Concepto de frecuecia en tiempo discreto

Este es un tema que si no se entiende bien al principio de un curso de procesamiento digital de señales puede acarrear muchos problemas al ir avanzando en temas más complicados. En esta entrada trataré de explicar lo más claro posible lo que es la frecuencia de una señal discreta. Primero, comencemos describiendo a una función cosenoidal en tiempo continuo con la notación del Proakis [1]:

El subindice a se utiliza para denotar que x_a(t) es una señal analógica y no confundirla con su contraparte discreta x[n]. Ahora, tomemos esta misma señal discreta y multipliquémosla por tren de pulsos unitarios con un periodo de muestreo Ts (proceso conocido como muestreo).  Gráficamente, el resulto obtenido es el siguiente:

Tenemos ahora una nueva función que depende de una variable entera n multiplicada por el periodo de muestreo Ts. Es este escalamiento por Ts lo que permite que la señal discreta x[n] coincida en el tiempo con la señal x_a(t). x[n] es una nueva señal que está definida en función de una secuencia de números enteros que representan una posición en un arreglo de datos (estas posiciones pueden tomar valores negativos si se toman con respecto a un origen arbitrario en el arreglo):

Como consecuencia del teorema de muestreo de Nyquist-Shannon, sólo es posible obtener información sobre una señal o componente a una frecuencia dada sin riesgo de ambigüedades (conflictos con sus alias) mientras su frecuencia sea menor o igual a la mitad de la frecuencia de muestreo (que es simplemente el inverso de su periodo de muestreo Fs = 1/Ts). Por lo tanto, la frecuencia relativa (también llamada frecuencia normalizada) esta limitada al intervalo:

Si se grafica un ejemplo numérico, resulta bastante intuitivo visualizar que cuando un coseno discreto tiene una frecuencia relativa de pi radianes por muestra se alcanza el periodo mínimo distinguible para una función periódica discreta. Los sinusoides en tiempo discreto muestran periodicidad en frecuencia. Esto significa que los sinusoides discretos que guarden una diferencia en frecuencia de 2*pi son idénticos. Esto puede verse más claramente en esta animación que hice en Matlab:

Naturalmente, lo que nos interesan son los parámetros físicos a los que las señales en tiempo discreto hacen referencia. El periodo de muestreo Ts es el puente clave para darle significado en tiempo continuo a estas señales. Resumiendo las transformaciones de frecuencia:

 Referencias:
Sec. 1.3 "Concepto de frecuencia en señales continuas y discretas en el tiempo",  "Tratamiento Digital de Señales", John G. Proakis
Teorema del Muestreo, L. Javier Morales Mendoza, UGto

¿Qué tan lejos están las estrellas que podemos ver a simple vista?

Hace unos años se había abierto una discusión en reddit (también en Quora)a causa de la tira de xkcd de arriba. Hoy me encontré con una discusión similar ahora por un post en Facebook. Como ni las respuestas en reddit ni Quora me convencieron, decidí encontrar la respuesta yo mismo analizando algunos datos.

Primero, descargué la base de datos HYG (Hipparcos, Yale Bright Star, and Gliese) desde aquí, que nos da la información combinada de los 3 catálogos estelares mencionados, una muestra de cerca de 120,000 estrellas. Teniendo el archivo, escribí un programa en Python usando la librería Pandas [pueden bajarlo aquí] para analizar los datos. Y esto fue lo que encontré para la todas las estrellas resueltas [que pueden distinguirse como fuentes puntuales individuales] con una magnitud menor a 6:

De acuerdo al catálogo, el 98% de las estrellas que podemos ver a simple vista en la Tierra (muy lejos de las ciudades y sin luna) se encuentran a menos de 1000 años luz. Aún más interesante, las distancias de estas estrellas tienen una media de sólo 145 años luz con una desviación estándar de 136 años luz . Considerando los porcentajes en una distribución normal:

estamos hablando de que el 95% de esas estrellas se encuentran a menos de 417 años luz. Debe notarse también de que el 2% de las estrellas que se encuentran a más de 1000 años luz en este catalogo tienen una incertidumbre considerable y todas ellas se redondean a 10,000 años luz. En conclusión, cuando uno mira una estrella en la noche, lo más probable es que esté a menos de 400 años luz de distancia.