التوازن الإشعاعي

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة

التوازن الإشعاعي هو الحالة التي يتساوى فيها إجمالي الإشعاع الحراري الخارج من جسم ما مع إجمالي الإشعاع الحراري الداخل إليه. وهو أحد الشروط العديدة للتوازن الديناميكي الحراري ، ولكنه قد يحدث حتى في غياب التوازن الديناميكي الحراري. توجد أنواع مختلفة من التوازن الإشعاعي، وهو بحد ذاته نوع من أنواع التوازن الديناميكي .

التعريفات

الاتزان ، بشكل عام، هو حالة تتوازن فيها القوى المتضادة، وبالتالي لا يتغير النظام بمرور الوقت. أما الاتزان الإشعاعي فهو حالة خاصة من الاتزان الحراري ، حيث يتم تبادل الحرارة عن طريق انتقال الحرارة الإشعاعي.

توجد عدة أنواع من التوازن الإشعاعي.

تعريفات بريفوست

قدّم بيير بريفو إسهامًا مبكرًا هامًا عام 1791. [ 1 ] اعتبر بريفو أن ما يُعرف اليوم بغاز الفوتون أو الإشعاع الكهرومغناطيسي هو سائل أطلق عليه اسم "الحرارة الحرة". واقترح أن الحرارة الإشعاعية الحرة سائل نادر جدًا، وأن أشعتها، كأشعة الضوء، تخترق بعضها بعضًا دون أي عائق يُذكر. ونصّت نظرية بريفو للتبادلات على أن كل جسم يُشعّ ويستقبل الإشعاع من الأجسام الأخرى. ويُشعّ الإشعاع من كل جسم بغض النظر عن وجود أو عدم وجود أجسام أخرى. [ 2 ] [ 3 ]

قدّم بريفوست في عام 1791 التعريفات التالية (مترجمة):

التوازن المطلق للحرارة الحرة هو حالة هذا السائل في جزء من الفضاء الذي يستقبل منها نفس القدر الذي يسمح له بالهروب.

التوازن النسبي للحرارة الحرة هو حالة هذا السائل في جزأين من الفضاء يتلقيان من بعضهما البعض كميات متساوية من الحرارة، وهما أيضًا في حالة توازن مطلق، أو يشهدان تغيرات متساوية تمامًا.

وتابع بريفوست تعليقه قائلاً: "إن حرارة أجزاء متعددة من الفضاء عند نفس درجة الحرارة، وبجوار بعضها البعض، تكون في نفس الوقت في حالتي التوازن".

التوازن الإشعاعي النقطي

Following Max Planck (1914),[4] a radiative field is often described in terms of specific radiative intensity, which is a function of each geometrical point in a space region, at an instant of time.[5][6] This is slightly different from Prevost's mode of definition, which was for regions of space. It is also slightly conceptually different from Prevost's definition: Prevost thought in terms of bound and free heat while today we think in terms of heat in kinetic and other dynamic energy of molecules, that is to say heat in matter, and the thermal photon gas. A detailed definition is given by R. M. Goody and Y. L. Yung (1989).[6] They think of the interconversion between thermal radiation and heat in matter. From the specific radiative intensity they derive Fν{\displaystyle \mathbf {F} _{\nu }}, the monochromatic vector flux density of radiation at each point in a region of space, which is equal to the time averaged monochromatic Poynting vector at that point (D. Mihalas 1978[7] on pages 9–11). They define the monochromatic volume-specific rate of gain of heat by matter from radiation as the negative of the divergence of the monochromatic flux density vector; it is a scalar function of the position of the point:

hν=−∇⋅Fν{\displaystyle h_{\nu }=-\nabla \cdot \mathbf {F} _{\nu }}.

They define (pointwise) monochromatic radiative equilibrium by

∇⋅Fν=0{\displaystyle \nabla \cdot \mathbf {F} _{\nu }=0} at every point of the region that is in radiative equilibrium.

They define (pointwise) radiative equilibrium by

h=∫0∞hνdν=0{\displaystyle h=\int _{0}^{\infty }h_{\nu }d\nu =0} at every point of the region that is in radiative equilibrium.

This means that, at every point of the region of space that is in (pointwise) radiative equilibrium, the total, for all frequencies of radiation, interconversion of energy between thermal radiation and energy content in matter is nil(zero). Pointwise radiative equilibrium is closely related to Prevost's absolute radiative equilibrium.

D. Mihalas and B. Weibel-Mihalas (1984)[5] emphasise that this definition applies to a static medium, in which the matter is not moving. They also consider moving media.

Approximate pointwise radiative equilibrium

Karl Schwarzschild in 1906[8] considered a system in which convection and radiation both operated but radiation was so much more efficient than convection that convection could be, as an approximation, neglected, and radiation could be considered predominant. This applies when the temperature is very high, as for example in a star, but not in a planet's atmosphere.

يكتب سوبرامانيان تشاندراسيكار (1950، صفحة 290) [ 9 ] عن نموذج للغلاف الجوي النجمي حيث "لا توجد آليات، بخلاف الإشعاع، لنقل الحرارة داخل الغلاف الجوي ... [و] لا توجد مصادر للحرارة في المحيط". هذا لا يختلف كثيرًا عن مفهوم شوارتزشيلد التقريبي لعام 1906، ولكنه أكثر دقة.

توازن التبادل الإشعاعي

يشير بلانك (1914، الصفحة 40) [ 4 ] إلى حالة التوازن الديناميكي الحراري، حيث "يتبادل أي جسمين أو عنصرين من الأجسام يتم اختيارهما عشوائيا كميات متساوية من الحرارة عن طريق الإشعاع مع بعضهما البعض".

يمكن استخدام مصطلح توازن التبادل الإشعاعي للإشارة إلى منطقتين محددتين في الفضاء تتبادلان كميات متساوية من الإشعاع عن طريق الانبعاث والامتصاص (حتى عندما لا تكون الحالة المستقرة حالة توازن ديناميكي حراري، بل حالة تتضمن بعض العمليات الفرعية نقلًا صافيًا للمادة أو الطاقة، بما في ذلك الإشعاع). ويُعدّ توازن التبادل الإشعاعي مطابقًا تقريبًا لتوازن بريفوست الإشعاعي النسبي.

توازن التبادل الإشعاعي التقريبي

كتقريب أولي، يُعد تبادل الإشعاع الحراري ذي الأطوال الموجية غير النافذة بين سطح الأرض والبحر والطبقة السفلى من الغلاف الجوي، في حالة صفاء السماء، مثالًا على توازن التبادل الإشعاعي. وكتقريب أولي (WC Swinbank 1963، [ 10 ] GW Paltridge وCMR Platt 1976، الصفحات 139-140 [ 11 ] )، يكون التبادل الصافي بين السطح والغلاف الجوي معدومًا في الأطوال الموجية غير النافذة، بينما في الأطوال الموجية النافذة، يكون هناك إشعاع مباشر من سطح الأرض والبحر إلى الفضاء. ويحدث وضع مماثل بين الطبقات المتجاورة في الطبقة الحدية المختلطة المضطربة في التروبوسفير السفلي ، وهو ما يُعرف بـ"تقريب التبريد إلى الفضاء"، والذي لاحظه لأول مرة CD Rodgers وCD Walshaw (1966). [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]

في علم الفلك وعلم الكواكب

التوازن الإشعاعي العالمي

يمكن تعريف التوازن الإشعاعي العالمي لنظام سماوي سلبي كامل لا يوفر طاقته الخاصة، مثل كوكب.

يستخدم ليو (2002، صفحة 459) [ 16 ] ومؤلفون آخرون مصطلح " التوازن الإشعاعي العالمي" للإشارة إلى توازن التبادل الإشعاعي على مستوى العالم بين الأرض والفضاء الخارجي؛ ويقصد هؤلاء المؤلفون، نظريًا، أن الإشعاع الشمسي الوارد الذي تمتصه سطح الأرض وغلافها الجوي يساوي الإشعاع الموجي الطويل الصادر من سطح الأرض وغلافها الجوي. ويرى بريفوست [ 1 ] أن سطح الأرض وغلافها الجوي، عند النظر إليهما كوحدة واحدة، في حالة توازن إشعاعي مطلق. في المقابل، تشير بعض النصوص، مثل ساتوه (2004) [ 17 ] ، ببساطة إلى "التوازن الإشعاعي" عند الحديث عن توازن التبادل الإشعاعي العالمي.

درجة حرارة التوازن الكوكبي

يمكن حساب درجات الحرارة العالمية المختلفة التي يُمكن تصورها نظريًا لأي كوكب بشكل عام. تشمل هذه الدرجات درجة حرارة التوازن الكوكبي ، أو درجة حرارة الجسم الأسود المكافئة [ 18 ]، أو درجة حرارة انبعاث الإشعاع الفعال للكوكب [ 19 ] . بالنسبة لكوكب ذي غلاف جوي، قد تختلف هذه الدرجات عن متوسط ​​درجة حرارة السطح ، والتي يُمكن قياسها كمتوسط ​​درجة حرارة الهواء السطحي العالمي [ 20 ] ، أو كمتوسط ​​درجة حرارة سطح الكوكب [ 21 ] .

يتم حساب درجة حرارة التوازن الإشعاعي في حالة كون إمدادات الطاقة من داخل الكوكب (على سبيل المثال، من مصادر كيميائية أو نووية ) ضئيلة للغاية؛ هذا الافتراض معقول بالنسبة للأرض، ولكنه يفشل، على سبيل المثال، في حساب درجة حرارة كوكب المشتري ، حيث تكون مصادر الطاقة الداخلية أكبر من الإشعاع الشمسي الساقط، [ 22 ] وبالتالي تكون درجة الحرارة الفعلية أعلى من درجة حرارة التوازن الإشعاعي النظرية.

التوازن النجمي

يزود النجم نفسه بالطاقة من مصادر نووية، وبالتالي لا يمكن تعريف توازن درجة الحرارة من حيث الطاقة الساقطة فقط.

عرّف كوكس وجيولي (1968/1984) [ 23 ] "التوازن الإشعاعي" للنجم ، عند النظر إليه ككل وليس فقط غلافه الجوي، بأنه عندما يتوازن معدل انتقال الطاقة الحرارية من التفاعلات النووية بالإضافة إلى اللزوجة إلى الحركات المجهرية لجزيئات النجم المادية مع انتقال الطاقة عبر الإشعاع الكهرومغناطيسي من النجم إلى الفضاء. تجدر الإشارة إلى أن هذا التوازن الإشعاعي يختلف قليلاً عن الاستخدام السابق. فقد لاحظا أن النجم الذي يشع طاقة إلى الفضاء لا يمكن أن يكون في حالة استقرار في توزيع درجة الحرارة ما لم يكن هناك مصدر للطاقة، في هذه الحالة، الطاقة الناتجة عن التفاعلات النووية داخل النجم، لدعم الإشعاع إلى الفضاء. وبالمثل، فإن الشرط المستخدم في التعريف المذكور أعلاه للتوازن الإشعاعي النقطي لا ينطبق على كامل النجم المشع: فداخلياً، يكون النجم في حالة استقرار في توزيع درجة الحرارة، وليس في حالة توازن ديناميكي حراري داخلي. يسمح تعريف كوكس وجيولي لهما بالقول في الوقت نفسه أن النجم في حالة استقرار في توزيع درجة الحرارة وفي حالة "توازن إشعاعي"؛ فهما يفترضان أن كل الطاقة الإشعاعية إلى الفضاء تأتي من داخل النجم. [ 23 ]

الآليات

عندما تتوافر كمية كافية من المادة في منطقة ما تسمح بحدوث تصادمات جزيئية بوتيرة أعلى بكثير من امتصاص أو انبعاث الفوتونات، يُشار إلى الإشعاع حينها بالتوازن الديناميكي الحراري المحلي (LTE) . في هذه الحالة، ينطبق قانون كيرشوف الذي ينص على تساوي معامل الامتصاص الإشعاعي ومعامل الانبعاث . [ 24 ]

جسمان في حالة توازن التبادل الإشعاعي، كل منهما في حالة توازن ديناميكي حراري محلي خاص به، لهما نفس درجة الحرارة ويتوافق تبادلهما الإشعاعي مع مبدأ التبادل ستوكس-هيلمهولتز .

مراجع

  1. 1 2 بريفوست، ص. (1791). ""ذاكرة توازن النار"" . جورنال دي فيزيك . 38 . باريس: باشيلير: 314-322 .
  2. ↑ ماكسويل، جيه سي (1871). نظرية الحرارة ، لونجمانز، جرين وشركاه، لندن، الصفحات 221-222.
  3. ↑ بارتينغتون، جيه آر (1949). دراسة متقدمة في الكيمياء الفيزيائية ، المجلد 1، المبادئ الأساسية. خصائص الغازات ، لونغمانز، غرين وشركاه، لندن، صفحة 467.
  4. 1 2 بلانك، م. (1914). نظرية الإشعاع الحراري ، الطبعة الثانية ترجمة م. ماسيوس، بي. بلاكيستون وابنه وشركاه، فيلادلفيا، 1914.
  5. 1 2 ميهالاس، د.، ويبل-ميهالاس، ب. (1984). أسس ديناميكا الموائع الإشعاعية ، مطبعة جامعة أكسفورد، نيويورك. مؤرشف في 8 أكتوبر 2011 على موقع Wayback Machine. رقم ISBN 0-19-503437-6.
  6. 1 2 جودي، آر إم، يونغ، واي إل (1989). الإشعاع الجوي: الأساس النظري ، الطبعة الثانية، مطبعة جامعة أكسفورد، نيويورك، 1989، ISBN 0-19-505134-3.
  7. ^ ميهالاس، د. (1978). أجواء نجمية ، الطبعة الثانية، فريمان، سان فرانسيسكو، ISBN 0-7167-0359-9.
  8. ^ شوارزشيلد، ك. (1906). Ueber das Gleichgewicht der Sonnenatmosphaere. Nachrichten von der Koeniglichen Gessellschaft der Wissenschaften zu Goettingen. الرياضيات-فيزياء. كلاس 195: 41-53. الترجمة في أوراق مختارة حول نقل الإشعاع ، أد. دي إتش مينزل، دوفر، نيويورك، 1966.
  9. ↑ تشاندراسيكار، س. (1950). نقل الإشعاع ، مطبعة جامعة أكسفورد، أكسفورد، 1950.
  10. ↑ سوينبانك، دبليو سي (963). الإشعاع ذو الموجة الطويلة من السماء الصافية، المجلة الفصلية للجمعية الملكية للأرصاد الجوية ، 89 : 339-348.
  11. ↑ بالتريدج، جي دبليو، بلات، سي إم آر، (1976). العمليات الإشعاعية في الأرصاد الجوية وعلم المناخ ، إلسيفير، أمستردام، ISBN 0-444-41444-4.
  12. ↑ رودجرز، سي دي، والشاو، سي دي (1966). حساب معدل التبريد بالأشعة تحت الحمراء في الأغلفة الجوية للكواكب، المجلة الفصلية للجمعية الملكية للأرصاد الجوية ، 92 : 67-92.
  13. ↑ بالتريدج، جي دبليو، بلات، سي إم آر، (1976). العمليات الإشعاعية في الأرصاد الجوية وعلم المناخ ، إلسيفير، أمستردام، ISBN 0-444-41444-4، الصفحة 172.
  14. ↑ جودي، آر إم، ويونغ، واي إل (1989). الإشعاع الجوي: الأساس النظري ، الطبعة الثانية، مطبعة جامعة أكسفورد، أكسفورد، نيويورك، 1989، رقم ISBN 0-19-505134-3، الصفحة 250.
  15. ↑ والاس، جيه إم، وهوبز، بي في (2006). علم الغلاف الجوي: دراسة تمهيدية ، الطبعة الثانية، إلسيفير، أمستردام، ISBN 978-0-12-732951-2، الصفحة 138.
  16. ↑ ليو، ك. ن. (2002). مقدمة في الإشعاع الجوي ، الطبعة الثانية، دار النشر الأكاديمية، أمستردام، 2002، رقم ISBN 978-0-12-451451-5.
  17. ↑ ساتوه، م. (2004). ديناميكيات دوران الغلاف الجوي ونماذج الدوران العام ، سبرينغر-براكسيس، تشيتشستر، المملكة المتحدة، ISBN 3-540-42638-8، الصفحة 370.
  18. ↑ والاس، جيه إم، وهوبز، بي في (2006). علم الغلاف الجوي: دراسة تمهيدية ، الطبعة الثانية، إلسيفير، أمستردام، ISBN 978-0-12-732951-2القسم 4.3.3، الصفحات 119-120.
  19. ↑ ستول، ر. (2000). علم الأرصاد الجوية للعلماء والمهندسين. كتاب تقني مصاحب لكتاب أهرنز "علم الأرصاد الجوية اليوم" ، بروكس/كول، بلمونت، كاليفورنيا، رقم ISBN 978-0-534-37214-9، ص 400.
  20. ↑ والاس، جيه إم، وهوبز، بي في (2006). علم الغلاف الجوي: دراسة تمهيدية ، الطبعة الثانية، إلسيفير، أمستردام، ISBN 978-0-12-732951-2، ص 444.
  21. ↑ تشو، د.ك.؛ لارار، أ.م.؛ ليو، ش. (2021). "درجة حرارة سطح الأرض واتجاهاتها: رصد من جهاز IASI على متن أقمار MetOp الصناعية" . مجلة IEEE للمواضيع المختارة في تطبيقات رصد الأرض والاستشعار عن بعد . 14 : 1665-1675 . Bibcode : 2021IJSTA..14.1665Z . doi : 10.1109/JSTARS.2020.3046421 .
  22. ↑ أومان، إتش إتش؛ جيليسبي، سي إم، الابن؛ ولو، إف جيه (يوليو 1969). القوى الداخلية ودرجات الحرارة الفعالة لكوكبَي المشتري وزحل ، المجلة الفيزيائية الفلكية، 157، ص. L69. DOI: 10.1086/180388. تاريخ الاسترجاع: 19 يونيو 2019.
  23. 1 2 كوكس، جيه بي مع جيولي، آر تي (1968، طبعة مُعاد طباعتها 1984). مبادئ بنية النجوم ، جوردون وبريتش، نيويورك، ISBN 0-677-01950-5، الصفحة 134.
  24. ↑ ميلن، إي. أ. (1928). تأثير التصادمات على التوازن الإشعاعي أحادي اللون ، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية 88 : 493-502