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輻射平衡

輻射平衡是離開物體的總熱輻射等於進入它的總熱輻射的條件。它是熱力學平衡的幾個要求之一，但它可以在沒有熱力學平衡的情況下發生。輻射平衡有多種類型，它本身是一種動態平衡。

定義

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平衡，一般來說，是一種相反的力量平衡的狀態，因此系統不會隨時間變化。輻射平衡是熱平衡的特殊情況，因為熱交換是通過輻射傳熱完成的。有以下幾種類型的輻射平衡。

普雷沃斯特的定義

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皮埃爾·普雷沃斯特在 1791 年做出了一項重要的早期貢獻。 [1] 普雷沃斯特認為現在所謂的光子氣體或電磁輻射是一種他稱之為「自由熱」的流體。普雷沃斯特提出，自由輻射熱是一種非常稀有的流體，其射線就像光線一樣，可以相互穿過，而不會對它們的通過造成可察覺的干擾。普雷沃斯特的交換理論指出，每個物體都向其他物體輻射並接收來自其他物體的輻射。無論是否存在其他物體，都會發射來自每個物體的輻射。 [2] [3]

普雷沃斯特在 1791 年提供了以下定義：

自由熱的絕對平衡是這種流體在空間的一部分中的狀態，它接收的熱量與釋放的熱量一樣多。

自由熱的相對平衡是這種流體在空間的兩個部分中的狀態，它們彼此接收等量的熱量，並且處於絕對平衡狀態，或者經歷完全相同的變化。

普雷沃斯特接著寫道：「空間的幾個部分在相同溫度下的熱量，並且彼此相鄰，同時處於兩種平衡狀態。」

逐點輻射平衡

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繼普朗克 (1914) 之後， [4]輻射場通常用特定的輻射強度來描述，它是空間區域中每個幾何點在某一時刻的函數。 [5] [6]這與普雷沃斯特的定義模式略有不同，後者是針對空間區域的。它在概念上也與普雷沃斯特的定義略有不同：普雷沃斯特考慮束縛熱和自由熱，而今天我們考慮分子動能和其他動態能量中的熱，即物質中的熱和熱光子氣體。古迪和楊 (1989) 給出了詳細的定義。 [6]他們想到了物質中熱輻射和熱量之間的相互轉換。從他們得出的特定輻射強度  ，空間區域中每個點的輻射單色矢量通量密度，等於該點的時間平均單色坡印廷矢量（Mihalas 1978 [7]第 9-11 頁）。他們將輻射中物質的單色體積比熱增益率定義為單色通量密度矢量散度的負值；它是點位置的純量函數：

  .

他們通過以下方式定義（逐點）單色輻射平衡

在該區域處於輻射平衡的每個點都有 

他們通過以下方式定義（逐點）輻射平衡

在處於輻射平衡的區域的每個點上都有 

這意味著，在處於（逐點）輻射平衡的空間區域的每個點上，對於所有輻射頻率，熱輻射和物質中的能量含量之間的能量相互轉換的總和為零（零）。逐點輻射平衡與 Prevost 的絕對輻射平衡密切相關。

Mihalas 和 Weibel-Mihalas (1984) [5]強調該定義適用於物質不移動的靜態介質。他們還考慮移動媒體。

近似逐點輻射平衡

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史瓦西在 1906 年[8]考慮了一個系統，其中對流和輻射都運行，但輻射比對流更有效，以至於對流可以作為近似值被忽略，而輻射可以被認為是主要的。這適用於溫度非常高的情況，例如在恆星中，而不是在行星的大氣層中。

錢德拉塞卡在《輻射傳輸》一書(1950, page 290) [9]中寫了一個恆星大氣模型，其中寫到「除了輻射之外，沒有任何機制可以在大氣中傳輸熱量……[並且] 周圍沒有熱源」。這與史瓦西在 1906 年的近似概念幾乎沒有什麼不同，但表述得更準確。

輻射交換平衡

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普朗克（1914） [4]指出熱力學平衡條件，其中「任意兩個物體或物體中的元素通過輻射隨機交換等量的熱量」。

術語輻射交換平衡也可用於指代空間的兩個特定區域，它們通過發射和吸收交換等量的輻射（即使穩態不是熱力學平衡之一，而是其中一些子過程包括物質或能量的淨傳輸，包括輻射）。輻射交換平衡與普雷沃斯特的相對輻射平衡非常接近。

近似輻射交換平衡

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大致上，輻射交換平衡的一個例子是在天空晴朗時，陸地和海洋表面與最低大氣之間的非窗口波長熱輻射的交換。作為第一個近似值 [10] [11] ，在非窗口波數中，地表和大氣之間的淨交換為零，而在窗口波數中，只是從陸海表面直接輻射到太空。類似的情況發生在對流層低層湍流混合邊界層的相鄰層之間，用所謂的「冷卻到空間近似」表示，這一現象最早由 Rodgers 和 Walshaw（1966 年）指出。 [12] [13] [14] [15]

在天文學和行星科學

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全球輻射平衡

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可以為不提供自身能量的整個被動天體系統（例如行星）定義全球輻射平衡。

廖國男 (2002, page 459) [16]和其他作者使用術語全球輻射平衡來指代地球與地外空間之間的全球輻射交換平衡；這些作者的意思是，在理論上，地球表面及其大氣層吸收的入射太陽輻射將等於地球表面及其大氣層的出射長波輻射。普雷沃斯特[1]會說地球表面及其大氣作為一個整體處於絕對輻射平衡。一些文本，例如 Satoh (2004)， [17]在指代全球交換輻射平衡時僅指「輻射平衡」。

行星平衡溫度

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通常可以計算出理論上可以為任何行星設想的各種全球溫度。這些溫度包括行星平衡溫度、等效黑體溫度[18]或行星的有效輻射發射溫度。 [19]這與測量的全球平均地表氣溫有關（但不完全相同）， [20]還包括大氣的存在。

在地球內部（例如，來自化學或核源）的能量供應小到可以忽略不計的情況下，計算輻射平衡溫度；這個假設對地球來說是合理的，但是對於計算木星的溫度來說是失敗的，因為木星的內部能源大於入射的太陽輻射， [21] ，因此實際溫度高於理論輻射平衡。

恆星平衡

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恆星從核源提供自己的能量，因此溫度平衡不能僅根據入射能量來定義。

Cox 和 Giuli (1968/1984) [22]定義了一顆恆星的「輻射平衡」，作為一個整體，並不僅僅關注它的大氣層，當能量從核反應的熱傳遞率加上粘度到微觀恆星物質粒子的運動正好通過電磁輻射從恆星到太空的能量轉移來平衡。請注意，這種輻射平衡與以前的用法略有不同。他們指出，向太空輻射能量的恆星不可能處於溫度分布的穩定狀態，除非有能量供應，在這種情況下，是來自恆星內部核反應的能量，以支持向太空的輻射。同樣，用於上述逐點輻射平衡定義的條件不能在整個正在輻射的恆星中保持：在內部，恆星處於溫度分布的穩定狀態，而不是內部熱力學平衡。 Cox 和 Giuli 的定義允許他們同時說恆星處於溫度分布的穩定狀態並且處於「輻射平衡」；他們假設所有到太空的輻射能量都來自恆星內部。 [22]

輻射平衡機制

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當一個區域中有足夠的物質使分子碰撞比光子的產生或湮滅更頻繁地發生時，對於輻射來說，就是局部熱力學平衡。在這種情況下，基爾霍夫的輻射吸收率和發射率相等定律成立。 [23]

處於輻射交換平衡狀態的兩個物體，各自處於各自的局部熱力學平衡狀態，溫度相同，它們的輻射交換符合斯托克斯-亥姆霍茲互易原理。

參考資料

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  1. ^ 1.0 1.1 Prevost, P. Mémoire sur l'equilibre du feu. Journal de Physique 38 (Paris: Bachelier). 1791: 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, Fundamental Principles. The Properties of Gases, Longmans, Green and Co, London, page 467.
  4. ^ 4.0 4.1 Planck, M. (1914). The Theory of Heat Radiation, second edition translated by M. Masius, P. Blakiston's Son and Co., Philadelphia, 1914.
  5. ^ 5.0 5.1 Mihalas, D., Weibel-Mihalas, B. (1984). Foundations of Radiation Hydrodynamics, Oxford University Press, New York （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） ISBN 0-19-503437-6.
  6. ^ 6.0 6.1 Goody, R.M., Yung, Y.L. (1989). Atmospheric Radiation. Theoretical Basis, second edition, Oxford University Press, New York, 1989, ISBN 0-19-505134-3.
  7. ^ Mihalas, D. (1978). Stellar Atmospheres, 2nd edition, Freeman, San Francisco, ISBN 0-7167-0359-9.
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  9. ^ Chandrasekhar, S. (1950). Radiative Transfer, Oxford University Press, Oxford, 1950.
  10. ^ Swinbank, W.C. (963). Long-wave radiation from clear skies, Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society, 89: 339–348.
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  13. ^ Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). Radiative Processes in Meteorology and Climatology, Elsevier, Amsterdam, ISBN 0-444-41444-4, page 172.
  14. ^ 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.
  15. ^ Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). Atmospheric Science: An Introductory Survey, 2nd edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2, page 138.
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  17. ^ Satoh, M. (2004). Atmospheric Circulation Dynamics and General Circulation Models, Springer-Praxis, Chichester UK, ISBN 3-540-42638-8, page 370.
  18. ^ 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.
  19. ^ 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.
  20. ^ Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). Atmospheric Science. An Introductory Survey, second edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2., p.444.
  21. ^ Aumann, H. H.; Gillespie, C. M., Jr.; and Low, F. J. (July 1969). The Internal Powers and Effective Temperatures of Jupiter and Saturn （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）", Astrophysical Journal, 157 p. L69. DOI: 10.1086/180388. Retrieved 2019-06-19.
  22. ^ 22.0 22.1 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.
  23. ^ Milne, E.A. (1928). The effect of collisions on monochromatic radiative equilibrium （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 88: 493–502
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