Радиационное равновесие

Радиационное равновесие — это состояние, при котором общее тепловое излучение , покидающее объект, равно полному тепловому излучению, входящему в него. Это одно из нескольких требований термодинамического равновесия , но оно может возникнуть и при отсутствии термодинамического равновесия. Существуют различные типы радиационного равновесия, которое само по себе является разновидностью динамического равновесия .

Определения

Равновесие , в общем, — это состояние, в котором противодействующие силы уравновешены, и, следовательно, система не меняется во времени. Радиационное равновесие — это частный случай теплового равновесия , когда обмен тепла осуществляется посредством лучистой теплопередачи.

Существует несколько типов радиационного равновесия.

Определения Прево

Важный ранний вклад был сделан Пьером Прево в 1791 году. ^[1] Прево считал, что то, что сегодня называют фотонным газом или электромагнитным излучением, было жидкостью, которую он называл «свободным теплом». Прево предположил, что свободное лучистое тепло представляет собой очень редкую жидкость, лучи которой, подобно лучам света, проходят друг через друга без заметного нарушения своего прохождения. Теория обмена Прево утверждала, что каждое тело излучает и получает излучение от других тел. Излучение каждого тела испускается независимо от наличия или отсутствия других тел. ^[2]^[3]

Прево в 1791 году предложил следующие определения (в переводе):

Абсолютное равновесие свободного тепла — это состояние этой жидкости в той части пространства, которая получает столько же ее, сколько позволяет улетучиться.

Относительное равновесие свободной теплоты — это состояние этой жидкости в двух частях пространства, которые получают друг от друга равные количества тепла и при этом находятся в абсолютном равновесии или испытывают совершенно равные изменения.

Далее Прево заметил, что «Тепло нескольких частей пространства с одинаковой температурой, расположенных рядом друг с другом, одновременно находится в двух видах равновесия».

Поточечное радиационное равновесие

Следуя Максу Планку (1914), ^[4] радиационное поле часто описывается с точки зрения удельной интенсивности излучения , которая является функцией каждой геометрической точки в пространственной области в определенный момент времени. ^[5]^[6] Это немного отличается от способа определения Прево, который применялся к областям космоса. Оно также немного концептуально отличается от определения Прево: Прево мыслил в терминах связанного и свободного тепла, в то время как сегодня мы мыслим в терминах тепла в кинетической и другой динамической энергии молекул, то есть тепла в веществе и теплового фотонного газа . Подробное определение дано Р.М. Гуди и Ю.Л. Юнгом (1989). ^[6] Они думают о взаимном преобразовании теплового излучения и тепла в материи. Из удельной интенсивности излучения они получают $\mathbf {F} _{\nu }$ , монохроматическая векторная плотность потока излучения в каждой точке области пространства, равная усреднённому по времени монохроматическому вектору Пойнтинга в этой точке (Д. Михалас, 1978). ^[7] на стр. 9–11). Они определяют монохроматическую объемную скорость получения тепла веществом от излучения как отрицательную величину дивергенции вектора монохроматической плотности потока; это скалярная функция положения точки:

h_{\nu }=-\nabla \cdot \mathbf {F} _{\nu }

.

Они определяют (поточечно) монохроматическое радиационное равновесие по формуле

\nabla \cdot \mathbf {F} _{\nu }=0

в каждой точке области, находящейся в радиационном равновесии.

Они определяют (поточечно) радиационное равновесие по формуле

h=\int _{0}^{\infty }h_{\nu }d\nu =0

в каждой точке области, находящейся в радиационном равновесии.

Это означает, что в каждой точке области пространства, находящейся в (точечном) радиационном равновесии, общее для всех частот излучения взаимное преобразование энергии между тепловым излучением и содержанием энергии в материи равно нулю (нулю). Точечное радиационное равновесие тесно связано с абсолютным радиационным равновесием Прево.

Д. Михалас и Б. Вейбель-Михалас (1984) ^[5] подчеркнем, что это определение применимо к статической среде, в которой материя не движется. Они также рассматривают возможность перемещения средств массовой информации.

Приблизительное точечное радиационное равновесие

Карл Шварцшильд в 1906 году. ^[8] считал систему, в которой действовали и конвекция, и излучение, но излучение было настолько более эффективным, чем конвекция, что конвекцией можно было, в качестве приближения, пренебречь, а излучение можно было считать преобладающим. Это применимо, когда температура очень высока, например, в звезде, но не в атмосфере планеты.

Субрахманьян Чандрасекхар (1950, стр. 290) ^[9] пишет о модели звездной атмосферы, в которой «нет никаких механизмов, кроме излучения, для переноса тепла внутри атмосферы… [и] нет источников тепла в окружающей среде». Это почти не отличается от приблизительной оценки Шварцшильда 1906 года. понятие, но сформулировано более точно.

Равновесие радиационного обмена

Планк (1914, стр. 40) ^[4] относится к состоянию термодинамического равновесия, при котором «любые два тела или элементы тел, выбранные случайным образом, обмениваются излучением равными количествами тепла друг с другом».

Термин «равновесие радиационного обмена» также можно использовать для обозначения двух определенных областей пространства, которые обмениваются равными количествами радиации путем испускания и поглощения (даже если устойчивое состояние не является состоянием термодинамического равновесия, но является состоянием, в котором некоторые подпроцессы включают в себя чистый перенос вещества или энергии, включая радиацию). Равновесие радиационного обмена очень близко к относительному радиационному равновесию Прево.

Примерное равновесие радиационного обмена

В первом приближении примером равновесия радиационного обмена является обмен тепловым излучением с неоконной длиной волны между поверхностью суши и моря и нижними слоями атмосферы при ясном небе. В первом приближении (WC Swinbank 1963, ^[10] Г. В. Палтридж и CMR Platt 1976, страницы 139–140. ^[11]), в неоконных волновых числах чистый обмен между поверхностью и атмосферой отсутствует, тогда как в оконных волновых числах имеется просто прямое излучение от поверхности суши-моря в космос. Подобная ситуация возникает между соседними слоями в турбулентно перемешанном пограничном слое нижней тропосферы , выражающаяся в так называемом «приближении охлаждения к пространству», впервые отмеченном К.Д. Роджерсом и К.Д. Уолшоу (1966). ^[12]^[13]^[14]^[15]

В астрономии и планетологии

Глобальное радиационное равновесие

Глобальное радиационное равновесие можно определить для всей пассивной небесной системы, не снабжающей собственной энергией, например планеты.

Лю (2002, стр. 459) ^[16] и другие авторы используют термин «глобальное радиационное равновесие» для обозначения глобального равновесия радиационного обмена между Землей и внеземным пространством; такие авторы имеют в виду, что теоретически приходящая солнечная радиация , поглощаемая поверхностью Земли и ее атмосферой, будет равна исходящей длинноволновой радиации от поверхности Земли и ее атмосферы. Прево ^[1] сказал бы тогда, что поверхность Земли и ее атмосфера, рассматриваемые как единое целое, находятся в абсолютном радиационном равновесии. Некоторые тексты, например Сато (2004), ^[17] просто ссылайтесь на «радиационное равновесие», имея в виду глобальное обменное радиационное равновесие.

Планетарная равновесная температура

Различные глобальные температуры, которые теоретически можно представить для любой планеты в целом, можно вычислить. К таким температурам относятся температура планетарного равновесия , эквивалентная температура черного тела. ^[18] или эффективная температура радиационного излучения планеты. ^[19] Для планеты с атмосферой эти температуры могут отличаться от средней температуры поверхности , которую можно измерить как глобальную среднюю температуру воздуха на поверхности . ^[20] или как глобальная средняя температура поверхности кожи . ^[21]

Температура радиационного равновесия рассчитывается для случая, когда запас энергии изнутри планеты (например, от химических или ядерных источников) пренебрежимо мал; это предположение разумно для Земли, но не подходит, например, для расчета температуры Юпитера , для которого внутренние источники энергии больше, чем падающее солнечное излучение, ^[22] и, следовательно, фактическая температура выше теоретического радиационного равновесия.

Звездное равновесие

Звезда поставляет свою энергию из ядерных источников, и, следовательно, температурное равновесие не может быть определено только с точки зрения падающей энергии.

Кокс и Джулии (1968/1984) ^[23] определить «радиационное равновесие» для звезды , взятой в целом, а не ограничивая внимание только ее атмосферой, когда скорость передачи тепла и энергии от ядерных реакций плюс вязкость к микроскопическим движениям материальных частиц звезды просто сбалансирована. путем передачи энергии электромагнитным излучением от звезды в космос. Обратите внимание, что это радиационное равновесие немного отличается от предыдущего использования. Они отмечают, что звезда, излучающая энергию в космос, не может находиться в устойчивом состоянии распределения температуры, если нет запаса энергии, в данном случае энергии ядерных реакций внутри звезды, для поддержания излучения в космос. Точно так же условие, которое используется для приведенного выше определения точечного радиационного равновесия, не может выполняться во всей излучающей звезде: внутри звезда находится в устойчивом состоянии распределения температуры, а не во внутреннем термодинамическом равновесии. Определение Кокса и Джули позволяет им одновременно сказать, что звезда находится в устойчивом состоянии распределения температуры и находится в «радиационном равновесии»; они предполагают, что вся лучистая энергия в космос исходит изнутри звезды. ^[23]

Механизмы

Когда в области достаточно материи, чтобы молекулярные столкновения происходили гораздо чаще, чем поглощение или испускание фотонов, для излучения говорят о локальном термодинамическом равновесии (ЛТР) . В этом случае выполняется закон Кирхгофа о равенстве поглощательной и излучательной способности . ^[24]

Два тела, находящиеся в равновесии радиационного обмена, каждое из которых находится в своем локальном термодинамическом равновесии, имеют одинаковую температуру, и их лучистый обмен соответствует принципу взаимности Стокса-Гельмгольца .

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б Прево, П. (1791). «Память на весах огня» . Журнал физики . 38 . Париж: Бакалавр: 314–322.
^ Максвелл, Дж. К. (1871). Теория тепла , Лонгманс, Грин и Ко, Лондон, стр. 221–222.
^ Партингтон, младший (1949). Расширенный трактат по физической химии , том 1, Фундаментальные принципы. Свойства газов , Лонгманс, Грин и Ко, Лондон, стр. 467.
^ Перейти обратно: ^а ^б Планк, М. (1914). Теория теплового излучения , второе издание, переведенное М. Масиусом, P. Blakiston's Son and Co., Филадельфия, 1914 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Михалас Д., Вайбель-Михалас Б. (1984). Основы радиационной гидродинамики , Oxford University Press, Нью-Йорк. Архивировано 8 октября 2011 г. в Wayback Machine. ISBN 0-19-503437-6 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Гуди, Р.М., Юнг, Ю.Л. (1989). Атмосферная радиация. Теоретические основы , второе издание, Oxford University Press, Нью-Йорк, 1989 г., ISBN 0-19-505134-3 .
^ Михалас, Д. (1978). Звездные атмосферы , 2-е издание, Фримен, Сан-Франциско, ISBN 0-7167-0359-9 .
^ Шварцшильд, К. (1906). О балансе солнечной атмосферы. Новости Королевского общества наук в Геттингене. Матем.-физ. Класс 195: 41-53. Перевод избранных статей о переносе радиации , изд. Д. Х. Мензеля, Дувр, Нью-Йорк, 1966.
^ Чандрасекхар, С. (1950). Перенос излучения , Издательство Оксфордского университета, Оксфорд, 1950.
^ Суинбанк, WC (963). Длинноволновое излучение ясного неба, Ежеквартальный журнал Королевского метеорологического общества , 89 : 339–348.
^ Палтридж, Г.В., Платт, CMR, (1976). Радиационные процессы в метеорологии и климатологии , Elsevier, Амстердам, ISBN 0-444-41444-4 .
^ Роджерс, CD, Уолшоу, CD (1966). Расчет скорости инфракрасного охлаждения в планетных атмосферах, Ежеквартальный журнал Королевского метеорологического общества , 92 : 67–92.
^ Палтридж, Г.В., Платт, CMR, (1976). Радиационные процессы в метеорологии и климатологии , Elsevier, Амстердам, ISBN 0-444-41444-4 , стр. 172.
^ Гуди, Р.М., Юнг, Ю.Л. (1989). Атмосферная радиация: теоретическая основа , 2-е издание, Oxford University Press, Оксфорд, Нью-Йорк, 1989, ISBN 0-19-505134-3 , страница 250.
^ Уоллес, Дж. М., Хоббс, П. В. (2006). Наука об атмосфере: вводный обзор , 2-е издание, Elsevier, Амстердам, ISBN 978-0-12-732951-2 , стр. 138.
^ Лиу, КН (2002). Введение в атмосферную радиацию , второе издание, Academic Press, Амстердам, 2002 г., ISBN 978-0-12-451451-5 .
^ Сато, М. (2004). Динамика атмосферной циркуляции и модели общей циркуляции , Springer-Praxis, Чичестер, Великобритания, ISBN 3-540-42638-8 , стр. 370.
^ Уоллес, Дж. М., Хоббс, П. В. (2006). Атмосферная наука. Вводный обзор , второе издание, Elsevier, Амстердам, ISBN 978-0-12-732951-2 . Раздел 4.3.3, стр. 119–120.
^ Сталл, Р. (2000). Метеорология для ученых и инженеров. Технический справочник Аренса «Метеорология сегодня» , Брукс/Коул, Бельмонт, Калифорния, ISBN 978-0-534-37214-9 , с. 400.
^ Уоллес, Дж. М., Хоббс, П. В. (2006). Атмосферная наука. Вводный обзор , второе издание, Elsevier, Амстердам, ISBN 978-0-12-732951-2 ., стр.444.
^ Чжоу, ДК; Ларар, AM; Лю, X. (2021). «Температура поверхности кожи и ее тенденции, наблюдения от IASI на борту спутников MetOp» . Журнал IEEE по избранным темам прикладных наблюдений Земли и дистанционного зондирования . 14 : 1665–1675. дои : 10.1109/JSTARS.2020.3046421 .
^ Ауманн, Х.Х.; Гиллеспи, КМ-младший; и Лоу, Ф.Дж. (июль 1969 г.). Внутренние силы и эффективные температуры Юпитера и Сатурна », Astrophysical Journal, 157 стр. L69. DOI: 10.1086/180388. Проверено 19 июня 2019 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Кокс, JP с Джули, RT (1968, переиздание 1984 г.). Принципы звездной структуры , Гордон и Брич, Нью-Йорк, ISBN 0-677-01950-5 , стр. 134.
^ Милн, Э.А. (1928). Влияние столкновений на монохроматическое радиационное равновесие , Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества 88 : 493–502.

[Prevost_1791-1] Перейти обратно: ^а ^б Прево, П. (1791). «Память на весах огня» . Журнал физики . 38 . Париж: Бакалавр: 314–322.

[2] Максвелл, Дж. К. (1871). Теория тепла , Лонгманс, Грин и Ко, Лондон, стр. 221–222.

[3] Партингтон, младший (1949). Расширенный трактат по физической химии , том 1, Фундаментальные принципы. Свойства газов , Лонгманс, Грин и Ко, Лондон, стр. 467.

[Planck_1914-4] Перейти обратно: ^а ^б Планк, М. (1914). Теория теплового излучения , второе издание, переведенное М. Масиусом, P. Blakiston's Son and Co., Филадельфия, 1914 г.

[Mihalas_Mihalas_1984-5] Перейти обратно: ^а ^б Михалас Д., Вайбель-Михалас Б. (1984). Основы радиационной гидродинамики , Oxford University Press, Нью-Йорк. Архивировано 8 октября 2011 г. в Wayback Machine. ISBN 0-19-503437-6 .

[Goody_Yung_1989-6] Перейти обратно: ^а ^б Гуди, Р.М., Юнг, Ю.Л. (1989). Атмосферная радиация. Теоретические основы , второе издание, Oxford University Press, Нью-Йорк, 1989 г., ISBN 0-19-505134-3 .

[Mihalas_1978-7] Михалас, Д. (1978). Звездные атмосферы , 2-е издание, Фримен, Сан-Франциско, ISBN 0-7167-0359-9 .

[8] Шварцшильд, К. (1906). О балансе солнечной атмосферы. Новости Королевского общества наук в Геттингене. Матем.-физ. Класс 195: 41-53. Перевод избранных статей о переносе радиации , изд. Д. Х. Мензеля, Дувр, Нью-Йорк, 1966.

[9] Чандрасекхар, С. (1950). Перенос излучения , Издательство Оксфордского университета, Оксфорд, 1950.

[Swinbank_1963-10] Суинбанк, WC (963). Длинноволновое излучение ясного неба, Ежеквартальный журнал Королевского метеорологического общества , 89 : 339–348.

[PP_1976_140-11] Палтридж, Г.В., Платт, CMR, (1976). Радиационные процессы в метеорологии и климатологии , Elsevier, Амстердам, ISBN 0-444-41444-4 .

[RW_1966-12] Роджерс, CD, Уолшоу, CD (1966). Расчет скорости инфракрасного охлаждения в планетных атмосферах, Ежеквартальный журнал Королевского метеорологического общества , 92 : 67–92.

[PP_1976_172-13] Палтридж, Г.В., Платт, CMR, (1976). Радиационные процессы в метеорологии и климатологии , Elsevier, Амстердам, ISBN 0-444-41444-4 , стр. 172.

[GY_1989-14] Гуди, Р.М., Юнг, Ю.Л. (1989). Атмосферная радиация: теоретическая основа , 2-е издание, Oxford University Press, Оксфорд, Нью-Йорк, 1989, ISBN 0-19-505134-3 , страница 250.

[WH_2006-15] Уоллес, Дж. М., Хоббс, П. В. (2006). Наука об атмосфере: вводный обзор , 2-е издание, Elsevier, Амстердам, ISBN 978-0-12-732951-2 , стр. 138.

[16] Лиу, КН (2002). Введение в атмосферную радиацию , второе издание, Academic Press, Амстердам, 2002 г., ISBN 978-0-12-451451-5 .

[Satoh_2004-17] Сато, М. (2004). Динамика атмосферной циркуляции и модели общей циркуляции , Springer-Praxis, Чичестер, Великобритания, ISBN 3-540-42638-8 , стр. 370.

[18] Уоллес, Дж. М., Хоббс, П. В. (2006). Атмосферная наука. Вводный обзор , второе издание, Elsevier, Амстердам, ISBN 978-0-12-732951-2 . Раздел 4.3.3, стр. 119–120.

[19] Сталл, Р. (2000). Метеорология для ученых и инженеров. Технический справочник Аренса «Метеорология сегодня» , Брукс/Коул, Бельмонт, Калифорния, ISBN 978-0-534-37214-9 , с. 400.

[20] Уоллес, Дж. М., Хоббс, П. В. (2006). Атмосферная наука. Вводный обзор , второе издание, Elsevier, Амстердам, ISBN 978-0-12-732951-2 ., стр.444.

[Zhou2021-21] Чжоу, ДК; Ларар, AM; Лю, X. (2021). «Температура поверхности кожи и ее тенденции, наблюдения от IASI на борту спутников MetOp» . Журнал IEEE по избранным темам прикладных наблюдений Земли и дистанционного зондирования . 14 : 1665–1675. дои : 10.1109/JSTARS.2020.3046421 .

[22] Ауманн, Х.Х.; Гиллеспи, КМ-младший; и Лоу, Ф.Дж. (июль 1969 г.). Внутренние силы и эффективные температуры Юпитера и Сатурна », Astrophysical Journal, 157 стр. L69. DOI: 10.1086/180388. Проверено 19 июня 2019 г.

[Cox_1968-23] Перейти обратно: ^а ^б Кокс, JP с Джули, RT (1968, переиздание 1984 г.). Принципы звездной структуры , Гордон и Брич, Нью-Йорк, ISBN 0-677-01950-5 , стр. 134.

[Milne_1928-24] Милн, Э.А. (1928). Влияние столкновений на монохроматическое радиационное равновесие , Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества 88 : 493–502.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]