Radiație electromagnetică de presiune

Presiune de radiație electromagnetică , presiune ușoară - presiune exercitată de radiația luminoasă (și electromagnetică în general ) incidentă pe suprafața unui corp .

Istorie

Ipoteza existenței presiunii ușoare a fost prezentată pentru prima dată de I. Kepler în secolul al XVII-lea pentru a explica comportamentul cozilor cometei în timpul zborului lor în apropierea Soarelui. În 1873 , Maxwell a prezentat o teorie a presiunii luminii în cadrul electrodinamicii sale clasice . Experimental, presiunea ușoară a fost studiată pentru prima dată de P. N. Lebedev în 1899. În experimentele sale, balanțe de torsiune au fost suspendate pe un fir subțire de argint într-un vas evacuat , de grinzile cărora erau atașate discuri subțiri de mică și diferite metale . Principala dificultate a fost de a distinge presiunea ușoară pe fundalul forțelor radiometrice și convective (forțe datorate diferenței de temperatură a gazului înconjurător din părțile iluminate și neluminate). În plus, deoarece alte pompe de vid decât cele mecanice simple nu au fost dezvoltate în acel moment, Lebedev nu a putut să-și desfășoare experimentele în condiții chiar medii, conform clasificării moderne, vid .

Prin iradierea alternativă a diferitelor părți ale aripilor, Lebedev a nivelat forțele radiometrice și a obținut un acord satisfăcător (±20%) cu teoria lui Maxwell. Mai târziu, în 1907-1910, Lebedev a efectuat experimente mai precise asupra presiunii luminii în gaze și a obținut, de asemenea, un acord acceptabil cu teoria [1] .

Calcul

În absența împrăștierii

Pentru a calcula presiunea luminii la incidența normală a radiației și fără împrăștiere, puteți utiliza următoarea formulă:

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

unde este intensitatea radiației incidente; este viteza luminii , este transmisia , este coeficientul de reflexie . $eu$ $c$ $k$ $\rho$

Presiunea luminii solare pe o suprafață oglindă perpendiculară pe lumină, situată în spațiul din apropierea Pământului, poate fi calculată cu ușurință prin densitatea de flux a energiei solare (electromagnetice) la o distanță de o unitate astronomică de Soare ( constanta solară ). Este de aproximativ 9 µN/m² = 9 micropascali, sau 9⋅10 −11 atm [2] .

Dacă lumina cade la un unghi θ față de normală, atunci presiunea poate fi exprimată prin formula:

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

unde este densitatea de energie a radiației volumetrice, este transmisia , este coeficientul de reflexie, este vectorul unitar în direcția fasciculului incident, este vectorul unitar în direcția fasciculului reflectat. $w$ $k$ $\rho$ ${\vec i}$ ${\vec {i'))$

De exemplu, componenta tangențială a forței de presiune ușoară pe o unitate de suprafață va fi egală cu

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

Componenta normală a forței de presiune ușoară pe o unitate de suprafață va fi egală cu

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

Raportul dintre componentele normale și tangențiale este

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

Când sunt împrăștiate

Dacă împrăștierea luminii de către o suprafață atât în timpul transmisiei, cât și al reflexiei respectă legea lui Lambert , atunci în timpul incidenței normale, presiunea va fi egală cu:

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

unde este intensitatea radiației incidente, este transmisia difuză și este albedo . $eu$ $K$ $A$

Concluzie

Să găsim impulsul purtat de unda electromagnetică din sursa Lambertiană. Se știe că luminozitatea totală a unei surse Lambert este

E=\pi B_{n}

unde este intensitatea luminii în direcția normalului. $B_{n}$

Prin urmare, intensitatea luminii la un unghi arbitrar față de normală, conform legii lui Lambert, este egală cu $\theta$

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

Energia radiată în elementul unghi solid, care are forma unui inel sferic, este egală cu

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

Pentru a determina impulsul transportat de radiație, este necesar să se țină cont doar de componenta sa normală, deoarece, datorită simetriei rotaționale, toate componentele tangențiale se anulează reciproc:

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

De aici

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}}

Pentru radiații retroîmprăștiate și . $E=AI$ $p={\frac {2}{3}}A{\frac {I}{c}}$

Pentru radiația care a trecut prin placă și (minus apare datorită faptului că această radiație este îndreptată înainte). $E=KI$ $p=-{\frac {2}{3}}K{\frac {I}{c}}$

Adăugând presiunea creată de incident și ambele tipuri de radiații împrăștiate, obținem expresia dorită.

În cazul în care radiația reflectată și transmisă este parțial direcționată și parțial împrăștiată, formula este valabilă:

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

unde I este intensitatea radiației incidente, k este transmisia direcțională, K este transmisia difuză, ρ este coeficientul de reflexie direcțională și A este albedo de împrăștiere.

Presiunea gazului fotonului

Un gaz foton izotrop , având o densitate de energie u , exercită presiune:

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

În special, dacă gazul fotonic este în echilibru ( radiația corpului negru ) cu temperatura T , atunci presiunea sa este:

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

unde σ este constanta Stefan-Boltzmann .

Sensul fizic

Presiunea radiației electromagnetice este o consecință a faptului că aceasta, ca orice obiect material cu energie E și care se mișcă cu viteza v , are și impuls p = Ev / c ² . Și deoarece pentru radiația electromagnetică v \ u003d c , atunci p \ u003d E / c .

În electrodinamică, presiunea radiației electromagnetice este descrisă de tensorul energie-impuls al câmpului electromagnetic .

Descriere corpusculară

Dacă considerăm lumina ca un flux de fotoni , atunci, conform principiilor mecanicii clasice , atunci când particulele lovesc un corp, ele trebuie să-i transfere impuls, cu alte cuvinte, să exercite presiune.

Descrierea valului

Din punctul de vedere al teoriei ondulatorii a luminii, o undă electromagnetică reprezintă oscilații ale câmpurilor electrice și magnetice care se modifică și sunt interconectate în timp și spațiu . Când o undă cade pe o suprafață care reflectă, câmpul electric excită curenți în stratul apropiat de suprafață , care sunt afectați de componenta magnetică a undei. Astfel, presiunea ușoară este rezultatul adunării multor forțe Lorentz care acționează asupra particulelor corpului.

Presiunea soarelui [3] [4]

Distanța de la Soare, a. e.	Presiune, µPa (µN/m²)
0,20	227
0,39 ( Mercur )	60,6
0,72 ( Venus )	17.4
1.00 ( Pământ )	9.08
1,52 ( Marte )	3,91
3.00 ( centura de asteroizi )	1.01
5.20 ( Jupiter )	0,34

Aplicație

Motoare spațiale

Aplicații posibile sunt pânzele solare și separarea gazelor [1] , iar în viitorul mai îndepărtat, propulsia fotonică .

Fizică nucleară

În prezent[ când? ] posibilitatea de a accelera peliculele metalice subțiri (de 5 până la 10 nm grosime ) prin presiune ușoară creată de impulsuri laser superputernice este discutată pe larg pentru a obține protoni de înaltă energie [5] .

Vezi și

Note

↑ 1 2 Presiune ușoară // Enciclopedia fizică. - M., „Enciclopedia Sovietică”, 1988. - T. 1 . - S. 553-554 .
↑ A. Bolonkin. Velă AB-Solar de mare viteză . - 2007. - arXiv : fizică / 0701073 .
↑ Georgevic, RM (1973) „The Solar Radiation Pressure Forces and Torques Model”, The Journal of the Astronautical Sciences , voi. 27, nr. 1, ian-feb. Prima publicație cunoscută care descrie modul în care presiunea radiației solare creează forțe și cupluri care afectează navele spațiale.
↑ Wright, Jerome L. (1992), Space Sailing , Gordon and Breach Science Publishers
↑ T. Esirkepov, M. Borghesi, S.V. Bulanov, G. Mourou și T. Tajima. Generarea de ioni relativiști foarte eficientă în regimul laser-piston // Phys . Rev. Lett. . - 2004. - Vol. 92 . — P. 175003 .

Literatură

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, ed. a 4-a, M., 1957;
Lumină, materie, câmp electromagnetic, gravitație [1]