Emisividad

La emisividad de la superficie de un material es su eficacia para emitir energía en forma de radiación térmica. La radiación térmica es radiación electromagnética que comúnmente incluye tanto radiación visible (luz) como radiación infrarroja, que no es visible para el ojo humano. Una parte de la radiación térmica de objetos muy calientes (ver fotografía) es fácilmente visible a simple vista.

La emisividad de una superficie depende de su composición química y estructura geométrica. Cuantitativamente, es la relación entre la radiación térmica de una superficie y la radiación de una superficie negra ideal a la misma temperatura dada por la ley de Stefan-Boltzmann. (Se utiliza una comparación con la ley de Planck si nos preocupan longitudes de onda particulares de radiación térmica). La relación varía de 0 a 1.

La superficie de un cuerpo negro perfecto (con una emisividad de 1) emite radiación térmica a razón de aproximadamente 448 vatios por metro cuadrado (W/m²) a una temperatura ambiente de 25 ° C (298 K; 77 °F).

Los objetos generalmente tienen emisividades inferiores a 1,0 y emiten radiación a tasas correspondientemente más bajas.

Sin embargo, las partículas, los metamateriales y otras nanoestructuras de escala de longitud de onda y sublongitud de onda pueden tener una emisividad superior a 1.

Aplicaciones prácticas

Las emisividades son importantes en una variedad de contextos:

Ventanas aisladas

Las superficies cálidas suelen enfriarse directamente por aire, pero también se enfrían emitiendo radiación térmica. Este segundo mecanismo de refrigeración es importante para ventanas de vidrio simple, que tienen emisividades cercanas al máximo valor posible de 1.0. Las ventanas "Low-E" con revestimientos transparentes de baja emisividad emiten menos radiación térmica que las ventanas ordinarias. En invierno, estos revestimientos pueden reducir la velocidad a la que una ventana pierde calor en comparación con una ventana de vidrio no cubierta.

Coleccionistas de calor solar

Del mismo modo, los colectores de calor solar pierden calor emitiendo radiación térmica. Los coleccionistas solares avanzados incorporan superficies selectivas que tienen emisividades muy bajas. Estos coleccionistas desperdician muy poco la energía solar a través de la emisión de radiación térmica.

Escudo térmico

Para la protección de estructuras de altas temperaturas superficiales, como naves espaciales reutilizables o aeronaves hipersónicas, recubrimientos de alta emisividad (ECH), con valores de emisividad cerca de 0.9, se aplican en la superficie de cerámica aislante. Esto facilita el enfriamiento radiativo y la protección de la estructura subyacente y es una alternativa a los revestimientos ablativos, utilizados en cápsulas de reentrada de un solo uso.

Enfriamiento radiativo pasivo diurno

Los enfriadores radiativos pasivos diurnos utilizan la temperatura extremadamente fría del espacio exterior (~2.7 K) para emitir calor y bajas temperaturas ambiente mientras que requieren cero entrada de energía. Estas superficies minimizan la absorción de la radiación solar para disminuir la ganancia de calor para maximizar la emisión de radiación térmica LWIR. Se ha propuesto como una solución al calentamiento global.

Temperaturas planetarias

Los planetas son colectores solares térmicos a gran escala. La temperatura de la superficie de un planeta se determina por el equilibrio entre el calor absorbido por el planeta a partir de la luz solar, el calor emitido desde su núcleo y la radiación térmica emitida de nuevo en el espacio. La emisividad de un planeta está determinada por la naturaleza de su superficie y atmósfera.

Mediciones de temperatura

Los pirómetros y las cámaras infrarrojas son instrumentos utilizados para medir la temperatura de un objeto utilizando su radiación térmica; no se necesita ningún contacto real con el objeto. La calibración de estos instrumentos implica la emisividad de la superficie que se está midiendo.

Definiciones matemáticas

En su forma más general, la emisividad se puede especificar para una longitud de onda, dirección y polarización particulares.

Sin embargo, la forma más común de emisividad es la emisividad total hemisférica, que considera las emisiones totales sobre todas las longitudes de onda, direcciones y polarizaciones, dada una temperatura particular.

A continuación se detallan algunas formas específicas de emisividad.

Emisividad hemisférica

Emisividad hemisférica de una superficie, denotada ε, se define como

ε ε =MeMe∘ ∘ ,{displaystyle varepsilon ={frac {M_{mathrm {e} } {M_{mathrm {e}} {circ }}}} {f}} {fnK}}

dónde

• M_e es la salida radiante de esa superficie;
• M_e° es la salida radiante de un cuerpo negro a la misma temperatura que esa superficie.

Emisividad hemisférica espectral

Emisividad hemisférica espectral en frecuencia y emisividad hemisférica espectral en longitud de onda de una superficie, denotada ε_ν y ε_λ, respectivamente, se definen como

ε ε . . =Me,. . Me,. . ∘ ∘ ,ε ε λ λ =Me,λ λ Me,λ λ ∘ ∘ ,{displaystyle {begin{aligned}varepsilon _{nu } limit={frac {M_{mathrm {e}nu} } {M_{mathrm {e} {fn} {fnMicrosoft} {fnMicrosoft} {fn}} {fn}} {fn}}} {fn}}} {fn}} {fn} {fnfnfnfnKfnK}}}} {f}}}}} {\\\\\\\\\\\\\\\\\fnfn\\\\\\fnH00\fn\fn\\\\\\\\\\\\fnh00\fnH00\\\\fnh00\\fnH00\\\\\\\\\\fnh00\\\\ }},varepsilon _{lambda } golpe={frac {M_{mathrm {e}lambda }{M_{mathrm {e}lambda } {circ }}end{aligned}}

dónde

• M_E. es la salida radiante espectral en frecuencia de esa superficie;
• M_E.° es la salida radiante espectral en frecuencia de un cuerpo negro a la misma temperatura que esa superficie;
• M_e,λ es la salida radiante espectral en longitud de onda de esa superficie;
• M_e,λ° es la salida radiante espectral en longitud de onda de un cuerpo negro a la misma temperatura que esa superficie.

Emisividad direccional

Emisividad de dirección de una superficie, denotada ε_Ω, se define como

ε ε Ω Ω =Le,Ω Ω Le,Ω Ω ∘ ∘ ,{displaystyle varepsilon _{ Omega [L_{mathrm] Omega } {L_{mathrm {e} {f}}} {f}}}}}

Donde

• L_eΩ es el resplandor de esa superficie;
• L_eΩ° es el resplandor de un cuerpo negro a la misma temperatura que esa superficie.

Emisividad direccional espectral

Emisividad direccional espectral en frecuencia y emisividad direccional espectral en longitud de onda de una superficie, denotada ε_ν,Ω y ε_λ,Ω, respectivamente, se definen como

ε ε . . ,Ω Ω =Le,Ω Ω ,. . Le,Ω Ω ,. . ∘ ∘ ,ε ε λ λ ,Ω Ω =Le,Ω Ω ,λ λ Le,Ω Ω ,λ λ ∘ ∘ ,{displaystyle {begin{aligned}varepsilon _{nuOmega } âfrac {L_{mathrm {e}Omeganu ## {fnK} {fnK} {fnMicrosoft}} {fnK} {fnMicrosoft} }}}, 'varepsilon _{lambda Omega [L_{mathrm] Omegalambda }{L_{mathrm {e}Omegalambda }} {fnMicrosoft}} {fnMicrosoft}}}

dónde

• L_eΩ, es el radiante espectral en frecuencia de esa superficie;
• L_eΩ,° es el radiance espectral en frecuencia de un cuerpo negro a la misma temperatura que esa superficie;
• L_eΩ,λ es el radiante espectral en longitud de onda de esa superficie;
• L_eΩ,λ° es el radiante espectral en longitud de onda de un cuerpo negro a la misma temperatura que esa superficie.

La emisividad hemisférica también se puede expresar como un promedio ponderado de las emisividades espectrales direccionales como se describe en los libros de texto sobre "transferencia de calor radiativo".

Emisividades de superficies comunes

Las emisividades ε se pueden medir utilizando dispositivos simples como el cubo de Leslie junto con un detector de radiación térmica como una termopila o un bolómetro. El aparato compara la radiación térmica de una superficie a analizar con la radiación térmica de una muestra negra casi ideal. Los detectores son esencialmente absorbentes negros con termómetros muy sensibles que registran el aumento de temperatura del detector cuando se expone a la radiación térmica. Para medir las emisividades de la temperatura ambiente, los detectores deben absorber completamente la radiación térmica en longitudes de onda infrarrojas cercanas a 10×10⁻⁶ metros. La luz visible tiene un rango de longitud de onda de aproximadamente 0,4 a 0,7 × 10⁻⁶ metros, desde el violeta al rojo intenso.

Las mediciones de emisividad para muchas superficies se recopilan en muchos manuales y textos. Algunos de estos se enumeran en la siguiente tabla.

Notas:

1. Estas emisividades son las emisividades hemisféricas totales de las superficies.
2. Los valores de las emisividades se aplican a los materiales que son ópticamente gruesos. Esto significa que la absorción en las longitudes de onda típicas de la radiación térmica no depende del espesor del material. Materiales muy finos emiten menos radiación térmica que materiales más gruesos.
3. La mayoría de los emisitivies en el gráfico anterior se registraron a temperatura ambiente, 300 K (27 °C; 80 °F).

Propiedades estrechamente relacionadas

Absorción

Existe una relación fundamental (la ley de radiación térmica de Gustav Kirchhoff de 1859) que equipara la emisividad de una superficie con su absorción de la radiación incidente (la "absortividad" de una superficie). La ley de Kirchhoff es rigurosamente aplicable con respecto a las definiciones direccionales espectrales de emisividad y absortividad. La relación explica por qué las emisividades no pueden exceder 1, ya que la mayor absortividad (correspondiente a la absorción completa de toda la luz incidente por un objeto verdaderamente negro) también es 1. Las superficies metálicas similares a espejos que reflejan la luz tendrán, por tanto, bajas emisividades, ya que la emisividad reflejada la luz no se absorbe. Una superficie de plata pulida tiene una emisividad de aproximadamente 0,02 cerca de la temperatura ambiente. El hollín negro absorbe muy bien la radiación térmica; tiene una emisividad de hasta 0,97 y, por tanto, el hollín es una buena aproximación a un cuerpo negro ideal.

Con la excepción de los metales desnudos y pulidos, la apariencia de una superficie a la vista no es una buena guía para las emisividades cercanas a la temperatura ambiente. Por ejemplo, la pintura blanca absorbe muy poca luz visible. Sin embargo, a una longitud de onda infrarroja de 10×10⁻⁶ metros, la pintura absorbe muy bien la luz y tiene una alta emisividad. De manera similar, el agua pura absorbe muy poca luz visible, pero aun así es un fuerte absorbente de infrarrojos y tiene, en consecuencia, una alta emisividad.

Emitancia

La emitancia (o potencia emisiva) es la cantidad total de energía térmica emitida por unidad de área por unidad de tiempo para todas las longitudes de onda posibles. La emisividad de un cuerpo a una temperatura determinada es la relación entre el poder emisivo total de un cuerpo y el poder emisivo total de un cuerpo perfectamente negro a esa temperatura. Siguiendo la ley de Planck, la energía total irradiada aumenta con la temperatura, mientras que el pico del espectro de emisión se desplaza hacia longitudes de onda más cortas. La energía emitida en longitudes de onda más cortas aumenta más rápidamente con la temperatura. Por ejemplo, un cuerpo negro ideal en equilibrio térmico a 1273 K (1000 °C; 1832 °F) emitirá el 97% de su energía en longitudes de onda inferiores a 14 μm.

El término emisividad se utiliza generalmente para describir una superficie simple y homogénea como la plata. Se utilizan términos similares, emisancia y emisancia térmica, para describir mediciones de radiación térmica en superficies complejas, como productos aislantes.

Medición de Emitancia

La emisión de una superficie se puede medir directa o indirectamente a partir de la energía emitida desde esa superficie. En el método radiométrico directo, la energía emitida por la muestra se mide directamente utilizando un espectroscopio como la espectroscopia infrarroja por transformada de Fourier (FTIR). En el método calorimétrico indirecto, la energía emitida por la muestra se mide indirectamente utilizando un calorímetro. Además de estos dos métodos comúnmente utilizados, existe una técnica económica de medición de emisiones basada en el principio de la pirometría de dos colores.

Emisividades del planeta Tierra

La emisividad de un planeta u otro cuerpo astronómico está determinada por la composición y estructura de su piel exterior. En este contexto, la "piel" de un planeta generalmente incluye tanto su atmósfera semitransparente como su superficie no gaseosa. Las emisiones radiativas resultantes al espacio normalmente funcionan como el principal mecanismo de enfriamiento para estos cuerpos que de otro modo estarían aislados. El equilibrio entre todas las demás fuentes de energía entrantes e internas versus el flujo saliente regula las temperaturas planetarias.

En la Tierra, las temperaturas de equilibrio de la piel oscilan cerca del punto de congelación del agua, 260 ± 50 K (-13 ± 50 °C, 8 ± 90 °F). Las emisiones más energéticas se encuentran, por tanto, dentro de una banda que abarca entre 4 y 50 μm, según la ley de Planck. Las emisividades de los componentes de la atmósfera y la superficie a menudo se cuantifican por separado y se validan con observaciones terrestres y satelitales, así como con mediciones de laboratorio. Estas emisividades sirven como parámetros de entrada dentro de algunos modelos meteorológicos y climatológicos más simples.

Superficie

Las emisividades de la superficie de la Tierra (ε_s) se han inferido con instrumentos satelitales observando directamente las emisiones térmicas de la superficie en el nadir a través de una ventana atmosférica menos obstruida que abarca entre 8 y 13 μm. Los valores oscilan entre ε_s=0,65 y 0,99, y los valores más bajos suelen limitarse a las zonas desérticas más áridas. Las emisividades de la mayoría de las regiones de la superficie están por encima de 0,9 debido a la influencia dominante del agua; incluidos océanos, vegetación terrestre y nieve/hielo. Las estimaciones promediadas a nivel mundial para la emisividad hemisférica de la superficie de la Tierra se encuentran en la vecindad de ε_s=0,95.

Ambiente

El agua también domina la emisividad y absortividad atmosférica del planeta en forma de vapor de agua. Las nubes, el dióxido de carbono y otros componentes aportan contribuciones adicionales sustanciales, especialmente cuando hay lagunas en el espectro de absorción del vapor de agua. Nitrógeno (N
sub style="font-size:inherit;line-height:inherit;vertical-align:baseline">2) y oxígeno (O
₂) - los componentes atmosféricos primarios - interactúan de manera menos significativa con la radiación térmica en la banda infrarroja. La medición directa de las emisividades atmosféricas de la Tierra (ε_a) es más desafiante que la de las superficies terrestres debido en parte a la estructura más dinámica y de múltiples capas de la atmósfera.

Se han medido y calculado los límites superior e inferior para ε_a de acuerdo con condiciones locales extremas pero realistas. En el límite superior, estructuras densas de nubes bajas (que consisten en aerosoles líquidos/hielo y vapor de agua saturado) cierran las ventanas de transmisión infrarroja, produciendo condiciones cercanas a las de un cuerpo negro con ε_a≈1. En un límite inferior, las condiciones de cielo despejado (sin nubes) promueven la mayor apertura de las ventanas de transmisión. La concentración más uniforme de trazas de gases de efecto invernadero de larga vida en combinación con presiones de vapor de agua de 0,25-20 mbar produce valores mínimos en el rango de ε_a=0,55-0,8 (con ε=0,35-0,75 para una atmósfera simulada de sólo vapor de agua). El dióxido de carbono (CO2) y otros gases de efecto invernadero contribuyen aproximadamente ε=0,2 a ε_a cuando la humedad atmosférica es baja. Los investigadores también han evaluado la contribución de diferentes tipos de nubes a la absortividad y emisividad atmosféricas.

Hoy en día, los procesos detallados y las propiedades complejas del transporte de radiación a través de la atmósfera se evalúan mediante modelos de circulación general utilizando códigos de transporte de radiación y bases de datos como MODTRAN/HITRAN. De este modo se simulan la emisión, la absorción y la dispersión tanto en el espacio como en el tiempo.

Para muchas aplicaciones prácticas puede que no sea posible, económico o necesario conocer todos los valores de emisividad localmente. "Eficaz" o "a granel" Se pueden utilizar valores para una atmósfera o un planeta entero. Estos pueden basarse en observaciones remotas (desde la tierra o el espacio exterior) o definirse de acuerdo con las simplificaciones utilizadas por un modelo particular. Por ejemplo, se ha estimado un valor global efectivo de ε_a≈0,78 a partir de la aplicación de un modelo idealizado de equilibrio energético de una atmósfera de una sola capa a la Tierra.

Emisividad efectiva debida a la atmósfera

El IPCC informa de un flujo de radiación térmica saliente (OLR) de 239 (237-242) W^-2 y un flujo de radiación térmica superficial (SLR) de 398 (395-400) W^-2, donde las cantidades paréntesis indican los intervalos de confianza del 5-95% a partir de 2015. Estos valores indican que la atmósfera (con nubes incluidas) reduce la emisividad global de la Tierra, relativa a sus emisiones superficiales, por un factor de 239/398 ♥ 0,60. En otras palabras, las emisiones al espacio son dadas por OLR=ε ε effσ σ Tse4{displaystyle mathrm {OLR} =epsilon _{mathrm {eff} },sigma {fnK} Donde ε ε eff. . 0.6{displaystyle epsilon _{mathrm {eff}approx 0.6} es la emisividad efectiva de la Tierra vista desde el espacio y Tse↑ ↑ [SLR/σ σ ]1/4. . {displaystyle T_{mathrm {se}equiv left[mathrm {SLR} /sigma right]^{1/4}approx } 289 K (16 °C; 61 °F) es la temperatura efectiva de la superficie.

Historia

Los conceptos de emisividad y absortividad, como propiedades de la materia y la radiación, aparecieron en los escritos de finales del siglo XVIII y mediados del XIX de Pierre Prévost, John Leslie, Balfour Stewart y otros. En 1860, Gustav Kirchhoff publicó una descripción matemática de su relación en condiciones de equilibrio térmico (es decir, la ley de radiación térmica de Kirchoff). En 1884, Josef Stefan infirió el poder emisivo de un cuerpo negro perfecto utilizando las mediciones experimentales de John Tyndall, y Ludwig Boltzmann lo derivó a partir de principios estadísticos fundamentales. La emisividad, definida como un factor de proporcionalidad adicional a la ley de Stefan-Boltzmann, quedó implícita y utilizada en evaluaciones posteriores del comportamiento radiativo de los cuerpos grises. Por ejemplo, Svante Arrhenius aplicó los recientes desarrollos teóricos a su investigación de 1896 sobre las temperaturas de la superficie de la Tierra calculadas a partir del equilibrio radiativo del planeta con todo el espacio. En 1900, Max Planck derivó empíricamente una ley generalizada de la radiación del cuerpo negro, aclarando así los conceptos de emisividad y absortividad en longitudes de onda individuales.

Otros coeficientes radiométricos