El equilibrio radiativo es la condición en la que la radiación térmica total que sale de un objeto es igual a la radiación térmica total que entra en él. Es uno de los varios requisitos para el equilibrio termodinámico , pero puede ocurrir en ausencia de equilibrio termodinámico. Hay varios tipos de equilibrio radiativo, que es en sí mismo una especie de equilibrio dinámico .
Definiciones
El equilibrio , en general, es un estado en el que las fuerzas opuestas están equilibradas y, por tanto, un sistema no cambia con el tiempo. El equilibrio radiativo es el caso específico del equilibrio térmico , para el caso en el que el intercambio de calor se realiza por transferencia de calor radiativo .
Hay varios tipos de equilibrio radiativo.
Definiciones de Prevost
Pierre Prevost hizo una importante contribución temprana en 1791. [1] Prevost consideró que lo que hoy en día se llama gas fotónico o radiación electromagnética era un fluido al que llamó "calor libre". Prevost propuso que el calor radiante libre es un fluido muy raro, cuyos rayos, como los rayos de luz, se atraviesan entre sí sin una perturbación detectable de su paso. La teoría de los intercambios de Prevost afirmaba que cada cuerpo irradia y recibe radiación de otros cuerpos. La radiación de cada cuerpo se emite independientemente de la presencia o ausencia de otros cuerpos. [2] [3]
Prevost en 1791 ofreció las siguientes definiciones (traducidas):
El equilibrio absoluto del calor libre es el estado de este fluido en una porción del espacio que recibe tanto como deja escapar.
El equilibrio relativo del calor libre es el estado de este fluido en dos partes del espacio que reciben una de la otra cantidades iguales de calor y que, además, están en equilibrio absoluto o experimentan cambios exactamente iguales.
Prevost prosiguió comentando que "el calor de varias partes del espacio a la misma temperatura, y una al lado de la otra, se encuentra al mismo tiempo en las dos especies de equilibrio".
Equilibrio radiativo puntual
Siguiendo a Planck (1914), [4] un campo radiativo se describe a menudo en términos de intensidad radiativa específica , que es una función de cada punto geométrico en una región espacial, en un instante de tiempo. [5] [6] Esto es ligeramente diferente del modo de definición de Prevost, que era para regiones del espacio. También es ligeramente diferente desde el punto de vista conceptual de la definición de Prevost: Prevost pensó en términos de calor libre y ligado, mientras que hoy pensamos en términos de calor en la energía cinética y otra energía dinámica de las moléculas, es decir, el calor en la materia y el gas de fotones térmicos . Goody y Yung (1989) dan una definición detallada. [6] Piensan en la interconversión entre radiación térmica y calor en la materia. De la intensidad radiativa específica que derivan, la densidad de flujo de radiación del vector monocromático en cada punto de una región del espacio, que es igual al vector de Poynting monocromático promediado en el tiempo en ese punto (Mihalas 1978 [7] en las páginas 9-11). Definen la tasa de ganancia de calor específica de volumen monocromático por la materia de la radiación como el negativo de la divergencia del vector de densidad de flujo monocromático; es una función escalar de la posición del punto:
- .
Definen (puntualmente) el equilibrio radiativo monocromático por
- en cada punto de la región que está en equilibrio radiativo.
Definen (puntualmente) el equilibrio radiativo por
- en cada punto de la región que está en equilibrio radiativo.
Esto significa que, en cada punto de la región del espacio que está en equilibrio radiativo (puntualmente), la interconversión total, para todas las frecuencias de radiación, de energía entre la radiación térmica y el contenido de energía en la materia es nula (cero). El equilibrio radiativo puntual está estrechamente relacionado con el equilibrio radiativo absoluto de Prevost.
Mihalas y Weibel-Mihalas (1984) [5] enfatizan que esta definición se aplica a un medio estático, en el que la materia no se mueve. También consideran los medios móviles.
Equilibrio radiativo puntual aproximado
Karl Schwarzschild en 1906 [8] consideró un sistema en el que tanto la convección como la radiación operaban pero la radiación era mucho más eficiente que la convección que la convección podría ser, como aproximación, desatendida y la radiación podría considerarse predominante. Esto se aplica cuando la temperatura es muy alta, como por ejemplo en una estrella, pero no en la atmósfera de un planeta.
Subrahmanyan Chandrasekhar (1950, página 290) [9] escribe sobre un modelo de atmósfera estelar en la que "no hay mecanismos, aparte de la radiación, para transportar calor dentro de la atmósfera ... [y] no hay fuentes de calor en el entorno "Esto no difiere mucho del concepto aproximado de 1906 de Schwarzschild, pero está expresado con mayor precisión.
Equilibrio de intercambio radiativo
Planck (1914, página 40) [4] se refiere a una condición de equilibrio termodinámico , en la que "cualesquiera dos cuerpos o elementos de cuerpos seleccionados al azar intercambian por radiación cantidades iguales de calor entre sí".
El término equilibrio de intercambio radiativo también se puede usar para referirse a dos regiones especificadas del espacio que intercambian cantidades iguales de radiación por emisión y absorción (incluso cuando el estado estacionario no es un equilibrio termodinámico , pero es uno en el que algunos subprocesos incluyen transporte neto de materia o energía, incluida la radiación). El equilibrio de intercambio radiativo es casi el mismo que el equilibrio radiativo relativo de Prevost.
Equilibrio aproximado de intercambio radiativo
En una primera aproximación, un ejemplo de equilibrio de intercambio radiativo es el intercambio de radiación térmica sin longitud de onda de ventana entre la superficie de tierra y mar y la atmósfera más baja, cuando hay un cielo despejado. Como primera aproximación (Swinbank 1963, [10] Paltridge y Platt 1976, páginas 139-140 [11] ), en los números de onda sin ventana , hay un intercambio neto cero entre la superficie y la atmósfera, mientras que en los números de onda de la ventana , simplemente hay radiación directa desde la superficie terrestre-marina hacia el espacio. Una situación similar ocurre entre capas adyacentes en la capa límite mezclada turbulentamente de la troposfera inferior , expresada en la llamada "aproximación de enfriamiento al espacio", señalada por primera vez por Rodgers y Walshaw (1966). [12] [13] [14] [15]
En astronomía y ciencia planetaria
Equilibrio radiativo global
El equilibrio radiativo global se puede definir para todo un sistema celeste pasivo que no suministra su propia energía, como un planeta.
Liou (2002, página 459) [16] y otros autores utilizan el término equilibrio radiativo global para referirse al equilibrio de intercambio radiativo globalmente entre la Tierra y el espacio extraterrestre; estos autores pretenden decir que, en teoría, la radiación solar entrante absorbida por la tierra y su atmósfera sería igual a la radiación de onda larga saliente de la tierra y su atmósfera. Prevost [1] diría entonces que la tierra y su atmósfera consideradas como un todo están en equilibrio radiativo absoluto. Algunos textos, por ejemplo Satoh (2004), [17] simplemente se refieren al "equilibrio radiativo" al referirse al equilibrio radiativo de intercambio global.
Se pueden calcular las diversas temperaturas globales que pueden concebirse teóricamente para cualquier planeta en general. Tales temperaturas incluyen la temperatura equivalente del cuerpo negro [18] o la temperatura de emisión de radiación efectiva del planeta. [19] Esto está relacionado con (pero no es idéntico) a la temperatura media global del aire en la superficie medida , [20] que además incorpora la presencia de una atmósfera.
Se calcula una temperatura de equilibrio radiativo para el caso de que el suministro de energía desde el interior del planeta (por ejemplo, de fuentes químicas o nucleares ) sea insignificante; esta suposición es razonable para la Tierra, pero falla, por ejemplo, para calcular la temperatura de Júpiter , para la cual las fuentes de energía internas son mayores que la radiación solar incidente, [21] y por lo tanto la temperatura real es mayor que el equilibrio radiativo teórico.
Equilibrio estelar
Una estrella suministra su propia energía a partir de fuentes nucleares y, por lo tanto, el equilibrio de temperatura no se puede definir solo en términos de energía incidente.
Cox y Giuli (1968/1984) [22] definen el 'equilibrio radiativo' de una estrella , tomado como un todo y sin limitar la atención solo a su atmósfera, cuando la tasa de transferencia como calor de energía de las reacciones nucleares más la viscosidad al microscopio Los movimientos de las partículas materiales de la estrella se equilibran simplemente con la transferencia de energía por radiación electromagnética de la estrella al espacio. Tenga en cuenta que este equilibrio radiativo es ligeramente diferente del uso anterior. Señalan que una estrella que irradia energía al espacio no puede estar en un estado estable de distribución de temperatura a menos que haya un suministro de energía, en este caso, energía de reacciones nucleares dentro de la estrella, para soportar la radiación al espacio. Del mismo modo, la condición que se usa para la definición anterior de equilibrio radiativo puntual no puede mantenerse en toda una estrella que está radiando: internamente, la estrella está en un estado estable de distribución de temperatura, no en un equilibrio termodinámico interno. La definición de Cox y Giuli les permite decir al mismo tiempo que una estrella está en un estado estable de distribución de temperatura y está en "equilibrio radiativo"; están asumiendo que toda la energía radiativa al espacio proviene del interior de la estrella. [22]
Mecanismos de equilibrio radiativo
Cuando hay suficiente materia en una región para permitir que se produzcan colisiones moleculares con mucha más frecuencia que la creación o aniquilación de fotones, para la radiación se habla de equilibrio termodinámico local. En este caso, se cumple la ley de Kirchhoff de igualdad de absortividad radiativa y emisividad . [23]
Dos cuerpos en equilibrio de intercambio radiativo, cada uno en su propio equilibrio termodinámico local, tienen la misma temperatura y su intercambio radiativo cumple con el principio de reciprocidad de Stokes-Helmholtz .
Referencias
- ↑ a b Prevost, P. (1791). Mémoire sur l'equilibre du feu . Journal de Physique . Volumen 38. París: Bachelier. págs. 314–322.
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tiene texto extra ( ayuda ) - ↑ Maxwell, JC (1871). Teoría del calor , Longmans, Green and Co, Londres, páginas 221–222.
- ^ Partington, JR (1949). Tratado avanzado de química física , volumen 1, Principios fundamentales. Las propiedades de los gases , Longmans, Green and Co, Londres, página 467.
- ↑ a b Planck, M. (1914). The Theory of Heat Radiation , segunda edición traducida por M. Masius, P. Blakiston Son and Co., Filadelfia, 1914.
- ↑ a b Mihalas, D., Weibel-Mihalas, B. (1984). Fundamentos de la hidrodinámica de la radiación , Oxford University Press, Nueva YorkISBN 0-19-503437-6 .
- ↑ a b Goody, RM, Yung, YL (1989). Radiación atmosférica. Theoretical Basis , segunda edición, Oxford University Press, Nueva York, 1989, ISBN 0-19-505134-3 .
- ^ Mihalas, D. (1978). Atmósferas estelares , 2da edición, Freeman, San Francisco, ISBN 0-7167-0359-9 .
- ^ Schwarzschild, K. (1906). Ueber das Gleichgewicht der Sonnenatmosphaere. Nachrichten von der Koeniglichen Gessellschaft der Wissenschaften zu Goettingen. Math.-Phys. Klasse 195: 41–53. Traducción en artículos seleccionados sobre la transferencia de radiación , ed. DH Menzel, Dover, Nueva York, 1966.
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- ^ Swinbank, WC (963). Radiación de onda larga de cielos despejados, Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society , 89 : 339–348.
- ^ Paltridge, GW, Platt, CMR, (1976). Procesos radiativos en meteorología y climatología , Elsevier, Amsterdam, ISBN 0-444-41444-4 .
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- ^ Goody, RM, Yung, YL (1989). Radiación atmosférica: bases teóricas , segunda edición, Oxford University Press, Oxford, Nueva York, 1989, ISBN 0-19-505134-3 , página 250.
- ^ Wallace, JM, Hobbs, PV (2006). Ciencia atmosférica: una encuesta introductoria , segunda edición, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2 , página 138.
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- ^ Wallace, JM, Hobbs, PV (2006). Ciencia atmosférica. An Introductory Survey , segunda edición, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2 . Sección 4.3.3, págs. 119–120.
- ^ Stull, R. (2000). Meteorología para científicos e ingenieros. Un libro complementario técnico con Meteorology Today de Ahrens , Brooks / Cole, Belmont CA, ISBN 978-0-534-37214-9 ., Pág. 400.
- ^ Wallace, JM, Hobbs, PV (2006). Ciencia atmosférica. An Introductory Survey , segunda edición, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2 ., P. 444.
- ^ Aumann, HH; Gillespie, CM, Jr .; y Low, FJ (julio de 1969). Los poderes internos y las temperaturas efectivas de Júpiter y Saturno ", Astrophysical Journal, 157 p. L69. DOI: 10.1086 / 180388. Consultado el 19 de junio de 2019.
- ↑ a b Cox, JP con Giuli, RT (1968, reimpresión 1984). Principios de estructura estelar , Gordon and Breach, Nueva York, ISBN 0-677-01950-5 , página 134.
- ^ Milne, EA (1928). El efecto de las colisiones en el equilibrio radiativo monocromático , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society 88 : 493–502