EPÓNIMOS RELACIONADOS CON LA FÍSICA

 

Este artículo o sección tiene referencias, pero necesita más para complementar su verificabilidad. Busca fuentes: «Vector de Poynting» – noticias · libros · académico · imágenes Este aviso fue puesto el 23 de octubre de 2015.

Radiación de un dipolo eléctrico vertical en la página que muestra la fuerza del campo eléctrico (color) y el vector de Poynting (flechas) en el plano de la página.

Se denomina vector de Poynting al vector cuyo módulo representa la intensidad instantánea de energía electromagnética que fluye a través de una unidad de área perpendicular a la dirección de propagación de la onda electromagnética, y cuyo sentido es el de propagación. Recibe su nombre del físico inglés John Henry Poynting. Se expresa mediante el símbolo ${\displaystyle \overrightarrow{S}}$.

El vector de Poynting puede definirse como el producto vectorial del campo eléctrico y el campo magnético, cuyo módulo es la intensidad de la onda:

${\displaystyle \overrightarrow{S}=\overrightarrow{E}\times \overrightarrow{H}=\frac{1}{\mu }\overrightarrow{E}\times \overrightarrow{B}}$

donde:

• ${\displaystyle \overrightarrow{E}}$ representa el campo eléctrico
• ${\displaystyle \overrightarrow{H}}$ la intensidad del campo magnético
• ${\displaystyle \overrightarrow{B}}$ el campo de inducción magnética
• ${\displaystyle \mu }$ permeabilidad magnética del medio. Su unidad en el SI es (H/m)

Dado que los campos eléctrico y magnético de una onda electromagnética oscilan con la frecuencia de la onda, la magnitud del vector de Poynting cambia en el tiempo. El promedio del vector de Poynting sobre un período muy superior al periodo de la onda es llamado irradiancia, ${\displaystyle I}$:

${\displaystyle I={⟨S⟩}_T}$

La irradiancia representa el flujo de energía asociado a la radiación electromagnética en la dirección perpendicular a su dirección de propagación.

Visualización de la estructura tridimensional a gran escala del universo en el Volumen de Hubble. Los puntos de luz representan grupos de supercúmulos. El Supercúmulo de Virgo —donde se ubica nuestra Vía Láctea— se encuentra en el centro.

En cosmología se llama volumen de Hubble o esfera de Hubble a la región del universo que rodea a un observador, más allá de la cual los objetos se alejan del mismo a una velocidad mayor que la velocidad de la luz debido a la expansión del universo.^[1]

El radio de la esfera de Hubble es ${\displaystyle c/H_0}$, siendo ${\displaystyle c}$ la velocidad de la luz y ${\displaystyle H_0}$ la constante de Hubble. En sentido amplio, el término «volumen de Hubble» puede aplicarse a cualquier región del espacio con un volumen del orden de ${\displaystyle (c/H_0{)}^3}$. Frecuentemente el término se utiliza de forma completamente errónea como sinónimo del universo observable; sin embargo, los dos conceptos no son iguales, ya que el universo visible es notablemente más grande que el volumen de Hubble.^[2]

Expansión del universo

La distancia ${\displaystyle c/H_0}$ es conocida como la «longitud de Hubble», «distancia de Hubble» o «radio de Hubble». Es igual a 14.400 millones de años luz en el modelo cosmológico estándar, similar en orden de magnitud —aunque algo mayor— que ${\displaystyle c}$ veces la edad del universo. Ello se debe a que ${\displaystyle 1/H_0}$ ofrece la edad del universo por una extrapolación hacia el pasado que supone una velocidad de recesión de las galaxias constante desde el Big Bang. Sin embargo, la velocidad de expansión del universo ha cambiado a lo largo del tiempo. En una primera etapa la velocidad de expansión de las galaxias fue ralentizada por la gravedad, mientras que ahora y desde hace unos 6.150 millones de años, debido a la energía oscura, la velocidad de expansión del universo está acelerando^[3] —véase aceleración de la expansión del universo—. Como consecuencia de todo ello, ${\displaystyle 1/H_0}$ únicamente es una estimación aproximada de la edad de nuestro cosmos.

Límite de Hubble

Los confines del volumen de Hubble son conocidos como «límite de Hubble». La ley de Hubble señala que los objetos en el límite de Hubble se alejan a una velocidad promedio ${\displaystyle c}$ respecto a un observador terrestre. Esto es significativo ya que, en un universo en el cual el parámetro de Hubble hubiera sido constante, la luz emitida ahora por objetos fuera del límite de Hubble nunca podrían ser vistos por un observador terrestre. Sin embargo, el parámetro de Hubble no es constante. En un universo de Friedmann en desaceleración, la esfera de Hubble se amplía más deprisa que el propio universo y su límite alcanza la luz emitida por galaxias anteriormente no observables. Por el contrario, en un universo cuya expansión se acelera, la esfera de Hubble se amplía más despacio que el universo, saliendo algunos objetos fuera de la esfera de Hubble.^[1] El límite de Hubble, pues, no define el horizonte de sucesos cosmológicos —es decir, la frontera entre aquellos acontecimientos visibles en un momento dado y aquellos que no lo son nunca—,^[4] porque, dependiendo del modelo adoptado, la luz emitida en tiempos remotos por objetos fuera de la esfera de Hubble podría finalmente entrar en la esfera y ser vista.^[2] Si, como comúnmente se acepta, la expansión del universo se acelera,^[5] en un futuro algunos objetos dentro del límite de Hubble ya no podrán ser observados.

Primeras zonas de Brillouin para una (a) red cuadrada y una (b) red hexagonal.

En matemáticas y en física del estado sólido, la primera zona de Brillouin (en francés: AFI: [bʁi.lwɛ̃], en español: AFI: [bri.'luan]) es unívocamente definida por una celda primitiva de la red recíproca en el dominio de frecuencias. Se puede encontrar a través del mismo método como la celda de Wigner-Seitz en la red de Bravais. La importancia de la zona de Brillouin radica en la descripción de las ondas que se propagan en un medio periódico y que pueden ser descritas a partir de ondas de Bloch dentro de la zona de Brillouin.

El volumen definido por la primera zona de Brillouin se determina tomando las superficies a la misma distancia entre un elemento de la red y sus vecinos. Otra definición es un conjunto de puntos en el espacio recíproco que pueden ser alcanzados sin cruzar ningún plano de Bragg.

Un concepto relacionado es el de zona irreducible de Brillouin, que es la primera zona de Brillouin reducida por todo el grupo de simetrías que presente la red manteniendo el origen de la celda.

El concepto de zona de Brillouin fue desarrollada por el físico francés Léon Brillouin (1889-1969).

Puntos críticos

Primera zona de Brillouin de una red FCC ilustrando los puntos críticos de alta simetría.

Algunos puntos de alta simetría son de especial interés y son llamados puntos críticos.^[1]

Símbolo	Descripción
Γ	Centro de la zona de Brillouin
Red cúbica simple (BC)
M	Centro de un eje
R	Vértice
X	Centro de una cara
Red cúbica centrada en las caras (FCC)
K	Mitad del eje que une dos caras hexagonales
L	Centro de una cara hexagonal
U	Mitad del eje que une una cara hexagonal y una cara cuadrada
W	Vértice
X	Centro de una cara cuadrada
Red cúbica centrada en el cuerpo (BCC)
H	Vértice que une cuatro ejes
N	Centro de una cara
P	Vértice que une tres ejes
Hexagonal
A	Centro de una cara hexagonal
H	Vértice
K	Mitad de un eje que une dos caras rectangulares
L	Mitad del eje que une una cara hexagonal y una cara cuadrada
M	Centro de una cara rectangular

• 
  Retículo cúbico simple (Simple cubic)
• 
  Retículo cúbico centrado en las caras (Face-centered cubic - FCC)
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  Retículo cúbico centrado en el cuerpo (Body-centered cubic - BCC)