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 darse en ausencia de equilibrio termodinámico. Existen varios tipos de equilibrio radiativo, que es en sí mismo un tipo de equilibrio dinámico .
El equilibrio , en general, es un estado en el que las fuerzas opuestas están equilibradas y, por lo 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 por transferencia de calor radiativo.
Existen varios tipos de equilibrio radiativo.
En 1791, Pierre Prevost realizó una importante contribución temprana. [1] Prevost consideraba que lo que hoy se denomina gas de fotones 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, al igual que los rayos de luz, pasan a través de otros sin perturbaciones detectables en su paso. La teoría de intercambios de Prevost establecía 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 de espacio que recibe tanto como deja escapar.
El equilibrio relativo del calor libre es el estado de este fluido en dos porciones de espacio que reciben una de otra cantidades iguales de calor y que además están en equilibrio absoluto o experimentan cambios precisamente iguales.
Prevost continuó comentando que "El calor de varias porciones de espacio a la misma temperatura y una al lado de la otra está al mismo tiempo en las dos especies de equilibrio".
Siguiendo a Max 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 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 . Una definición detallada es dada por RM Goody y YL Yung (1989). [6] Piensan en la interconversión entre la radiación térmica y el calor en la materia. De la intensidad radiativa específica derivan , la densidad de flujo vectorial monocromática de la radiación en cada punto de una región del espacio, que es igual al vector de Poynting monocromático promediado en el tiempo en ese punto (D. Mihalas 1978 [7] en las páginas 9-11). Definen la tasa monocromática específica del volumen de ganancia de calor 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 (puntual) mediante
Definen el equilibrio radiativo (puntual) mediante
Esto significa que, en cada punto de la región del espacio que se encuentra en equilibrio radiativo (puntual), la interconversión total, para todas las frecuencias de radiación, de energía entre la radiación térmica y el contenido energético de 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] destacan que esta definición se aplica a un medio estático, en el que la materia no se mueve. También consideran los medios en movimiento.
En 1906, Karl Schwarzschild [8] consideró un sistema en el que operaban tanto la convección como la radiación, pero la radiación era mucho más eficiente que la convección, de modo que la convección podía, como aproximación, descuidarse 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 una 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 los alrededores". Esto no es muy diferente 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 o elementos de cuerpos seleccionados al azar intercambian por radiación cantidades iguales de calor entre sí".
El término equilibrio de intercambio radiativo también puede utilizarse para referirse a dos regiones específicas del espacio que intercambian cantidades iguales de radiación por emisión y absorción (incluso cuando el estado estacionario no es un estado de equilibrio termodinámico, sino uno en el que algunos subprocesos incluyen el transporte neto de materia o energía, incluida la radiación). El equilibrio de intercambio radiativo es casi idéntico al 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 no ventana entre la superficie de la tierra y el mar 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 no ventana, hay un intercambio neto cero entre la superficie y la atmósfera, mientras que, en los números de onda ventana, simplemente hay radiación directa de la superficie de la tierra y el mar al espacio. Una situación similar ocurre entre capas adyacentes en la capa límite turbulentamente mezclada de la troposfera inferior , expresada en la llamada "aproximación de enfriamiento al espacio", observada por primera vez por CD Rodgers y CD Walshaw (1966). [12] [13] [14] [15]
El equilibrio radiativo global puede definirse para todo un sistema celeste pasivo que no suministra su propia energía, como por ejemplo un planeta.
Liou (2002, pág. 459) [16] y otros autores utilizan el término equilibrio radiativo global para referirse al equilibrio de intercambio radiativo global entre la Tierra y el espacio extraterrestre; dichos autores quieren 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 equilibrio radiativo absoluto. Algunos textos, por ejemplo Satoh (2004), [17] simplemente se refieren a "equilibrio radiativo" al referirse al equilibrio radiativo de intercambio global.
Se pueden calcular las distintas temperaturas globales que se pueden concebir teóricamente para cualquier planeta en general. Dichas temperaturas incluyen la temperatura de equilibrio planetario , la temperatura equivalente del cuerpo negro [18] o la temperatura de emisión de radiación efectiva del planeta. [19] Para un planeta con atmósfera, estas temperaturas pueden ser diferentes de la temperatura superficial media , que se puede medir como la temperatura media global del aire en la superficie [ 20] o como la temperatura media global de la piel de 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 insignificantemente pequeño; 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 obtiene su propia energía de fuentes nucleares y, por lo tanto, el equilibrio de temperatura no puede definirse únicamente en términos de energía incidente.
Cox y Giuli (1968/1984) [23] definen "equilibrio radiativo" para una estrella , tomada 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 a los movimientos microscópicos de las partículas materiales de la estrella se equilibra simplemente con la transferencia de energía por radiación electromagnética de la estrella al espacio. Obsérvese 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 de reacciones nucleares dentro de la estrella, para apoyar la radiación al espacio. Del mismo modo, la condición que se utiliza 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 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 hacia el espacio proviene del interior de la estrella. [23]
Cuando en una región hay suficiente materia como para 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 (ETL) . En este caso, se cumple la ley de Kirchhoff de igualdad de la absortividad y la emisividad radiativas . [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 .
