Характеристики излучения

Физические единицы измерения светового потока при использовании их в оптической измерительной технике называются радиометрическими, а единицы измерения света, характеризующие освещенность и связанные с физиологическим распознаванием человеческим глазом, называются фотометрическими.

В оптике и оптической технике используются два разных, хотя и взаимосвязанных, объекта изучения – излучение в целом (в радиометрии) и свет (в фотометрии, как излучение в узком определенном диапазоне). Исходя из этого при характеризации излучения и характеризации света могут использоваться отличные друг от друга физические величины, которые при этом могут взаимно конвертироваться.

Радиометрические характеристики

Излучение с точки зрения энергии можно измерить в эргах, джоулях, ваттах в секунду, калориях, электрон-вольтах и других единицах. Если рассматривать излучение как квантовую сущность, то он измеряется в квантах соответствующей длины волны. Интенсивность излучения (или поток излучения Ф, измеряемый в ваттах (Вт), определяется как частное от деления энергии на время. Поток излучения, в свою очередь, обычно рассматривается в виде пространственного и спектрального распределения. В этом случае плотность потока излучения определяется как:

${{E}_{e}}=\frac{{{Ф}_{е}}}{{{А}_{2}}}(Вт\cdot {{м}^{-2}}),$

где А2 — площадь, на которую падает излучение.

Один и тот же поток излучения даст большую интенсивность излучения I, если он ограничен меньшим пространственным объемом. Для того чтобы определить пространственный объем точечного источника излучения, используется понятие телесного угла, который измеряется в стерадианах (ср).

Стерадиан

Это угол, который определяется площадью поверхности R2 сферы с радиусом R.

Так как площадь сферы равна $4πR^2$, то полный телесный угол $\Omega$ равен $4πcp(R= 1)$, а интенсивность излучения будет равна:

${{I}_{e}}=\frac{{{A}_{t}}}{\Omega }(Вт\cdot c{{p}^{-2}})$

Плоский источник света площадью А интенсивность излучения которого равна I, кажется более ярким, если излучает на меньшую площадь. Если плоский источник света наблюдать не под прямым углом к поверхности, а под углом $\varepsilon$ к нормали, то экспериментально находится, что интенсивность излучения будет пропорциональна косинусу $\varepsilon$. Важна только проекция площади А, на $\cos \varepsilon$, что определяется законом Ламберта:

${{L}_{e}}=\frac{{{I}_{е}}}{{{A}_{1}}\cos {{\varepsilon }_{1}}}(Вт\cdot c{{p}^{-1}}\cdot {{м}^{-2}}),$

где Lе— яркость излучения.

При замене плоскости светоизлучающей поверхности A светящимся цилиндром, расположенным перпендикулярно плоскости бумаги, яркость излучения не будет зависеть от ε (сферический излучатель).

Чтобы определить спектральные составляющие света, спектр делится на «элементарные» отрезки $Δλ$ (например, на интервалы в 1 нм). Отсюда спектральная плотность светового потока будет равна:

${{Ф}_{e}}=\frac{d{{Ф}_{е}}}{d\lambda }(Вт\cdot {{нм}^{-1}})$

Суммарный поток излучения Фе определяется интегрированием по всему спектральному диапазону от $λ_1λ_1$ до $λ_2λ_2$ излучаемого света:

${{Ф}_{e}}=\int\limits_{{{\lambda }_{1}}}^{{{\lambda }_{2}}}{{{Ф}_{е}}(\lambda )}d\lambda$

Преобразование единиц

Приведенные ниже формулы демонстрируют простое преобразование различных единиц измерения излучения.

Пример 1

Например, квант (фотон) с длиной волны 600 нм (оранжевая) будет равен:

$E=\frac{ch}{\lambda }=\frac{(6,6\cdot {{10}^{-27}}эрг\cdot с)(3\cdot {{10}^{12}}см\cdot {{с}^{-1}})}{6\cdot {{10}^{-7}}см}=3,3\cdot {{10}^{-12}}(эрг)$

Если длина волны указана в нм, энергия кванта будет равна:

$E=\frac{2\cdot {{10}^{-9}}}{\lambda }(эрг)$

$E=\frac{2\cdot {{10}^{-16}}}{\lambda }(Дж)$

$E=\frac{0,48\cdot {{10}^{-16}}}{\lambda }(кал)$

$E=\frac{1240}{\lambda }(эВ)$

Пример 2

Часто требуется знать энергию одного моля (6,022 х 1023) квантов света, известную как 1 Эйнштейн (Э):

$Э=\frac{12\cdot {{10}^{14}}}{\lambda }(эрг)=\frac{285\cdot {{10}^{5}}}{\lambda }(кал)$

В некоторых случаях требуется знать количество квантов (квантовую плотность), а не энергию кванта. Приведенные ниже формулы демонстрируют такие взаимные преобразования, где длина волны также указана в нм:

$1(Э\cdot {{м}^{-2}}\cdot {{с}^{-1}})=\frac{12\cdot {{10}^{14}}}{\lambda }(эрг\cdot {{м}^{-2}}\cdot {{с}^{-1}})=\frac{12\cdot {{10}^{7}}}{\lambda }(Вт\cdot {{м}^{-2}})$

$1(Э\cdot {{м}^{-2}})={{10}^{7}}(эрг\cdot {{м}^{-2}}\cdot {{с}^{-1}})=8,3\cdot {{10}^{9}}\cdot \lambda (Э\cdot {{м}^{-2}}\cdot {{с}^{-1}})$

Характеристики солнечного излучения

В этом контексте можно привести несколько интересных данных о естественном излучении Солнца, которое попадает на поверхность Земли, связанных как с фотофизиологической зависимостью животных, растений и человека от этого источника энергии, так и с созданием солнечных батарей в качестве альтернативных источников энергии.

Суммарное солнечное излучение состоит из прямого солнечного излучения и косвенного, образующегося в атмосфере в результате различных процессов рассеяния.

Поверхностная плотность потока суммарного солнечного излучения, если Солнце расположено в зените и нет помех в атмосфере, равна 1 353 Вт/м2 (солнечная постоянная). В действительности максимальная измеренная плотность потока суммарного солнечного излучения при чистом небе составляет 1 120 Вт/м2. А при облачности она составляет 100 Вт/м2 (50% — прямой свет, 50% — рассеянный).

Удивителен и до сих пор не объяснен тот факт, что полностью облачное небо имеет ожидаемую цветовую температуру между 4 000 и 6 000 К (температура поверхности Солнца), но голубое, ясное небо дает гораздо большие значения порядка 15 000—30 000 К.

Вероятной причиной этого является то, что температура короны Солнца выше температуры его поверхности.

Не знаете, где заказать написание статьи по физике на заказ? Авторы Студворк к вашим услугам!

Тест по теме «Характеристики излучения»