LA RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA
G174: FOTOINTERPRETACIÓN Y TELEDETECCIÓN
Domingo F. Rasilla
2026-01-25
💡 OBJETIVOS DE LA UNIDAD:
Los objetivos básicos son los siguientes:
► Definir los conceptos de radiación y espectro electromagnético.
► Conocer los principios físicos que regulan la radiación solar.
► Comprender las interacciones entre la radiación solar y la atmósfera, y el concepto de ventana atmosférica.
► Comprender las interacciones entre la radiación solar y la superficie terrestre, y el concepto de firma espectral.
► Conocer algunos otros conceptos útiles en Teledetección.
💡 MATERIALES PARA LA ACTIVIDAD:
En esta unidad no son necesarios materiales adicionales.
INTRODUCCIÓN
El primer requisito básico para desarrollar cualquier actividad relacionada con la Teledetección es disponer de una fuente de energía. La teledetección es posible gracias a la interacción entre la energía electromagnética y fenómenos u objetos situdos sobre la superficie terrestre, la oceánica o en la atmósfera.
Dada la importancia que la radiación electromagnética tiene como transmisor de información en todas las formas de teledetección, es necesario hacer un repaso de sus características.
LA RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA
La radiación es una de las tres formas de transmisión de energía en la naturaleza (junto con la condución y la convección). Es la única que se transmite sin contacto material entre el emisor y el receptor.
Esta energía se expresa en Julios (J), por tanto la transferencia o flujo de energía se expresa por unidad de área (J/m2), por unidad de tiempo (J/s = W) o por unidad de tiempo y área (\(W/m^2\)).
Y también esta energía es emitida en forma de radiación electromagnética, causada por la excitación de una carga eléctrica.
El electromagnetismo es la interacción fundamental responsable de los fenómenos asociados a la electricidad, el magnetismo y la radiación electromagnética, y desempeña un papel clave en la estructura de la materia. A nivel atómico, las interacciones electromagnéticas entre electrones y núcleos permiten la formación de enlaces químicos, dando lugar a átomos, moléculas y materiales con propiedades físicas diferenciadas.
Los electrones, partículas con carga negativa, se distribuyen en niveles u orbitales electrónicos alrededor del núcleo, cuya carga positiva está determinada por el número de protones. Cuando un electrón pasa de un estado energético superior a uno inferior, se produce la emisión de un fotón, cuya energía y longitud de onda dependen de la diferencia entre los niveles energéticos involucrados.
La radiación electromagnética se propaga en el espacio en forma de ondas electromagnéticas a la velocidad de la luz, aproximadamente 3 × 10⁸ m/s, transportando energía. A diferencia de otros tipos de ondas, como las ondas sonoras, no requiere un medio material para su propagación, lo que le permite transmitirse incluso en el vacío.
El estudio de la radiación electromagnética se aborda mediante dos enfoques teóricos principales: la teoría ondulatoria y la teoría cuántica. Históricamente, ambas teorías fueron consideradas contrapuestas; sin embargo, en la actualidad se entienden como complementarias, ya que se reconoce que la radiación electromagnética presenta una naturaleza dual, manifestándose tanto como onda como en forma de partículas denominadas fotones, cada una de las cuales transporta una cantidad discreta de energía.
Teoría ondulatoria (o de Maxwell)
La teoría ondulatoria, inspirada en los estudios iniciales del físico holandés Christian Huygens (1629-1695), fue propuesta en 1873 por JC Maxwell (1831-1879). Según esta teoría, la radiación electromagnética se produce como resultado de oscilaciones en dos campos que viajan a la velocidad de la luz:
► Un campo eléctrico, que varía en magnitud perpendicularmente a la dirección en la que viaja.
► Un campo magnético, orientado perpendicularmente al anterior.
Estas oscilaciones generan ondas que contienen esos 2 campos de fuerzas ortogonales entre sí, transmitiendo la energía.
Dos conceptos son particularmente importantes para entender la teoría ondulatoria:
► La longitud de onda equivale a la longitud de un ciclo de onda, medida como la distancia entre dos crestas sucesivas de una onda. La longitud de onda generalmente se representa con la letra griega lambda (\(\lambda\)), y se mide en unidades de longitud, tales como metros (m) o en alguno de sus submúltiplos como nanómetros (nm, 10-9 metros) o micrómetros (\(\mu m\), 10-6 metros).
► La frecuencia hace referencia al número de ciclos de una onda que pasa por un punto fijo por unidad de tiempo. La frecuencia se mide en hercios (Hz), equivalente a un ciclo por segundo (un ciclo es el paso de dos crestas). Al tiempo transcurrido entre el paso de dos crestas por un punto se le denomina Período (T):
El producto de ambos es la velocidad de la luz \(c = \lambda * V\) siendo
\(c\) = velocidad de la luz.
\(\lambda\) = longitud de onda.
\(V\) = frecuencia
Ambas características están inversamente relacionadas: si aumenta \(λ\) debe disminuir \(ν\) y viceversa.
La teoría cuántica
La teoría ondulatoria no permite explicar completamente ciertos fenómenos de interacción entre la radiación electromagnética y la materia, como la absorción y emisión de energía a escala atómica. En estos casos, se recurre a la teoría cuántica, desarrollada a partir de los trabajos de Max Planck y posteriormente ampliada por otros autores, la cual describe la radiación electromagnética como constituida por fotones, es decir, los cuantos de energía de dicha radiación.
Cuando un átomo o una molécula absorbe un fotón, este le transfiere toda su energía, siempre que dicha energía corresponda a una transición energética permitida. De manera análoga, cuando un átomo o una molécula pierde energía, emite un fotón cuya energía es exactamente igual a la diferencia entre los niveles energéticos involucrados. La energía del fotón emitido depende de la frecuencia de la radiación, la cual está determinada por las características físicas del sistema emisor.
Este cambio en la energía es directamente proporcional a la frecuencia del fotón emitido o absorbido, y viene dado por la famosa ecuación de Planck: \(E = h * v\) siendo
\(E\) = la cantidad de energía del fotón absorbido o emitido (en joules, J).
\(h\) = es una constante (la constante de Planck, equivalente a 6.626x10-34 J/s).
\(v\) = frecuencia (en herzios, o HZ)
Relación entre la teoría ondulatoria y la cuántica
A partir de este momento es posible integrar las naturalezas ondulatoria y cuántica de la luz. El movimiento de toda partícula lleva asociada una onda de longitud λ y una energía E. Por ejemplo, para expresar la frecuencia \(ν\) en función de la velocidad de la luz \(c\) y longitud de onda \(λ\):
\(v = \lambda * c\)
Si expresamos la energía E de la partícula en términos de dos constantes (c y h) y de la longitud de onda λ queda la siguiente expresión:
\(E = h * (c\lambda)\)
Según esta expresión:
► Las ondas electromagnéticas de alta frecuencia tienen una longitud de onda corta y mucha energía.
► Las ondas de baja frecuencia tienen grandes longitudes de onda y poca energía (por lo que es difícil detectarlas).
EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO
La radiación electromagnética se caracteriza por un amplio rango de longitudes de onda, las cuales condicionan su comportamiento y su forma de interacción con la materia.
Al conjunto completo de la radiación electromagnética se le denomina espectro electromagnético, el cual comprende todas las frecuencias posibles en las que puede propagarse la radiación electromagnética.
Formalmente, el espectro electromagnético es continuo e infinito, ya que no presenta discontinuidades entre unas bandas de frecuencia y otras. Desde un punto de vista teórico, el límite inferior del espectro corresponde a una frecuencia de 0 Hz, dado que no existen frecuencias negativas, mientras que el límite superior se extiende hasta el infinito. Sin embargo, desde el punto de vista experimental, las limitaciones tecnológicas han permitido detectar radiación electromagnética con frecuencias comprendidas, aproximadamente, entre 30 Hz y \(2,9 × 10^{27}\)Hz.
En términos de longitud de onda, se considera que la longitud mínima posible es la longitud de Planck (\(lp ≈ 1, 616252 × 10^{−35}\)m), escala por debajo de la cual el espacio-tiempo deja de comportarse según la geometría clásica y aparecen efectos de gravedad cuántica, lo que impide su descripción mediante los modelos físicos actuales. De forma análoga, se plantea que la longitud de onda máxima posible estaría relacionada con el tamaño del universo observable, lo que constituye un límite teórico asociado a la escala cosmológica.
Fuente:
Wikipedia (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:EM_Spectrum_Properties_es.svg)
Por razones prácticas, el espectro electromagnético se subdivide en diferentes regiones, ya que las longitudes de onda incluidas en cada una de ellas presentan cierta homogeneidad en su comportamiento físico y en su interacción con la materia. Los límites que se han establecido para estas regiones son aproximados y pueden variar según los distintos autores, existiendo además superposiciones entre regiones contiguas.
En orden creciente de longitud de onda (y decreciente de energía), se distinguen las regiones conocidas como
| Región Espectral (bandas) | Longitud de onda (\(\lambda\)) | Características |
|---|---|---|
| Rayos Gamma | < 0,03 nm | Radiación absorbida por la alta atmósfera. No se usa en teledetección |
| Rayos X | 0,03 - 30 nm | Radiación absorbida por la atmósfera. No se usa en teledetección |
| Ultravioleta | 0,03 - 0,4 \(\mu m\) | La radiación con \(\lambda\) <0,3 \(\mu m\) es absorbida por la capa de ozono |
| Visible (azul, verde y rojo) | 0,4 - 0,7 \(\mu m\) | Detectada a través de fotodetectores y películas fotosensibles normales (color y B/N) |
| Infrarrojo Próximo | 0,7 - 1,3 \(\mu m\) | Discrimina masas vegetales y concentraciones de humedad |
| Infrarrojo Medio | 1,3 - 8 \(\mu m\) | Estimación del contenido de humedad en la vegetación; detección de focos de calor |
| Infrarrojo Térmico | 8 - 14 \(\mu m\) | Detecta el calor proveniente de la mayor parte de la cubierta terrestre |
| Micro-Ondas | 0,1 - 100 cm | Radiación de grandes longitudes de onda, capaces de penetrar nubes, nieblas y lluvia |
| Ondas de Radio | > 100 cm | Radiación con las mayores longitudes de onda del espectro. Usada en telecomunicaciones |
Cada una de estas regiones se subdivide, a su vez, en categorías adicionales. Por ejemplo, la luz visible suele dividirse en azul (0,4–0,5 μm), verde (0,5–0,6 μm) y rojo (0,6–0,7 μm). Sin embargo, solo algunas de estas regiones y subregiones son utilizadas de forma habitual en teledetección, en función de su capacidad para interactuar con la superficie terrestre y atravesar la atmósfera.
► La porción del espectro electromagnético de incorporación más reciente en la teledetección es la región de las microondas, la cual abarca las longitudes de onda más largas, aproximadamente desde 1 mm hasta 1 m. Esta región espectral es utilizada por los sistemas de radar, cuyo funcionamiento requiere la emisión activa de pulsos de energía electromagnética por parte del sensor.
La principal ventaja de las microondas radica en que la absorción atmosférica es muy baja en este rango del espectro, lo que permite la observación de la superficie terrestre incluso en presencia de nubosidad. Además, estas longitudes de onda presentan una capacidad limitada de penetración en la superficie, dependiente de las características del terreno y de la vegetación, lo que las hace especialmente útiles para el análisis de la humedad del suelo, la rugosidad superficial y determinadas propiedades estructurales del terreno.
► La banda infrarroja (IR), que abarca longitudes de onda aproximadamente desde 0,7 μm hasta 14 μm, se subdivide en tres categorías principales:
IR reflejado o infrarrojo cercano (NIR, Near Infrared): comprende longitudes de onda desde aproximadamente 0,7 μm hasta 1,2 μm y se utiliza de manera similar a la radiación visible. En esta categoría, la radiación solar es predominante frente a la terrestre. Esta región del espectro se encuentra ligeramente más allá de la capacidad de percepción del ojo humano y, en ocasiones, se denomina también infrarrojo reflectante o fotográfico, ya que la porción entre 0,7–0,9 μm puede registrarse mediante películas especiales. El NIR es especialmente útil para evaluar el estado fitosanitario de la vegetación, diferenciar coberturas vegetales y estimar contenidos de agua.
Infrarrojo medio (MIR): se encuentra aproximadamente entre 1,2 μm y 8 μm. La radiación solar sigue siendo significativa, especialmente en el intervalo 1,3–2,5 μm, conocido como infrarrojo de onda corta (SWIR), empleado para estimar la humedad en vegetación y suelos. Entre 3–8 μm, la señal combina energía reflejada por el sol y energía emitida por la superficie, siendo esta última cada vez más relevante a medida que aumenta la longitud de onda. El rango 3–5 μm es particularmente útil para detectar fuentes de alta temperatura, como volcanes o incendios forestales.
IR emitido o infrarrojo térmico (TIR): corresponde a la radiación emitida por la superficie terrestre en forma de calor, con longitudes de onda aproximadamente entre 8 μm y 14 μm. Esta radiación se utiliza para monitorear la evapotranspiración vegetal, propiedades del hielo y las nubes, efectos del calor urbano y para diferenciar tipos de rocas.
► La banda visible del espectro electromagnético abarca longitudes de onda aproximadamente entre 0,4 μm y 0,7 μm. Esta región sólo es percibida por el ojo humano y coincide con el rango donde la radiación solar es máxima, lo que explica en gran medida la evolución de la visión humana y justifica su uso en teledetección: gran parte de la radiación existente es invisible para nuestros ojos, pero puede ser detectada por instrumentos especializados. Esta región también se conoce como región óptica del espectro o espectro fotográfico.
Fue Newton el que, en 1666, observó que cuando la luz blanca atravesaba un prisma de cristal se descomponía en una gama de colores que iban desde el violeta (longitudes más cortas) al rojo (longitudes más largas). Esto se debe a que se separaban las bandas de las distintas longitudes de onda del rayo de luz original. Al separar la luz visible en sus componentes, se obtienen los colores primarios: azul (0,4–0,5 μm), verde (0,5–0,6 μm) y rojo (0,6–0,7 μm). Se les llama primarios porque no pueden formarse combinando los otros dos, mientras que todos los demás colores sí se generan mediante la combinación de los primarios en distintas proporciones.
La percepción del color depende de la reflexión selectiva de longitudes de onda por parte de los objetos. Por ejemplo, los objetos violetas reflejan principalmente luz entre 0,395–0,435 μm, los azules entre 0,435–0,500 μm, los verdes entre 0,500–0,570 μm, los amarillos entre 0,570–0,595 μm, los naranjas entre 0,595–0,625 μm y los rojos entre 0,625–0,740 μm. De manera ilustrativa, la nieve aparece blanca porque refleja de forma uniforme toda la gama del espectro visible.
► La banda ultravioleta o UV es útil ya que algunos materiales de la superficie terrestre, principalmente rocas y minerales, emiten fluorescencia o luz visible cuando se iluminan con radiación ultravioleta.
LA RADIACIÓN SOLAR
La principal fuente de radiación electromagnética que alcanza la superficie terrestre es el Sol; es la radiación solar. Se genera a partir de las reacciones del hidrógeno en el núcleo del sol mediante fusión nuclear y se propaga en todas las direcciones a través del espacio mediante ondas electromagnéticas.
Para conocer la cantidad de radiación emitida por el sol y su espectro electromagnético es necesario acudir a ciertas leyes y comprender ciertos conceptos.
El cuerpo negro
Todo cuerpo con temperatura superior al cero absoluto (-273,15ºC) genera y emite energía en forma de radiación. Un cuerpo que absorba toda la radiación que le llega y emite la máxima cantidad de energía posible a una temperatura determinada se denomina cuerpo negro. En la naturaleza no existe ningún cuerpo negro, pero algunas superficies se acercan a esta condición (especialmente para radiaciones de onda larga); es en realidad un concepto útil para la formulación de leyes físicas a través de la comparación entre objetos.
La emisión de radiación electromagnética por un cuerpo negro sigue las leyes de Planck, Wien, Stefan-Boltzmann y Kirchhoff.
► Ley de Planck: describe la distribución espectral de la radiación emitida por un cuerpo negro según su temperatura.
► Ley de Wien: establece que la longitud de onda en la que un cuerpo negro emite con máxima intensidad es inversamente proporcional a su temperatura.
► Ley de Stefan-Boltzmann: la energía total emitida por un cuerpo negro es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura absoluta.
► Ley de Kirchhoff: un buen absorbedor es también un buen emisor a la misma longitud de onda y temperatura.
Ley de Planck
El espectro electromagnético de un cuerpo negro que se calienta a una temperatura T responde a la siguiente ecuación:
\(Q_{0λ}(T) = C^{1} / λ^{5}(e^{C2/λT}−1)\)
\(Q_{0λ}(T)\) : emisión según la longitud de onda [W/m2]
\(\lambda\): longitud de onda [m]
T: temperatura absoluta [ºK]
\(C^{1}\): 1ª cte. radiación (3,7418·10-16 [W m2])
\(C^{2}\): 2ª cte. radiación (1,4388·10-2 [m ºK])
La ley de Planck describe la distribución espectral de salida de un cuerpo negro a cierta temperatura como una curva suave con un único máximo. La ecuación indica que:
► Cualquier objeto más caliente que el cero absoluto (−273, 15◦C) emite energía radiante
► La energía aumenta en proporción a su temperatura.
► La cantidad de energía es inversamente proporcional a su longitud de onda
Ley de Wien
De esta ley se deduce también cuál es la longitud de onda con máxima potencia emisiva (Ley de Wien)
\(λ_{pico} T= 2.898⋅10^{−3}m⋅k\)
En este sentido, se puede calcula el máximo de energía proporcionada por el Sol y la Tierra. La temperatura promedio de la Tierra se ha fijado en 288K; de acuerdo con la ley de Planck las longitudes de onda dónde se produce el máximo de energía radiante:
t_k <- 288
lambda <- seq(1,25,1)
M <- 3.741e8/(lambda^5*(exp(1.438e4/(lambda*t_k))-1))
names(M) <- lambda
round(M,3)## 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11
## 0.000 0.000 0.091 1.385 5.511 11.702 17.785 22.275 24.778 25.556 25.082
## 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22
## 23.816 22.113 20.225 18.312 16.470 14.752 13.180 11.762 10.494 9.366 8.367
## 23 24 25
## 7.484 6.704 6.015Encontramos el máximo de energía radiante entorno al rango 8 – 14 µm identificado anteriormente como TIR.
En el caso de sol cuya temperatura estimada es 5778K:
t_k <- 5778
lambda <- seq(0.0,2,0.1)
M <- 3.741e8/(lambda^5*(exp(1.438e4/(lambda*t_k))-1))
names(M) <- lambda
round(M/1e6, 0)## 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 1.9
## NaN 0 5 38 73 83 77 65 53 43 34 27 22 17 14 12 10 8 7 6
## 2
## 5En este caso los máximos de energía radiante corresponden a las longitudes de onda correspondientes a las regiones del visible e infrarrojo cercano.
Como se aprecia en estos ejemplos, la temperatura es clave al momento de definir el máximo de emitancia de un objeto (por lo tanto, el mejor rango de longitud de onda para diseñar nuestro sensor) ya que todo objeto con temperatura superior a los 0ºK emite energía, requisito básico para ser percibido por dicho sensor. La ley de Wien establece que la longitud de onda de la intensidad máxima de la radiación del cuerpo negro \(λ_{max}\) es inversamente proporcional a la temperatura:
\(λ_{max} = \frac{2897,6 μm K}{T}\)
donde T es la temperatura en unidades Kelvin. Si la temperatura del sol la estimamos en unos 6000ºK el pico de longitud de onda λmax es:
t_sol <- 6000
l_max <- 2898 / t_sol
l_max## [1] 0.483Valor expresado en µm (lo ubica dentro del rango visible del espectro).
La dependencia de la intensidad máxima respecto de la temperatura es evidente a partir de las curvas de cuerpo negro que se muestran en la siguiente figura.
Ley de Stefan-Boltzmann
El flujo total de energía radiante emitida por un cuerpo negro a una temperatura absoluta \(T\) se establece integrando la distribución de Planck para todas las longitudes de onda (Ley de Stefan-Boltzmann): el flujo de radiación es directamente proporcional a su temperatura absoluta elevada a la cuarta potencia.
siendo \(σ = 5.67·10^{-8}\) [W/m2 ºK4] la constante de Stefan-Boltzmann
Resolviendo esa ecuación para una temperatura solar de 6000ºK, la energía total emitida por el sol es de aproximadamente 64 millones \(W/m^{2}\), de la cual, la Tierra solo intercepta 1367 \(W/m^{2}\) (la constante solar).
La emitancia total de un objeto es función de su temperatura. Pequeños cambios en la temperatura suponen cambios notables en su emitancia radiante. Debido a esta dependencia en la cuarta potencia, la emisión de radiación por los cuerpos terrestres cambia considerablemente durante el día o a través de las estaciones.
Ley de Kirchhoff
Las tres leyes fundamentales anteriores se refieren a la intensidad radiante emitida por un cuerpo negro, que depende de la longitud de onda emisora y la temperatura del medio. Esta es la propiedad fundamental de un medio en condiciones de equilibrio termodinámico.
Finalmente la ley de Kirchoff establece que para cada longitud de onda la absortancia de una superficie dada es igual a su emisividad (αλ = ϵλ).
Para mantener el equilibrio térmico, el exceso de energía absorbida debe ser emitido:
► Las superficies con alta reflectividad espectral (por ejemplo, nieve) son muy poco emisivas.
► Las superficies con baja reflectividad espectral (agua) son muy emisivas.
Diferencias entre la radiación solar y la terrestre
Si bien tanto la Tierra como el Sol emiten radiación, la diferente temperatura de ambos cuerpos celestes determina que el Sol (6000°K, 5727°C) emita la mayor parte de su energía con longitudes de onda inferiores a 1,5 µm, con un máximo de emisión en la región del espectro visible (alrededor de las 0.5 µm). Por el contrario, la Tierra, mucho más fría (288°K), emite casi toda su energía entre los 5 y 35 µm, con un pico de intensidad máxima en la región del infrarrojo alrededor de las 10 µm.
Es decir, que el Sol emite en longitudes de onda más cortas (radiación de onda corta), mientras que la Tierra emite en longitudes de onda más largas que el Sol (radiación de onda larga).
De acuerdo con la figura situada a la izquierda, el área amarilla representaría el espectro de radiación solar que teóricamente alcanza el techo de la atmósfera, donde el punto más alto de la curva representa la longitud de onda con la mayor energía espectral (0,5 µm, equivalente a 500 nm) de acuerdo con la Ley de Wien; el área bajo la curva representa la cantidad total de energía recibida (1367 W/m^2).
El área roja constituye el espectro de la radiación solar para condiciones de cielo claro, después de la absorción atmosférica debida a diferentes gases: la radiación de longitud de onda menor que 0,2 mm es absorbida en la atmósfera por el oxígeno molecular (\(O_{2}\)), ozono (\(O_{3}\)), y el vapor de agua (\(H_{2}O\)). La causa de esta diferencia entre los valores de radiación que llegan al tope de la atmósferca y la que alcanza la superficie terrestre se explican más adelante.
OTROS CONCEPTOS ÚTILES PARA EL ESTUDIO DE LA TELEDETECCIÓN
Las señales recibidas por un sensor en estas diferentes regiones espectrales varían con el tipo de cobertura terrestre y sus propiedades físicas y químicas. A continuación se presentan otros conceptos básicos de energía y unidades de medida utilizados en teledetección para comprender mejor las propiedades características de mediciones espaciales.
Campo radiativo
Es el campo electromagnético transportado por las ondas entre el emisor y el receptor. La energía asociada con la onda electromagnética se denomina energía radiante.
Energía radiante (Q).
Es el total de energía radiada por un cuerpo en todas direcciones hacia superficie y se mide en Julios (J). Es la unidad de energía más básica.
Flujo Radiante (ϕ)
Medido en vatios (W ), representa la tasa de transferencia de energía de una superficie a otra por unidad de tiempo (julios por segundo \(Js^{−1}\) = W). La Densidad de Flujo Radiante es la tasa de transferencia de energía por unidad de área medida en vatios por metro cuadrado (\(Wm^{−2}\)).
Intensidad Radiante (I)
Es la energía total que procedente de una fuente de radiación por unidad de ángulo sólido (Ω) y en una dirección concreta. Así, la intensidad radiante se mide en vatios por estereorradián (\(Wsr^{−1}\)).
Exitancia Radiante o Emitancia (M)
Es la energía emitida por radiación desde una superficie por unidad de tiempo y de superficie (cantidad de energía que se transmite cada segundo por cada metro cuadrado de la superficie emisora; M = φ/A = Q/t∗A). Se mide en \(Js^{−1}m^{−2} = Wm^{−2}\).
A veces se habla de la emitancia espectral Mλ para hacer referencia a la emitancia en una longitud de onda concreta, en cuyo caso las unidades son \(Js^{−1}m^{−2} μ^{−1} = Wm^{−2} μ^{−1}\).
Irradiancia (E)
Es la densidad de flujo radiante que incide sobre la superficie por unidad de área y por unidad de tiempo (\(Wm^{−2}\)). Es el mismo concepto que la emitancia, pero en este caso se refiere a la energía que llega a la superficie en lugar de aquella que sale de la superficie.
Ángulo Sólido (Ω)
El análisis de un campo de radiación a menudo requiere la consideración de la cantidad de energía radiante confinada a un elemento de ángulo sólido.
Es el ángulo tridimensional formado en el vértice de un cono.
La unidad del ángulo sólido es el esteroradian (sr) y se define como el ángulo sólido para el que la superficie A es igual a r2 donde r es el radio de la esfera. Puesto que el área de una esfera es 4πr2, en una esfera completa hay 4π estereoradianes
Radiancia (L)
Es la energía total que sale en una determinada dirección por unidad de área y ángulo sólido. Es el término más fundamental en teledetección, ya que describe exactamente lo que mide el sensor. Se expresa en vatios por metro cuadrado por estereorradián (\(Wm^{−2}sr^{−1}\)). Si expresamos la radiancia en función de las longitudes de onda a sensar podemos expresar como:
\(L = \frac{ϕ}{Ω cos\theta A}\)
Así, los términos de energía anteriores también se pueden expresar en base a longitudes de onda y tienen el sufijo espectral aplicado a ellos, como radiancia o irradiancia espectral. Por ejemplo, el término radiación espectral, Lλ, se refiere a la producción de energía por una unidad de área por unidad de ángulo sólido y longitud de onda o Lλ = Wm−2sr−1λ−1. De manera similar, la irradiancia espectral, Eλ, se refiere a la energía incidente sobre una superficie por unidad de longitud de onda.
También hay una serie de términos de energía adimensional, que varían de 0 a 1, que son ampliamente utilizados para caracterizar las propiedades espectrales de la superficie de la Tierra:
Emisividad (ϵ)
Es la relación entre la salida radiante de una superficie (M) relativa a la de un emisor perfecto a la misma temperatura (Mn). Las leyes de Planck, Stefan y Wien (ver más adelante) nos permiten obtener como sería la radiación de un cuerpo a una temperatura dada si su eficiencia fuera del 100 %. En realidad este no suele ser el caso, sino que todos los cuerpos tienen una emisividad algo inferior a 1. En función de la emisividad, los cuerpos pueden dividirse en:
► Cuerpo negro o radiador perfecto: el que emite radiación al máximo de sus posibilidades (\(\epsilon\) = 1).
► Cuerpo gris, aquel en el que 0 < \(\epsilon\) < 1.
► Reflector perfecto cuando \(\epsilon\) = 0.
► Radiador selectivo, \(\epsilon λ\) = f (λ), es decir la emisividad depende de la longitud de onda que se considere.
Los materiales naturales, por otro lado, son emisores imperfectos con emisividad van de 0 a <1. Valores de emisividad en diferentes longitudes de onda son útiles para caracterizar materiales.
Reflectividad (ρ)
Es la relación entre la energía reflejada por una superficie y la energía incidente sobre esa superficie.
Absortividad (α)
Es la relación entre la energía absorbida por la superficie y la energía incidente sobre esa superficie (parte de la irradiancia que absorbe la superficie receptora).
Transmitividad (τ)
Es la relación entre la energía transmitida a través de una superficie y la energía incidente sobre esa superficie.
Albedo o reflectancia (\(\rho\))
Es la relación entre toda la energía saliente y la energía incidente para una superficie determinada. Más específicamente, albedo es la relación de la emitancia (M) sobre la irradiancia (E) sobre todas las longitudes de onda reflectantes o de onda corta y es el equivalente de la reflectancia hemisférica, es decir, la reflectancia integrada en todas las direcciones. La medida de la reflectancia puede hacerse teniendo en cuenta toda la semiesfera superior de una determinada superficie, se habla en este caso de reflectividad hemisférica (ρh) que se calcula como
\(\rho\) hemisferico = \(\frac{M}{E}\) = \(\frac{\pi L}{E}\)
\(\frac{a}{b}\)
El albedo es una variable fundamental en estudios de balance energético, modelización climática y estudios de degradación del suelo.
El albedo espectral se refiere a la salida dividida por la irradiancia para una banda espectral específica (Ecuación 7.10).
\(\rho\) espectral = \(\frac{M_λ}{E_λ}\) = \(\frac{\pi L_λ}{E_λ}\)
Es importante tener en cuenta que un sensor satelital no mi- de las señales hemisféricas de la energía emitidas en todas las direcciones, sino que mide la radiancia espectral (Lλ) desde un campo de visión angular estrecho.
La energía incidente sobre cualquier elemento de la superficie terreste (E_i) es igual a \(E_a\) + \(E_t\) + \(E_r\), es decir, a la suma de la fracción de la energía electromagnética absorbida por ese elemento (\(E_a\)), la transmitida al resto de elementos en contacto con él (\(E_t\)) y a la reflejada por ese elemento (\(E_r\)). Aproximadamente el 51 % de la radiación de onda corta que llega a la atmósfera alcanza la superficie terrestre (\(E_i\)), y, de ella, el 4 % es reflejada (\(E_r\)) y el 47 % es absorbida (\(E_a\) + \(E_t\)), para ser posteriormente reemitida en forma de longitudes de onda larga (infrarrojo térmico). La relación entre \(E_i\) y \(E_r\) es la reflectancia.
La reflectancia de cada objeto varía según la longitud de onda de la energía incidente, y la cantidad de energía reflejada por los objetos en un intervalo de longitud de onda concreto se conoce como albedo o reflectancia espectral, expresada normalmente en porcentajes.
De esta manera, si disponemos de la reflectancia que corresponde a una serie de longitudes de onda, obtendremos un conjunto de valores que se ordenan siguiendo una curva llamada curva de reflectancia espectral que muestra en dos dimensiones la intensidad de radicación de cada elemento en función de la longitud de onda.