Irradiancia

En radiometría , la irradiancia es el flujo radiante recibido por una superficie por unidad de área. La unidad del SI de irradiancia es el vatio por metro cuadrado (símbolo W⋅m⁻² ^o W/m² ⁾ . La unidad CGS erg por centímetro cuadrado por segundo (erg⋅cm⁻²⋅s⁻¹ ⁾ se usa frecuentemente en astronomía . La irradiancia a menudo se denomina intensidad , pero este término se evita en radiometría , ya que su uso genera confusión con ^la intensidad radiante . En astrofísica, la irradiancia se denomina flujo radiante . ^{[ 1 ]}

La irradiancia espectral es la irradiancia de una superficie por unidad de frecuencia o longitud de onda , dependiendo de si el espectro se toma como una función de la frecuencia o de la longitud de onda. Las dos formas tienen dimensiones y unidades diferentes: 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 vatios por metro cuadrado por nanómetro (W⋅m ⁻² ⋅nm ⁻¹ ).

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

${\displaystyle E_{\mathrm {e} }=\langle |\mathbf {S} |\rangle \cos \alpha ,}$

dónde

• ⟨ • ⟩ es el promedio temporal;
• S es el vector de Poynting;
• α es el ángulo entre un vector unitario normal a la superficie y S.

Para una onda plana electromagnética sinusoidal polarizada linealmente que se propaga , el vector de Poynting siempre apunta en la dirección de propagación mientras oscila en magnitud. La irradiancia de una superficie viene dada entonces por ^{[ 3 ].}

${\displaystyle E_{\mathrm {e} }={\frac {n}{2\mu _{0}c}}E_{\mathrm {m} }^{2}\cos \alpha ={\frac {n\varepsilon _{0}c}{2}}E_{\mathrm {m} }^{2}\cos \alpha ={\frac {n}{2Z_{0}}}E_{\mathrm {m} }^{2}\cos \alpha ,}$

dónde

• E _m es la amplitud del campo eléctrico de la onda;
• n es el índice de refracción del medio de propagación;
• c es la velocidad de la luz en el vacío ;

• μ ₀ es la permeabilidad al vacío ;

• ε ₀ es la permitividad del vacío ;
  • ${\textstyle c={\frac {1}{\sqrt {\varepsilon _{0}\mu _{0}}}}}$
  • ${\textstyle Z_{0}=\mu _{0}c}$es la impedancia del espacio libre .

Esta fórmula supone que la susceptibilidad magnética es despreciable; es decir, que μ _r ≈ 1 ( μ ≈ μ ₀ ) donde μ _r es la permeabilidad magnética relativa del medio de propagación. Esta suposición suele ser válida en medios transparentes en el rango de frecuencias ópticas .

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

${\displaystyle E={\frac {P}{A}}={\frac {P}{4\pi r^{2}}},}$

dónde

• r es la distancia;
• P es el flujo radiante ;
• A es el área de 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, reduzca la distancia al 71%.

En astronomía, las estrellas se tratan habitualmente como fuentes puntuales, aunque sean mucho más grandes que la Tierra. Esta es una buena aproximación, ya que la distancia desde una estrella cercana hasta la Tierra es mucho mayor que su diámetro. Por ejemplo, la irradiancia de _Alfa Centauri A (flujo radiante: 1,5 L☉ , distancia: 4,34 años luz ) es de aproximadamente 2,7 × 10⁻⁸ ^W /m² ^en la Tierra.

La irradiancia global sobre una superficie horizontal en la Tierra consta de la irradiancia directa E _e,dir y la irradiancia difusa E _e,diff . En un plano inclinado, existe otro componente de irradiancia, E _e,refl , que es el componente que se refleja en el suelo. La reflexión promedio del suelo es aproximadamente el 20% de la irradiancia global. Por lo tanto, la irradiancia E _e sobre un plano inclinado consta de tres componentes: ^{[ 4 ]}

${\displaystyle E_{\mathrm {e} }=E_{\mathrm {e} ,\mathrm {dir} }+E_{\mathrm {e} ,\mathrm {diff} }+E_{\mathrm {e} ,\mathrm {refl} }.}$

La integral de la irradiancia solar durante un período de tiempo se denomina " exposición solar " o " insolación ". ^{[ 4 ] [ 5 ]}

La irradiancia solar promedio en la parte superior de la atmósfera terrestre es de aproximadamente 1361 W/m² ^, pero en la superficie la irradiancia es de aproximadamente 1000 W/m² ^en un día despejado.