Anar al contingut

Equilibri radiativo

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Archiu:Radioactivity equilibrium 2pics. caps block 0
Equilibri radiactiu

El equilibri radiativo és un dels varis requisits per al equilibri termodinàmic, pero pot ocórrer en absència d'equilibri termodinàmic. Hi ha varis tipos d'equilibri radiativo, que és en sí mateixa un tipo d'equilibri dinàmic.

Definicions

[editar | editar còdic]

l'equilibri, en general, és un estat en el que les forces opostes estan equilibrades i, per lo tant, un sistema no canvia en el temps. L'equilibri radiativo és el cas específic del equilibri tèrmic, per al cas en que l'intercanvi de calor es realisa per transferència de calor radiativo.

Hi ha varis tipos d'equilibri radiativo.

Definicions de Prevost

[editar | editar còdic]

Pierre Prevost va realisar una important contribució primerenca en 1791.[1] Prevost va considerar que lo que hui en dia es diu gas de fotons o radiació electromagnètica era un decorregut que ell va cridar "calor lliure". Prevost va propondre que la calor radiant lliure és un decorregut molt rar, els rajos del qual, de la mateixa manera que els rajos de llum, es travessen sense alteracions detectables del seu pas. La teoria dels intercanvis de Prevost va afirmar que cada cos irradia i rep radiació d'atres cossos. La radiació de cada cos s'emet independentment de la presència o absència d'atres cossos.[2][3]

Prevost en 1791 va oferir les següents definicions:

El equilibri absolut de la calor lliure és l'estat d'este decorregut en una porció de l'espai que rep tant com deixa escapar.

El equilibri relatiu de la calor lliure és l'estat d'este decorregut en dos porcions d'espai que reben unes d'atres cantitats iguals de calor, i que ademés estan en equilibri absolut, o experimenten canvis exactament iguals.

Ademés, va afirmar que:

La calor de vàries porcions d'espai a la mateixa temperatura, i una al costat de l'atra, està al mateix temps en les dos espècies d'equilibri.

Equilibri radiativo puntual

[editar | editar còdic]

Un camp radiativo a sovint es descriu en térmens d'intensitat radiativa específica,[4] que és una funció de cada punt geomètric en una regió espacial, en un instant de temps.[5][6] Açò és llaugerament diferent del modo de definició de Prevost, que era per a regions de l'espai. També és llaugerament diferent conceptualment de la definició de Prevost: Prevost va pensar en térmens de calor lliure i lligat, mentres que hui pensem en térmens de calor en energia cinètica i atres energies dinàmiques de les molècules, és dir, calor en la matèria, i el gas de fotó tèrmic. També li'l definix com la interconversión entre radiació tèrmica i calor en la matèria.[6] De l'intensitat radiactiva específica deriven 𝐅ν, la densitat de fluix del vector monocromàtic de radiació en cada punt en una regió de l'espai, que és igual al vector de Poynting monocromàtic promediado en el temps en eixe punt.[7] Definixen la taxa de guany de calor monocromàtica específica del volum per la matèria de la radiació com la negativa de la divergència del vector de densitat de fluix monocromàtic; és una funció escalar de la posició del punt:

hν=−∇⋅𝐅ν .

Definixen el equilibri radiativo monocromàtic (puntual) per

∇⋅𝐅ν=0 en cada punt de la regió que està en equilibri radiativo.

Definixen el equilibri radiativo (puntual) per

h=∫0∞hνdν=0 en cada punt de la regió que està en equilibri radiativo.

Açò significa que, en cada punt de la regió de l'espai que està en equilibri radiativo (puntual), el total, per a totes les freqüències de radiació, la interconversión d'energia entre radiació tèrmica i contingut d'energia en la matèria és nula. L'equilibri radiativo puntual està estretament relacionat en l'equilibri radiativo absolut de Prevost. Esta definició s'aplica a un mig estàtic, en el que la matèria no es mou.[8]

Equilibri radiativo puntual aproximat

[editar | editar còdic]

Karl Schwarzschild en 1906[9] va considerar un sistema en el que tant la convecció com la radiació funcionaven, pero la radiació era molt més eficient que la convecció que la convecció podria ser, com una aproximació, descuidada, i la radiació podria considerar-se predominant. Açò s'aplica quan la temperatura és molt alta, com per eixemple en una estrela, pero no en l'atmòsfera d'un planeta.


Subrahmanyan Chandrasekhar[10] escriu sobre un model d'atmòsfera estelar en el que "no hi ha mecanismes, a banda de la radiació, per a transportar calor dins de l'atmòsfera ... [i] no hi ha fonts de calor en l'entorn" açò és a penes diferent del concepte aproximat de 1906 de Schwarzschild, pero s'afirma en major precisió.

Equilibri d'intercanvi radiativo

[editar | editar còdic]

Planck[11] referix a una condició d'equilibri termodinàmic, en la que "dos cossos o elements de cossos seleccionats en un intercanvi aleatori per radiació equivalen a cantitats iguals de calor entre sí".

El terme equilibri d'intercanvi radiativo també es pot usar per a referir-se a dos regions específiques de l'espai que intercanvien cantitats iguals de radiació per emissió i absorció (inclús quan l'estat estacionario no és un d'equilibri termodinàmic, pero és un en el que alguns subprocesos inclouen transport net de matèria o energia, inclosa la radiació). L'equilibri d'intercanvi radiactiu és molt similar a l'equilibri radiativo relatiu de Prevost.

Equilibri aproximat d'intercanvi radiativo

[editar | editar còdic]

Per a una primera aproximació, un eixemple d'equilibri d'intercanvi radiativo és l'intercanvi de radiació tèrmica sense llongitut d'ona de finestra entre la superfície terrestre i marítima i l'atmòsfera més baixa, quan hi ha un cel rebujat. Com a primera aproximació, en els número que no són finestres, hi ha zero intercanvi net entre la superfície i l'atmòsfera,[12][13] mentres que, en els número de finestres, simplement hi ha radiació directa de la superfície terrestre-marina a l'espai. Una situació similar ocorre entre les capes adjacents en la capa llímit turbulentamente mesclada de la troposfera inferior, expressada en la cridada "aproximació de refredat a l'espai".[14][15][16][17]

En astronomia i ciència planetària

[editar | editar còdic]

Equilibri radiativo global

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Temperatura de l'equilibri planetari.

L'equilibri radiactiu global es pot definir per a un sistema celest passiu complet que no suministra la seua pròpia energia, com un planeta.


Varis autors usen el terme equilibri radiativo global per a referir-se a l'equilibri d'intercanvi radiativo globalment entre la terra i l'espai extraterrestre[18] en teoria, la radiació solar entrante absorbida per la Terra i la seua atmòsfera seria igual a la radiació d'ona llarga eixint de la Terra i la seua atmòsfera. La Terra i la seua atmòsfera, considerades en el seu conjunt, estaven en equilibri radiativo absolut.[1] Alguns texts, usen "equilibri radiativo" en referir-se a l'equilibri radiativo de l'intercanvi global.[19]

Es poden calcular les diverses temperatures globals que poden concebre's teòricament per a qualsevol planeta en general. Dites temperatures inclouen la temperatura equivalent del cos negre[20] o la temperatura efectiva d'emissió de radiació del planeta.[21] Açò està relacionat en (pero no idèntic a) la temperatura mija de l'aire superficial global mida,[20] que ademés incorpora la presència d'una atmòsfera.

Es calcula una temperatura d'equilibri radiativo per al cas de que el suministrament d'energia des de l'interior del planeta (per eixemple, de fonts químiques o nuclears) siga insignificantemente menut; esta suposició és raonable per a la Terra, pero falla, per eixemple, en calcular la temperatura de Júpiter, per a la qual les fonts d'energia internes són més grans que la radiació solar incident,[22] i, per lo tant, la temperatura real és més alta que l'equilibri radiativo teòric.

Equilibri estelar

[editar | editar còdic]

Una estrela suministra la seua pròpia energia de fonts nuclears i, en conseqüència, l'equilibri de la temperatura no pot definir-se solament en térmens d'energia incident.


Es definix el "equilibri radiativo" per a una estrela, presa en el seu conjunt i sense llimitar l'atenció solament a la seua atmòsfera, quan la taxa de transferència com a calor d'energia de les reaccions nuclears més la viscosidad al microscòpic.[23] Els moviments de les partícules materials de l'estrela s'equilibren per mig de la transferència d'energia per radiació electromagnètica de l'estrela a l'espai. Tinga en conte que este equilibri radiativo és llaugerament diferent de l'us anterior. Senyalen que una estrela que irradia energia a l'espai no pot estar en un estat estable de distribució de temperatura, a menos que hi haja un suministrament d'energia, en este cas, energia de reaccions nuclears dins de l'estrela, per a soportar la radiació a l'espai. De la mateixa manera, la condició que s'usa per a la definició anterior d'equilibri radiactiu puntual no pot mantindre's en una estrela que està radiando: internament, l'estrela està en un estat estable de distribució de temperatura, no en equilibri termodinàmic intern. Una estrela està en un estat estable de distribució de temperatura i està en "equilibri radiactiu"; estan assumint que tota l'energia radiativa a l'espai prové de l'interior de l'estrela.[24]


Referències

[editar | editar còdic]
  1. ↑ 1,0 1,1 Prevost, P. (1791). Mémoire sur l'equilibre du feu, Paris: Bachelier, pp. 314–322.
  2. ↑ Maxwell, J.C. (1871). Theory of Heat, Longmans, Green and Co, London, pages 221–222.
  3. ↑ Partington, J.R. (1949). An Advanced Treatise on Physical Chemistry, volume 1, Fonamental Principles. The Properties of Gasos, Longmans, Green and Co, London, page 467.
  4. ↑ Planck, M. (1914). The Theory of Heat Radiation, second edition translated by M. Masius, P. Blakiston's Són and Co., Philadelphia, 1914.
  5. ↑ Weibel-Mihalas, Barbara (1984). Foundations of radiation hydrodynamics, Oxford University Press. OCLC 10429801. ISBN 0-19-503437-6.
  6. ↑ 6,0 6,1 Yung, Y. L. (1989). Atmospheric radiation : theoretical basis, 2nd ed edició, Oxford University Press. OCLC 17413291. ISBN 0-19-505134-3.
  7. ↑ Mihalas, Dimitri (1978). Stellar atmospheres, 2d ed edició (en en), W.H. Freeman, pp. 9-11. OCLC 3292719. ISBN 0-7167-0359-9.
  8. ↑ Mihalas, D., Weibel-Mihalas, B. (1984). Foundations of Radiation Hydrodynamics, Oxford University Press, New York [1] archivat en Wayback Machine. ISBN 0-19-503437-6.
  9. ↑ Schwarzschild, K. (1906). Ueber dones Gleichgewicht der Sonnenatmosphaere. Nachrichten von der Koeniglichen Gessellschaft der Wissenschaften zu Goettingen. Math.-phys. Klasse 195: 41–53. Translation in Selected Papers on the Transfer of Radiation, ed. D.H. Menzel, Dover, New York, 1966.
  10. ↑ Chandrasekhar, S. (1950). Radiative Transfer, Oxford University Press, Oxford, 1950, p. 290.
  11. ↑ Planck, M. (1914). The Theory of Heat Radiation, second edition translated by M. Masius, P. Blakiston's Són and Co., Philadelphia, 1914, p. 40.
  12. ↑ Swinbank, W.C. (963). Long-wave radiation from clear skies, Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society, 89: 339–348.
  13. ↑ Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). Radiative Processes in Meteorology and Climatology, Elsevier, Amsterdam, pp. 139-140, ISBN 0-444-41444-4.
  14. ↑ Rodgers, C.D., Walshaw, C.D. (1966). The computation of infrared cooling rate in planetary atmospheres, Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society, 92: 67–92.
  15. ↑ Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). Radiative Processes in Meteorology and Climatology, Elsevier, Amsterdam, ISBN 0-444-41444-4, page 172.
  16. ↑ Goody, R.M., Yung, Y.L. (1989). Atmospheric Radiation: Theoretical Basis, 2nd edition, Oxford University Press, Oxford, New York, 1989, ISBN 0-19-505134-3, page 250.
  17. ↑ Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). Atmospheric Science: An Introductory Survey, 2nd edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2, page 138.
  18. ↑ Liou, K.N. (2002). An Introduction to Atmospheric Radiation, second edition, Academic Press, Amsterdam, 2002, p. 459, ISBN 978-0-12-451451-5.
  19. ↑ Satoh, M. (2004). Atmospheric Circulation Dynamics and General Circulation Models, Springer-Praxis, Chichester UK, ISBN 3-540-42638-8, page 370.
  20. ↑ 20,0 20,1 Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). Atmospheric Science. An Introductory Survey, second edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2. Section 4.3.3, pp. 119–120.
  21. ↑ Stull, R. (2000). Meteorology For Scientists and Engineers. A technical companion book with Ahrens' Meteorology Today, Brooks/Cole, Belmont CA, ISBN 978-0-534-37214-9., p. 400.
  22. ↑ Aumann, H. H.; Gillespie, C. M., Jr.; and Low, F. J. (July 1969). The Internal Powers and Effective Temperatures of Jupiter and Saturn", Astrophysical Journal, 157 p. L69. DOI: 10.1086/180388. Retrieved 2019-06-19.
  23. ↑ Cox, J.P. with Giuli, R.T. (1968, reprint 1984). Principles of Stellar Structure, Gordon and Breach, New York, ISBN 0-677-01950-5, page 134.
  24. ↑ Cox, J.P. with Giuli, R.T. (1968, reprint 1984). Principles of Stellar Structure, Gordon and Breach, New York, ISBN 0-677-01950-5, page 134.
Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Equilibri_radiativo&oldid=823348»