USO DEL PROGRAMA INTEL ARRAY VIEWER PARA CONVERTIR IMÁGENES PLANAS EN 3D

Siempre me han parecido muy interesantes las técnicas médicas de exploración del cuerpo humano en las que se pueden ver y manipular los órganos en tres dimensiones.

No obstante lo sofisticado que se vean estos procedimientos y lo variado de las metodologías utilizadas (resonancia magnética nuclear, ultrasonido, fluorescencia de rayos X y otras), lo cierto es que el componente principal de todas ellas es el manejo digital de la información generada.

Para probar este punto voy ha hacer un pequeño experimento utilizando una tecnología de exploración médica del siglo XIX, los rayos X, a la que le voy aplicar un programa de análisis de arreglos de datos (matrices), de acceso gratuito, llamado Intel Array Viewer:

(www.intel.com/cd/software/products/asmo-na/eng/compilers/226302.htm)

Este programa lo vamos a aplicar a la primera radiografía del cuerpo humano, tomada por Wilhelm Conrad Röntgen a la mano de su esposa en noviembre de 1895.

Radiografía de la mano de la esposa de Röntgen, en la que se ven claramente los huesos y el anillo de matrimonio

El programa básicamente lo que hace es un conteo de la intensidad del color, o mas bien de la intensidad de los tonos de gris, para cada píxel de la imagen. Puesto que en una radiografía de rayos x, mientras mas fácilmente atraviese la radiación mas clara será la imagen (realmente es al revés pero lo que normalmente se ve es un negativo de la placa expuesta) y puesto que los huesos retienen mas a los rayos x que la carne, la imagen de la mano mostrará a los huesos oscuros.

Tanto mas oscuros cuanto mas gruesa sea la zona del hueso atravesada por los rayos x. Para una placa no sobre-expuesta y para un mismo tipo de material, habrá una relación entre el grado de oscuridad y el espesor del objeto atravesado por la radiación. Esta relación es la que aprovecha el programa para hacer una representación tridimensional del objeto radiografiado.

Así pues cuando aplicamos el programa a la imagen de la mano, transformada en tonos de gris, obtenemos una representación tridimensional de la misma que se parece bastante a una imagen moderna de una tomografía axial computarizada.

Aplicación del programa Intel Array Viewer a una radiografía de rayos x del siglo XIX

Procedimiento:

1. Convertir la imagen a tonos de gris.

2. Abrir la imagen con el programa Intel Array Viewer

3. Ubicar el cursor en Root, dar botón derecho y seleccionar “Add” – “Graph3D”

4.Seleccionar en Plot type: “HeightPlot” y “OK”.

5.Seleccionar imagedata y Next.

6.Seleccionar “Create Palette Dataset” y “OK”.

Con este procedimiento ya se obtiene una representación en 3D de la imagen seleccionada, misma que se puede rotar, cambiar de color, agregarle contorno y muchas cosas mas con otros comandos que recomendamos al lector explorar.

Con este simple ejemplo espero haber demostrado que el viejo adagio de que mas vale maña que fuerza sigue teniendo vigencia.

Alberto Villalobos

CALIBRANDO EL ESPECTRO DE UNA LÁMPARA DE SODIO

En el artículo anterior sobre “Digitalización y Análisis de Espectros Aficionados”, se explicó como convertir un espectro visible obtenido con un espectroscopio casero en información digital.

En esa oportunidad se indicó que los espectros podían ser calibrados y así conocer la longitud de onda de las señales, si se disponía de un espectro de referencia o se podían reconocer al menos dos señales en el mismo.

En esta oportunidad vamos a hacer uso de este último procedimiento para calibrar el espectro de la lámpara de alumbrado de sodio descrita en aquel artículo.

Lo primero que requerimos es identificar al menos dos señales, esto lo podemos hacer pues se encontró en la red espectros de lámparas de sodio en los que se indican las longitudes de onda de los picos principales (Figuras 1,2 y 3).

(http://ioannis.virtualcomposer2000.com/spectroscope/amici.html#1nap)

FIGURA 1: LÁMPARA DE SODIO DE PRESIÓN BAJA

FIGURA 2: LÁMPARA DE SODIO DE PRESIÓN MEDIA

FIGURA 3: LÁMPARA DE SODIO DE PRESIÓN ALTA

De estos espectros se observa que las señales a 515 y 498.2 nm son apropiadas para la calibración pues son picos agudos, de intensidad importante y aparecen en los tres tipos de lámparas lo que permite suponer que deberían estar presentes en el espectro medido en este estudio.

Efectivamente estas dos señales se pueden identificar en nuestro espectro, que incluso muestra la forma general del de una lámpara de sodio de alta presión (Figua 4).

FIGURA 4: ESPECTRO DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDO CON ESPECTROSCOPIO CASERO SIN CALIBRAR

De esta forma, haciendo uso de la opción de calibración con dos picos del programa VisualSpec (http://astrosurf.com/vdesnoux/tutorial.html) se puede calibrar todo el espectro de manera tal de poder medir la longitud de onda de los demás picos encontrados (Figura 5).

FIGURA 5: ESPECTRO DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDO CON ESPECTROSCOPIO CASERO CALIBRADO UTILIZANDO EL PROGRAMA VISUALSPEC

A manera de comparación y para no basarnos en un solo ejemplo, a la sazón medido por el autor, vamos a repetir el procedimiento de calibración descrito para el espectro de una lámpara de vapor de sodio medido esta vez por otro científico aficionado (Anilandro) utilizando también el procedimiento del CD ( ver "Algunas Pruebas de Espectrometría").

Como se puede ver, la estructura general del espectro obtenido por Anilandro presenta la forma general del espectro que sería de esperar para una lámpara de vapor de sodio de alta presión (Figura 6), siendo la comparación directa de su curva de emisión con la medida en este trabajo lo suficientemente coincidentes como para suponer un tipo de lámpara similar (Figura 7).

FIGURA 6: EJEMPLO INDEPENDIENTE DE ESPECTRO DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDO CON ESPECTROSCOPIO CASERO DE CD

FIGURA 7: COMPARACIÓN DE ESPECTROS DE LÁMPARA DE SODIO MEDIDOS DE MANERA INDEPENDIENTE
(AZUL-ANILANDRO, ROSA-ALBERTO)

ANÁLSIS DEL ESPECTRO

De esta forma, con el espectro ya calibrado vamos a proceder a intentar un análisis del mismo para demostrar como se puede obtener información de valor científico a pesar de lo limitado del medio que se utilizó para obtener la información.

Así pues vamos a tratar de correlacionar las longitudes de onda registradas con la presencia de elementos determinados. Por supuesto que al ser la lámpara en estudio una de vapor de sodio, debería verse en primer lugar señales de sodio en forma de un pico muy importante alrededor de 589 nm, la conocida banda D del sodio (en realidad un par de picos muy cercanos).

Sin embargo en lugar de un pico de emisión, alrededor de 589 nm se observa un valle. Igual comportamiento se puede ver en los espectros de referencia para lámparas de alta y media presión (Figuras 2 y 3) pero no para la de baja presión. Esto se explica por un fenómeno conocido como autoabsorción que se da cuando un átomo emite en una atmósfera muy concentrada de el mismo, que es precisamente el caso en las lámparas de presión alta o media.

Ya que la población de átomos en el estado base (no excitado) es generalmente mayor que la población excitada (la que está emitiendo) y puesto que los átomos no excitados pueden absorber la misma radiación que emiten los átomos excitados (radiación de resonancia) se da una disminución de la banda de resonancia, que en el caso del sodio es precisamente la banda D que es la que se observa disminuir en nuestra lámpara.

No obstante lo anterior es posible observar otra señal de emisión característica para el sodio que es el pico centrado alrededor de 568 nm que debería observarse como un doblete delgado (568.8 y 568.2 nm) pero que por efecto de la temperatura sufre ensanchamiento térmico.

Se observan además picos de emisión a 437, 546 y 616 nm que corresponden con tres de los cuatro picos principales de emisión en la región visible del mercurio (435.5, 545.8 y 615.4 nm), lo que está en conformidad con la construcción típica de una lámpara de alta presión de vapor de sodio, en cuya atmósfera no solo hay sodio sino también mercurio y algún gas noble.

Quedan mas bandas sin identificar que podrían ser debidas al material de los electrodos, que son construidos normalmente con materiales cerámicos especiales que contienen bario, calcio y tungsteno, sin embargo a manera de demostración considero suficiente lo expuesto y espero haber demostrado el valor de la técnica de digitalización y calibración de espectros visibles aplicado al campo de la ciencia amateur.

Alberto Villalobos

DIGITALIZACIÓN Y ANÁLISIS DE ESPECTROS AFICIONADOS

Hubo un tiempo en el que se pensó que el hombre podría llegar a adquirir conocimiento sobre cualquier aspecto de la naturaleza a excepción de la composición de las estrellas, pues era evidente que al estar tan lejos jamás se podría obtener una muestra para ser analizada en un laboratorio.

Sin embargo en la actualidad se sabe la composición química del interior de las estrellas, de su superficie, de su atmósfera y hasta de los residuos de las explosiones estelares.

Incluso hay sustancias químicas que se han encontrado primero en el Sol que en la misma Tierra, como es el caso del elemento químico helio, cuyo nombre significa Sol.

Todo esto ha sido posible debido a que, si bien es cierto que aún no hemos ido a las estrellas como para traer su materia y estudiarla, hay algo que nos llega todo el tiempo de ellas y es su luz.

Es a través de la luz que se han podido estudiar a fondo no solo las estrellas, sino también muchos otros cuerpos celestes que puedan emitir o absorber luz, como es el caso de las nebulosas, los planetas, los cometas y muchos otros mas.

Para realizar estos asombrosos descubrimientos los científicos han hecho uso de una herramienta muy útil conocida como espectroscopio que es un aparato relativamente sencillo que separa la luz en sus colores constitutivos.

No pretendo describir como hacer un espectroscopio, mismo que se puede construir con elementos caseros tal como un CD viejo y una caja de leche (ver “Espectros Discontinuos”) sino mas bien como convertir las imágenes obtenidas con este simple aparato a un formato digital y de esta forma comprender como hacen los científicos para obtener información de la luz de las estrellas.

Para hacer lo anterior vamos ha hacer uso del espectro obtenido fotografiando lo que se ve a través de un espectroscopio casero al observar una luz de alumbrado público de sodio al frente de mi casa.

ESPECTRO DE UNA LUZ DE ALUMBRADO PÚBLICO OBTENIDA CON UN ESPECTROSCOPIO CASERO

De esta imagen se tomó el detalle que se veía con mas separación de líneas, mismo que luego se convirtió a un formato de tonos de gris, guardándose luego como archivo de extensión bmp.

Espectro.bmp original

Espectro.bmp en tonos de gris

Este archivo en tonos de gris fue luego transformado a formato de extensión pic, un tipo de archivo utilizado en astronomía para manejar imágenes. Esta conversión se hace con un programa gratuito llamado Iris (http://www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm).

El archivo de extensión pic puede ahora ser abierto por un programa gratuito especializado en el análisis de datos espectroscópicos estelares llamado VisualSpec (http://astrosurf.com/vdesnoux/).

APLICACIÓN DEL PROGRAMA VISUALSPEC AL ESPECTRO DE LA LÁMPARA DEL ALUMBRADO PÚBLICO

Lo que sigue es, utilizando un espectro de referencia que se haya corrido en las mismas condiciones de la muestra, o reconociendo la señal de al menos dos picos conocidos del espectro, por ejemplo en este caso picos de emisión del sodio, calibrar el espectro (esto no se hizo en este caso demostrativo).

Cuando se hace esto el programa VisualSpec nos permite identificar a las otras señales del espectro por medio de un menú que nos abre una base de datos para las principales bandas de emisión de los elementos químicos.

MENÚ DEL PROGRAMA VISUALSPEC QUE PERMITE IDENTIFICAR LA SEÑAL DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS PRESENTES EN EL ESPECTRO
(ESTE ESPECTRO NO SE CALIBRÓ)

Guardando las proporciones y en términos generales, lo descrito anteriormente es lo que los astrónomos aplican a la luz de una galaxia lejana o a la luz de la explosión de una supernova, la principal diferencia está por supuesto en que se debe de utilizar un equipo muy sofisticado básicamente porque la luz de la galaxia, por estar muy lejana, es muy débil y porque se debe medir el espectro con la mayor resolución para obtener la mayor información posible.

Para poder apreciar mejor lo anterior veamos el espectro verdadero de un cuerpo estelar obtenido con un equipo profesional, específicamente la nova Aql99 (este y otros ejemplos calibrados vienen en la base de datos de VisualSpec).

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 (LA MANCHA A LA IZQUIERDA ES LA IMAGEN DE LA NOVA)

Del análisis con VisualSpec del espectro calibrado de la nova se puede observar que el pico principal de emisión, alrededor de 6560 Armstrong puede corresponder con la presencia de una serie de elementos, dentro de los que se cuenta el hidrógeno y el helio, que son los mas probalbes candidatos pues son los constituyentes principales de toda estrella.

Sin embargo alrededor de 4880 Armstrong se observan señales atribuibles a metales como el hierro, calcio, cromo y otros lo que nos indica que la nova no es antigua o por lo menos primigenia pues los elementos superiores al helio solo se forman de estrellas de segunda o tercera generación que se han formado del los restos de estrellas anteriores que formaron elementos pesados al morir en una explosión de supernova.

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 EN EL QUE SE DETALLA LA POSIBLE COMPOSICIÓN DEL PICO DE EMISIÓN CENTRADO EN 6560 ARMSTRONG

ESPECTRO DE LA NOVA AQL99 EN EL QUE SE DETALLA LA POSIBLE COMPOSICIÓN DEL PICO DE EMISIÓN CENTRADO EN 4880 ARMSTRONG

De todo lo anterior se pretende haber demostrado que las herramientas que utilizan los astrónomos para determinar la composición de las estrellas están disponibles al científico aficionado y que lo que se requiere para obtener datos de valor científico es un mínimo de equipo (tal vez un telescopio aficionado) y algo de ingenio para aprovechar al máximo las mediciones.

Alberto Villalobos