Continuamos con este excelente trabajo del Dr. Teodorani, consultor del Proyecto Hessdalen
Física desde los Datos OVNI
Massimo Teodorani, Ph.D
Via Catalani 45 – 47023
Cesena (FO) – ITALY
4. Tiempos de exposición
calculados para las mediciones
Es posible pronosticar el
orden de magnitud del Tiempo de Exposición ET en caso de que se vaya a obtener
cuadros de imágenes CCD y cuadros espectroscópicos CCD de un blanco OVNI. A fin
lograr esta tarea, es necesario definir qué tipo de objeto se espera observar.
Teniendo en cuenta a todos los testigos y fotografías de OVNI (ref. 11, 12, 13,
14, 15, 16, Apéndice), parece razonable suponer que la “apariencia promedio” de
un blanco OVNI es justamente la de un “objeto extendido” más o menos
uniformemente iluminado. En tal caso, tomando en cuenta todas las
características de la instrumentación elegida para el monitoreo y la física en
que se basa la detección de fotones (ref. 5), es posible derivar la siguiente
fórmula que provee una evaluación preliminar del tiempo de exposición ET que es
necesario a fin de obtener una buena proporción de S/Ne:
Para dar una idea de este
procedimiento, se pueden aplicar arbitrariamente los siguientes parámetros:
- Diámetro del OVNI D = 10 m (1000 cm.).
- Forma del OVNI aproximada a una esfera con el diámetro D.
- Distancia del OVNI 100 m £ d £ 10 km (104
£ d £ 106 cm).
- Luminosidad del OVNI L (Watts) que se supone es constante.
- Óptima proporción Señal-a-Ruido S/N = 100 (sin dimensión).
- Sonido de fondo del cielo (b = 2.5 x 10-6 nFOTONES
sec-1 cm-1 arcsec-1 Å-1
- Apertura del telescopio Dt = 20 cm (de un típico
telescopio portátil de tipo Celestron o Meade).
- Distancia focal del telescopio Ft = 286 cm (la misma que arriba).
- Dimensión tipo disco para una fuente como puntual (lo “que se ve”) b= 1 arcsec.
- Factor de eficiencia fotométrica de detector CCD e = 0.25.
Se supone que el intervalo de
longitud de onda dl es el único parámetro variable. La elección de esta sola variable se
debe al hecho de que se quiere verificar cuán diferentes son los tiempos de
exposición según el tipo de técnica observacional que se quiera llevar a
cabo. Esto se sintetiza en la siguiente lista de opciones:
1. ta(d) =
Espectroscopia de muy alta dispersión, usando dl = 0.005
Å
2. tb(d) = Espectroscopia de alta dispersión, usando dl = 0.05 Å
3. tc(d)
= Espectroscopia de dispersión media, usando dl = 0.5 Å
4. td(d)
= Espectroscopia de baja dispersión, usando dl = 5 Å
5. te(d)
= Espectroscopia de muy baja dispersión, usando dl = 50 Å
6. tf(d)
= Fotometría CCD, usando dl = 500 Å
Los resultados de tales
cálculos se presentan en la gráfica que se muestra en la Figura 1. La gráfica,
que provee 6 diferentes valores de ET para diferentes valores del parámetro dl, es específica para un valor dado del parámetro L, que en este
caso se supone que sea L = 1 kW (valor típico y a vía de ejemplo). Si se
quiere realizar fotometría de conteo de fotones, en lugar de fotometría CCD se
tiene que suponer dl = 500 Å (como el en caso
de CCD) y e = 0.05 (en
lugar de 0.25): en tal caso es posible obtener un tiempo de exposición que el
más largo que un factor de 5 que en el caso de la fotometría CCD. Si uno quiere disminuir o aumentar en un factor 10 el diámetro D o la
luminosidad L (por ejemplo) del blanco OVNI, es fácil ver de acuerdo a la
fórmula expuesta más arriba que en tal caso ET aumenta o disminuye en un factor
102.
El supuesto rango de 100 m £ d £ 10 km para la distancia del OVNI es puramente indicativo. La distancia
máxima d = 10 km se presenta simplemente para demostar que más allá de cierta
distancia crítica, los tiempos de exposición, (en particular aquellos para
espectroscopía) con el propósito de obtenr la mejor proporción S/N pueden
resultar prohibitivos si la aparente luminosidad del blanco es muy baja (ver
fórmula (1) ); tal situación puede resultar seria si se compara con la típica
corta duración de la mayoría de los fenómenos OVNI (ref. 16), la cual es del
orden de segundos o minutos, con los requeridos tiempos de larga exposición
necesarios para monitorear blancos muy distantes o débilmente luminosos.
Por lo tanto, es razonable suponer una ideal distancia crítica d = 1km a fin de
llevar a cabo con el mejor éxito (esto es, con S/N = 100) los siguientes dos
tipos fundamentales de observaciones: (a) fotometría convencional (CCDDI) y
espectroscopía de baja disersión (CCDOPS) de fenómenos OVNI de corta duración
y/o débil luminosidad: (b) fotometría rápida (PCP) y espectroscopía de alta
dispersión (CCDGSS) de objetos típicamente muy luminosos tales como los
fenómenos tipo Hessdalen (ref. 14), que a veces se ha informado que duran por
tiempos tan extensos como hasta 2 horas y cuya luminosidad puede estar
comprendida entre 1 kW y 100 kW. Por el contrario, la fotometría
convencional de fenómenos tipo Hessdalen se puede llevar a cabo hasta una
distancia de d ³ 10 km. De cualquier
manera es muy importante señalar que estas aparentes limitaciones por la
distancia no deben tomarse tan estrictamente, ya que también se pueden llevar a
cabo observaciones de blancos muy distantes (hasta 50 km) o débilmente
luminosos, pero con la expectativa de obtener una proporción baja o muy baja de
S/N , tal como 10 o 5; sin embargo, así como ocurre en el caso estándar de
observación de muy débiles objetos astrofísicos tales como “estrellas enanas
blancas” o “fuentes extragalácticas” (ref. 6), este bajo valor S/N puede a
menudo ser suficiente (aunque en manera alguna ideal) a fin de extraer datos de
algún valor físico.
Figura
1. Tiempos de exposición para
un blanco OVNI con una luminosidad L = l kW, dado dl = 0.005 Å (ta), dl = 0.05 Å (tb), dl = 0.5 Å (tc), dl = 5 Å (td), dl = 50 Å (te), dl = 500 Å (tf). Se supone que el diámetro del blanco sea D= 10 m.
La distancia d varía de 100m a 10 Km. La gráfica está punteada en una escala
bi-logarítmica.
4. Física
desde el análisis de datos y estrategias de búsqueda
La producción de los datos
procesados se espera que provea los siguientes parámetros mensurables:
A. Parámetros Geométricos y
Cinemáticos.
B. Parámetros
Fotométricos
C. Parámetros
Espectroscópicos
La derivación de cantidades
físicas mediante instrumentación de multi-longitud de onda y multi-modo
necesita elecciones específicas de parámetros físicos y estrategias destinadas
a obtenerlos. En la presente sección se describen las elecciones y estrategias
que se proponen.
A. Parámetros Geométricos y Cinemáticos
* Distancia
d – La distancia d del blanco se pretende obtenerla directamente
por medio del rastreo con radar, conjuntamente con –si se da el caso—telemetría
láser (ref. 23). Esta medición es de importancia básica a fin de
convertir cantidades dimensionales aparentemente físicas y geométricas en
mediciones intrínsecas del blanco. La medición de distancia se espera que esté
actualizada en cada unidad de tiempo.
* Altura Lineal h – La altura lineal h se puede calcular relacionando d con
la altura angular F
La altura angular es una
cantidad altazimutal (osea, basada en el sistema del horizonte) que se puede
inferir de la posición del blanco, obteniéndose la posición del blanco mediante
el radar.
* Tamaño Lineal S – El tamaño lineal S se puede calcular relacionando el tamaño
angular a, que se determina directamente tomando mediciones de un cuadro dado de
CCD, a la distancia del blanco d
* Separación
Lineal Z – La separacion lineal Z de dos blancos muy próximos se puede
calcular relacionando la separación angular q, que
análogamente a a se determina directamente
al obtener medidas de un cuadro dado de CCD, a la distancia del blanco d.
Z
En general la posibilidad de
obtener cantidades S y Z depende estrictamente de la capacidad de
resolución espacial de la cámara CCD (ref. 2, 4, 7, 24, 28). Por esta razón es
importante que el sensor CCD se pueda construir usando una matriz de pixels que
se caracerice por gandes dimensiones y compuesta de pixels únicos para pequeñas
dimensiones.
* Velocidad
de Transferencia V – La velocidad de
transfrencia V de un blanco se puede calcular al determinar por medio
del radar el tiempo t que le llevó al blanco alcanzar dos puntos
contiguos y luego relancionando t con la respectiva distancia medida d.
B. Parámetros
Fotométricos
Una imagen CCD mensurable de
un blanco del tipo OVNI puede tomarse como una “fuente extendida“ (aquí
aproximada a una esfera) subtendiendo un ángulo sólido W y teniendo una intensidad superficial B en un intervalo de
frecuencia dado Dn. Por lo
tanto, el flujo superficial F en el mismo intervalo
en el cual, ω es el elemento infinitesimal
del ángulo sólido W, la
integral es extendida a toda la superficie aparente de la fuente. Esta es una
medición de la aparente luminosidad del blanco (ref. 6) que uno es capaz de
lograr luego de procesar un cuadro fotométrico CCD dado.
·
Luminosidad intrínseca LDn - Al relacionar el
flujo de superficie FDn medido por medio de la fotometría CCD, con la
distancia d, obtenida por medio del radar y/o telemetría láser, es
posible calcular la luminosidad intrínseca LDn del blanco
* Índice de
Color dL – El índice de color es definido en este caso como dL = LDn1 / LDn2 donde LDn1 y LDn2 son dos
valores de luminosidad intrínsecos que se obtienen en dos diferentes intervalos
de frecuencia. Al usar los filtros disponibles U, B, V, R, I (refs. 4, 5, 6),
es finalmente posible obtener las luminosidades intrínsecas L(U), L(B), L(R),
L(I) y entonces determinar los índices de color L(U)/L(B), L(B)/L(V),
L(V)/L(R), L(R)/L(I). Esta medición es muy similar a la que se obtiene
normalmente en las observaciones astronómicas clásicas destinadas a la
construcción de diagramas Hertzsprung-Russell (ref. 6).
* Intensidad
Superficial Intrínseca IDn -
La intensidad superficial intrínseca IDn está
relacionada a la intensidad superficial BDn
En particular IDn es considerado para adquirir el mismo valor en contornos concéntricos
isofotales por los cuales la totalidad de la superficie de un blanco luminoso
es subdividida. A fin de obtener IDn uno está obligado a hacer “fotometría diferencial” de un blanco extendido
teniendo un tamaño lineal S. Tal medición consiste en calcular, a un
rango de frecuencia fijo Dn, el gradiente de intensidad dIDn /dr en que r es definido en el rango de 0 £
r £ S/2. Esta es una tarea
firmemente considerada como fundamental dado que se puede esperar que la
intensidad superficial intrínseca de un blanco OVNI no es uniforme en toda el
área de emisión (ref. 16). La medición del gradiente de intensidad
requiere de dos variantes, o sea dIDn /dr y ddI/dr, donde dI es un
índice de color que está expresado como una proporción de las intensidades
superficiales intrínsecas en dos diferentes rangos de longitud de onda. En
pocas palabras, la medición del gradiente de intensidad de un blanco OVNI
consiste en determinar cómo la intensidad de la luz y el color están
distribuidos sobre la superficie iluminada total suponiendo que esos parámetros
puedan tener diferentes valores desde el centro al borde de tal superficie.
Respecto de esto, cuatro casos extremos pueden citarse como ejemplos: a1) la
luz del OVNI está toda concentrada en el centro; b1) la luz del OVNI está toda
concentrada en un anillo exterior; a2) el color del OVNI es amarillo brillante
en el centro y rojo oscuro en el borde exterior; b2) el color del OVNI es rojo
oscuro en el centro y amarillo brillante en el borde exterior. Todos estos
casos extremos, conjuntamente con variantes más suaves, se han reportado por
parte de testigos de OVNI (ref. 16). Medidas isofotales del contorno y
parámetros físicos relacionados se usan comúnmente en la búsqueda astrofísica
en relación a objetos celestes grandes, tales como galaxias, nébulosas o
planetas (ref. 6).
* Luminosidad
total LT – Si se quiere evaluar la luminosidad total LT
de un blanco OVNI dado, es necesario integrar valores de luminosidad
intrínseca sobre la banda observacional total, que puede ir desde n1 = 3500 Å a n2 = 7500 Å en lo óptico,
pero que puede ser también extendida en el caso del UV cercano y del IR
cercano.
donde, en particular s es la constante Stefan-Boltzmann, y TE es
la temperatura efectiva del blanco (ref. 6). Es muy fácil notar a partir
de la fórmula arriba expuesta que, luego de obtener mediciones de LT y S siguiendo los procedimientos descritos en secciones
previas, es entonces posible deducir la temperatura efectiva del blanco OVNI.
La medición de temperatura sólo se permite si se es capaz de establecer,
mediante medios espectroscópicos del espectro contínuo y efectuando
comparaciones adecuadas con la teoría de Planck (ref. 6), que el blanco OVNI
emite un espectro térmico. La medición de la luminosidad total (o luminosidad
bolométrica) LT se espera que normalmente se pueda
hacer, cuando es posible, en el caso de objetos celestes de cada tipo, cuando
se dispone de observaciones de multi-longitud de onda.
* Período de Pulsación Pp – Si se es capaz de
obtener una gran cantidad de cuadros CCD (por ejemplo de 100 a 200 cuadros) de
un blanco dado durante una única observación, es posible entonces medir, con un
rango de frecuencia fija Dn, el período de pulsación Pp
(si está presente). Pp (ref. 9) implica la
variación de pulsos en tiempo de la luminosidad intrínseca LDn , de la intensidad intrínseca IDn y del
índice de color dL. Esto significa que en un caso real se pueden presentar las siguientes
situaciones: a) la luz del OVNI está pulando sobre toda su superficie; b1) el
blanco OVNI tiene una luz pulsante central; b2) el blanco OVNI tiene una luz
externa con forma de anillo que pulsa; c) el color del OVNI está cambiando
constantemente (periódicamente o a-periódicamente); d) ocurre una mezcla de las
situacionse previas. Todas esas variants de pulsación del OVNI han sido
denunciadas por muchos testigos (ref. 16). Como bien se puede esperar que una
posible pulsacion pueda ir desde 0,001 segundo a algunos minutos, es realista
afirmar que una cámara CCD no es el instrumento fotométrico más adecuado que
pueda ser capaz de detectar pulsaciones periódicas rápidas, simplemente debido
a los largos períodos de lectura (de aproximadamente 20 segundos) de este
instrumento. Por lo tanto, a fin de llevar a cabo eficientemente esta investigación de la “pulsación
del blanco” se debe acoplar al modo de observación CCD un uso adicional a
intensivo de fotometría de conteo de fotones. Se alienta muy
especialmente la búsqueda y consecuentes mediciones de los efectos de
pulsación, de la misma forma en que ya se han hecho en el pasado observaciones
profesionales previas de blancos OVNI pulsantes, tales como en el caso de las
mediciones que se intentaron efectuar por el Proyecto Hessdalen en 1984 (ref.
14).
* Ángulo de
Desviación Gravitacional GD – No pocos testigos de
observaciones de OVNI informan la aparente evidencia de “rayos de luz curvados”
en la proximidad de un OVNI (Ref. 16). Aún si el origen de estos fenómenos se
puede deber a un efecto físico que aún no está incluido en las leyes físicas
conocidas, por ahora uno está inevitablemente tentado a tratar de explicar tal
fenomenología en el contexto de la física teórica conocida planteando la
hipótesis de que el blanco OVNI por sí mismo es capaz de generar un campo
gravitacional Einstein-Schwarzschild autónomo, que puede suponerse esté
generado por un mini-agujero negro natural o artificial o por una curvatura del
espacio-tiempo local (ref. 6, 8). Según la teoría general de la relatividad, la
trayectoria de una fuente luminosa que pasa cerca de tal fuerte campo es
necesariamente desviada por un ángulo GD. Este efecto teóricamente pronosticado
ya no es más solamente un ejercicio matemático, sino que, desde los últimos
años de la década de 1980, ha sido probado observacionalmente en la forma de
“efectos de lente gravitacionales” en el caso de fenómenos a gran escala que
son de interés astrofísico: el caso de los objetos masivos extragalácticos que
desvían con un efecto similar al de una lente la luz de las galaxias del campo
que está iluminando (ref. 29, 30, 31). Sin embargo aún no se ha encontrado
ninguna prueba en el caso de fenómenos de escala mucho menor tales como los
OVNIs. Por lo tanto, para el alcance presente del proyecto de monitoreo
propuesto, la medición del ángulo GD (si realmente está presente) se puede
intentar en dos formas:
a ) En el caso de observaciones nocturnas, una imagen CCD de un blanco
OVNI se espera que contenga un cierto número de estrellas en el campo. Por esta
razón se hace necesario comparar el cuadro CCD en el cual el OVNI está presente
con un cuadro CCD del mismo campo de cielo conteniendo sólo estrellas. Se debe
esperar que la trayectoria de los fotones de las estrellas que están próximas
al OVNI son desviadas por un ángulo GD de su trayectoria real debido al “efecto
de lente gravitacional” y que, si el foco gravitacional llega cerca del
instrumento TDA, la luz recibida de las “estrellas perturbadas” puede estar
altamente intensificada. Al comparar los dos cuadros CCD (el cuadro del
blanco y el cuadro de control) sería posible verificar que las posiciones de
las estrellas pueden aparecer cambiadas de sus posiciones reales y que la luz
de las estrellas puede lucir amplificada.
b) Un experimento alternativo para medir el ángulo GD se puede llevar a
cabo apuntando el rayo del aparato láser a varias distancias (perpendiculares a
la línea de visión) a partir del blanco OVNI, y tomando simultáneamente rápidos
fotogramas CCD secuenciados del campo de cielo que contiene tanto al blanco
como al rayo láser. Si el rayo láser aparece desviado, se puede
fácilmente medir el ángulo GD haciendo el consiguiente procesamiento de los
cuadros CCD y determinando cuánto de este ángulo aumenta, cuando aumenta la
distancia entre el rayo láser y el OVNI.
A la inversa, si uno se plantea la hipótesis de que un objeto OVNI dado
es capaz de generar un campo “antigravitacional”, se puede esperar que el ángulo
GD se desvíe en el sentido opuesto. Por consiguiente, se pueden efectuar
mediciones similares a las descrias en los puntos a) y b).
* Corrimiento
Gravitacional al Rojo GR – Siguiendo la hipótesis
discutida en el punto anterior, se puede proponer hacer una nueva prueba. En
tal variante, se puede suponer que, además de la desviación gravitacional, los
fotones emitidos por la fuente de luz que está muy cerca del campo
gravitacional Einstein-Schwarzschild (apenas los fotones emitidos por el gas
atmosférico brillante, excitado por iones, que rodea al objeto presumiblemente
luminoso), que supuestamente están generados por un blanco OVNI, son sujetos de
un corrimiento gravitacional al rojo GR (refs. 6, 8). A fin de medir GR,
se debe conocer la contribución de GR al índice de color del blanco. A la
inversa, si se plantea la hipótesis de que el blanco es capaz de desarrollar un
campo “anti-gravitacional”, se puede esperar que se registre un
corrimiento anti-gravitacional al azul.
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