Зрачен притисок — притисок кој се врши на било која површина поради размената на импулс помеѓу телото и електромагнетното поле. Ова го вклучува моментумот на светлината или електромагнетното зрачење на која било бранова должина што е впиена, одбиена, или на друг начин дадена (на пр. црнотелесно зрачење) од материја на било која скала (од макроскопски предмети до честички од прав до молекулите на гас).Stellar Atmospheres, D. Mihalas (1978), Second edition, W H Freeman & CoEddington, A. S., & Eddington, A. S. (1988). The internal constitution of the stars. Cambridge University Press.Chandrasekhar, S. (2013). Radiative transfer. Courier Corporation.
Силите кои ги создава зрачниот притисок се генерално премногу мали за да се забележат при секојдневни околности; сепак, тие се важни во некои физички процеси. Ова особено вклучува предмети во вселената, каде што обично е главната сила која дејствува на објекти покрај гравитацијата и каде што нето ефектот на малата сила може да има голем кумулативен ефект во долги временски периоди. На пример, ако биле игнорирани ефектите од зрачниот притисок на Сонцето на вселенското летало на програмата Викинг, вселенското летало би ја промашило орбитата на Марс од околу 15 000 км.Eugene Hecht, "Optics", 4th edition (p. 57) Зрачниот притисок од ѕвездената светлина е од клучно значење и во голем број астрофизички процеси. Притисокот од зрачењето брзо се зголемува на екстремно високи температури и понекогаш може да го засени вообичаената гасен притисок, на пример во ѕвездени структури и термојадрено оружје.
Зрачниот притисок подеднакво може да се земе предвид со оглед на моментумот на класичното електромагнетно поле или во однос на моментите на фотони, честички на светлината. Интеракцијата на електромагнетни бранови или фотони со материјата може да вклучи размена на импулс. Поради законот на запазување на импулсот, секоја промена на вкупниот импулс на брановите или фотоните мора да вклучи еднаква и спротивна промена во импулсот на предметот со којшто комуницирал (третиот закон за движење на Њутон ), како што е илустрирано во придружната слика за случајот на светлината што совршено се одбива од површината. Овој пренос на импулсот е општо објаснување за она што го нарекуваме зрачен притисок.
Откритие Јоханес Кеплер го предложи концептот на зрачен притисок уште во 1619 година за да го објасни набљудувањето дека опашката на комета секогаш укажува на далечина од Сонцето.
Тврдењето дека светлината, како електромагнетно зрачење, има својство на импулс и на тој начин врши притисок врз која било површина на која е изложена, објавен од Џејмс Кларк Максвел во 1862 , и експериментално докажано од руски физичар Петар Лебедев во 1900 година.P. Lebedev, 1901, "Untersuchungen über die Druckkräfte des Lichtes", Annalen der Physik, 1901 and by Ернест Фокс Николс и Гордон Фери Хал во 1901.Nichols, E.F & Hull, G.F. (1903) The Pressure due to Radiation, The Astrophysical Journal,Vol.17 No.5, p.315-351 Притисокот е многу слаб, но може да се детектира со дозволување на зрачењето да падне врз деликатно поставена лопатка на одбоен метал во Николсовиот радиометар (ова не треба да се меша со Круксов радиометар, чие карактеристично движење не е предизвикано од зрачниот притисок, но со влијание на молекули на гас).
Теорија
Зрачниот притисок може да се гледа како последица на запазување на импулсот, со оглед на моментумот кој се припишува на електромагнетното зрачење. Овој моментум може да биде подеднакво добро пресметан врз основа на електромагнетна теорија или од комбинираните моменти на струја на фотони, давајќи идентични резултати како што е прикажано подолу.
Притисок од зрачење од моментот на електромагнетниот бран
Според Максвеловата теорија на електромагнетизмот, електромагнетниот бран носи импулс, кој ќе биде пренесен на непроѕирна површина што ја погодува.
Енергетскиот тек и (зрачење) на рамнинскиот бран се пресметува со употреба на Поинтингов вектор , чија величина ја означуваме S. S поделена со брзината на светлината е густината на линеарниот моментум за единица површина (притисок) на електромагнетното поле. Овој притисок се доживува како зрачен притисок на површината:
каде е притисок (обично во Паскали), е упадното зрачење(обично во W/m2) и е брзината на светлината во вакуум.
Ако површината е рамна под агол α алфа; на упадниот бран, интензитетот преку површината ќе биде геометриски намален од косинусот од тој агол, а компонентата на зрачената сила против површината, исто така, ќе биде намалена од косинусот на α, што резултира со притисок:
Тој импулс од упадниот бран е во иста насока на тој бран. Но само компонентата на тој импулс нормален на површината придонесува за притисокот на површината, како што е дадено погоре. Компонентата на таа сила што се поврзува со површината не се нарекува притисок.
Зрачен притисок од одбивање Горенаведениот приказ за упаден бран го пресметува зрачниот притисок што го доживува црно (целосно впивачко) тело. Ако бранот е одбиен зрак, тогаш отпорот поради одбиениот бран дополнително ќе придонесе за зрачниот притисок. Во случај на совршен одбојник, овој притисок ќе биде идентичен на притисокот предизвикан од упадниот бран:
со што "двојно" го зголемува притисокот на зрачење на површината:
За делумно одбивната површина, вториот термин мора да се помножи со одбојноста (исто така познат како коефициент на одбивање на јачината), така што зголемувањето е помало од двојно. За површината на расеаното одбивање мора да се земат предвид деталите на одбивањето и геометријата, што повторно резултира со зголемен притисок на зрачење помалку од двојно.
Притисок на зрачење со емисија Исто како што бран што се одбива од телото придонесува за искусен притисок на зрачење, тело кое оддава зрачење од сопствено (наместо одбиено) добива зрачен притисок повторно даден од зрачењето на таа емисија во правец нормален на површината Ie:
Емисијата може да биде од црнотелесно зрачење или било кој друг зрачен механизам. Бидејќи сите материјали оддаваат црнотелесно зрачење (освен ако не се целосно одбивни или апсолутно нула), овој извор за притисок на зрачење е сеприсутен, но обично многу мал. Сепак, бидејќи зрачењето на црното тело брзо се зголемува со температура (според четвртата температура на температура како што е дадена во Штефан-Болцмановиот закон), притисокот на зрачење поради температурата на многу топол објект (или поради влезното црнотелесно зрачење од слична топла околина) може да стане многу значајно. Ова станува важно во ѕвездените структури кои се во милиони степени.
Притисок во зрачење во однос на фотоните
Електромагнетното зрачење може да биде гледано во однос на честички наместо бранови; овие честички се познати како фотони. Фотоните немаат маса за одмор, но фотоните никогаш не се одмораат (се движат со брзина на светлината) и се здобиваат со импулс што е дадено од:
каде p е моментум, h е Планкова константа, ламбда е бранова должина, и c е брзина на светлината во вакуум. И Ep е енергијата на еден фотон даден од:
Притисокот на зрачењето повторно може да се види како пренос на импулсот на секој фотон на непроѕирната површина, плус импулмот поради (можен) ретроен фотон за (делумно) одбивна површина. Бидејќи упадниот бран на радиоактивност If над површина A има моќ на IfA, тоа имплицира тек од If/Ep фотони во секунда по единица површина што ја напаѓаат површината. Комбинирајќи го ова со горенаведениот израз за моментумот на еден фотон, резултира во истиот однос меѓу зрачењето и зрачниот притисок опишан погоре со користење на класични електромагнетици. И повторно, одбиените или инаку испуштените фотони ќе придонесат за ист притисок на зрачење.
Компресија во рамномерно поле на зрачење
Површините на телото во топлинска рамнотежа со неговата околина на температура „Т“, ќе бидат опкружени со еднородно поле на зрачење опишано со Планковиот закон | притисок врз притисокот поради тоа што влијае на зрачењето, неговото одразување и сопствената емисија на црно тело. Од тоа може да се покаже дека добиениот притисок е еднаков на една третина од вкупната зрачна енергија по единица волумен во околниот простор.Shankar R., Principles of Quantum Mechanics, 2nd edition.Carroll, Bradley W. & Dale A. Ostlie, An Introduction to Modern Astrophysics, 2nd edition.Jackson, John David, (1999) Classical Electrodynamics.Kardar, Mehran. "Statistical Physics of Particles".
Квантитативно, ова може да се изрази како Планков закон
каде е Штефан-Болцманова константа, е густина на зрачење по единица волумен (обично во J·m−3) што произлегува од температурата T (во келвини) претпоставувајќи топлинска рамнотежа.
Сончев зрачен притисок
Притисокот на сончевото зрачење се должи на зрачењето на сонцето на поблиски растојанија, со тоа особено во рамките на сончевиот Систем. Иако дејствува на сите објекти, нејзиниот нето ефект генерално е поголем кај помалите тела, бидејќи тие имаат поголем сооднос на површината со маса. Сите вселенски летала доживуваат таков притисок, освен кога се зад сенката на поголемо орбитално тело.
Притисокот на сончевото зрачење на објекти во близина на земјата може да се пресмета користејќи ја озраченоста на Сонцето ае, познато како сончева константа, чија вредност е поставена на 1361 W/m2 as of 2011.
Сите ѕвезди имаат спектрална дистрибуција на енергија што зависи од нивната површинска температура. Дистрибуцијата е приближна на онаа на црнотелесно зрачење. Оваа распределба мора да се земе предвид при пресметувањето на притисокот на зрачење или идентификување на одбивните материјали за оптимизација на сончево едро, на пример.
Притисоци на впивање и одбивање
Притисокот на сончевото зрачење на растојанието на Земјата од Сонцето може да се пресмета со делење на сончева константа W (погоре) со брзината на светлината c. За впивањето на лим кој се соочува со сонце, ова е едноставно:Georgevic, R. M. (1973) "The Solar Radiation Pressure Forces and Torques Model", The Journal of the Astronautical Sciences, Vol. 27, No. 1, Jan–Feb. First known publication describing how solar radiation pressure creates forces and torques that affect spacecraft.
Овој резултат според SI е во паскали и е екивалентно на N/m2 (Њутни по квадратен метар). За лист под агол α на сонце, делотворната површина A на листот е намалена со геометриски фактор што резултира со сила во правец на сончевата светлина на:
За да се најде компонентата на оваа сила нормална на површината, мора да се примени друг косинус фактор, што резултира со притисок P на површината на:
Забележете дека, за да се земе предвид нето ефектот на сончевото зрачење на вселенското летало, на пример, треба да се разгледа "вкупната" сила (во насока подалеку од сонцето) дадена од претходната равенка, наместо отколку само компонентата нормална на површината што ја идентификуваме како "притисок".
Сончевата константа е дефинирана за сончевото зрачење на растојание до земјата, исто така познато како една астрономска единица (АУ). Следствено, на растојание од "R" астрономските единици ("R", со тоа без димензии), со примена на обратно квадратниот закон, ќе најдеме:
Конечно, со оглед на тоа што не е впивачка туку совршено одбивна површина, притисокот е "двоен" поради одбиениот бран, што резултира со:
Забележете дека, за разлика од случајот на материјал кој впива, резултирачката сила на телото што се одбива се дава токму со овој нормален притисок што дејствува нормално на површината, при што тангенционалните сили од упадот и одбивните бранови се откажуваат едни со други. Во пракса, материјалите не се целосно одразени ниту целосно впиваат, така што резултирачката сила ќе претставува просечна тежина на силите пресметани со користење на овие формули.
{| class="wikitable" style="text-align: center; width: 400px; height: 230px;" |+ Сончев притисок од зрачењето на совршен одбојник при нормален упаден агол (α=0) |- ! Растојание од Сонцето !! Притисок на зрачењето во μPa (μN/m2) |- ! 0,20 ае | 227 |- ! 0,39 ае (Меркур) | 60,6 |- ! 0,72 ае (Венера) | 17,4 |- ! 1,00 ае (Земја) | 9,08 |- ! 1,52 ае (Марс) | 3,91