Radiación electromagnética de presión

Presión de radiación electromagnética , presión ligera - presión ejercida por la radiación ligera (y electromagnética en general ) que incide sobre la superficie de un cuerpo .

Historia

La hipótesis de la existencia de la presión de la luz fue propuesta por primera vez por I. Kepler en el siglo XVII para explicar el comportamiento de las colas de los cometas durante su vuelo cerca del Sol. En 1873 Maxwell dio una teoría de la presión de la luz dentro del marco de su electrodinámica clásica . Experimentalmente, la presión ligera fue estudiada por primera vez por P. N. Lebedev en 1899. En sus experimentos, se suspendieron balanzas de torsión sobre un hilo de plata delgado en un recipiente al vacío , a cuyas vigas se unieron discos delgados de mica y varios metales . La principal dificultad fue distinguir la presión de la luz contra el fondo de las fuerzas radiométricas y convectivas (fuerzas debidas a la diferencia de temperatura del gas circundante de los lados iluminados y no iluminados). Además, dado que en ese momento no se desarrollaron bombas de vacío que no fueran simples mecánicas, Lebedev no pudo realizar sus experimentos en condiciones de vacío promedio, según la clasificación moderna .

Irradiando alternativamente diferentes lados de las alas, Lebedev niveló las fuerzas radiométricas y obtuvo un acuerdo satisfactorio (±20%) con la teoría de Maxwell. Posteriormente, en 1907-1910, Lebedev realizó experimentos más precisos sobre la presión de la luz en los gases y también obtuvo un acuerdo aceptable con la teoría [1] .

Cálculo

En ausencia de dispersión

Para calcular la presión de la luz con una incidencia normal de radiación y sin dispersión, puede utilizar la siguiente fórmula:

p={\frac {I}{c}}(1-k+\rho )

donde es la intensidad de la radiación incidente; es la velocidad de la luz , es la transmitancia , es el coeficiente de reflexión . $yo$ $C$ $k$ $\rho$

La presión de la luz solar sobre una superficie de espejo perpendicular a la luz, ubicada en el espacio cerca de la Tierra, se puede calcular fácilmente a través de la densidad de flujo de energía solar (electromagnética) a una distancia de una unidad astronómica del Sol ( constante solar ). Se trata de 9 µN/m² = 9 micropascales, o 9⋅10 −11 atm [2] .

Si la luz incide en un ángulo θ con respecto a la normal, entonces la presión se puede expresar mediante la fórmula:

{\vec {p}}=w((1-k){\vec {i}}-\rho \,{\vec {i'}})\cos \theta

donde es la densidad de energía de radiación volumétrica , es la transmitancia , es el coeficiente de reflexión, es el vector unitario en la dirección del haz incidente, es el vector unitario en la dirección del haz reflejado. $w$ $k$ $\rho$ ${\vec yo}$ ${\ vec {yo'}}$

Por ejemplo, la componente tangencial de la fuerza de presión ligera sobre una unidad de área será igual a

{f_{\tau }}\,=w((1-k)\sin \theta -\rho \sin \theta )\cos \theta =w(1-k-\rho )\sin \theta \ cos \ theta

La componente normal de la fuerza de presión ligera sobre una unidad de área será igual a

{f{n}}\,=w((1-k)\cos \theta -\rho (-\cos \theta ))\cos \theta =w(1-k+\rho )\cos ^ {2}\theta

La razón de las componentes normal y tangencial es

{\frac {f{n}}{f{\tau }}}={\frac {1-k+\rho }{1-k-\rho }}{\rm {ctg\,}}\ theta

Cuando está disperso

Si la dispersión de la luz por una superficie tanto en transmisión como en reflexión obedece a la ley de Lambert , entonces durante la incidencia normal, la presión será igual a:

p={\frac{I}{c}}(1+{\frac{2}{3}}(AK))

donde es la intensidad de la radiación incidente, es la transmitancia difusa y es el albedo . $yo$ $k$ $A$

Conclusión

Encontremos el momento que se lleva la onda electromagnética de la fuente lambertiana. Se sabe que la luminosidad total de una fuente Lambert es

E=\piB_{n}

donde es la intensidad de la luz en la dirección de la normal. $B_{n}$

Por lo tanto, la intensidad de la luz en un ángulo arbitrario con respecto a la normal, de acuerdo con la ley de Lambert, es igual a $\ theta$

B=B_{n}\cos \theta ={\frac {E}{\pi }}\cos \theta

La energía radiada en el elemento de ángulo sólido, que tiene la forma de un anillo esférico, es igual a

dE=Bd\Omega =({\frac {E}{\pi }}\cos \theta )d\Omega =({\frac {E}{\pi }}\cos \theta)(2\pi \sin \theta d\theta )=2E\cos \theta \sin \theta d\theta

Para determinar el momento arrastrado por la radiación, es necesario tener en cuenta solo su componente normal, ya que, debido a la simetría rotacional, todos los componentes tangenciales se anulan entre sí:

dp={\frac {dE}{c}}\cos \theta

De aquí

p=\int {\frac {dE}{c}}\cos \theta ={\frac {2E}{c}}\int \limits _{{0}}^({\pi /2}}\cos ^{2}\theta \sin \theta \,d\theta ={\frac {2E}{c}}\int \limits _{{\pi /2}}^{{0}}\cos ^{2 }\theta \,d\cos \theta ={\frac {2E}{c}}\int \limits _{{0}}^{{1}}x^{2}\,dx={\frac { 2}{3}}{\frac{E}{c}}

Para radiación retrodispersada y . $E=IA$ $p={\frac{2}{3}}A{\frac{I}{c}}$

Para la radiación que ha pasado a través de la placa, y (el signo negativo se debe al hecho de que esta radiación se dirige hacia adelante). $E=KI$ $p=-{\frac{2}{3}}K{\frac{I}{c}}$

Sumando la presión creada por el incidente y ambos tipos de radiación dispersa, obtenemos la expresión deseada.

En el caso de que la radiación reflejada y transmitida sea parcialmente dirigida y parcialmente dispersada, la fórmula es válida:

p={\frac {I}{c}}(1+\rho -k+{\frac {2}{3}}(AK))

donde I es la intensidad de la radiación incidente, k es la transmitancia direccional, K es la transmitancia difusa, ρ es el coeficiente de reflexión direccional y A es el albedo de dispersión.

Presión de gas fotón

Un gas fotónico isótropo , que tiene una densidad de energía u , ejerce presión:

p={\frac{1}{3}}u

En particular, si el gas fotón está en equilibrio ( radiación de cuerpo negro ) con la temperatura T , entonces su presión es:

p=\left({\frac {\pi ^{2}k^{4}}{45c^{3}\hbar ^{3}}}\right)T^{4}={\frac {4} {3c}}\sigma T^{4}

donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann .

Significado físico

La presión de la radiación electromagnética es consecuencia del hecho de que, como cualquier objeto material con energía E y moviéndose a una velocidad v , también tiene un impulso p = Ev / c² . Y dado que para la radiación electromagnética v \ u003d c , entonces p \ u003d E / c .

En electrodinámica, la presión de la radiación electromagnética se describe mediante el tensor de energía-momento del campo electromagnético .

Descripción corpuscular

Si consideramos la luz como una corriente de fotones , entonces, de acuerdo con los principios de la mecánica clásica , cuando las partículas golpean un cuerpo, deben transferirle un impulso, en otras palabras, ejercer presión.

Descripción de la ola

Desde el punto de vista de la teoría ondulatoria de la luz, una onda electromagnética representa oscilaciones de campos eléctricos y magnéticos que cambian y están interconectados en el tiempo y el espacio . Cuando una onda cae sobre una superficie reflectante, el campo eléctrico excita corrientes en la capa cercana a la superficie , que se ven afectadas por el componente magnético de la onda. Así, la presión ligera es el resultado de la suma de muchas fuerzas de Lorentz que actúan sobre las partículas del cuerpo.

Presión de la luz solar [3] [4]

Distancia del Sol, a. mi.	Presión, µPa (µN/m²)
0.20	227
0.39 ( Mercurio )	60.6
0,72 ( Venus )	17.4
1.00 ( Tierra )	9.08
1.52 ( Marte )	3.91
3.00 ( cinturón de asteroides )	1.01
5.20 ( Júpiter )	0.34

Aplicación

Motores espaciales

Las posibles aplicaciones son la vela solar y la separación de gases [1] y, en un futuro más lejano, la propulsión fotónica .

Física nuclear

Corrientemente[ ¿cuándo? ] la posibilidad de acelerar películas metálicas delgadas (de 5 a 10 nm de espesor ) mediante la presión de la luz creada por pulsos de láser superfuertes es ampliamente discutida para obtener protones de alta energía [5] .

Véase también

Notas

↑ 1 2 Presión ligera // Enciclopedia física. - M., "Enciclopedia soviética", 1988. - T. 1 . - S. 553-554 .
↑ A. Bolonkin. AB- Vela Solar de Alta Velocidad . - 2007. - arXiv : física / 0701073 .
↑ Georgevic, RM (1973) "El modelo de pares y fuerzas de presión de radiación solar", The Journal of the Astronautical Sciences , vol. 27, núm. 1, ene-feb. Primera publicación conocida que describe cómo la presión de la radiación solar crea fuerzas y pares que afectan a las naves espaciales.
↑ Wright, Jerome L. (1992), Space Sailing , Gordon and Breach Science Publishers
↑ T. Esirkepov, M. Borghesi, S. V. Bulanov, G. Mourou y T. Tajima. Generación de iones relativistas altamente eficientes en el régimen de pistón láser // Phys . Rvdo. Letón. . - 2004. - vol. 92 . — Pág. 175003 .

Literatura

Lebedew P., Untersuchungen liber die Dnickkräfte des Lichtes, "Annalen der Physik", 1901, fasc. 4, Bd 6, S. 433-458. DOI : https://dx.doi.org/10.1002/andp.19013111102 ;
Lebedev P. N., Izbr. soch., M. - L., 1949
Landsberg G.S., Optics, 4ª ed., M., 1957;
Luz, materia, campo electromagnético, gravedad [1]