Irradiancia

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En radiometría, la irradiancia es el flujo radiante recibido por una superficie por unidad de área. La unidad SI de irradiancia es el vatio por metro cuadrado (W⋅m⁻²). La unidad CGS ergio por centímetro cuadrado por segundo (erg⋅cm⁻²⋅s⁻¹) se utiliza a menudo en astronomía. La irradiancia a menudo se denomina intensidad, pero este término se evita en radiometría, donde dicho uso genera confusión con la intensidad radiante. En astrofísica, la irradiancia se llama flujo radiante.

Irradiancia espectral es la irradiancia de una superficie por unidad de frecuencia o longitud de onda, dependiendo de si el espectro se toma en función de la frecuencia o de la longitud de onda. Las dos formas tienen diferentes dimensiones y unidades: la irradiancia espectral de un espectro de frecuencia se mide en vatios por metro cuadrado por hercio (W⋅m⁻²⋅Hz⁻¹), mientras que la irradiancia espectral de un espectro de longitud de onda se mide en vatios por metro cuadrado por metro (W⋅m⁻³), o más comúnmente en vatios por metro cuadrado por nanómetro (W⋅m^{−2< /sup>⋅nm⁻¹).}

Definiciones matemáticas

Irradiancia

Irradiancia de una superficie, denotada E_e ("e" para "energético", para evitar confusión con cantidades fotométricas), Se define como

{displaystyle E_{mathrm}={frac {partial} ¿Qué?

dónde

∂ es el símbolo derivativo parcial;
CCPR_e es el flujo radiante recibido;
A es la zona.

Si queremos hablar del flujo radiante emitido por una superficie, hablamos de salida radiante.

Irradiancia espectral

La irradiancia espectral en frecuencia de una superficie, denotada E_e,ν, se define como

{displaystyle E_{mathrm}nu} }={frac {partial ¿Qué?

donde ν es la frecuencia.

La irradiancia espectral en longitud de onda de una superficie, denotada E_e,λ, se define como

{displaystyle E_{mathrm}lambda }={frac {partial E_{mathrm {e} {partial lambda}}}}}

donde λ es la longitud de onda.

Propiedad

La irradiancia de una superficie también es, según la definición de flujo radiante, igual al promedio temporal de la componente del vector de Poynting perpendicular a la superficie:

{displaystyle E_{mathrm {e}=langle tenciónmathbf {S}

dónde

$.$ es el tiempo-medio;
S es el vector Poynting;
α es el ángulo entre un vector de unidad normal a la superficie y S.

Para una onda plana electromagnética sinusoidal polarizada linealmente que se propaga, el vector de Poynting siempre apunta a la dirección de propagación mientras oscila en magnitud. La irradiancia de una superficie viene dada entonces por

{displaystyle E_{mathrm}={frac {n}{2mu} ¿Qué? }E_{mathrm {m} {2}cos alpha ={frac {nvarepsilon ¿Por qué? {c} } {2}E_{mathrm {m} {2}cos alpha ={frac {fn} {fn} {fn} {fn}} {fn}} {\fn}}}}}}E_{m} {m} {2}cos alpha}

dónde

E_m es la amplitud del campo eléctrico de la ola;
n es el índice refractivo del medio de propagación;
c es la velocidad de la luz en el vacío;
μ₀ es la permeabilidad del vacío;
ε₀ es el permiso de vacío;
Z₀ es la impedancia del espacio libre.

Esta fórmula supone que la susceptibilidad magnética es insignificante; es decir, que μ_r ≈ 1 donde μ_r es la permeabilidad magnética del medio de propagación. Esta suposición suele ser válida en medios transparentes en el rango de frecuencia óptica.

Fuente puntual

Una fuente puntual de luz produce frentes de onda esféricos. La irradiancia en este caso varía inversamente con el cuadrado de la distancia a la fuente.

{displaystyle E={frac {fnK}= {fnMicroc {4fnMicroc}}}},}

dónde

$r$ es la distancia;
$P$ es el flujo radiante;
$A$ es la superficie de una esfera de radio $r$ .

Para aproximaciones rápidas, esta ecuación indica que duplicar la distancia reduce la irradiación a una cuarta parte; o de manera similar, para duplicar la irradiación, reducir la distancia a 0,7.

En astronomía, las estrellas se tratan habitualmente como fuentes puntuales a pesar de que son mucho más grandes que la Tierra. Esta es una buena aproximación porque la distancia incluso desde una estrella cercana a la Tierra es mucho mayor que el diámetro de la estrella. Por ejemplo, la irradiancia de Alfa Centauri A (flujo radiante: 1,5 L☉, distancia: 4,34 ly) es aproximadamente 2,7 × 10⁻⁸ W/m² en la Tierra.

Irradiancia solar

La irradiancia global sobre una superficie horizontal de la Tierra consta de la irradiancia directa E_e,dir y la irradiancia difusa E_{e.,diferencia}. En un plano inclinado, hay otro componente de irradiancia, E_e,refl, que es el componente que se refleja desde el suelo. La reflexión media del suelo es aproximadamente el 20% de la irradiancia global. Por tanto, la irradiancia E_e en un plano inclinado consta de tres componentes:

{displaystyle E_{mathrm {e}=E_{mathrm {e}mathrm {dir} }+E_{mathrm {e}mathrm {diff} - ¿Qué?

La integral de la irradiancia solar durante un período de tiempo se denomina "exposición solar" o "insolación".

Unidades de radiometría SI

Unidades de radiometría SI
v
t
e
Cantidad		Dependencia		Dimensión	Notas
Nombre	Signatura	Nombre	Signatura	Signatura	Notas
Energía radiante	$Q e$	joule	J	M⋅L²⋅T⁻²	Energía de radiación electromagnética.
Densidad energética radiante	$w e$	joule per cubic metre	J/m³	M⋅L⁻¹⋅T⁻²	Energía radiante por volumen de unidad.
Flujo radiante	$CCPR e$	#	W = J/s	M⋅L²⋅T⁻³	Energía radiante emitida, reflejada, transmitida o recibida, por unidad de tiempo. Esto también se llama "poder radiante", y se llama luminosidad en la Astronomía.
Flujo espectral	$CCPR e, .$	watt per hertz	W/Hz	M⋅L²⋅T⁻²	Flujo radiante por frecuencia de unidad o longitud de onda. Este último se mide comúnmente en W⋅nm⁻¹.
Flujo espectral	$CCPR e, λ$	watt per metre	W/m	M⋅L⋅T⁻³
Intensidad radiante	$I eΩ$	watt per steradian	W/sr	M⋅L²⋅T⁻³	Flujo radiante emitido, reflejado, transmitido o recibido, por ángulo sólido unidad. Esto es un direccional cantidad.
Intensidad espectral	$I EΩ, .$	watt per steradian per hertz	W⋅sr⁻¹⋅ Hz⁻¹	M⋅L²⋅T⁻²	Intensidad radiante por frecuencia de unidad o longitud de onda. Este último se mide comúnmente en W⋅sr⁻¹⋅nm⁻¹. Esto es un direccional cantidad.
Intensidad espectral	$I EΩ, λ$	watt per steradian per metre	W⋅sr⁻¹⋅m⁻¹	M⋅L⋅T⁻³
Radiance	$L eΩ$	watt per steradian per square metre	W⋅sr⁻¹⋅m⁻²	M⋅T⁻³	Flujo radiante emitido, reflejado, transmitido o recibido por superficie, por unidad ángulo sólido por área proyectada. Esto es un direccional cantidad. Esto es a veces también confuso llamado "intensidad".
Radiante espectral Intensidad específica	$L EΩ, .$	watt per steradian per square metre per hertz	W⋅sr⁻¹⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹	M⋅T⁻²	Radiancia de un superficie por frecuencia de unidad o longitud de onda. Este último se mide comúnmente en W⋅sr⁻¹⋅m⁻²⋅nm⁻¹. Esto es un direccional cantidad. Esto también se llama confusivamente "intensidad del espectro".
Radiante espectral Intensidad específica	$L EΩ, λ$	watt per steradian per square metre, per metre	W⋅sr⁻¹⋅m⁻³	M⋅L⁻¹⋅T⁻³
Irradiance Densidad de flujo	$E e$	watt per square metre	W/m²	M⋅T⁻³	Flujo radiante recibidos por a superficie por unidad. Esto es a veces también confuso llamado "intensidad".
Radiación espectral Densidad del flujo espectral	$E e, .$	watt per square metre per hertz	W⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹	M⋅T⁻²	Irradiance of a superficie por frecuencia de unidad o longitud de onda. Esto a veces también se llama confusivamente "intensidad del espectro". Unidades no-SI de densidad de flujo espectral incluyen jansky (1 Jy = 10⁻²⁶W⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹) y unidad de flujo solar (1 sfu = 10⁻²²W⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹ = 10⁴Jy).
Radiación espectral Densidad del flujo espectral	$E e, λ$	watt per square metre, per metre	W/m³	M⋅L⁻¹⋅T⁻³
Radiosidad	$J e$	watt per square metre	W/m²	M⋅T⁻³	Flujo radiante salir emitido, reflejado y transmitido por superficie por unidad. Esto es a veces también confuso llamado "intensidad".
Radios espectrales	$J e, .$	watt per square metre per hertz	W⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹	M⋅T⁻²	Radiosidad de un superficie por frecuencia de unidad o longitud de onda. Este último se mide comúnmente en W⋅m⁻²⋅nm⁻¹. Esto también se llama confusivamente "intensidad del espectro".
Radios espectrales	$J e, λ$	watt per square metre, per metre	W/m³	M⋅L⁻¹⋅T⁻³
Salida radiante	$M e$	watt per square metre	W/m²	M⋅T⁻³	Flujo radiante emitidas por a superficie por unidad. Este es el componente emitido de la radiosidad. "Radiant emittance" es un antiguo término para esta cantidad. Esto es a veces también confuso llamado "intensidad".
Salida espectacular	$M e, .$	watt per square metre per hertz	W⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹	M⋅T⁻²	Salida radiante de un superficie por frecuencia de unidad o longitud de onda. Este último se mide comúnmente en W⋅m⁻²⋅nm⁻¹. "Emisión Espetral" es un antiguo término para esta cantidad. Esto a veces también se llama confusivamente "intensidad del espectro".
Salida espectacular	$M e, λ$	watt per square metre, per metre	W/m³	M⋅L⁻¹⋅T⁻³
Exposición radiante	$H e$	joule per square metre	J/m²	M⋅T⁻²	Energía radiante recibida por superficie por área unidad, o irradiación equivalente de un superficie integrado con el tiempo de irradiación. Esto se llama a veces también "griencia descarada".
Exposición espectral	$H e, .$	joule per square metre per hertz	J⋅m⁻²⋅ Hz⁻¹	M⋅T⁻¹	Exposición radiante de un superficie por frecuencia de unidad o longitud de onda. Este último se mide comúnmente en J⋅m⁻²⋅nm⁻¹. Esto se llama a veces también "fluencia espectro".
Exposición espectral	$H e, λ$	joule por metro cuadrado, por metro	J/m³	M⋅L⁻¹⋅T⁻²
Véase también: SI Radiometría Fotometría

^ Las organizaciones de estándares recomiendan que las cantidades radiométricas se denoten con sufijo "e" (para "energético") para evitar confusión con cantidades fotométricas o fotones.
^ a b c d e símbolos alternativos a veces vistos: W o E para energía radiante, P o F para el flujo radiante, I para la irradiación, W para salida radiante.
^ a b c d e f g Las cantidades espectaculares dadas por frecuencia de unidad se denotan con sufijo "." (Carta griega nu, no confundirse con una letra "v", indicando una cantidad fotométrica.)
^ a b c d e f g Las cantidades espectaculares dadas por longitud de onda de unidad se denotan con sufijo "λ".
^ a b Las cantidades direccionales se denotan con sufijo "Ω".

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