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. Existen varios tipos de equilibrio radiativo, que es en sí mismo una especie de equilibrio dinámico .
El equilibrio , en general, es un estado en el que las fuerzas opuestas están equilibradas y, por tanto, un sistema no cambia en el tiempo. El equilibrio radiativo es el caso específico del equilibrio térmico , para el caso en el que el intercambio de calor se realiza mediante transferencia de calor radiativo.
Hay varios tipos de equilibrio radiativo.
Una importante contribución temprana fue realizada por Pierre Prevost en 1791. [1] Prevost consideraba que lo que hoy 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 sin perturbaciones detectables en 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 porciones del espacio que reciben entre sí cantidades iguales de calor y que, además, están en equilibrio absoluto o experimentan cambios exactamente iguales.
Prevost continuó comentando que "el calor de varias porciones del espacio a la misma temperatura, y una al lado de la otra, se encuentra al mismo tiempo en las dos especies de equilibrio".
Siguiendo a Max Planck (1914), [4] un campo radiativo a menudo se describe en términos de intensidad radiativa específica , que es función de cada punto geométrico en una región del espacio, 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 conceptualmente de la definición de Prevost: Prevost pensaba en términos de calor ligado y libre, mientras que hoy pensamos en términos de calor en energía cinética y otra energía dinámica de las moléculas, es decir, calor en la materia y el gas de fotones térmicos . RM Goody y YL 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 monocromático de Poynting promediado en el tiempo en ese punto (D. Mihalas 1978 [7] en las páginas 9-11 ). Definen la tasa de ganancia de calor monocromática específica del volumen por parte de la materia a partir 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 el equilibrio radiativo monocromático (puntualmente) por
Definen (puntualmente) el equilibrio radiativo por
Esto significa que, en cada punto de la región del espacio que está en equilibrio radiativo (puntual), 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.
D. Mihalas y B. 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 en movimiento.
Karl Schwarzschild en 1906 [8] consideró un sistema en el que operaban tanto la convección como la radiación, pero la radiación era mucho más eficiente que la convección que la convección podía, como aproximación, despreciarse y la radiación podía 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 el 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 Schwarzschild de 1906, pero está expresado con mayor precisión.
Planck (1914, página 40) [4] se refiere a una condición de equilibrio termodinámico, en la que "dos cuerpos cualesquiera 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 utilizar para referirse a dos regiones específicas del espacio que intercambian cantidades iguales de radiación mediante emisión y absorción (incluso cuando el estado estacionario no es de equilibrio termodinámico, sino 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.
En una primera aproximación, un ejemplo de equilibrio de intercambio radiativo es el intercambio de radiación térmica de longitud de onda sin ventana entre la superficie terrestre y marina y la atmósfera más baja, cuando hay un cielo despejado. Como primera aproximación (WC Swinbank 1963, [10] GW Paltridge y CMR Platt 1976, páginas 139-140 [11] ), en los números de onda sin ventana, hay cero intercambio neto entre la superficie y la atmósfera, mientras que, en Según los números de onda de la ventana, simplemente hay radiación directa desde la superficie terrestre y marina al espacio. Una situación similar ocurre entre capas adyacentes en la capa límite mezclada turbulentamente de la troposfera inferior , expresada en la llamada "aproximación del enfriamiento al espacio", observada por primera vez por CD Rodgers y CD Walshaw (1966). [12] [13] [14] [15]
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 a nivel global entre la Tierra y el espacio extraterrestre; tales autores pretenden decir que, en teoría, la radiación solar entrante absorbida por la superficie de la Tierra y su atmósfera sería igual a la radiación de onda larga saliente de la superficie de la Tierra y su atmósfera. Prevost [1] diría entonces que la superficie de la Tierra y su atmósfera consideradas en su conjunto estaban en absoluto equilibrio radiativo. Algunos textos, por ejemplo Satoh (2004), [17] simplemente se refieren al "equilibrio radiativo" al referirse al equilibrio radiativo del intercambio global.
Se pueden calcular las diversas temperaturas globales que teóricamente pueden concebirse para cualquier planeta en general. Dichas temperaturas incluyen la temperatura de equilibrio planetario , la temperatura equivalente del cuerpo negro [18] o la temperatura efectiva de emisión de radiación del planeta. [19] Para un planeta con atmósfera, estas temperaturas pueden ser diferentes a la temperatura media de la superficie , que puede medirse como la temperatura media global del aire en la superficie , [20] o como la temperatura media global de la piel en la superficie . [21]
Se calcula una temperatura de equilibrio radiativo para el caso en 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 el cual las fuentes de energía internas son mayores que la radiación solar incidente, [22] y, por lo tanto, la temperatura real es más alta que el equilibrio radiativo teórico.
Una estrella suministra su propia energía a partir de fuentes nucleares y, por tanto, el equilibrio de temperaturas no puede definirse únicamente en términos de energía incidente.
Cox y Giuli (1968/1984) [23] definen el "equilibrio radiativo" de una estrella , tomada como un todo y sin limitarse sólo a su atmósfera, cuando la tasa de transferencia como calor de energía procedente de reacciones nucleares más la viscosidad al nivel microscópico Los movimientos de las partículas materiales de la estrella se equilibran simplemente mediante la transferencia de energía mediante radiación electromagnética de la estrella al espacio. Tenga en cuenta que este equilibrio radiativo es ligeramente diferente del uso anterior. Observan 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 procedente de reacciones nucleares dentro de la estrella, para sustentar la radiación al espacio. Del mismo modo, la condición que se utiliza para la definición anterior de equilibrio radiativo puntual no se puede cumplir en toda una estrella que está irradiando: internamente, la estrella se encuentra 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. [23]
Cuando hay suficiente materia en una región para permitir que se produzcan colisiones moleculares con mucha más frecuencia que la absorción o emisión de fotones, en el caso de la radiación se habla de equilibrio termodinámico local (LTE) . En este caso, se cumple la ley de igualdad de absortividad y emisividad radiativa de Kirchhoff . [24]
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 .
