metrologia y normalizacion

 S.E.P.






UNIVERSIDAD DEL GOLFO DE MÉXICO
INGENIERÍA INDUSTRIAL





TEMA

INTRODUCION A LA OPTICA



PRESENTA:
JESÚS FELIPE HENESTROSA








CATEDRÁTICO:
ONESIMO MARTINEZ MORALES








Salina Cruz, Oax. SEPT 2013








INTRODUCCION A LA OPTICA


OPTICAGEOMETRICA


En física, la óptica geométrica parte de las leyes fenomenológicas de Snell (o Descartes según otras fuentes) de la reflexión y la refracción. A partir de ellas, basta hacer geometría con los rayos luminosos para la obtención de las fórmulas que corresponden a los espejos, dioptrio y lentes (o sus combinaciones), obteniendo así las leyes que gobiernan los instrumentos ópticos a queestamos acostumbrados.
La óptica geométrica usa la noción de rayo luminoso; es una aproximación del comportamiento que corresponde a las ondas electromagnéticas (la luz) cuando los objetos involucrados son de tamaño mucho mayor que la longitud de onda usada; ello permite despreciar los efectos derivados de la difracción, comportamiento ligado a la naturaleza ondulatoria de la luz.
Esta aproximación esllamada de la Eikonal y permite derivar la óptica geométrica a partir de algunas de las ecuaciones de Maxwell.



OPTICA FISICA

La óptica física es la rama de la física que toma la luz como una onda y explica algunos fenómenos que no se podrían explicar tomando la luz como un rayo. Estos fenómenos son:
Difracción: es la capacidad de las ondas para cambiar la dirección alrededor deobstáculos en su trayectoria, esto se debe a la propiedad que tienen las ondas de generar nuevos frentes de onda.
Polarización: es la propiedad por la cual uno o más de los múltiples planos en que vibran las ondas de luz se filtra impidiendo su paso. Esto produce efectos como eliminación de brillos.

FOTOMETRIA
Para otros usos de este término, véase Fotometría (desambiguación).
La fotometría es larama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, satélites, asteroides, cometas, etc. La escala de brillos de las estrellas fue establecida por el astrónomo griego Hiparco de Nicea, quien dividió estos brillos en cinco grados omagnitudes; más tarde, con la invención del telescopio por Galileo en 1609, se amplió la escala para incluir estos astrostelescópicos, invisibles al ojo humano por su extrema debilidad.
Los astros más brillantes (como el Sol) tienen magnitud negativa mientras que los más débiles la tienen positiva, siendo ésta tanto mayor cuanto más débiles son: el Sol tiene magnitud -26,8, Sirio -1,5, la Estrella Polar 2,12, Urano 5,8, Neptuno 7,2 y Plutón 13,6. Las estrellas más débiles que un telescopio profesional puede capturares superior a la 25.
En el siglo XIX Norman Pogson determinó correctamente la escala de magnitudes, de tal manera que el salto de una magnitud a otra (por ejemplo de la 1ª a la 2ª, o de la 2ª a la 3ª) corresponde a un cambio igual a 2,512 veces, siendo este valor la raíz quinta de 100.
Existen distintos métodos: fotometría visual, fotográfica, con fotómetro fotoeléctrico (fotometríafotoeléctrica) y más reciente con cámaras CCD (fotometría CCD); todos ellos trabajan en distintas bandas (Banda V, Banda B, etc.) según el filtro utilizado al efectuar las mediciones.
Para efectuar estas mediciones se han definido unos sistemas fotométricos, los más conocidos de los cuales son el UBV de W. W. Morgan y Harold Johnson y el UBVRI de A. Cousins y J. Menzies.
Si la precisión con la que se medíanlas magnitudes a mediados del s. XX era de una centésima, con el uso de la fotometría CCD se ha ampliado esta precisión a milésimas de magnitud: en 2006, a diezmilésimas de magnitud, en un estudio fotométrico del cúmulo abierto M67. En 2009 el satélite Kepler se lanzó al espacio con un sensor capaz de detectar cambios de 20 partes por millón (1/50.000)1


INSTRUMENTOS OPTICOS

Los...