenta. El proceso contina hasta que se alcanza el equilibrio (ver a continuacin Temperatura del color ).

Un cuerpo cuyo coeficiente de reflexin fuese 1 (y el de absorcin 0) sera un espejo perfecto (reflejara la totalidad de la energa recibida). Del mismo modo, un cuerpo cuyo coeficiente de reflexin fuese 0 (y el de absorcin 1) sera un receptor perfecto (absorbera la totalidad de la energa recibida). Por supuesto no existen cuerpos perfectamente reflectantes ni perfectamente absorbentes, aunque pueden construirse espejos que reflejan ms del 99% de la energa recibida, y el negro de humo solo refleja el 1% de la energa que recibe.Fig. 5

Un receptor perfecto, que absorbe toda la energa incidente se denomina cuerpo negro. Es una abstraccin terica que no existe en la realidad, aunque puede ser simulado con bastante precisin por una pequea abertura practicada en una caja que se ha pintado interiormente con negro de humo (fig 5). En este caso la abertura en s misma es lo ms parecido a un cuerpo negro.No existe receptor ms perfecto que el cuerpo negro, pero como veremos a continuacin, tampoco existe radiador que lo supere, ya que las capacidades de absorcin y radiacin estn en razn directa, por lo que es mejor denominarlo radiador perfecto.Nota: no confundir el hecho de que el cuerpo negro no refleje nada de la energa recibida con el hecho de que pueda emitir l mismo energa si su temperatura es suficientemente elevada. En consecuencia un cuerpo negro puede no parecer negro desde el exterior. De hecho, la mayora de aplicaciones del "cuerpo negro" en ptica se basan en la radiacin emitida por l.

Si un cuerpo est en equilibrio trmico a una temperatura t determinada, la energa absorbida es igual a la emitida ( a H = He ). Esto exige que la energa recibida por unidad de superficie en un tiempo dado sea igual a la emitida por unidad de superficie en el mismo tiempo. Es decir: su poder emisivo y absorbente ( ) deben ser iguales He = Ha. Sirecibe una densidad de radiacin H del exterior, el balance de energas por unidad de superficie comprende los siguientes factores: Densidad total recibida HDensidad absorbida: Ha = a H (poder absorbente)Densidad reflejada: Hr = r HDensidad emitida: He (poder emisivo) Puesto que Ha = a H = He, puede establecerse que Ha / He= 1. La consecuencia es que la relacin entre el poder absorbente y el emisivo de un cuerpo es constante e igual para todas las superficies a la misma temperatura (observe que en el supuesto no hemos mencionado para nada la naturaleza de la superficie). Este hecho se conoce como ley de Kirchoff, y tiene importantes repercusiones prcticas. Implica que si una superficie tiene un poder absorbente grande, su poder emisivo tambin lo es (en consecuencia el cuerpo negro es tambin el emisor perfecto). Recprocamente, si una superficie tiene un poder absorbente pequeo, su poder emisivo tambin es pequeo. Esto explica, por ejemplo, que los termos se construyan con una superficie interior plateada (que tiene un gran poder reflexivo y un poder absorbente pequeo), porque su poder emisivo tambin es pequeo, y en consecuencia el termo perder poca energa (calor) por radiacin (la conduccin por conveccin est limitada por las dobles paredes con un vaco interior) [1].4 Temperatura del colorTodos los cuerpos emiten radiacin electromagntica de diversas longitudes de onda en funcin de su temperatura; es la denominada radiacin trmica (el cuerpo humano la emite en la zona del infrarrojo 10-4 a 10-6 m). Cuando la temperatura es suficientemente elevada esta radiacin corresponde al espectro visible y es conocido de antiguo que las substancias emiten luz cuando se calientan. Es el principio que hace resplandecer la llama de una vela o el filamento de la lmpara de incandescencia. La distribucin espectral de esta radiacin es dependiente de la temperatura alcanzada por el objeto. Por ejemplo, los herreros saben que la temperatura del hierro al "rojo cereza" en la fragua es muy inferior a la del hierro al "rojo-blanco".En fsica se sabe que la SPD de un radiador depende de su temperatura. Las temperaturas bajas proporcionan tonos rojos y amarillos, mientras las elevadas proporcionan tonos azules. Precisamente la diferencia del color de luz proporcionada por una vela, una lmpara de incandescencia normal, o una lmpara de cuarzo, radica la distinta temperatura de trabajo de su material emisor.Es frecuente caracterizar el tipo de luz proporcionado por una fuente luminosa por su temperatura de color, en referencia a la temperatura (en grados Kelvin) que tendra un radiador perfecto que proporcionase el mismo tipo de luz. A ttulo de orientacin la tabla adjunta muestra las temperaturas de color tpicas de distintas fuentes luminosas.Temperatura de colorFuente luminosa

1.000 KLuz de vela

2.500 - 3.500 KLmpara incandescencia

4.000 - 5.000 KFluorescentes "luz da"

5.000 - 6.000 KFlash electrnico

6.000 - 7.000 KLuz diurna da luminoso

Aunque la temperatura del color puede ser un indicador aproximado del tipo de luz (distribucin espectral) proporcionado por una fuente luminosa, se trata de una aproximacin grosera de la SPD, que es siempre un indicador ms exacto de esta magnitud.4.1 Balance de blancoLa temperatura de color de la iluminacin es determinante en el color de los objetos iluminados, en consecuencia es muy importante en las artes grficas y especialmente en fotografa. En artes grficas la temperatura de color estndar para trabajar con colores es de 5.000 K (en esta notacin no se utiliza el smbolo de grado). Por su parte los fotgrafos saben perfectamente que no todas las fuentes de iluminacin tienen la misma temperatura de color. Por ejemplo, si van a iluminar con luz natural o flash (que tiene una temperatura de color alta), utilizan una pelcula adaptada a este tipo de luz (denominada "luz da"). Mientras que si la iluminacin a utilizar es de incandescencia (por ejemplo una escena de interior) deben utilizar pelcula apropiada a una temperatura de color ms baja (aproximadamente 3200 K); es la pelcula denominada "luz artificial" en el argot. La razn de esta seleccin es que en caso contrario el resultado deja mucho que desear.Los diversos tipos de pelcula estn fabricados de forma que compensen los colores dominantes de cada temperatura de color. En consecuencia utilizando la pelcula adecuada, las escenas de exterior y las interiores aparecen igualmente correctas. En cambio, si se utiliza pelcula luz da para fotografas de interior, aparecen con un dominante rojo muy acentuado. Si por el contrario se utiliza pelcula de luz artificial para fotografas al aire libre, aparecen excesivamente azules.Como se ha sealado, la fotografa tradicional (que utiliza pelcula sensible) tiene en cuenta la temperatura de color de la luz ambiente mediante una correcta seleccin de la pelcula, y adicionalmente en el proceso de positivado. En la fotografa digital es posible tener en cuenta este factor mediante el denominado balance de blanco. Consiste en indicar a la cmara qu color es exactamente blanco, para que la propia cmara pueda realizar las correcciones oportunas de forma que efectivamente aparezca como tal, con independencia de la temperatura de color de la luz ambiente (simultneamente se realizan las correcciones correspondientes a todos los colores).El procedimiento utilizado consiste enfocar un blanco patrn (una tarjeta blanca) que cubra totalmente la escena y presionar algn botn. Alternativamente puede disponerse de un capuchn blanco traslcido con el que se cubre el objetivo mientras se presiona el botn. Para evitar este inconveniente y no tener que realizar el calibrado cada vez que se obtiene una instantnea, algunas cmaras disponen de balances de blanco preconfigurados que corresponden a las temperaturas de color de las situaciones ms frecuentes. Por ejemplo, incandescencia, fluorescencia, luz del sol y nublado. En estos casos basta seleccionar el tipo de iluminacin actual y la cmara realiza el ajuste automticamente.Nota:adems de las cmaras digitales, otros dispositivos de reproduccin (impresoras y pantallas) pueden requerir un ajuste de blanco. Por ejemplo, en las pantallas se utilizan los ajustes de brillo y contraste para conseguir que un objeto blanco aparezca como realmente blanco ( 9.5). Inicio.

[1]Las formas de transmisin de energa son tres: radiacin, conduccin y conveccin (esta ltima se presenta solo en lquidos y gases).[2] El Sistema Internacional de Unidades de medida (SI) es un refinamiento del primitivo sistema MKS que utiliza 6 unidades bsicas: metro, Kilogramo, segundo, amperio, grado Kelvin y candela.[3] Estereoradin (sr) es el ngulo slido que teniendo su vrtice en el centro de una esfera de radio R, intercepta sobre la superficie de dicha esfera un rea de valor R2 (equivalente a la de un cuadrado de lado R).[4] En realidad los experimentos se realizaron en condiciones de luminosidad alta y de luminosidad atenuada. Los resultados mostraron que la sensibilidad aumenta mucho cuando la iluminacin es muy atenuada (por ejemplo bajo la luz de las estrellas) y que bajo estas condiciones la sensibilidad mxima se desplaza ligeramente hacia las longitudes de onda mas bajas (hacia el rojo). Este efecto es conocido como efecto Purkinje.[5] No confundir el patrn de medida con la unidad fundamental. El primero es una magnitud que pueda ser fcilmente reproducida y estable. Por ejemplo la distancia, medida a cierta temperatura, entre dos marcas en un bloque de platino que se conserva en cierto sitio. La unidad fundamental es aquella que se toma como base y a partir de la cual pueden expresarse las otras magnitudes fsicas. Como su valor no puede ser completamente establecido en funcin de otras unidades, en su definicin interviene necesariamente un patrn al menos. La eleccin de qu magnitud se considera fundamental y cual derivada puede ser algo arbitraria.[6] La partes reflejada y absorbida no mantienen la misma proporcin para todas las frecuencias recibidas, unas son absorbidas casi completamente mientras que otras son casi completamente reflejadas. Esta reflexin selectiva es precisamente el origen del "Color" que presentan los cuerpos fros iluminados bajo luz blanca. En ocasiones, adems de la reflexin normal, la superficie emite espontneamente una radiacin de longitud de onda algo mayor que la absorbida. El fenmeno se conoce como fluorescencia, y es especialmente notorio con luz ultravioleta (todos recordarn los extraos efectos de color que origina la "luz negra" en las discotecas).[7] El brillo ("Brightness") es uno de los mejores ejemplos de la poca consistencia del vocabulario utilizado en este rea. Desafortunadamente, adems del enunciado se utiliza con otros significados: Densidad luminosa . Una propiedad de papel de impresin definida como el porcentaje de luz reflejada cuando se ilumina con luz de 457 nm (azul). Intensidad luminosa . Si se aplica a un color significa que es una luz muy saturada o "limpia" (casi monocromtica).http://www.explora.cl/index.php?option=com_content&view=article&id=636:medicion-de-la-velocidad-de-la-luz-&catid=203:ciencias-fisicas-y-matematica&Itemid=1090

CONCLUSION:La luz no se puede medir porque no es una magnitud. Lo que se pueden medir son algunas de sus caractersticas, por ejemplo, su intensidad, su flujo, su velocidad, su energa, su longitud de onda.Siento que aun la capacidad del ser humano est en paales para poder comprender ms sobre el fenmeno de la luz, hay tantas cosas que son enigmticas con referente a lo mencionado con anterioridad, por lo cual se necesitan hacer estudios mas profundos, y con ms detalle para poder entender mejor, me sigue sorprendiendo el hecho de que hasta hoy en da no se encuentre algo mas rpido que la velocidad de la luz, se habla sobre la partcula de dios, pero no profundizar mi conclusin hablando de la partcula, porque mi capacidad cognitiva aun no entiende muchos fenmenos que son cotidianos en nuestra vida.