Cohesión (del latín cohaesiō "aferrarse" o "unidad") o atracción cohesiva o fuerza cohesiva es la acción o propiedad de moléculassimilares que se unen entre sí, siendo mutuamente atractivas . Es una propiedad intrínseca de una sustancia causada por la forma y estructura de sus moléculas, lo que hace que la distribución de los electrones enórbita sea irregular cuando las moléculas se acercan entre sí, creando una atracción eléctrica que puede mantener una estructura microscópica como una gota de agua. . En otras palabras, la cohesión permite la tensión superficial., creando un estado "sólido" sobre el cual se pueden colocar materiales ligeros o de baja densidad.
El agua , por ejemplo, es muy cohesiva ya que cada molécula puede formar cuatro enlaces de hidrógeno a otras moléculas de agua en una configuración tetraédrica . Esto resulta en una fuerza de Coulomb relativamente fuerte entre las moléculas. En términos simples, la polaridad (estado en el que una molécula está cargada de manera opuesta en sus polos) de las moléculas de agua permite que se atraigan entre sí. La polaridad se debe a la electronegatividad del átomo de oxígeno: el oxígeno es más electronegativo que los átomos de hidrógeno, por lo que los electrones que comparten a través de los enlaces covalentes están más cerca del oxígeno que del hidrógeno. Estos se denominan enlaces covalentes polares, enlaces covalentes entre los átomos que se cargan de manera opuesta. [1]En el caso de una molécula de agua, los átomos de hidrógeno llevan cargas positivas, mientras que el átomo de oxígeno tiene una carga negativa. Esta polarización de carga dentro de la molécula le permite alinearse con moléculas adyacentes mediante un fuerte enlace de hidrógeno intermolecular, lo que hace que el líquido sea cohesivo. Sin embargo, los gases de Van der Waals , como el metano , tienen una cohesión débil debido únicamente a las fuerzas de van der Waals que operan por polaridad inducida en moléculas no polares.
La cohesión, junto con la adhesión (atracción entre moléculas diferentes), ayuda a explicar fenómenos como el menisco , la tensión superficial y la acción capilar .
El mercurio en un matraz de vidrio es un buen ejemplo de los efectos de la relación entre fuerzas cohesivas y adhesivas. Debido a su alta cohesión y baja adherencia al vidrio, el mercurio no se extiende para cubrir la parte superior del matraz, y si se coloca lo suficiente en el matraz para cubrir la parte inferior, presenta un menisco muy convexo , mientras que el menisco del agua es cóncava . El mercurio no humedecerá el vidrio, a diferencia del agua y muchos otros líquidos , [2] y si el vidrio está inclinado, "rodará" por dentro.
La colorimetría es "la ciencia y la tecnología utilizadas para cuantificar y describir físicamente la percepción del color humano ". [1] Es similar a la espectrofotometría , pero se distingue por su interés en reducir los espectros a los correlatos físicos de la percepción del color, la mayoría de las veces los valores del triestímulo del espacio de color CIE 1931 XYZ y las cantidades relacionadas.
Instrumentos [ editar ]
El equipo colorimétrico es similar al utilizado en espectrofotometría. Algunos equipos relacionados también se mencionan para completar.
- Un colorímetro triestímulo mide los valores triestímulos de un color. [3]
- Un espectrorradiómetro mide la radiancia espectral absoluta (intensidad) o la irradiancia de una fuente de luz. [4]
- Un espectrofotómetro mide la reflectancia espectral , la transmitancia o la irradiancia relativa de una muestra de color. [4] [5]
- Un espectrocolorímetro es un espectrofotómetro que puede calcular valores triestímulos.
- Un densitómetro mide el grado de luz que atraviesa o refleja un sujeto. [3]
- Un medidor de temperatura de color mide la temperatura de color de un iluminante incidente.
Triestímulo colorímetro [ editar ]
En la imagen digital , los colorímetros son dispositivos triestímulos utilizados para la calibración del color . Los perfiles de color precisos garantizan la consistencia en todo el flujo de trabajo de imágenes, desde la adquisición hasta la salida.
Espectrorradiómetro, espectrofotómetro, espectrocolorímetro [ editar ]
La distribución de potencia espectral absoluta de una fuente de luz se puede medir con un espectrorradiómetro , que funciona mediante la captación óptica de la luz y luego pasándola a través de un monocromador antes de leerla en bandas estrechas de longitud de onda.
El color reflejado se puede medir utilizando un espectrofotómetro(también llamado espectroreflectómetro o reflectómetro ), que toma medidas en la región visible (y un poco más allá) de una muestra de color dada. Si se sigue la costumbre de tomar lecturas en incrementos de 10 nanómetros , el rango de luz visible de 400-700 nm producirá 31 lecturas. Estas lecturas se utilizan normalmente para dibujar la curva de reflectancia espectral de la muestra (cuánto refleja, en función de la longitud de onda): los datos más precisos que se pueden proporcionar con respecto a sus características.
Las lecturas por sí mismas no suelen ser tan útiles como sus valores triestímulos , que pueden convertirse en coordenadas de cromaticidad y manipularse a través de transformaciones del espacio de color . Para este propósito, se puede utilizar un espectrocolorímetro . Un espectrocolorímetro es simplemente un espectrofotómetro que pueden estimar los valores triestímulo por integración numérica (de las características determinadas funciones de color ' producto interior con distribución de potencia espectral del iluminante). [5]Uno de los beneficios de los espectrocolorímetros sobre los colorímetros triestímulos es que no tienen filtros ópticos, que están sujetos a variación de fabricación, y tienen una curva de transmisión espectral fija, hasta que envejecen. [6] Por otro lado, los colorímetros triestímulos son específicos, más baratos y más fáciles de usar. [7]
La CIE (Comisión Internacional de Iluminación) recomienda utilizar intervalos de medición inferiores a 5 nm, incluso para espectros suaves. [4] Las mediciones más dispersas no caracterizan con precisión los espectros de emisión espigados, como el del fósforo rojo de una pantalla CRT, que se muestra a un lado.
Medidor de temperatura de color [ editar ]
Los fotógrafos y cinematógrafos utilizan la información proporcionada por estos medidores para decidir qué equilibrio de color se debe hacer para que las diferentes fuentes de luz parezcan tener la misma temperatura de color. Si el usuario introduce la temperatura de color de referencia, el medidor puede calcular el sumida diferencia entre la medida y la referencia, lo que permite al usuario elegir un correctivo gel de color o filtro fotográfico con el factor sumido más cercano. [8]
Internamente, el medidor es típicamente un colorímetro triestímulo fotodiodo de silicio . [8] La temperatura de color correlacionada se puede calcular a partir de los valores triestímulos calculando primero las coordenadas de cromaticidad en el espacio de color CIE 1960 , y luego encontrando el punto más cercano en el locus de Planck .
distancia de recorrido y la distancia adecuada son dos medidas de distancia estrechamente relacionadas que utilizan los cosmólogos para definir distancias entre objetos. La distancia adecuada corresponde aproximadamente a donde estaría un objeto distante en un momento específico del tiempo cosmológico , que puede cambiar con el tiempo debido a la expansión del universo . Distancia comovingdetermina la expansión del universo, dando una distancia que no cambia con el tiempo debido a la expansión del espacio (aunque esto puede cambiar debido a otros factores locales, como el movimiento de una galaxia dentro de un cúmulo). La distancia de movimiento y la distancia adecuada se definen como iguales en el momento presente; por lo tanto, la proporción de la distancia adecuada a la distancia de creación de muestras ahora es 1. En otros momentos, el factor de escala difiere de 1. La expansión del Universo hace que la distancia adecuada cambie, mientras que la distancia de creación de muestras no cambia con esta expansión porque es la distancia adecuada dividido por ese factor de escala.
Coordenadas comunes [ editar ]
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Aunque la relatividad general permite formular las leyes de la física utilizando coordenadas arbitrarias, algunas elecciones de coordenadas son más naturales o más fáciles de trabajar. Las coordenadas comunes son un ejemplo de una elección de coordenadas tan natural. Asignan valores de coordenadas espaciales constantes a los observadores que perciben el universo como isotrópico . Dichos observadores reciben el nombre de observadores "enloquecidos" porque se mueven junto con el flujo del Hubble .
Un observador comoving es el único observador que percibirá el universo, incluida la radiación cósmica de fondo de microondas , que es isotrópica. Los observadores que no navegan por la vista verán regiones del cielo sistemáticamente desplazadas hacia el azul o hacia el rojo . Por lo tanto, la isotropía, particularmente la isotropía de la radiación de fondo de microondas cósmica, define un marco de referencia local especial denominado marco comoving . La velocidad de un observador en relación con el marco local de desarrollo se denomina velocidad peculiardel observador.
La mayoría de los grandes bultos de materia, como las galaxias, están casi en espiral, por lo que sus velocidades peculiares (debido a la atracción gravitatoria) son bajas.
La coordenada del tiempo de desarrollo es el tiempo transcurrido desde el Big Bang de acuerdo con el reloj de un observador de observación y es una medida del tiempo cosmológico . Las coordenadas espaciales comoving indican dónde ocurre un evento mientras que el tiempo cosmológico indica cuándo ocurre un evento. Juntos, forman un sistema de coordenadas completo , que proporciona la ubicación y la hora de un evento.
El espacio en las coordenadas comoving se suele denominar "estático", ya que la mayoría de los cuerpos en la escala de galaxias o más grandes son aproximadamente comoving, y los cuerpos comoving tienen coordenadas estáticas e invariables. Entonces, para un par dado de galaxias comoving, mientras que la distancia adecuada entre ellas habría sido más pequeña en el pasado y se hará más grande en el futuro debido a la expansión del espacio, la distancia entreving se mantendrá constante en todo momento.
El Universo en expansión tiene un factor de escala creciente que explica cómo se reconcilian las distancias constantes de creación de caminos con las distancias adecuadas que aumentan con el tiempo.
Distancia comoving y distancia apropiada [ editar ]
La distancia aproximada es la distancia entre dos puntos medidos a lo largo de una trayectoria definida en el tiempo cosmológico actual . Para los objetos que se mueven con el flujo de Hubble, se considera que permanece constante en el tiempo. La siguiente distancia entre un observador y un objeto distante (por ejemplo, una galaxia) puede calcularse mediante la siguiente fórmula:
donde a ( t ′) es el factor de escala , t e es el tiempo de emisión de los fotones detectados por el observador, t es el tiempo presente y c es la velocidad de la luz en el vacío.
A pesar de ser una integral a lo largo del tiempo , esto proporciona la distancia que se mediría con una cinta métrica hipotética en el tiempo fijo t , es decir, la "distancia adecuada" tal como se define a continuación, dividida por el factor de escala a ( t ) en ese momento. Para una derivación, vea "definiciones relativistas estándar" de Davis & Lineweaver 2004. [1]
Definiciones [ editar ]
Muchos libros de texto usan el símbolo. por la distancia comoving. Sin embargo, este Debe distinguirse de la distancia coordinada en el sistema de coordenadas comoving comúnmente usado para un universo FLRWdonde la métrica toma la forma (en coordenadas polares de circunferencia reducida, que solo funciona a mitad de camino alrededor de un universo esférico):
La mayoría de los libros de texto y trabajos de investigación definen la distancia de entreving como un observador de entreving como una cantidad fija que no cambia independientemente del tiempo, al tiempo que llama dinámica, cambiando la distancia entre ellos "distancia apropiada". En este uso, las distancias adecuadas y las distancias adecuadas son numéricamente iguales en la edad actual del universo, pero diferirán en el pasado y en el futuro; si la distancia comoving a una galaxia se denota, la distancia apropiada en un momento arbitrario es simplemente dado por dónde es el factor de escala (por ejemplo, Davis & Lineweaver 2004). [1] La distancia apropiadaentre dos galaxias en el tiempo t es solo la distancia que medirían las reglas entre ellas en ese momento. [5]
Usos de la distancia apropiada [ editar ]
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El tiempo cosmológico es idéntico al tiempo medido localmente para un observador en una posición espacial fija comoving, es decir, en el marcolocal comoving . La distancia adecuada también es igual a la distancia medida localmente en el marco comoving para objetos cercanos. Para medir la distancia adecuada entre dos objetos distantes, uno imagina que uno tiene muchos observadores observadores en una línea recta entre los dos objetos, de modo que todos los observadores están cerca uno del otro y forman una cadena entre los dos objetos distantes. Todos estos observadores deben tener el mismo tiempo cosmológico. Cada observador mide su distancia al observador más cercano en la cadena, y la longitud de la cadena, la suma de las distancias entre los observadores cercanos, es la distancia total adecuada. [6]
Es importante para la definición de la distancia de trabajo y la distancia adecuada en el sentido cosmológico (en oposición a la longitud adecuada en la relatividad especial ) que todos los observadores tengan la misma edad cosmológica. Por ejemplo, si uno mide la distancia a lo largo de una línea recta o geodésica espaciadora entre los dos puntos, los observadores situados entre los dos puntos tendrían diferentes edades cosmológicas cuando la trayectoria geodésica cruzara sus propias líneas del mundo.Por lo tanto, al calcular la distancia a lo largo de esta geodésica no se estaría midiendo correctamente la distancia de recorrido o la distancia propia cosmológica. Las distancias adecuadas y adecuadas no son el mismo concepto de distancia que el concepto de distancia en la relatividad especial. Esto se puede ver considerando el caso hipotético de un universo vacío de masa, donde se pueden medir ambos tipos de distancia. Cuando la densidad de masa en la métrica FLRW se establece en cero (un ' universo Milne ' vacío ), entonces el sistema de coordenadas cosmológico utilizado para escribir esta métrica se convierte en un sistema de coordenadas no inercial en el espacio-tiempo de Minkowski de relatividad especial donde las superficies de constante El tiempo apropiado de Minkowski τ aparece como hipérbolas en el diagrama de MinkowskiDesde la perspectiva de un marco de referencia inercial . [7] En este caso, para dos eventos que son simultáneos de acuerdo con la coordenada de tiempo cosmológica, el valor de la distancia cosmológica adecuada no es igual al valor de la longitud adecuada entre estos mismos eventos, [8] que simplemente sería el distancia a lo largo de una línea recta entre los eventos en un diagrama de Minkowski (y una línea recta es una geodésica en el espacio-tiempo plano de Minkowski), o la distancia coordinada entre los eventos en el marco de inercia donde son simultáneos .
Si uno divide un cambio en la distancia adecuada por el intervalo de tiempo cosmológico donde se midió el cambio (o toma la derivada de la distancia apropiada con respecto al tiempo cosmológico) y lo llama "velocidad", entonces las "velocidades" resultantes de galaxias o los quásares pueden estar por encima de la velocidad de la luz, c . Esta aparente expansión superluminal no está en conflicto con la relatividad especial o general, y es una consecuencia de las definiciones particulares utilizadas en la cosmología física . Incluso la luz misma no tiene una "velocidad" de c en este sentido; La velocidad total de cualquier objeto se puede expresar como la suma. dónde es la velocidad de recesión debido a la expansión del universo (la velocidad dada por la ley de Hubble ) y es la "velocidad peculiar" medida por los observadores locales (con y , los puntos que indican una primera derivada ), entonces para la luzes igual a c (- c si la luz se emite hacia nuestra posición en el origen y + c si se emite lejos de nosotros) pero la velocidad totales generalmente diferente de c . [1] Incluso en la relatividad especial, la velocidad coordinada de la luz solo se garantiza que sea c en un marco inercial ; en un marco no inercial la velocidad de coordenadas puede ser diferente de c . [9] En la relatividad general, ningún sistema de coordenadas en una gran región del espacio-tiempo curvo es "inercial", pero en la vecindad local de cualquier punto en el espacio-tiempo curvo podemos definir un "marco inercial local" en el que la velocidad local de la luz es c [10] y en el que los objetos masivos, como las estrellas y las galaxias, siempre tienen una velocidad local menor que c. Las definiciones cosmológicas utilizadas para definir las velocidades de los objetos distantes dependen de las coordenadas: no existe una definición general de la velocidad independiente de las coordenadas entre los objetos distantes en la relatividad general. [11] La cuestión de cómo describir y popularizar mejor la aparente expansión superluminal del universo ha causado una pequeña controversia. Un punto de vista se presenta en Davis y Lineweaver, 2004. [1]
Distancias cortas vs. distancias largas [ editar ]
En distancias cortas y viajes cortos, se puede ignorar la expansión del universo durante el viaje. Esto se debe a que el tiempo de viaje entre cualquiera de los dos puntos para una partícula móvil no relativista será la distancia adecuada (es decir, la distancia de medición medida utilizando el factor de escala del universo en el momento del viaje en lugar del factor de escala " ahora ") entre esos puntos divididos por la velocidad de la partícula. Si la partícula se está moviendo a una velocidad relativista, se deben hacer las correcciones relativistas habituales para la dilatación del tiempo.
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