विकिरण संतुलन: Difference between revisions

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== परिभाषाएँ ==
== परिभाषाएँ ==


[[संतुलन के प्रकारों की सूची|संतुलन '''के प्रकारों की सूची''']], सामान्य तौर पर, एक ऐसी अवस्था है जिसमें विरोधी बल संतुलित होते हैं, और इसलिए एक प्रणाली समय के साथ नहीं बदलती है। विकिरण संतुलन [[थर्मल संतुलन]] की विशिष्ट स्थिति है, उस स्थिति के लिए जिसमें थर्मल विकिरण द्वारा ऊष्मा का आदान-प्रदान किया जाता है।
[[संतुलन के प्रकारों की सूची|संतुलन '''के प्रकारों की सूची''']], सामान्य तौर पर, ऐसी अवस्था है, जिसमें विरोधी बल संतुलित होते हैं, और इसलिए प्रणाली समय के साथ नहीं बदलती है। विकिरण संतुलन [[थर्मल संतुलन]] की विशिष्ट स्थिति है, उस स्थिति के लिए जिसमें थर्मल विकिरण द्वारा ऊष्मा का आदान-प्रदान किया जाता है।


कई प्रकार के विकिरण संतुलन हैं।
कई प्रकार के विकिरण संतुलन हैं।
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=== प्रीवोस्ट की परिभाषाएं ===
=== प्रीवोस्ट की परिभाषाएं ===


1791 में [[पियरे प्रीवोस्ट]] द्वारा एक महत्वपूर्ण प्रारंभिक योगदान दिया गया था।<ref name="Prevost 1791">{{cite book|last=Prevost|first=P.|title=Mémoire sur l'equilibre du feu|url=https://books.google.com/books?id=7ZLOAAAAMAAJ&pg=PA314|volume=38|year=1791|publisher=Bachelier|location=Paris|pages=314–322|journal=Journal de Physique}}</ref> प्रीवोस्ट ने माना कि जिसे आजकल [[फोटॉन गैस]] या [[ विद्युत चुम्बकीय विकिरण ]] कहा जाता है, वह एक तरल पदार्थ था जिसे उन्होंने मुक्त ऊष्मा कहा। प्रीवोस्ट ने प्रस्तावित किया कि मुक्त उज्ज्वल ऊष्मा एक बहुत ही दुर्लभ तरल पदार्थ है, जिसकी किरणें, प्रकाश किरणों की तरह, एक दूसरे के माध्यम से उनके मार्ग के पता लगाने योग्य गड़बड़ी के बिना निकलती हैं। प्रीवोस्ट के विनिमय के सिद्धांत ने कहा कि प्रत्येक पिंड दूसरे पिंडों को विकिरण देता है और उनसे विकिरण प्राप्त करता है। अन्य पिंडों की उपस्थिति या अनुपस्थिति की चिंता किए बिना प्रत्येक पिंड से विकिरण उत्सर्जित होता है।<ref>Maxwell, J.C. (1871). ''Theory of Heat'', Longmans, Green and Co, London, pages 221–222.</ref><ref>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.</ref>
1791 में [[पियरे प्रीवोस्ट]] द्वारा महत्वपूर्ण प्रारंभिक योगदान दिया गया था।<ref name="Prevost 1791">{{cite book|last=Prevost|first=P.|title=Mémoire sur l'equilibre du feu|url=https://books.google.com/books?id=7ZLOAAAAMAAJ&pg=PA314|volume=38|year=1791|publisher=Bachelier|location=Paris|pages=314–322|journal=Journal de Physique}}</ref> प्रीवोस्ट ने माना कि जिसे आजकल [[फोटॉन गैस]] या [[ विद्युत चुम्बकीय विकिरण ]] कहा जाता है, वह तरल पदार्थ था जिसे उन्होंने मुक्त ऊष्मा कहा। प्रीवोस्ट ने प्रस्तावित किया कि मुक्त उज्ज्वल ऊष्मा बहुत ही दुर्लभ तरल पदार्थ है, जिसकी किरणें, प्रकाश किरणों की तरह, एक दूसरे के माध्यम से उनके मार्ग के पता लगाने योग्य गड़बड़ी के बिना निकलती हैं। प्रीवोस्ट के विनिमय के सिद्धांत ने कहा कि प्रत्येक पिंड दूसरे पिंडों को विकिरण देता है और उनसे विकिरण प्राप्त करता है। अन्य पिंडों की उपस्थिति या अनुपस्थिति की चिंता किए बिना प्रत्येक पिंड से विकिरण उत्सर्जित होता है।<ref>Maxwell, J.C. (1871). ''Theory of Heat'', Longmans, Green and Co, London, pages 221–222.</ref><ref>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.</ref>


1791 में प्रीवोस्ट ने निम्नलिखित परिभाषाओं की प्रस्तुति की (अनुवादित):
1791 में प्रीवोस्ट ने निम्नलिखित परिभाषाओं की प्रस्तुति की (अनुवादित):
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प्रीवोस्ट ने टिप्पणी की कि एक ही तापमान पर और एक दूसरे के निकट में अंतरिक्ष के कई हिस्सों की ऊष्मा एक ही समय में संतुलन की दो प्रजातियों में होती है।
प्रीवोस्ट ने टिप्पणी की कि एक ही तापमान पर और एक दूसरे के निकट में अंतरिक्ष के कई हिस्सों की ऊष्मा एक ही समय में संतुलन की दो प्रजातियों में होती है।
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===बिंदुवार विकिरण संतुलन===
===बिंदुवार विकिरण संतुलन===


प्लैंक (1914) के बाद,<ref name="Planck 1914"/> एक विकिरण क्षेत्र को अधिकांशतः [[विशिष्ट विकिरण तीव्रता]] के संदर्भ में वर्णित किया जाता है, जो कि अंतरिक्ष क्षेत्र में प्रत्येक ज्यामितीय बिंदु का एक समय पर एक कार्य है।<ref name="Mihalas Mihalas 1984">[http://www.filestube.com/9c5b2744807c2c3d03e9/details.html Mihalas, D., Weibel-Mihalas, B. (1984). ''Foundations of Radiation Hydrodynamics'', Oxford University Press, New York] {{ISBN|0-19-503437-6}}.</ref><ref name="Goody Yung 1989">Goody, R.M., Yung, Y.L. (1989). ''Atmospheric Radiation. Theoretical Basis'', second edition, Oxford University Press, New York, 1989, {{ISBN|0-19-505134-3}}.</ref> यह प्रीवोस्ट की परिभाषा की विधि से थोड़ा भिन्न है, जो अंतरिक्ष के क्षेत्रों के लिए था। यह प्रीवोस्ट की परिभाषा से थोड़ा वैचारिक रूप से भी अलग है: प्रीवोस्ट ने बाध्य और मुक्त ऊष्मा के संदर्भ में सोचा था, जबकि आज हम अणुओं की गतिज और अन्य गतिशील ऊर्जा में ऊष्मा के संदर्भ में सोचते हैं, अर्थात पदार्थ में ऊष्मा और थर्मल फोटॉन गैस के संदर्भ में सोचते हैं। गुडी और युंग (1989) द्वारा एक विस्तृत परिभाषा दी गई है।<ref name="Goody Yung 1989"/> वे ऊष्मीय विकिरण और पदार्थ में ऊष्मा के बीच अंतर्संबंध के बारे में सोचते हैं। वे विशिष्ट विकिरण तीव्रता से <math>\mathbf{F}_\nu</math> प्राप्त करते हैं, अंतरिक्ष के एक क्षेत्र में प्रत्येक बिंदु पर विकिरण का मोनोक्रोमैटिक सदिश फ्लक्स घनत्व, जो उस बिंदु पर मोनोक्रोमैटिक [[पॉयंटिंग वेक्टर|पॉयंटिंग सदिश]] के औसत समय के बराबर है (मिहलास 1978<ref name="Mihalas 1978">Mihalas, D. (1978). ''Stellar Atmospheres'', 2nd edition, Freeman, San Francisco, {{ISBN|0-7167-0359-9}}.</ref> पृष्ठ 9-11 पर)। वे मोनोक्रोमैटिक फ्लक्स घनत्व सदिश के विचलन के नकारात्मक के रूप में विकिरण से पदार्थ द्वारा ऊष्मा के लाभ के मोनोक्रोमैटिक आयतन-विशिष्ट दर को परिभाषित करते हैं; यह बिंदु की स्थिति का एक अदिश कार्य है:
प्लैंक (1914) के बाद,<ref name="Planck 1914"/> विकिरण क्षेत्र को अधिकांशतः [[विशिष्ट विकिरण तीव्रता]] के संदर्भ में वर्णित किया जाता है, जो कि अंतरिक्ष क्षेत्र में प्रत्येक ज्यामितीय बिंदु का एक समय पर कार्य है।<ref name="Mihalas Mihalas 1984">[http://www.filestube.com/9c5b2744807c2c3d03e9/details.html Mihalas, D., Weibel-Mihalas, B. (1984). ''Foundations of Radiation Hydrodynamics'', Oxford University Press, New York] {{ISBN|0-19-503437-6}}.</ref><ref name="Goody Yung 1989">Goody, R.M., Yung, Y.L. (1989). ''Atmospheric Radiation. Theoretical Basis'', second edition, Oxford University Press, New York, 1989, {{ISBN|0-19-505134-3}}.</ref> यह प्रीवोस्ट की परिभाषा की विधि से थोड़ा भिन्न है, जो अंतरिक्ष के क्षेत्रों के लिए था। यह प्रीवोस्ट की परिभाषा से थोड़ा वैचारिक रूप से भी अलग है: प्रीवोस्ट ने बाध्य और मुक्त ऊष्मा के संदर्भ में सोचा था, जबकि आज हम अणुओं की गतिज और अन्य गतिशील ऊर्जा में ऊष्मा के संदर्भ में सोचते हैं, अर्थात पदार्थ में ऊष्मा और थर्मल फोटॉन गैस के संदर्भ में सोचते हैं। गुडी और युंग (1989) द्वारा विस्तृत परिभाषा दी गई है।<ref name="Goody Yung 1989"/> वे ऊष्मीय विकिरण और पदार्थ में ऊष्मा के बीच अंतर्संबंध के बारे में सोचते हैं। वे विशिष्ट विकिरण तीव्रता से <math>\mathbf{F}_\nu</math> प्राप्त करते हैं, अंतरिक्ष के क्षेत्र में प्रत्येक बिंदु पर विकिरण का मोनोक्रोमैटिक सदिश फ्लक्स घनत्व, जो उस बिंदु पर मोनोक्रोमैटिक [[पॉयंटिंग वेक्टर|पॉयंटिंग सदिश]] के औसत समय के बराबर है (मिहलास 1978<ref name="Mihalas 1978">Mihalas, D. (1978). ''Stellar Atmospheres'', 2nd edition, Freeman, San Francisco, {{ISBN|0-7167-0359-9}}.</ref> पृष्ठ 9-11 पर)। वे मोनोक्रोमैटिक फ्लक्स घनत्व सदिश के विचलन के नकारात्मक के रूप में विकिरण से पदार्थ द्वारा ऊष्मा के लाभ के मोनोक्रोमैटिक आयतन-विशिष्ट दर को परिभाषित करते हैं; यह बिंदु की स्थिति का अदिश कार्य है:
::: <math>h_\nu = - \nabla \cdot \mathbf{F}_\nu</math>.
::: <math>h_\nu = - \nabla \cdot \mathbf{F}_\nu</math>.
वे परिभाषित (बिंदुवार) मोनोक्रोमैटिक विकिरण संतुलन द्वारा
वे परिभाषित (बिंदुवार) मोनोक्रोमैटिक विकिरण संतुलन द्वारा
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इसका अर्थ यह है कि, अंतरिक्ष के क्षेत्र के प्रत्येक बिंदु पर जो (बिंदुवार) विकिरण संतुलन में है, कुल, विकिरण की सभी आवृत्तियों के लिए, तापीय विकिरण और पदार्थ में ऊर्जा पदार्थ के बीच ऊर्जा का अंतर्संबंध शून्य '''(शून्य)''' है। बिंदुवार विकिरण संतुलन प्रीवोस्ट के पूर्ण विकिरण संतुलन से निकटता से संबंधित है।
इसका अर्थ यह है कि, अंतरिक्ष के क्षेत्र के प्रत्येक बिंदु पर जो (बिंदुवार) विकिरण संतुलन में है, कुल, विकिरण की सभी आवृत्तियों के लिए, तापीय विकिरण और पदार्थ में ऊर्जा पदार्थ के बीच ऊर्जा का अंतर्संबंध शून्य '''(शून्य)''' है। बिंदुवार विकिरण संतुलन प्रीवोस्ट के पूर्ण विकिरण संतुलन से निकटता से संबंधित है।


मिहलास और वीबेल-मिहलास (1984)<ref name="Mihalas Mihalas 1984"/> इस बात पर ध्यान दें कि यह परिभाषा एक स्थिर माध्यम पर प्रयुक्त होती है, जिसमें स्थिति गतिमान नहीं है। वे मूविंग मीडिया पर भी विचार करते हैं।
मिहलास और वीबेल-मिहलास (1984)<ref name="Mihalas Mihalas 1984"/> इस बात पर ध्यान दें कि यह परिभाषा स्थिर माध्यम पर प्रयुक्त होती है, जिसमें स्थिति गतिमान नहीं है। वे मूविंग मीडिया पर भी विचार करते हैं।


==== अनुमानित बिंदुवार विकिरण संतुलन ====
==== अनुमानित बिंदुवार विकिरण संतुलन ====


1906 में [[कार्ल श्वार्जचाइल्ड]]<ref>Schwarzschild, K. (1906). Ueber das Gleichgewicht der Sonnenatmosphaere. ''Nachrichten von der Koeniglichen Gessellschaft der Wissenschaften zu Goettingen. Math.-phys. Klasse'' 195: 41–53. Translation in ''Selected Papers on the Transfer of Radiation'', ed. D.H. Menzel, Dover, New York, 1966.</ref> एक ऐसी प्रणाली मानी जाती है, जिसमें संवहन और [[विकिरण]] दोनों संचालित होते हैं लेकिन विकिरण संवहन की तुलना में इतना अधिक कुशल था कि संवहन को उपेक्षित किया जा सकता था, और विकिरण को प्रमुख माना जा सकता था। यह तब प्रयुक्त होता है जब तापमान बहुत अधिक होता है, उदाहरण के लिए किसी तारे में, लेकिन किसी ग्रह के वातावरण में नहीं।
1906 में [[कार्ल श्वार्जचाइल्ड]]<ref>Schwarzschild, K. (1906). Ueber das Gleichgewicht der Sonnenatmosphaere. ''Nachrichten von der Koeniglichen Gessellschaft der Wissenschaften zu Goettingen. Math.-phys. Klasse'' 195: 41–53. Translation in ''Selected Papers on the Transfer of Radiation'', ed. D.H. Menzel, Dover, New York, 1966.</ref> ऐसी प्रणाली मानी जाती है, जिसमें संवहन और [[विकिरण]] दोनों संचालित होते हैं लेकिन विकिरण संवहन की तुलना में इतना अधिक कुशल था कि संवहन को उपेक्षित किया जा सकता था, और विकिरण को प्रमुख माना जा सकता था। यह तब प्रयुक्त होता है जब तापमान बहुत अधिक होता है, उदाहरण के लिए किसी तारे में, लेकिन किसी ग्रह के वातावरण में नहीं।


[[सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर]] (1950, पृष्ठ 290)<ref>Chandrasekhar, S. (1950). ''Radiative Transfer'', Oxford University Press, Oxford, 1950.</ref> एक [[तारकीय वातावरण]] के एक मॉडल के बारे में लिखते हैं, जिसमें वातावरण के अन्दर ऊष्मा के परिवहन के लिए विकिरण के अतिरिक्त कोई तंत्र नहीं है ... [और] आसपास में ऊष्मा के कोई स्रोत नहीं हैं, यह श्वार्ज़चाइल्ड की 1906 की अनुमानित अवधारणा से संभवतया ही अलग है, लेकिन अधिक स्पष्ट कही गयी है।
[[सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर]] (1950, पृष्ठ 290)<ref>Chandrasekhar, S. (1950). ''Radiative Transfer'', Oxford University Press, Oxford, 1950.</ref> [[तारकीय वातावरण]] के मॉडल के बारे में लिखते हैं, जिसमें वातावरण के अन्दर ऊष्मा के परिवहन के लिए विकिरण के अतिरिक्त कोई तंत्र नहीं है ... [और] आसपास में ऊष्मा के कोई स्रोत नहीं हैं, यह श्वार्ज़चाइल्ड की 1906 की अनुमानित अवधारणा से संभवतया ही अलग है, लेकिन अधिक स्पष्ट कही गयी है।


=== विकिरण विनिमय संतुलन ===
=== विकिरण विनिमय संतुलन ===


[[मैक्स प्लैंक]] (1914, पृष्ठ 40)<ref name="Planck 1914">Planck, M. (1914). ''The Theory of Heat Radiation'', second edition translated by M. Masius, P. Blakiston's Son and Co., Philadelphia, 1914.</ref> थर्मोडायनामिक संतुलन की एक स्थिति को संदर्भित करता है, जिसमें किसी भी दो निकायों या निकायों के तत्वों को विकिरण द्वारा यादृच्छिक विनिमय पर एक दूसरे के साथ ऊष्मा की समान मात्रा में चुना जाता है।
[[मैक्स प्लैंक]] (1914, पृष्ठ 40)<ref name="Planck 1914">Planck, M. (1914). ''The Theory of Heat Radiation'', second edition translated by M. Masius, P. Blakiston's Son and Co., Philadelphia, 1914.</ref> थर्मोडायनामिक संतुलन की स्थिति को संदर्भित करता है, जिसमें किसी भी दो निकायों या निकायों के तत्वों को विकिरण द्वारा यादृच्छिक विनिमय पर एक दूसरे के साथ ऊष्मा की समान मात्रा में चुना जाता है।


विकिरण विनिमय संतुलन शब्द का उपयोग अंतरिक्ष के दो निर्दिष्ट क्षेत्रों को संदर्भित करने के लिए भी किया जा सकता है, जो उत्सर्जन और अवशोषण द्वारा समान मात्रा में विकिरण का आदान-प्रदान करते हैं (यहां तक ​​​​कि जब स्थिर स्थिति थर्मोडायनामिक संतुलन में से एक नहीं है, लेकिन एक है जिसमें कुछ उप-प्रक्रियाएं विकिरण सहित पदार्थ या ऊर्जा का शुद्ध परिवहन सम्मिलित हैं)। विकिरण विनिमय संतुलन प्रीवोस्ट के सापेक्ष विकिरण संतुलन के लगभग समान है।
विकिरण विनिमय संतुलन शब्द का उपयोग अंतरिक्ष के दो निर्दिष्ट क्षेत्रों को संदर्भित करने के लिए भी किया जा सकता है, जो उत्सर्जन और अवशोषण द्वारा समान मात्रा में विकिरण का आदान-प्रदान करते हैं (यहां तक ​​​​कि जब स्थिर स्थिति थर्मोडायनामिक संतुलन में से एक नहीं है, लेकिन एक है जिसमें कुछ उप-प्रक्रियाएं विकिरण सहित पदार्थ या ऊर्जा का शुद्ध परिवहन सम्मिलित हैं)। विकिरण विनिमय संतुलन प्रीवोस्ट के सापेक्ष विकिरण संतुलन के लगभग समान है।
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==== अनुमानित विकिरण विनिमय संतुलन ====
==== अनुमानित विकिरण विनिमय संतुलन ====


पहले सन्निकटन के लिए, विकिरण विनिमय संतुलन का एक उदाहरण भूमि और समुद्र की सतह और सबसे कम वातावरण के बीच गैर-[[ इन्फ्रारेड खिड़की | इन्फ्रारेड विंडो]] तरंग दैर्ध्य थर्मल विकिरण के आदान-प्रदान में है, जब एक स्पष्ट आकाश होता है। पहले सन्निकटन के रूप में (स्वाइनबैंक 1963,<ref name="Swinbank 1963">Swinbank, W.C. (963). Long-wave radiation from clear skies, ''Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society'', '''89''': 339–348.</ref> पालट्रिज और प्लैट 1976, पृष्ठ 139-140<ref name ="PP 1976 140">Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). ''Radiative Processes in Meteorology and Climatology'', Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|0-444-41444-4}}.</ref>), गैर-विंडो तरंगों में, सतह और वायुमंडल के बीच शून्य शुद्ध आदान-प्रदान होता है, जबकि, विंडो तरंगों में, भूमि-समुद्र की सतह से सीधे अंतरिक्ष में विकिरण होता है। निचले क्षोभमंडल की अशांत रूप से मिश्रित [[ग्रहों की सीमा परत]] में आसन्न परतों के बीच एक जैसी स्थिति होती है, जिसे तथाकथित कूलिंग टू अंतरिक्ष सन्निकटन में व्यक्त किया जाता है, जिसे पहले रॉजर्स और वाल्शॉ (1966) द्वारा ध्यान दिया गया था।<ref name="RW 1966">Rodgers, C.D., Walshaw, C.D. (1966). The computation of infrared cooling rate in planetary atmospheres, ''Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society'', '''92''': 67–92.</ref><ref name ="PP 1976 172">Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). ''Radiative Processes in Meteorology and Climatology'', Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|0-444-41444-4}}, page 172.</ref><ref name="GY 1989">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.</ref><ref name="WH 2006">Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). ''Atmospheric Science: An Introductory Survey'', 2nd edition, Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|978-0-12-732951-2}}, page 138.</ref>
पहले सन्निकटन के लिए, विकिरण विनिमय संतुलन का उदाहरण भूमि और समुद्र की सतह और सबसे कम वातावरण के बीच गैर-[[ इन्फ्रारेड खिड़की | इन्फ्रारेड विंडो]] तरंग दैर्ध्य थर्मल विकिरण के आदान-प्रदान में है, जब स्पष्ट आकाश होता है। पहले सन्निकटन के रूप में (स्वाइनबैंक 1963,<ref name="Swinbank 1963">Swinbank, W.C. (963). Long-wave radiation from clear skies, ''Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society'', '''89''': 339–348.</ref> पालट्रिज और प्लैट 1976, पृष्ठ 139-140<ref name ="PP 1976 140">Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). ''Radiative Processes in Meteorology and Climatology'', Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|0-444-41444-4}}.</ref>), गैर-विंडो तरंगों में, सतह और वायुमंडल के बीच शून्य शुद्ध आदान-प्रदान होता है, जबकि, विंडो तरंगों में, भूमि-समुद्र की सतह से सीधे अंतरिक्ष में विकिरण होता है। निचले क्षोभमंडल की अशांत रूप से मिश्रित [[ग्रहों की सीमा परत]] में आसन्न परतों के बीच समान स्थिति होती है, जिसे तथाकथित कूलिंग टू अंतरिक्ष सन्निकटन में व्यक्त किया जाता है, जिसे पहले रॉजर्स और वाल्शॉ (1966) द्वारा ध्यान दिया गया था।<ref name="RW 1966">Rodgers, C.D., Walshaw, C.D. (1966). The computation of infrared cooling rate in planetary atmospheres, ''Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society'', '''92''': 67–92.</ref><ref name ="PP 1976 172">Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). ''Radiative Processes in Meteorology and Climatology'', Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|0-444-41444-4}}, page 172.</ref><ref name="GY 1989">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.</ref><ref name="WH 2006">Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). ''Atmospheric Science: An Introductory Survey'', 2nd edition, Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|978-0-12-732951-2}}, page 138.</ref>




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{{See also|पृथ्वी का ऊर्जा संतुलन}}
{{See also|पृथ्वी का ऊर्जा संतुलन}}


वैश्विक विकिरण संतुलन को एक संपूर्ण निष्क्रिय आकाशीय प्रणाली के लिए परिभाषित किया जा सकता है, जो अपनी स्वयं की ऊर्जा की आपूर्ति नहीं करता है, जैसे कि एक ग्रह।
वैश्विक विकिरण संतुलन को संपूर्ण निष्क्रिय आकाशीय प्रणाली के लिए परिभाषित किया जा सकता है, जो अपनी स्वयं की ऊर्जा की आपूर्ति नहीं करता है, जैसे कि ग्रह।


लिउ (2002, पृष्ठ 459)<ref>Liou, K.N. (2002). ''An Introduction to Atmospheric Radiation'', second edition, Academic Press, Amsterdam, 2002, {{ISBN|978-0-12-451451-5}}.</ref> और अन्य लेखक पृथ्वी और अलौकिक अंतरिक्ष के बीच विश्व स्तर पर विकिरण विनिमय संतुलन को संदर्भित करने के लिए वैश्विक विकिरण संतुलन शब्द का उपयोग करते हैं; इस तरह के लेखकों का अर्थ यह है कि, सैद्धांतिक रूप से, आने वाली धूप पृथ्वी की सतह और उसके वातावरण द्वारा अवशोषित होती है, जो पृथ्वी की सतह और उसके वातावरण से निकलने वाली लंबी तरंग विकिरण के बराबर होगी। प्रीवोस्ट<ref name="Prevost 1791"/> तब कहते है कि पृथ्वी की सतह और इसका वातावरण समग्र रूप से पूर्ण विकिरण संतुलन में थे। कुछ ग्रंथ, उदाहरण के लिए सतोह (2004),<ref name="Satoh 2004">Satoh, M. (2004). ''Atmospheric Circulation Dynamics and General Circulation Models'', Springer-Praxis, Chichester UK, {{ISBN|3-540-42638-8}}, page 370.</ref> वैश्विक विनिमय विकिरण संतुलन के संदर्भ में केवल विकिरण संतुलन का संदर्भ लें।
लिउ (2002, पृष्ठ 459)<ref>Liou, K.N. (2002). ''An Introduction to Atmospheric Radiation'', second edition, Academic Press, Amsterdam, 2002, {{ISBN|978-0-12-451451-5}}.</ref> और अन्य लेखक पृथ्वी और अलौकिक अंतरिक्ष के बीच विश्व स्तर पर विकिरण विनिमय संतुलन को संदर्भित करने के लिए वैश्विक विकिरण संतुलन शब्द का उपयोग करते हैं; इस तरह के लेखकों का अर्थ यह है कि, सैद्धांतिक रूप से, आने वाली धूप पृथ्वी की सतह और उसके वातावरण द्वारा अवशोषित होती है, जो पृथ्वी की सतह और उसके वातावरण से निकलने वाली लंबी तरंग विकिरण के बराबर होगी। प्रीवोस्ट<ref name="Prevost 1791"/> तब कहते है कि पृथ्वी की सतह और इसका वातावरण समग्र रूप से पूर्ण विकिरण संतुलन में थे। कुछ ग्रंथ, उदाहरण के लिए सतोह (2004),<ref name="Satoh 2004">Satoh, M. (2004). ''Atmospheric Circulation Dynamics and General Circulation Models'', Springer-Praxis, Chichester UK, {{ISBN|3-540-42638-8}}, page 370.</ref> वैश्विक विनिमय विकिरण संतुलन के संदर्भ में केवल विकिरण संतुलन का संदर्भ लें।
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{{main|ग्रहों का संतुलन तापमान}}
{{main|ग्रहों का संतुलन तापमान}}


सामान्य रूप से किसी भी ग्रह के लिए सैद्धांतिक रूप से कल्पना किए जा सकने वाले विभिन्न वैश्विक तापमानों की गणना की जा सकती है। इस तरह के तापमान में ग्रहीय संतुलन तापमान, समतुल्य ब्लैकबॉडी तापमान<ref>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.</ref> या ग्रह के प्रभावी विकिरण उत्सर्जन तापमान सम्मिलित होता है।<ref>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.</ref> यह मापी वैश्विक-औसत सतही हवा के तापमान से संबंधित है (लेकिन समान नहीं है),<ref>Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). ''Atmospheric Science. An Introductory Survey'', second edition, Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|978-0-12-732951-2}}., p.444.</ref> जो अतिरिक्त रूप से एक वातावरण की उपस्थिति को सम्मिलित करता है।
सामान्य रूप से किसी भी ग्रह के लिए सैद्धांतिक रूप से कल्पना किए जा सकने वाले विभिन्न वैश्विक तापमानों की गणना की जा सकती है। इस तरह के तापमान में ग्रहीय संतुलन तापमान, समतुल्य ब्लैकबॉडी तापमान<ref>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.</ref> या ग्रह के प्रभावी विकिरण उत्सर्जन तापमान सम्मिलित होता है।<ref>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.</ref> यह मापी वैश्विक-औसत सतही हवा के तापमान से संबंधित है (लेकिन समान नहीं है),<ref>Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). ''Atmospheric Science. An Introductory Survey'', second edition, Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|978-0-12-732951-2}}., p.444.</ref> जो अतिरिक्त रूप से वातावरण की उपस्थिति को सम्मिलित करता है।


एक विकिरण संतुलन तापमान की गणना उस स्थिति के लिए की जाती है, जब ग्रह के अन्दर से ऊर्जा की आपूर्ति (उदाहरण के लिए, [[रासायनिक प्रतिक्रिया]] या परमाणु प्रतिक्रिया स्रोतों से) नगण्य रूप से कम हो; यह धारणा पृथ्वी के लिए उचित है, लेकिन विफल रहती है, उदाहरण के लिए, [[बृहस्पति]] के तापमान की गणना के लिए, जिसके लिए आंतरिक ऊर्जा स्रोत आपतित सौर विकिरण से बड़े हैं,<ref>Aumann, H. H.; Gillespie, C. M., Jr.; and Low, F. J. (July 1969). [http://adsabs.harvard.edu/full/1969ApJ...157L..69A The Internal Powers and Effective Temperatures of Jupiter and Saturn]", ''Astrophysical Journal,'' '''157''' p. L69. DOI: 10.1086/180388.  Retrieved 2019-06-19.</ref> और इसलिए वास्तविक तापमान सैद्धांतिक विकिरण संतुलन से अधिक है।
विकिरण संतुलन तापमान की गणना उस स्थिति के लिए की जाती है, जब ग्रह के अन्दर से ऊर्जा की आपूर्ति (उदाहरण के लिए, [[रासायनिक प्रतिक्रिया]] या परमाणु प्रतिक्रिया स्रोतों से) नगण्य रूप से कम हो; यह धारणा पृथ्वी के लिए उचित है, लेकिन विफल रहती है, उदाहरण के लिए, [[बृहस्पति]] के तापमान की गणना के लिए, जिसके लिए आंतरिक ऊर्जा स्रोत आपतित सौर विकिरण से बड़े हैं,<ref>Aumann, H. H.; Gillespie, C. M., Jr.; and Low, F. J. (July 1969). [http://adsabs.harvard.edu/full/1969ApJ...157L..69A The Internal Powers and Effective Temperatures of Jupiter and Saturn]", ''Astrophysical Journal,'' '''157''' p. L69. DOI: 10.1086/180388.  Retrieved 2019-06-19.</ref> और इसलिए वास्तविक तापमान सैद्धांतिक विकिरण संतुलन से अधिक है।


=== तारकीय संतुलन ===
=== तारकीय संतुलन ===
एक तारा परमाणु स्रोतों से अपनी ऊर्जा की आपूर्ति करता है, और इसलिए तापमान संतुलन को केवल घटना ऊर्जा के रूप में परिभाषित नहीं किया जा सकता है।
तारा परमाणु स्रोतों से अपनी ऊर्जा की आपूर्ति करता है, और इसलिए तापमान संतुलन को केवल घटना ऊर्जा के रूप में परिभाषित नहीं किया जा सकता है।


कॉक्स और गिउली (1968/1984)<ref name="Cox 1968">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.</ref> एक तारे के लिए 'विकिरणात्मक संतुलन' को परिभाषित करते हैं, एक पूरे के रूप में लिया जाता है और ध्यान केवल इसके वातावरण तक सीमित नहीं होता है, जब परमाणु प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा की जब परमाणु प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा की ऊष्मा के रूप में हस्तांतरण की दर और सूक्ष्मदर्शी के लिए चिपचिपापन तारे के भौतिक कणों की गति को तारे से अंतरिक्ष में विद्युत चुम्बकीय विकिरण द्वारा ऊर्जा के हस्तांतरण द्वारा संतुलित किया जाता है। ध्यान दें कि यह विकिरण संतुलन पिछले उपयोग से थोड़ा अलग है। वे ध्यान देते हैं कि एक [[तारा]] जो अंतरिक्ष में ऊर्जा का विकिरण कर रहा है, वह तब तक तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में नहीं हो सकता जब तक कि इस स्थिति में ऊर्जा की आपूर्ति तारे के अन्दर परमाणु प्रतिक्रियाओं से अंतरिक्ष में विकिरण का समर्थन करने के लिए नहीं होती है। इसी तरह बिंदुवार विकिरण संतुलन की उपरोक्त परिभाषा के लिए उपयोग की जाने वाली स्थिति एक विकिरण वाले तारे में नहीं रह सकती है: आंतरिक रूप से, तारा तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में है, न कि आंतरिक थर्मोडायनामिक संतुलन में। कॉक्स और गिउली की परिभाषा उन्हें एक ही समय में यह कहने की अनुमति देती है कि एक तारा तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में है और 'विकिरणात्मक संतुलन' में है; वे मान रहे हैं कि अंतरिक्ष में सभी विकिरण ऊर्जा तारे के अन्दर से आती है।<ref name="Cox 1968"/>
कॉक्स और गिउली (1968/1984)<ref name="Cox 1968">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.</ref> तारे के लिए 'विकिरणात्मक संतुलन' को परिभाषित करते हैं, एक पूर्ण के रूप में लिया जाता है और ध्यान केवल इसके वातावरण तक सीमित नहीं होता है, जब परमाणु प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा की जब परमाणु प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा की ऊष्मा के रूप में हस्तांतरण की दर और सूक्ष्मदर्शी के लिए चिपचिपापन तारे के भौतिक कणों की गति को तारे से अंतरिक्ष में विद्युत चुम्बकीय विकिरण द्वारा ऊर्जा के हस्तांतरण द्वारा संतुलित किया जाता है। ध्यान दें कि यह विकिरण संतुलन पिछले उपयोग से थोड़ा अलग है। वे ध्यान देते हैं कि [[तारा]] जो अंतरिक्ष में ऊर्जा का विकिरण कर रहा है, वह तब तक तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में नहीं हो सकता जब तक कि इस स्थिति में ऊर्जा की आपूर्ति तारे के अन्दर परमाणु प्रतिक्रियाओं से अंतरिक्ष में विकिरण का समर्थन करने के लिए नहीं होती है। इसी तरह बिंदुवार विकिरण संतुलन की उपरोक्त परिभाषा के लिए उपयोग की जाने वाली स्थिति विकिरण वाले तारे में नहीं रह सकती है: आंतरिक रूप से, तारा तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में है, न कि आंतरिक थर्मोडायनामिक संतुलन में। कॉक्स और गिउली की परिभाषा उन्हें एक ही समय में यह कहने की अनुमति देती है कि तारा तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में है और 'विकिरणात्मक संतुलन' में है; वे मान रहे हैं कि अंतरिक्ष में सभी विकिरण ऊर्जा तारे के अन्दर से आती है।<ref name="Cox 1968"/>




Revision as of 00:46, 13 April 2023

विकिरण संतुलन वह स्थिति है जहां किसी वस्तु को छोड़ने वाला कुल थर्मल विकिरण उसमें प्रवेश करने वाले कुल थर्मल विकिरण के बराबर होता है। यह थर्मोडायनामिक संतुलन के लिए कई आवश्यकताओं में से एक है, लेकिन यह थर्मोडायनामिक संतुलन के अभाव में हो सकता है। विभिन्न प्रकार के विकिरण संतुलन हैं, जो स्वयं एक प्रकार का गतिशील संतुलन है।

परिभाषाएँ

संतुलन के प्रकारों की सूची, सामान्य तौर पर, ऐसी अवस्था है, जिसमें विरोधी बल संतुलित होते हैं, और इसलिए प्रणाली समय के साथ नहीं बदलती है। विकिरण संतुलन थर्मल संतुलन की विशिष्ट स्थिति है, उस स्थिति के लिए जिसमें थर्मल विकिरण द्वारा ऊष्मा का आदान-प्रदान किया जाता है।

कई प्रकार के विकिरण संतुलन हैं।

प्रीवोस्ट की परिभाषाएं

1791 में पियरे प्रीवोस्ट द्वारा महत्वपूर्ण प्रारंभिक योगदान दिया गया था।[1] प्रीवोस्ट ने माना कि जिसे आजकल फोटॉन गैस या विद्युत चुम्बकीय विकिरण कहा जाता है, वह तरल पदार्थ था जिसे उन्होंने मुक्त ऊष्मा कहा। प्रीवोस्ट ने प्रस्तावित किया कि मुक्त उज्ज्वल ऊष्मा बहुत ही दुर्लभ तरल पदार्थ है, जिसकी किरणें, प्रकाश किरणों की तरह, एक दूसरे के माध्यम से उनके मार्ग के पता लगाने योग्य गड़बड़ी के बिना निकलती हैं। प्रीवोस्ट के विनिमय के सिद्धांत ने कहा कि प्रत्येक पिंड दूसरे पिंडों को विकिरण देता है और उनसे विकिरण प्राप्त करता है। अन्य पिंडों की उपस्थिति या अनुपस्थिति की चिंता किए बिना प्रत्येक पिंड से विकिरण उत्सर्जित होता है।[2][3]

1791 में प्रीवोस्ट ने निम्नलिखित परिभाषाओं की प्रस्तुति की (अनुवादित):

<ब्लॉककोट>

मुक्त ऊष्मा का निरपेक्ष संतुलन अंतरिक्ष के एक हिस्से में इस तरल पदार्थ की स्थिति है जो इसे उतना ही प्राप्त करता है जितना यह निकलने देता है। </ब्लॉककोट> <ब्लॉककोट>

मुक्त ऊष्मा का सापेक्ष संतुलन अंतरिक्ष के दो भागों में इस द्रव की स्थिति है जो एक दूसरे से समान मात्रा में ऊष्मा प्राप्त करते हैं, और जो इसके अतिरिक्त पूर्ण संतुलन में हैं, या ठीक समान परिवर्तनों का अनुभव करते हैं। </ब्लॉककोट>

प्रीवोस्ट ने टिप्पणी की कि एक ही तापमान पर और एक दूसरे के निकट में अंतरिक्ष के कई हिस्सों की ऊष्मा एक ही समय में संतुलन की दो प्रजातियों में होती है।


बिंदुवार विकिरण संतुलन

प्लैंक (1914) के बाद,[4] विकिरण क्षेत्र को अधिकांशतः विशिष्ट विकिरण तीव्रता के संदर्भ में वर्णित किया जाता है, जो कि अंतरिक्ष क्षेत्र में प्रत्येक ज्यामितीय बिंदु का एक समय पर कार्य है।[5][6] यह प्रीवोस्ट की परिभाषा की विधि से थोड़ा भिन्न है, जो अंतरिक्ष के क्षेत्रों के लिए था। यह प्रीवोस्ट की परिभाषा से थोड़ा वैचारिक रूप से भी अलग है: प्रीवोस्ट ने बाध्य और मुक्त ऊष्मा के संदर्भ में सोचा था, जबकि आज हम अणुओं की गतिज और अन्य गतिशील ऊर्जा में ऊष्मा के संदर्भ में सोचते हैं, अर्थात पदार्थ में ऊष्मा और थर्मल फोटॉन गैस के संदर्भ में सोचते हैं। गुडी और युंग (1989) द्वारा विस्तृत परिभाषा दी गई है।[6] वे ऊष्मीय विकिरण और पदार्थ में ऊष्मा के बीच अंतर्संबंध के बारे में सोचते हैं। वे विशिष्ट विकिरण तीव्रता से प्राप्त करते हैं, अंतरिक्ष के क्षेत्र में प्रत्येक बिंदु पर विकिरण का मोनोक्रोमैटिक सदिश फ्लक्स घनत्व, जो उस बिंदु पर मोनोक्रोमैटिक पॉयंटिंग सदिश के औसत समय के बराबर है (मिहलास 1978[7] पृष्ठ 9-11 पर)। वे मोनोक्रोमैटिक फ्लक्स घनत्व सदिश के विचलन के नकारात्मक के रूप में विकिरण से पदार्थ द्वारा ऊष्मा के लाभ के मोनोक्रोमैटिक आयतन-विशिष्ट दर को परिभाषित करते हैं; यह बिंदु की स्थिति का अदिश कार्य है:

.

वे परिभाषित (बिंदुवार) मोनोक्रोमैटिक विकिरण संतुलन द्वारा

उस क्षेत्र के प्रत्येक बिंदु पर जो विकिरणात्मक संतुलन में है।

वे (बिंदुवार) विकिरण संतुलन को परिभाषित करते हैं:

उस क्षेत्र के प्रत्येक बिंदु पर जो विकिरणात्मक संतुलन में है।

इसका अर्थ यह है कि, अंतरिक्ष के क्षेत्र के प्रत्येक बिंदु पर जो (बिंदुवार) विकिरण संतुलन में है, कुल, विकिरण की सभी आवृत्तियों के लिए, तापीय विकिरण और पदार्थ में ऊर्जा पदार्थ के बीच ऊर्जा का अंतर्संबंध शून्य (शून्य) है। बिंदुवार विकिरण संतुलन प्रीवोस्ट के पूर्ण विकिरण संतुलन से निकटता से संबंधित है।

मिहलास और वीबेल-मिहलास (1984)[5] इस बात पर ध्यान दें कि यह परिभाषा स्थिर माध्यम पर प्रयुक्त होती है, जिसमें स्थिति गतिमान नहीं है। वे मूविंग मीडिया पर भी विचार करते हैं।

अनुमानित बिंदुवार विकिरण संतुलन

1906 में कार्ल श्वार्जचाइल्ड[8] ऐसी प्रणाली मानी जाती है, जिसमें संवहन और विकिरण दोनों संचालित होते हैं लेकिन विकिरण संवहन की तुलना में इतना अधिक कुशल था कि संवहन को उपेक्षित किया जा सकता था, और विकिरण को प्रमुख माना जा सकता था। यह तब प्रयुक्त होता है जब तापमान बहुत अधिक होता है, उदाहरण के लिए किसी तारे में, लेकिन किसी ग्रह के वातावरण में नहीं।

सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर (1950, पृष्ठ 290)[9] तारकीय वातावरण के मॉडल के बारे में लिखते हैं, जिसमें वातावरण के अन्दर ऊष्मा के परिवहन के लिए विकिरण के अतिरिक्त कोई तंत्र नहीं है ... [और] आसपास में ऊष्मा के कोई स्रोत नहीं हैं, यह श्वार्ज़चाइल्ड की 1906 की अनुमानित अवधारणा से संभवतया ही अलग है, लेकिन अधिक स्पष्ट कही गयी है।

विकिरण विनिमय संतुलन

मैक्स प्लैंक (1914, पृष्ठ 40)[4] थर्मोडायनामिक संतुलन की स्थिति को संदर्भित करता है, जिसमें किसी भी दो निकायों या निकायों के तत्वों को विकिरण द्वारा यादृच्छिक विनिमय पर एक दूसरे के साथ ऊष्मा की समान मात्रा में चुना जाता है।

विकिरण विनिमय संतुलन शब्द का उपयोग अंतरिक्ष के दो निर्दिष्ट क्षेत्रों को संदर्भित करने के लिए भी किया जा सकता है, जो उत्सर्जन और अवशोषण द्वारा समान मात्रा में विकिरण का आदान-प्रदान करते हैं (यहां तक ​​​​कि जब स्थिर स्थिति थर्मोडायनामिक संतुलन में से एक नहीं है, लेकिन एक है जिसमें कुछ उप-प्रक्रियाएं विकिरण सहित पदार्थ या ऊर्जा का शुद्ध परिवहन सम्मिलित हैं)। विकिरण विनिमय संतुलन प्रीवोस्ट के सापेक्ष विकिरण संतुलन के लगभग समान है।

अनुमानित विकिरण विनिमय संतुलन

पहले सन्निकटन के लिए, विकिरण विनिमय संतुलन का उदाहरण भूमि और समुद्र की सतह और सबसे कम वातावरण के बीच गैर- इन्फ्रारेड विंडो तरंग दैर्ध्य थर्मल विकिरण के आदान-प्रदान में है, जब स्पष्ट आकाश होता है। पहले सन्निकटन के रूप में (स्वाइनबैंक 1963,[10] पालट्रिज और प्लैट 1976, पृष्ठ 139-140[11]), गैर-विंडो तरंगों में, सतह और वायुमंडल के बीच शून्य शुद्ध आदान-प्रदान होता है, जबकि, विंडो तरंगों में, भूमि-समुद्र की सतह से सीधे अंतरिक्ष में विकिरण होता है। निचले क्षोभमंडल की अशांत रूप से मिश्रित ग्रहों की सीमा परत में आसन्न परतों के बीच समान स्थिति होती है, जिसे तथाकथित कूलिंग टू अंतरिक्ष सन्निकटन में व्यक्त किया जाता है, जिसे पहले रॉजर्स और वाल्शॉ (1966) द्वारा ध्यान दिया गया था।[12][13][14][15]


खगोल विज्ञान और ग्रह विज्ञान में

वैश्विक विकिरण संतुलन

See also: पृथ्वी का ऊर्जा संतुलन

वैश्विक विकिरण संतुलन को संपूर्ण निष्क्रिय आकाशीय प्रणाली के लिए परिभाषित किया जा सकता है, जो अपनी स्वयं की ऊर्जा की आपूर्ति नहीं करता है, जैसे कि ग्रह।

लिउ (2002, पृष्ठ 459)[16] और अन्य लेखक पृथ्वी और अलौकिक अंतरिक्ष के बीच विश्व स्तर पर विकिरण विनिमय संतुलन को संदर्भित करने के लिए वैश्विक विकिरण संतुलन शब्द का उपयोग करते हैं; इस तरह के लेखकों का अर्थ यह है कि, सैद्धांतिक रूप से, आने वाली धूप पृथ्वी की सतह और उसके वातावरण द्वारा अवशोषित होती है, जो पृथ्वी की सतह और उसके वातावरण से निकलने वाली लंबी तरंग विकिरण के बराबर होगी। प्रीवोस्ट[1] तब कहते है कि पृथ्वी की सतह और इसका वातावरण समग्र रूप से पूर्ण विकिरण संतुलन में थे। कुछ ग्रंथ, उदाहरण के लिए सतोह (2004),[17] वैश्विक विनिमय विकिरण संतुलन के संदर्भ में केवल विकिरण संतुलन का संदर्भ लें।

ग्रहों का संतुलन तापमान

Main article: ग्रहों का संतुलन तापमान

सामान्य रूप से किसी भी ग्रह के लिए सैद्धांतिक रूप से कल्पना किए जा सकने वाले विभिन्न वैश्विक तापमानों की गणना की जा सकती है। इस तरह के तापमान में ग्रहीय संतुलन तापमान, समतुल्य ब्लैकबॉडी तापमान[18] या ग्रह के प्रभावी विकिरण उत्सर्जन तापमान सम्मिलित होता है।[19] यह मापी वैश्विक-औसत सतही हवा के तापमान से संबंधित है (लेकिन समान नहीं है),[20] जो अतिरिक्त रूप से वातावरण की उपस्थिति को सम्मिलित करता है।

विकिरण संतुलन तापमान की गणना उस स्थिति के लिए की जाती है, जब ग्रह के अन्दर से ऊर्जा की आपूर्ति (उदाहरण के लिए, रासायनिक प्रतिक्रिया या परमाणु प्रतिक्रिया स्रोतों से) नगण्य रूप से कम हो; यह धारणा पृथ्वी के लिए उचित है, लेकिन विफल रहती है, उदाहरण के लिए, बृहस्पति के तापमान की गणना के लिए, जिसके लिए आंतरिक ऊर्जा स्रोत आपतित सौर विकिरण से बड़े हैं,[21] और इसलिए वास्तविक तापमान सैद्धांतिक विकिरण संतुलन से अधिक है।

तारकीय संतुलन

तारा परमाणु स्रोतों से अपनी ऊर्जा की आपूर्ति करता है, और इसलिए तापमान संतुलन को केवल घटना ऊर्जा के रूप में परिभाषित नहीं किया जा सकता है।

कॉक्स और गिउली (1968/1984)[22] तारे के लिए 'विकिरणात्मक संतुलन' को परिभाषित करते हैं, एक पूर्ण के रूप में लिया जाता है और ध्यान केवल इसके वातावरण तक सीमित नहीं होता है, जब परमाणु प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा की जब परमाणु प्रतिक्रियाओं से ऊर्जा की ऊष्मा के रूप में हस्तांतरण की दर और सूक्ष्मदर्शी के लिए चिपचिपापन तारे के भौतिक कणों की गति को तारे से अंतरिक्ष में विद्युत चुम्बकीय विकिरण द्वारा ऊर्जा के हस्तांतरण द्वारा संतुलित किया जाता है। ध्यान दें कि यह विकिरण संतुलन पिछले उपयोग से थोड़ा अलग है। वे ध्यान देते हैं कि तारा जो अंतरिक्ष में ऊर्जा का विकिरण कर रहा है, वह तब तक तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में नहीं हो सकता जब तक कि इस स्थिति में ऊर्जा की आपूर्ति तारे के अन्दर परमाणु प्रतिक्रियाओं से अंतरिक्ष में विकिरण का समर्थन करने के लिए नहीं होती है। इसी तरह बिंदुवार विकिरण संतुलन की उपरोक्त परिभाषा के लिए उपयोग की जाने वाली स्थिति विकिरण वाले तारे में नहीं रह सकती है: आंतरिक रूप से, तारा तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में है, न कि आंतरिक थर्मोडायनामिक संतुलन में। कॉक्स और गिउली की परिभाषा उन्हें एक ही समय में यह कहने की अनुमति देती है कि तारा तापमान वितरण की स्थिर स्थिति में है और 'विकिरणात्मक संतुलन' में है; वे मान रहे हैं कि अंतरिक्ष में सभी विकिरण ऊर्जा तारे के अन्दर से आती है।[22]


विकिरण संतुलन के तंत्र

जब किसी क्षेत्र में फोटॉनों के निर्माण या विलोपन की तुलना में बहुत अधिक बार आणविक टकराव की अनुमति देने के लिए पर्याप्त पदार्थ होता है, तो विकिरण के लिए स्थानीय थर्मोडायनामिक संतुलन की बात की जाती है। इस स्थिति में, किरचॉफ का विकिरण अवशोषण और उत्सर्जन की समानता का नियम प्रयुक्त होता है।[23] उत्सर्जन की समानता का नियम प्रयुक्त होता है।

विकिरण विनिमय संतुलन में दो निकायों पर, प्रत्येक अपने स्वयं के स्थानीय थर्मोडायनामिक संतुलन में, एक ही तापमान होता है और उनका विकिरण विनिमय हेल्महोल्ट्ज पारस्परिकता | स्टोक्स-हेल्महोल्ट्ज़ पारस्परिकता सिद्धांत का अनुपालन करता है।

संदर्भ

  1. ↑ 1.0 1.1 Prevost, P. (1791). Mémoire sur l'equilibre du feu. pp. 314–322. {{cite book}}: |journal= ignored (help)
  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 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.
  8. ↑ Schwarzschild, K. (1906). Ueber das Gleichgewicht der Sonnenatmosphaere. Nachrichten von der Koeniglichen Gessellschaft der Wissenschaften zu Goettingen. Math.-phys. Klasse 195: 41–53. Translation in Selected Papers on the Transfer of Radiation, ed. D.H. Menzel, Dover, New York, 1966.
  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.
  11. ↑ Paltridge, G.W., Platt, C.M.R., (1976). Radiative Processes in Meteorology and Climatology, Elsevier, Amsterdam, ISBN 0-444-41444-4.
  12. ↑ Rodgers, C.D., Walshaw, C.D. (1966). The computation of infrared cooling rate in planetary atmospheres, Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society, 92: 67–92.
  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.
  16. ↑ Liou, K.N. (2002). An Introduction to Atmospheric Radiation, second edition, Academic Press, Amsterdam, 2002, ISBN 978-0-12-451451-5.
  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", 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, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 88: 493–502
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