Радиационное давление

редактировать
Давление, оказываемое на любую поверхность, подверженную электромагнитному излучению Сила, действующая на отражатель, возникает в результате отражения потока фотонов

Радиационное давление - это механическое давление, оказываемое на любую поверхность из-за обмена импульсом между объектом и электромагнитным полем. Это включает импульс света или электромагнитного излучения с любой длиной волны, который поглощается, отражается или испускается иным образом (например, излучение черного тела ) материей любого масштаба (от макроскопических объектов до частиц пыли и молекул газа). Связанная с этим сила называется силой давления излучения или иногда просто силой света .

Силы, создаваемые давлением излучения, обычно слишком малы, чтобы их можно было заметить в повседневных обстоятельствах; однако они важны для некоторых физических процессов и технологий. Сюда, в частности, входят объекты в космическом пространстве, где это обычно основная сила, действующая на объекты помимо гравитации, и где чистый эффект крошечной силы может иметь большой совокупный эффект в течение длительных периодов времени. Например, если бы влияние давления солнечной радиации на космический корабль программы Viking было проигнорировано, космический корабль пропустил бы орбиту Марса примерно на 15 000 км (9300 миль). Радиационное давление от звездного света также имеет решающее значение для ряда астрофизических процессов. Значение радиационного давления быстро возрастает при чрезвычайно высоких температурах и иногда может превосходить обычное давление газа, например, в недрах звезды и термоядерном оружии. Кроме того, большие лазеры, работающие в космосе, были предложены в качестве средства управления парусными судами в силовой установке с лучевым приводом.

Силы радиационного давления являются основой лазерной технологии и областей науки, которые полагаются на в значительной степени на лазеры и другие оптические технологии. Это включает, помимо прочего, биомикроскопию (где свет используется для облучения и наблюдения за микробами, клетками и молекулами), квантовая оптика и оптомеханика (где свет используется для исследования и управления такими объектами, как атомы, кубиты и макроскопические квантовые объекты). Прямые приложения силы радиационного давления в этих полях включают, например, лазерное охлаждение (тема 1997 Нобелевская премия по физике ), квантовое управление макроскопическими объектами. и атомы (Нобелевская премия по физике 2013 г.), интерферометрия (Нобелевская премия 2017 г.) и оптический пинцет (Нобелевская премия по физике 2018 г.).

Радиационное давление можно одинаково хорошо объяснить, рассматривая импульс классического электромагнитного поля или в терминах импульсов фотонов, частиц света. Взаимодействие электромагнитных волн или фотонов с веществом может включать обмен импульсом. Согласно закону сохранения импульса, любое изменение полного импульса волн или фотонов должно включать в себя равное и противоположное изменение количества движения вещества, с которым оно взаимодействует (третий закон Ньютона движение ), как показано на сопроводительном рисунке для случая, когда свет идеально отражается от поверхности. Эта передача импульса является общим объяснением того, что мы называем радиационным давлением.

Содержание

  • 1 Discovery
  • 2 Теория
    • 2.1 Радиационное давление от импульса электромагнитной волны
    • 2.2 Радиационное давление от отражения
    • 2.3 Радиационное давление от излучения
    • 2.4 Радиационное давление в терминах фотонов
    • 2.5 Сжатие в однородном поле излучения
  • 3 Давление солнечного излучения
    • 3.1 Давления поглощения и отражения
    • 3.2 Возмущения радиационного давления
    • 3.3 Солнечные паруса
  • 4 Космические эффекты радиационного давления
    • 4.1 Ранняя Вселенная
    • 4.2 Образование и эволюция галактик
    • 4.3 Облака из пыли и газа
    • 4.4 Звездные скопления
    • 4.5 Звездообразование
    • 4.6 Звездные планетные системы
    • 4.7 Звездные недра
    • 4.8 Кометы
  • 5 Лазерные приложения радиационного давления
    • 5.1 Оптический пинцет
    • 5.2 Взаимодействие света и материи
  • 6 См. Также
  • 7 Ссылки
  • 8 Дополнительная литература

Discovery

Иоганн Кеплер выдвинул концепцию радиационного давления в 1619 году, чтобы объяснить наблюдение, что хвост t всегда направлен от Солнца.

Утверждение, что свет, как электромагнитное излучение, имеет свойство импульса и, таким образом, оказывает давление на любую поверхность, которая подвергается его воздействию, было опубликовано Джеймсом Клерком Максвеллом в 1862 году и доказано экспериментально русским физиком Петром Лебедевым в 1900 году и Эрнестом Фоксом Николс и Гордон Ферри Халл в 1901 году. Давление очень мало, но его можно обнаружить, если позволить излучению падать на изящно поставленную пластину из отражающего металла в радиометре Николса (его не следует путать с радиометром Крукса, характерное движение которого вызвано не радиационным давлением, а ударами молекул газа).

Теория

Радиационное давление можно рассматривать как следствие сохранения импульса с учетом импульса, приписываемого электромагнитному излучению. Этот импульс может быть одинаково хорошо рассчитан на основе электромагнитной теории или из комбинированных импульсов потока фотонов, что дает идентичные результаты, как показано ниже.

Радиационное давление от импульса электромагнитной волны

Согласно теории электромагнетизма Максвелла, электромагнитная волна несет импульс, который передается непрозрачной поверхности, на которую она ударяется.

Поток энергии (освещенность) плоской волны вычисляется с использованием вектора Пойнтинга S = E × H {\ displaystyle \ mathbf {S} = \ mathbf {E} \ times \ mathbf {H}}\ mathbf {S} = \ mathbf {E} \ раз \ mathbf {H} , величина которого мы обозначаем S. S, деленная на скорость света, представляет собой плотность количества движения на единицу площади (давления) электромагнитное поле. Таким образом, размерно вектор Пойнтинга равен S = (мощность / площадь) = (скорость выполнения работы / площадь) = (ΔF / Δt) Δx / площадь, которая является скоростью света, c = Δx / Δt, умноженное на давление, ΔF / площадь. Это давление воспринимается как радиационное давление на поверхности:

P инцидент = ⟨S⟩ c = I fc {\ displaystyle P _ {\ text {инцидент}} = {\ frac {\ langle S \ rangle} {c}} = {\ frac {I_ {f}} {c}}}{\ displaystyle P _ {\ text {инцидент}} = {\ frac {\ langle S \ rangle} {c}} = {\ frac {I_ { f} } {c}}}

, где P {\ displaystyle P}P - давление (обычно в Паскалях ), I f {\ displaystyle I_ {f}}I_f - это инцидент освещенность (обычно в Вт / м) и c {\ displaystyle c}c - скорость света в вакууме.

Если поверхность плоская под углом α к падающей волне, интенсивность на поверхности будет геометрически уменьшена на косинус этого угла, а составляющая радиационной силы, воздействующей на поверхность, также будет уменьшена на косинус α, в результате чего давление:

P инцидент = I fc cos 2 ⁡ α {\ displaystyle P _ {\ text {инцидент}} = {\ frac {I_ {f}} {c}} \ cos ^ {2} \ alpha}{\ displaystyle P _ {\ text {инцидент}} = {\ frac {I_ {f}} {c}} \ cos ^ {2} \ alpha}

Импульс падающей волны находится в том же направлении, что и эта волна. Но только нормальная к поверхности составляющая этого количества движения способствует давлению на поверхность, как указано выше. Составляющая этой силы, касательная к поверхности, не называется давлением.

Давление излучения от отражения

Вышеупомянутая обработка падающей волны учитывает давление излучения, испытываемое черным (полностью поглощающим) тело. Если волна зеркально отражена, то отдача, вызванная отраженной волной, будет вносить дополнительный вклад в давление излучения. В случае идеального отражателя это давление будет идентично давлению, вызванному падающей волной:

P emitted = I fc {\ displaystyle P _ {\ text {emitted}} = {\ frac {I_ {f} } {c}}}{\ displaystyle P _ {\ text {emitted}} = {\ frac {I_ {f}} {c}}}

таким образом удваивая чистое радиационное давление на поверхность:

P net = P падающий + P испускаемый = 2 I fc {\ displaystyle P _ {\ text {net}} = P _ {\ text {инцидент}} + P _ {\ text {emitted}} = 2 {\ frac {I_ {f}} {c}}}{\ displaystyle P _ {\ text {net}} = P _ {\ text {инцидент}} + P _ {\ text {emitted}} = 2 {\ frac {I_ {f}} {c}}}

Для частично отражающей поверхности второй член должен быть умножен на коэффициент отражения (также известный как коэффициент отражения интенсивности), так что увеличение будет менее чем вдвое. Для диффузно отражающей поверхности необходимо учитывать детали отражения и геометрию, что опять же приводит к увеличению чистого радиационного давления менее чем вдвое.

Давление излучения за счет излучения

Так же, как волна, отраженная от тела, вносит свой вклад в получаемое чистое радиационное давление, тело, которое испускает собственное излучение (а не отраженное), снова получает радиационное давление заданное освещенностью этого излучения в направлении, нормальном к поверхности I e:

P испускается = I ec {\ displaystyle P _ {\ text {emitted}} = {\ frac {I_ {e}} {c}}}{\ displaystyle P _ {\ text {emitted}} = {\ frac {I_ {e}} {c}}}

Излучение может быть результатом излучения черного тела или любого другого излучательного механизма. Поскольку все материалы излучают излучение абсолютно черного тела (если только они не являются полностью отражающими или имеют абсолютный ноль), этот источник радиационного давления является повсеместным, но обычно очень крошечным. Однако, поскольку излучение абсолютно черного тела быстро увеличивается с температурой (в соответствии с четвертой степенью температуры, определяемой законом Стефана – Больцмана ), давление излучения из-за температуры очень горячего объекта (или из-за поступающее излучение черного тела из такой же горячей окружающей среды) может стать очень значительным. Это становится важным для звездных интерьеров, которые находятся под миллионами градусов.

Давление излучения в терминах фотонов

Электромагнитное излучение можно рассматривать в терминах частиц, а не волн; эти частицы известны как фотоны. Фотоны не имеют массы покоя; однако фотоны никогда не находятся в состоянии покоя (они движутся со скоростью света) и, тем не менее, приобретают импульс, который определяется выражением:

p = h λ = E pc, {\ displaystyle p = {\ dfrac {h} {\ lambda}} = {\ frac {E_ {p}} {c}},}{\ displaystyle p = {\ dfrac {h} {\ lambda }} = {\ frac {E_ {p}} {c}},}

где p - импульс, h - постоянная Планка, λ - длина волны, а c скорость света в вакууме. А E p - энергия одиночного фотона, определяемая по формуле:

E p = h ν = hc λ {\ displaystyle E_ {p} = h \ nu = {\ frac {hc} {\ lambda}}}{\ displaystyle E_ {p} = h \ nu = {\ frac {hc} {\ lambda}}}

Давление излучения снова можно рассматривать как передачу импульса каждого фотона непрозрачной поверхности, плюс импульс, обусловленный (возможным) фотоном отдачи для (частично) отражающей поверхности. Поскольку падающая волна излучения I f над площадью A имеет мощность I f A, это подразумевает поток I f/Epфотонов в секунду на единицу площади, падающий на поверхность.. Комбинируя это с приведенным выше выражением для импульса одиночного фотона, получаем те же отношения между энергетической мощностью и давлением излучения, описанные выше с использованием классической электромагнетизма. И снова отраженные или испускаемые иным образом фотоны будут одинаково влиять на чистое радиационное давление.

Сжатие в однородном поле излучения

В общем, давление электромагнитных волн может быть получено из исчезновения следа тензора электромагнитных напряжений : Поскольку этот след равно 3P - u, получаем

P = u 3 {\ displaystyle P = {\ frac {u} {3}}}{\ displaystyle P = {\ frac {u} {3}}}

, где u - энергия излучения на единицу объема.

Это также может быть показано в конкретном случае давления, оказываемого на поверхности тела в тепловом равновесии с окружающей средой при температуре T: тело будет окружено однородным поле излучения, описываемое Законом излучения черного тела Планка, и будет испытывать сжимающее давление из-за этого падающего излучения, его отражения и собственного излучения черного тела. Исходя из этого, можно показать, что результирующее давление равно одной трети полной лучистой энергии на единицу объема в окружающем пространстве.

Используя закон Стефана – Больцмана, это может быть выражается как

P compress = u 3 = 4 σ 3 c T 4 {\ displaystyle P _ {\ text {compress}} = {\ frac {u} {3}} = {\ frac {4 \ sigma} {3c }} T ^ {4}}{\ displaystyle P _ {\ text {compress}} = {\ frac {u} {3}} = {\ frac {4 \ sigma} {3c}} T ^ {4}}

где σ {\ displaystyle \ sigma}\ sigma - постоянная Стефана – Больцмана.

Давление солнечного излучения

Солнечное радиационное давление возникает из-за солнечного излучения на более близких расстояниях, особенно в пределах Солнечной системы. (Радиационное давление солнечного света на Земле очень мало: оно эквивалентно тому, которое оказывает примерно одна тысячная грамма на площади 1 квадратный метр, или 10 мкН / м2.) Хотя он действует на все объекты, его чистый эффект обычно больше для меньших тел, так как они имеют большее отношение площади поверхности к массе. Все космические аппараты испытывают такое давление, за исключением случаев, когда они находятся за тенью более крупного вращающегося тела.

Давление солнечного излучения на объекты вблизи Земли можно рассчитать с использованием солнечной освещенности при 1 AU, известная как солнечная постоянная или G SC, значение которой установлено на 1361 W /m с 2011 года.

Все звезды имеют спектральное распределение энергии, которое зависит от температуры их поверхности. Распределение примерно такое же, как у излучения черного тела. Это распределение необходимо учитывать при расчете радиационного давления или при определении материалов отражателя для оптимизации, например, солнечного паруса.

Давление поглощения и отражения

Давление солнечного излучения на расстоянии Земли от Солнца может быть вычислено путем деления солнечной постоянной GSC(см. Выше) на скорость света c. Для поглощающей пленки, обращенной к Солнцу, это просто:

P = G SC c ≈ 4,5 ⋅ 10-6 P a = 4,5 μ P a {\ displaystyle P = {\ frac {G _ {\ text {SC}} } {c}} \ приблизительно 4.5 \ cdot 10 ^ {- 6} ~ {\ rm {Pa}} = 4.5 ~ \ mu {\ rm {Pa}}}{\ displaystyle P = {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {c}} \ приблизительно 4,5 \ cdot 10 ^ {- 6} ~ {\ rm {Pa}} = 4,5 ~ \ mu {\ rm {Pa}}}

Этот результат находится в SI единица Паскали, эквивалент Н / м (ньютонов на квадратный метр). Для листа под углом α к Солнцу эффективная площадь A листа уменьшается на геометрический фактор, в результате чего сила в направлении солнечного света составляет:

F = G SC c (A cos ⁡ α) {\ displaystyle F = {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {c}} (A \ cos \ alpha)}{\ displaystyle F = {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {c}} (A \ cos \ alpha)}

Чтобы найти компонент этой силы, перпендикулярный поверхности, должен быть другой коэффициент косинуса прикладывается давление P на поверхность:

P = FA = G SC c cos 2 ⁡ α {\ displaystyle P = {\ frac {F} {A}} = {\ frac {G _ {\ text { SC}}} {c}} \ cos ^ {2} \ alpha}{\ displaystyle P = {\ frac {F } {A}} = {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {c}} \ cos ^ {2} \ alpha}

Обратите внимание, однако, что для того, чтобы учесть чистое воздействие солнечной радиации, например, на космический корабль, необходимо учитывать полную силу (в направлении от Солнца), задаваемый предыдущим уравнением, а не просто компонент, нормальный к поверхности, который мы определяем как «давление».

Солнечная постоянная определяется для излучения Солнца на расстоянии от Земли, также известном как одна астрономическая единица (а.е.). Следовательно, на расстоянии R астрономических единиц (R является безразмерным), применяя закон обратных квадратов, мы найдем:

P = G SC c R 2 cos 2 ⁡ α {\ displaystyle P = {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {cR ^ {2}}} \ cos ^ {2} \ alpha}{\ displaystyle P = {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {cR ^ {2}}} \ cos ^ {2} \ alpha}

Наконец, учитывая не поглощающую, а идеально отражающую поверхность, давление составляет удваивается из-за отраженной волны, в результате получается:

P = 2 G SC c R 2 cos 2 ⁡ α {\ displaystyle P = 2 {\ frac {G _ {\ text {SC}}} {cR ^ {2} }} \ cos ^ {2} \ alpha}{\ displaystyle P = 2 {\ гидроразрыва {G _ {\ текст {SC}}} {cR ^ {2}}} \ cos ^ {2} \ alpha}

Обратите внимание, что, в отличие от случая поглощающего материала, результирующая сила на отражающем теле задается именно этим давлением, действующим нормально к поверхности, с касательными силами падающего и отражающие волны, отменяющие друг друга. На практике материалы не являются ни полностью отражающими, ни полностью поглощающими, поэтому результирующая сила будет средневзвешенной величиной сил, рассчитанных по этим формулам.

Расчетное давление солнечного излучения на идеальный отражатель при нормальном падении (α = 0)
Расстояние от СолнцаРадиационное давление в мкПа (мкН / м)
0,20 а.е.227
0,39 а.е. (Меркурий )59,7
0,72 а.е. (Венера )17,5
1,00 а.е. (Земля)9,08
1,52 а.е. ( Марс )3,93
3,00 а.е. (Типичный астероид )1,01
5,20 а.е. (Юпитер )0,34

возмущения радиационного давления

Солнце Радиационное давление является источником орбитальных возмущений. Оно существенно влияет на орбиты и траектории малых тел, включая все космические корабли.

Давление солнечного излучения влияет на тела на большей части Солнечной системы. более подвержены воздействию, чем большие, из-за их меньшей массы по сравнению с площадью поверхности. Космические аппараты страдают вместе с естественными телами (кометы, астероиды, пылинки, молекулы газа).

Радиационное давление приводит к возникновению сил и моментов на тела, которые могут измениться е их поступательное и вращательное движения. Трансляционные изменения влияют на орбиты тел. Скорость вращения может увеличиваться или уменьшаться. Слабо агрегированные тела могут разрушиться при высоких скоростях вращения. Зерна пыли могут либо покинуть Солнечную систему, либо по спирали устремиться к Солнцу.

Все тело обычно состоит из множества поверхностей, которые имеют различную ориентацию на теле. Грани могут быть плоскими или изогнутыми. У них будут разные области. Они могут иметь оптические свойства, отличные от других аспектов.

В любой конкретный момент некоторые грани будут выставлены на солнце, а некоторые будут в тени. Каждая поверхность, подвергающаяся воздействию Солнца, будет отражать, поглощать и излучать излучение. Грани в тени будут излучать излучение. Сумма давлений по всем граням определит чистую силу и крутящий момент на теле. Их можно рассчитать, используя уравнения в предыдущих разделах.

Эффект Ярковского влияет на перемещение небольшого тела. Это происходит из-за того, что лицо, выходящее из-под солнечного света, имеет более высокую температуру, чем лицо, приближающееся к солнечному. Излучение, исходящее от более теплого лица, будет более интенсивным, чем излучение противоположного лица, в результате чего на тело будет действовать суммарная сила, которая будет влиять на его движение.

Эффект YORP - это совокупность эффектов, расширяющих более раннюю концепцию эффекта Ярковского, но аналогичного характера. Он влияет на спиновые свойства тел.

Эффект Пойнтинга – Робертсона применяется к частицам размером зерна. С точки зрения пылинки, вращающейся вокруг Солнца, кажется, что солнечное излучение идет немного вперед (аберрация света ). Следовательно, поглощение этого излучения приводит к возникновению силы, составляющей против направления движения. (Угол аберрации крошечный, поскольку излучение движется со скоростью света, в то время как пылинка движется на много порядков медленнее, чем это.) Результатом является постепенная спираль пылинок в направлении Солнца. В течение длительного времени этот эффект очищает большую часть пыли в Солнечной системе.

Хотя сила радиационного давления довольно мала по сравнению с другими силами, она неумолима. В течение длительных периодов времени чистый эффект силы оказывается значительным. Такое слабое давление может оказывать заметное воздействие на мельчайшие частицы, такие как газ ионы и электроны, и они необходимы в теории эмиссии электронов от Солнца, кометный материал и так далее.

Поскольку отношение площади поверхности к объему (и, следовательно, массы) увеличивается с уменьшением размера частиц, пылевые (микрометры -размеры) частицы чувствительны к радиационному давлению даже во внешней Солнечной системе. Например, на эволюцию внешних колец Сатурна существенное влияние оказывает радиационное давление.

Как следствие светового давления, Эйнштейн в 1909 году предсказал существование «радиационного трения», которое будет препятствовать движению материи. Он писал: «Излучение будет оказывать давление на обе стороны пластины. Силы давления, действующие на обе стороны, равны, если пластина находится в состоянии покоя. Однако, если она находится в движении, от поверхности будет отражаться больше излучения, чем находится впереди во время движения (передняя поверхность), чем на задней поверхности. Обратно действующая сила давления, оказываемого на переднюю поверхность, таким образом, больше, чем сила давления, действующая на спину. Следовательно, как результат двух сил, остается сила, которая противодействует движению пластины и увеличивается с увеличением скорости пластины. Мы будем кратко называть это результирующее «радиационным трением» ».

Солнечные паруса

Солнечные паруса, экспериментальный метод движения космического корабля, использует радиационное давление Солнца в качестве движущей силы. Идея межпланетных путешествий на свету была упомянута Жюлем Верном в книге «От Земли до Луны».

Парус отражает около 90% падающего излучения. Поглощенные 10% излучаются от обеих поверхностей, причем доля, испускаемая неосвещенной поверхностью, зависит от теплопроводности паруса. Парус имеет кривизну, неровности поверхности и другие незначительные факторы, влияющие на его характеристики.

Японское агентство аэрокосмических исследований (JAXA ) успешно развернуло солнечный парус в космосе, который уже успел запустить полезную нагрузку в рамках проекта IKAROS.

Космические эффекты радиационного давления

Радиационное давление оказало большое влияние на развитие космоса, от рождения Вселенной до непрерывного образования звезд и формирования облаков из пыли и газа в широком диапазоне масштабов.

Ранняя Вселенная

Фотонная эпоха - это фаза, когда в энергии Вселенной преобладали фотоны, от 10 секунд до 380000 лет после Большого взрыва.

Формирование и эволюция Галактики

Облака Столпов Творения в туманности Орла, сформированные радиационным давлением и звездными ветрами.

Процесс Формирование и эволюция галактик начались в начале истории космоса. Наблюдения за ранней Вселенной убедительно свидетельствуют о том, что объекты росли снизу вверх (т. Е. Более мелкие объекты сливались в более крупные). Поскольку при этом образуются звезды и становятся источниками электромагнитного излучения, давление излучения звезд становится фактором динамики оставшегося кругозвездного материала.

Облака пыли и газа

На гравитационное сжатие облаков пыли и газов сильно влияет давление излучения, особенно когда конденсация приводит к рождению звезд. Более крупные молодые звезды, образующиеся внутри сжатых облаков, испускают интенсивные уровни излучения, которые смещают облака, вызывая либо дисперсию, либо конденсацию в близлежащих регионах, что влияет на уровень рождаемости в этих близлежащих регионах.

Звездные скопления

Звезды преимущественно образуются в областях с большими облаками пыли и газа, давая начало звездным скоплениям. Радиационное давление от звезд-членов в конечном итоге рассеивает облака, что может оказать сильное влияние на эволюцию скопления.

Многие рассеянные скопления по своей природе нестабильны, с достаточно малой массой, чтобы убегающая скорость системы была ниже, чем средняя скорость составляющие звезды. Эти скопления быстро разойдутся в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого скопление образовано радиационным давлением горячих молодых звезд, уменьшает массу скопления достаточно, чтобы обеспечить быстрое рассеяние.

Протопланетный диск с очищенной центральной областью (концепция художника).

Звездообразование

Звездообразование - это процесс, при котором плотные области в молекулярных облаках в межзвездном пространстве схлопываются, образуя звезд. Как раздел астрономии, звездообразование включает изучение межзвездной среды и гигантских молекулярных облаков (GMC) как предшественников процесса звездообразования, а также изучение протозвезд и молодых звездных объектов как непосредственных продуктов. Теория звездообразования, а также учет образования одной звезды, также должны учитывать статистику двойных звезд и начальную функцию масс.

Звездные планетные системы

Планетные системы Обычно считается, что формируется как часть того же процесса, который приводит к звездообразованию. протопланетный диск образуется в результате гравитационного коллапса молекулярного облака, называемого солнечной туманностью, а затем превращается в планетную систему в результате столкновений и гравитационного захвата. Радиационное давление может очистить область в непосредственной близости от звезды. По мере продолжения процесса образования давление излучения продолжает играть роль в распределении вещества. В частности, пыль и частицы могут закручиваться в звезду или покидать звездную систему под действием радиационного давления.

Комета Хейла – Боппа (C / 1995 O1). Ясно видно влияние радиационного давления и солнечного ветра на пылевые и газовые хвосты.

Звездные недра

В звездных недрах температуры очень высоки. Звездные модели предсказывают температуру 15 МК в центре Солнца, а в ядрах звезд сверхгигантов температура может превышать 1 ГК. Поскольку давление излучения масштабируется как четвертая степень температуры, оно становится важным при таких высоких температурах. На Солнце давление излучения все еще довольно мало по сравнению с давлением газа. В самых тяжелых невырожденных звездах давление излучения является доминирующей составляющей давления.

Кометы

Давление солнечного излучения сильно влияет на хвосты комет. Солнечное нагревание вызывает выделение газов из ядра кометы , которые также уносят частицы пыли. Радиационное давление и солнечный ветер затем отгоняют пыль и газы от Солнца. Газы образуют, как правило, прямой хвост, в то время как более медленно движущиеся частицы пыли образуют более широкий изогнутый хвост.

Применение лазера радиационного давления

Оптический пинцет

Лазеры могут использоваться как источник монохроматического света с длиной волны λ {\ displaystyle \ lambda}\ lambda . С помощью набора линз можно сфокусировать лазерный луч в точку диаметром λ {\ displaystyle \ lambda}\ lambda (или r = λ 2 {\ displaystyle r = { \ frac {\ lambda} {2}}}{\ displaystyle r = {\ frac {\ lambda} {2}}} ).

Давление излучения 30 мВт лазера с длиной волны 1064 нм можно рассчитать следующим образом:

A rea = π (λ 2) 2 ≈ 10–12 м 2 {\ displaystyle A_ {rea} = \ pi \ left ({\ frac {\ lambda} {2}} \ right) ^ {2} \ приблизительно 10 ^ {- 12} {\ text {m}} ^ {2}}{\ displaystyle A_ {rea} = \ pi \ left ({\ frac {\ lambda} {2}} \ right) ^ {2} \ приблизительно 10 ^ {- 12} {\ text {m}} ^ {2}}

F orce = P owerc = 30 мВт 299792458 м / с ≈ 10–10 N {\ displaystyle F_ {orce} = {\ frac {P_ {ower}} {c}} = {\ frac {30 {\ text {mW}}} {299792458 {\ text {м / с}}}} \ приблизительно 10 ^ {- 10} {\ text {N}}}{\ displaystyle F_ {orce } = {\ frac {P_ {ower}} {c}} = {\ frac {30 {\ text {mW}}} {299792458 {\ text {m / s}}}} \ приблизительно 10 ^ {- 10} {\ text {N}}}

Давление = F orce A rea ≈ 10 - 10 N 10 - 12 m 2 = 100 Па {\ displaystyle P_ {ressure} = {\ frac {F_ {orce}} {A_ {rea}}} \ приблизительно {\ frac {10 ^ {- 10} {\ text {N}}} {10 ^ {- 12 } {\ text {m}} ^ {2}}} = 100 {\ text {Pascal}}}{\ displaystyle P_ {ressure} = {\ frac {F_ {orce}} {A_ {rea}}} \ приблизительно {\ frac {10 ^ {- 10} {\ text {N}}} {10 ^ {- 12} {\ text {m}} ^ {2}}} = 100 {\ text {Pascal}}}

Используется для захвата или левитации частиц в оптическом пинцете.

Взаимодействие света и материи

В этом оптомеханическом резонаторе свет захватывается и усиливается между двумя зеркалами. Одно из зеркал прикреплено к пружине и может двигаться. Сила радиационного давления света, циркулирующего в полости, может гасить или усиливать колебания зеркала на пружине.

Отражение лазерного импульса от поверхности упругого твердого тела может вызывать различные типы упругих волн, которые размножаются внутри твердого или жидкого. Другими словами, свет может возбуждать и / или усиливать движение материалов и внутри них. Это предмет исследования в области оптомеханики. Самыми слабыми волнами обычно являются те, которые генерируются давлением излучения, действующим во время отражения света. Такие упругие волны, индуцированные световым давлением, наблюдались, например, внутри диэлектрического зеркала со сверхвысокой отражательной способностью . Эти волны являются основным отпечатком взаимодействия легкой и твердой материи в макроскопическом масштабе. В области оптомеханики резонаторов свет улавливается и резонансно усиливается в оптических резонаторах , например, между зеркалами. Это служит для значительного увеличения мощности света и радиационного давления, которое он может оказывать на предметы и материалы. Реализован оптический контроль (то есть манипулирование движением) множества объектов: от километровых лучей (например, в интерферометре LIGO ) до облаков атомов и от микро- инженерные батуты от до сверхтекучие.

В отличие от возбуждения или усиления движения, свет также может гасить движение объектов. Лазерное охлаждение - это метод охлаждения материалов, очень близких к абсолютному нулю, путем преобразования части энергии движения материала в свет. Энергия движения и тепловая энергия материала являются здесь синонимами, поскольку они представляют энергию, связанную с броуновским движением материала. Атомы, движущиеся к лазерному источнику света, воспринимают эффект Доплера, настроенный на частоту поглощения целевого элемента. Радиационное давление на атом замедляет движение в определенном направлении до тех пор, пока эффект Доплера не выйдет за пределы частотного диапазона элемента, вызывая общий охлаждающий эффект.

Файл: Полость-оптомеханическая-пружина- обнаружение одиночных молекул-ncomms12311-s2.ogv Воспроизведение носителя В этой оптомеханической системе сила радиационного давления равна используется для обнаружения единственной белковой молекулы. Лазерный свет взаимодействует со стеклянной сферой : сила радиационного давления заставляет ее вибрировать. Присутствие единственной молекулы на сфере нарушает эту (тепловую) вибрацию, и возмущение в движении сферы можно обнаружить в спектре осциллятора слева.

См. Также

  • значок Физический портал
  • Астрономический портал
  • Космический портал
  • значок Звездный портал

Ссылки

Дополнительная литература

  • Демир, Дилек, «Настольная демонстрация радиационного давления», 2011 г., Дипломатез, Университет электронных тезисов (http: // othes. univie.ac.at/16381/ )
  • Р. Шанкар, «Принципы квантовой механики», 2-е издание. [1pting
Последняя правка сделана 2021-06-03 05:55:36
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте