Presión de radiación

Presión ejercida sobre cualquier superficie expuesta a radiación electromagnética.

La fuerza sobre un reflector resulta de reflejar el flujo de fotones.

La presión de radiación (también conocida como presión ligera ) es la presión mecánica que se ejerce sobre una superficie debido al intercambio de impulso entre el objeto y el campo electromagnético . Esto incluye el impulso de la luz o la radiación electromagnética de cualquier longitud de onda que es absorbida , reflejada o emitida de otro modo (por ejemplo, radiación de cuerpo negro ) por la materia en cualquier escala (desde objetos macroscópicos hasta partículas de polvo y moléculas de gas). ^{[1] [2] [3]} La fuerza asociada se llama fuerza de presión de radiación o, a veces, simplemente fuerza de la luz .

Las fuerzas generadas por la presión de la radiación son generalmente demasiado pequeñas para notarse en las circunstancias cotidianas; sin embargo, son importantes en algunos procesos y tecnologías físicas. Esto incluye particularmente los objetos en el espacio exterior , donde suele ser la fuerza principal que actúa sobre los objetos además de la gravedad, y donde el efecto neto de una fuerza diminuta puede tener un gran efecto acumulativo durante largos períodos de tiempo. Por ejemplo, si se hubieran ignorado los efectos de la presión de la radiación del Sol sobre la nave espacial del programa Viking , la nave espacial se habría alejado de la órbita de Marte por unos 15.000 km (9.300 millas). ^[4] La presión de la radiación procedente de la luz de las estrellas también es crucial en una serie de procesos astrofísicos . La importancia de la presión de la radiación aumenta rápidamente a temperaturas extremadamente altas y, en ocasiones, puede eclipsar la presión habitual del gas , por ejemplo, en el interior de las estrellas y en las armas termonucleares . Además, se han sugerido grandes láseres que operan en el espacio como medio para impulsar embarcaciones de vela mediante propulsión por haz .

Las fuerzas de presión de la radiación son la base de la tecnología láser y de las ramas de la ciencia que dependen en gran medida de los láseres y otras tecnologías ópticas . Eso incluye, entre otros, la biomicroscopía (donde la luz se usa para irradiar y observar microbios, células y moléculas), la óptica cuántica y la optomecánica (donde la luz se usa para sondear y controlar objetos como átomos, qubits y objetos cuánticos macroscópicos). ). Las aplicaciones directas de la fuerza de presión de la radiación en estos campos son, por ejemplo, el enfriamiento por láser (tema del Premio Nobel de Física de 1997 ), ^[5] el control cuántico de objetos macroscópicos y átomos (Premio Nobel de Física de 2012), ^[6] interferometría (Premio Nobel de Física 2017) ^[7] y pinzas ópticas (Premio Nobel de Física 2018). ^[8]

La presión de la radiación puede explicarse igualmente considerando el momento de un campo electromagnético clásico o en términos de los momentos de los fotones , partículas de luz. La interacción de ondas electromagnéticas o fotones con la materia puede implicar un intercambio de impulso . Debido a la ley de conservación del momento , cualquier cambio en el momento total de las ondas o fotones debe implicar un cambio igual y opuesto en el momento de la materia con la que interactúa ( tercera ley del movimiento de Newton ), como se ilustra en el documento adjunto. cifra para el caso de la luz perfectamente reflejada por una superficie. Esta transferencia de impulso es la explicación general de lo que llamamos presión de radiación.

Descubrimiento

Moneda de rublo soviético que conmemora el descubrimiento de Lebedev

Johannes Kepler propuso el concepto de presión de radiación en 1619 para explicar la observación de que la cola de un cometa siempre apunta en dirección opuesta al Sol. ^[9]

La afirmación de que la luz, como radiación electromagnética , tiene la propiedad de impulso y por tanto ejerce una presión sobre cualquier superficie expuesta a ella fue publicada por James Clerk Maxwell en 1862 y probada experimentalmente por el físico ruso Pyotr Lebedev en 1900 ^[10] y por Ernest Fox Nichols y Gordon Ferrie Hull en 1901. ^[11] La presión es muy pequeña, pero puede detectarse permitiendo que la radiación caiga sobre una paleta de metal reflectante delicadamente colocada en un radiómetro Nichols (esto no debe confundirse con el Radiómetro de Crookes , cuyo movimiento característico no es causado por la presión de radiación sino por el flujo de aire causado por los diferenciales de temperatura).

Teoría

La presión de la radiación puede verse como una consecuencia de la conservación del impulso dado el impulso atribuido a la radiación electromagnética. Ese impulso se puede calcular igualmente bien sobre la base de la teoría electromagnética o a partir de los momentos combinados de una corriente de fotones, dando resultados idénticos a los que se muestran a continuación.

Presión de radiación del impulso de una onda electromagnética.

Según la teoría del electromagnetismo de Maxwell, una onda electromagnética lleva un impulso, que se transferirá a una superficie opaca en la que incide.

El flujo de energía (irradiancia) de una onda plana se calcula utilizando el vector de Poynting , cuya magnitud denotamos por S. S dividido por la velocidad de la luz es la densidad del momento lineal por unidad de área (presión) del campo electromagnético. Entonces, dimensionalmente, el vector de Poynting es S = ${\displaystyle \mathbf {S} =\mathbf {E} \times \mathbf {H} }$fuerza/área=ritmo de trabajo/área=ΔF​/Δt​Δx​/área, que es la velocidad de la luz, c = Δ x / Δ t , multiplicado por la presión, Δ F / área . Esa presión se experimenta como presión de radiación en la superficie:

$${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {\langle S\rangle }{c}}={\frac {I_{f}}{c}}}$$

donde es la presión (generalmente en pascales ), es la irradiancia incidente (generalmente en W/m ² ) y es la velocidad de la luz en el vacío. Aquí, ${\displaystyle P}$ ${\displaystyle I_{f}}$ ${\displaystyle c}$1/C≈3,34 N/GW .

Si la superficie es plana en un ángulo α con respecto a la onda incidente, la intensidad a través de la superficie se reducirá geométricamente por el coseno de ese ángulo y la componente de la fuerza de radiación contra la superficie también se reducirá por el coseno de α, lo que resulta en una presión:

$${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {I_{f}}{c}}\cos ^{2}\alpha }$$

El impulso de la onda incidente está en la misma dirección que esa onda. Pero sólo la componente de ese momento normal a la superficie contribuye a la presión sobre la superficie, como se indicó anteriormente. La componente de esa fuerza tangente a la superficie no se llama presión. ^[12]

Presión de radiación por reflexión.

El tratamiento anterior para una onda incidente tiene en cuenta la presión de radiación experimentada por un cuerpo negro (totalmente absorbente). Si la onda se refleja especularmente , entonces el retroceso debido a la onda reflejada contribuirá aún más a la presión de radiación. En el caso de un reflector perfecto, esta presión será idéntica a la presión provocada por la onda incidente:

$${\displaystyle P_{\text{emitted}}={\frac {I_{f}}{c}}}$$

duplicando así la presión neta de radiación en la superficie:

$${\displaystyle P_{\text{net}}=P_{\text{incident}}+P_{\text{emitted}}=2{\frac {I_{f}}{c}}}$$

Para una superficie parcialmente reflectante, el segundo término debe multiplicarse por la reflectividad (también conocida como coeficiente de intensidad de reflexión), de modo que el aumento sea menos del doble. Para una superficie difusamente reflectante , se deben tener en cuenta los detalles de la reflexión y la geometría, lo que nuevamente da como resultado un aumento de la presión de radiación neta de menos del doble.

Presión de radiación por emisión.

Así como una onda reflejada por un cuerpo contribuye a la presión de radiación neta experimentada, un cuerpo que emite radiación propia (en lugar de reflejada) obtiene una presión de radiación nuevamente dada por la irradiancia de esa emisión en la dirección normal a la superficie I _e :

$${\displaystyle P_{\text{emitted}}={\frac {I_{\text{e}}}{c}}}$$

La emisión puede provenir de la radiación de un cuerpo negro o de cualquier otro mecanismo radiativo. Dado que todos los materiales emiten radiación de cuerpo negro (a menos que sean totalmente reflectantes o estén en cero absoluto), esta fuente de presión de radiación es ubicua pero normalmente pequeña. Sin embargo, debido a que la radiación del cuerpo negro aumenta rápidamente con la temperatura (como la cuarta potencia de la temperatura, dada por la ley de Stefan-Boltzmann ), la presión de radiación debida a la temperatura de un objeto muy caliente (o debido a la radiación entrante del cuerpo negro de un cuerpo similar) ambientes calurosos) pueden llegar a ser significativos. Esto es importante en interiores estelares.

Presión de radiación en términos de fotones.

La radiación electromagnética puede verse en términos de partículas y no de ondas; estas partículas se conocen como fotones . Los fotones no tienen masa en reposo; sin embargo, los fotones nunca están en reposo (se mueven a la velocidad de la luz) y, no obstante, adquieren un impulso que viene dado por:

$${\displaystyle p={\dfrac {h}{\lambda }}={\frac {E_{p}}{c}},}$$

phla constante de Planckλla longitud de ondacE _p

$${\displaystyle E_{p}=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}}$$

La presión de radiación nuevamente puede verse como la transferencia del impulso de cada fotón a la superficie opaca, más el impulso debido al (posible) retroceso del fotón para una superficie (parcialmente) reflectante. Dado que una onda incidente de irradiancia If sobre un área _A tiene una potencia de If A _, esto _implica un flujo de _fotones If / Ep por segundo por unidad de área que incide sobre la superficie. Combinando esto con la expresión anterior para el impulso de un solo fotón, se obtienen las mismas relaciones entre irradiancia y presión de radiación descritas anteriormente utilizando el electromagnetismo clásico. Y nuevamente, los fotones reflejados o emitidos de otro modo contribuirán de manera idéntica a la presión de radiación neta.

Compresión en un campo de radiación uniforme.

En general, la presión de las ondas electromagnéticas se puede obtener a partir de la desaparición de la traza del tensor de tensión electromagnética : dado que esta traza es igual a 3 P − u , obtenemos

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

u

Esto también se puede demostrar en el caso específico de la presión ejercida sobre las superficies de un cuerpo en equilibrio térmico con su entorno, a una temperatura T : el cuerpo estará rodeado por un campo de radiación uniforme descrito por la ley de radiación del cuerpo negro de Planck y Experimentará una presión de compresión debido a la radiación incidente, su reflejo y su propia emisión de cuerpo negro. De esto se puede demostrar que la presión resultante es igual a un tercio de la energía radiante total por unidad de volumen en el espacio circundante. ^{[13] [14] [15] [16]}

Al utilizar la ley de Stefan-Boltzmann , esto se puede expresar como

$${\displaystyle P_{\text{compress}}={\frac {u}{3}}={\frac {4\sigma }{3c}}T^{4},}$$

¿Dónde está la constante de Stefan-Boltzmann ? ${\displaystyle \sigma }$

Presión de radiación solar

La presión de la radiación solar se debe a la radiación del Sol a distancias más cercanas, especialmente dentro del Sistema Solar . (La presión de radiación de la luz solar en la Tierra es muy pequeña: equivale a la ejercida por aproximadamente un miligramo en un área de 1 metro cuadrado, o 10 μN/m ² , o 10 ⁻¹⁰ atmósferas). ^{[ cita necesaria ]} Si bien Actúa sobre todos los objetos, su efecto neto es generalmente mayor en los cuerpos más pequeños, ya que tienen una mayor relación entre superficie y masa. Todas las naves espaciales experimentan tal presión, excepto cuando están detrás de la sombra de un cuerpo en órbita más grande .

_{La presión de la radiación solar sobre los objetos cercanos a} la Tierra se puede calcular utilizando la irradiancia del Sol en 1  AU , conocida como constante solar , o GSC , cuyo valor se establece en 1361  W / m ² a partir de 2011. ^[17]

Todas las estrellas tienen una distribución espectral de energía que depende de la temperatura de su superficie. La distribución es aproximadamente la de la radiación de cuerpo negro . Esta distribución debe tenerse en cuenta al calcular la presión de radiación o al identificar los materiales reflectores para, por ejemplo, optimizar una vela solar .

De hecho, las presiones solares momentáneas o de varias horas de duración pueden aumentar debido a la liberación de erupciones solares y eyecciones de masa coronal , pero los efectos siguen siendo esencialmente inconmensurables en relación con la órbita de la Tierra. Sin embargo, estas presiones persisten durante eones, de modo que acumulativamente han producido un movimiento mensurable en la órbita del sistema Tierra-Luna.

Presiones de absorción y reflexión.

La presión de la radiación solar a la distancia de la Tierra al Sol se puede calcular dividiendo la constante solar G _SC (arriba) por la velocidad de la luz c . Para una lámina absorbente orientada hacia el Sol, esto es simplemente: ^[18]

$${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\approx 4.5\cdot 10^{-6}~{\text{Pa}}=4.5~\mu {\text{Pa}}.}$$

Este resultado está en pascales , equivalente a N/m ² ( newtons por metro cuadrado). Para una lámina que forma un ángulo α con el Sol, el área efectiva A de una lámina se reduce mediante un factor geométrico que da como resultado una fuerza en la dirección de la luz solar de:

$${\displaystyle F={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}(A\cos \alpha ).}$$

Para encontrar la componente de esta fuerza normal a la superficie, se debe aplicar otro factor coseno, lo que da como resultado una presión P sobre la superficie de:

$${\displaystyle P={\frac {F\cos \alpha }{A}}={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Tenga en cuenta, sin embargo, que para tener en cuenta el efecto neto de la radiación solar en una nave espacial, por ejemplo, sería necesario considerar la fuerza total (en la dirección que se aleja del Sol) dada por la ecuación anterior, en lugar de solo el componente normal a la superficie que identificamos como "presión".

La constante solar se define para la radiación del Sol a la distancia a la Tierra, también conocida como unidad astronómica (au). En consecuencia, a una distancia de R unidades astronómicas ( siendo R por tanto adimensional), aplicando la ley del inverso del cuadrado , encontraríamos:

$${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Finalmente, considerando una superficie no absorbente sino perfectamente reflectante, la presión se duplica debido a la onda reflejada, resultando en:

$${\displaystyle P=2{\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Tenga en cuenta que, a diferencia del caso de un material absorbente, la fuerza resultante sobre un cuerpo reflectante viene dada exactamente por esta presión que actúa normal a la superficie, con las fuerzas tangenciales de las ondas incidentes y reflectantes anulándose entre sí. En la práctica, los materiales no son totalmente reflectantes ni totalmente absorbentes, por lo que la fuerza resultante será un promedio ponderado de las fuerzas calculadas mediante estas fórmulas.

Perturbaciones de la presión de radiación.

La presión de la radiación solar es una fuente de perturbaciones orbitales . Afecta significativamente las órbitas y trayectorias de los cuerpos pequeños, incluidas todas las naves espaciales.

La presión de la radiación solar afecta a los cuerpos en gran parte del Sistema Solar. Los cuerpos pequeños se ven más afectados que los grandes debido a su menor masa en relación con su superficie. Las naves espaciales se ven afectadas junto con los cuerpos naturales (cometas, asteroides, granos de polvo, moléculas de gas).

La presión de la radiación genera fuerzas y pares sobre los cuerpos que pueden cambiar sus movimientos de traslación y rotación. Los cambios traslacionales afectan las órbitas de los cuerpos. Las tasas de rotación pueden aumentar o disminuir. Los cuerpos poco agregados pueden romperse bajo altas velocidades de rotación. Los granos de polvo pueden abandonar el Sistema Solar o entrar en espiral hacia el Sol. ^[19]

Un cuerpo entero suele estar compuesto por numerosas superficies que tienen diferentes orientaciones en el cuerpo. Las facetas pueden ser planas o curvas. Tendrán diferentes áreas. Pueden tener propiedades ópticas diferentes de otros aspectos.

En un momento determinado, algunas facetas están expuestas al Sol y otras están en la sombra. Cada superficie expuesta al Sol refleja, absorbe y emite radiación. Las facetas en sombra emiten radiación. La suma de presiones en todas las facetas define la fuerza neta y el par sobre el cuerpo. Estos se pueden calcular utilizando las ecuaciones de las secciones anteriores. ^{[12] [18]}

El efecto Yarkovsky afecta la traslación de un cuerpo pequeño. Resulta de una cara que sale de la exposición solar a una temperatura más alta que una cara que se acerca a la exposición solar. La radiación emitida por la cara más cálida es más intensa que la de la cara opuesta, lo que da como resultado una fuerza neta sobre el cuerpo que afecta su movimiento. ^[20]

El efecto YORP es una colección de efectos que amplían el concepto anterior del efecto Yarkovsky, pero de naturaleza similar. Afecta las propiedades de giro de los cuerpos. ^{[ cita necesaria ]}

El efecto Poynting-Robertson se aplica a partículas del tamaño de un grano. Desde la perspectiva de un grano de polvo que gira alrededor del Sol, la radiación solar parece provenir de una dirección ligeramente hacia adelante ( aberración de la luz ). Por tanto, la absorción de esta radiación conduce a una fuerza con una componente contraria a la dirección del movimiento. (El ángulo de aberración es pequeño, ya que la radiación se mueve a la velocidad de la luz, mientras que el grano de polvo se mueve muchos órdenes de magnitud más lento). El resultado es una espiral gradual de granos de polvo hacia el Sol. Durante largos períodos de tiempo, este efecto limpia gran parte del polvo del Sistema Solar.

Aunque es bastante pequeña en comparación con otras fuerzas, la fuerza de presión de la radiación es inexorable. Durante largos períodos de tiempo, el efecto neto de la fuerza es sustancial. Estas débiles presiones pueden producir efectos marcados sobre partículas diminutas como iones de gas y electrones , y son esenciales en la teoría de la emisión de electrones del Sol, del material cometario , etc.

Debido a que la relación entre el área de superficie y el volumen (y por lo tanto la masa) aumenta al disminuir el tamaño de las partículas, las partículas de polvo ( tamaño micrométrico ) son susceptibles a la presión de la radiación incluso en el Sistema Solar exterior. Por ejemplo, la evolución de los anillos exteriores de Saturno está influenciada significativamente por la presión de la radiación.

Como consecuencia de la ligera presión, Einstein ^[21] predijo en 1909 la existencia de una "fricción por radiación", que se opondría al movimiento de la materia. Escribió: "la radiación ejercerá presión en ambos lados de la placa. Las fuerzas de presión ejercidas en los dos lados son iguales si la placa está en reposo. Sin embargo, si está en movimiento, se reflejará más radiación en la superficie que está hacia adelante durante el movimiento (superficie frontal) que en la superficie posterior. La fuerza de presión que actúa hacia atrás ejercida sobre la superficie frontal es, por lo tanto, mayor que la fuerza de presión que actúa sobre la parte posterior. Por lo tanto, como resultado de las dos fuerzas, hay sigue siendo una fuerza que contrarresta el movimiento de la placa y que aumenta con la velocidad de la placa. Llamaremos a esto resultante "fricción por radiación" brevemente."

velas solares

La navegación solar, un método experimental de propulsión de naves espaciales , utiliza la presión de radiación del Sol como fuerza motriz. La idea de los viajes interplanetarios mediante la luz fue mencionada por Julio Verne en su novela De la Tierra a la Luna de 1865 .

Una vela refleja aproximadamente el 90% de la radiación incidente. El 10% que se absorbe se irradia desde ambas superficies, y la proporción emitida desde la superficie no iluminada depende de la conductividad térmica de la vela. Una vela tiene curvatura, irregularidades en la superficie y otros factores menores que afectan su rendimiento.

La Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial ( JAXA ) ha desplegado con éxito en el espacio una vela solar que ya ha logrado impulsar su carga útil con el proyecto IKAROS .

Efectos cósmicos de la presión de la radiación.

La presión de la radiación ha tenido un efecto importante en el desarrollo del cosmos, desde el nacimiento del universo hasta la formación continua de estrellas y la formación de nubes de polvo y gases en una amplia gama de escalas. ^[22]

El universo primitivo

La época fotónica es una fase en la que la energía del universo estuvo dominada por los fotones, entre 10 segundos y 380.000 años después del Big Bang . ^[23]

Formación y evolución de galaxias.

Los Pilares de la Creación se nublan dentro de la Nebulosa del Águila y están formados por la presión de la radiación y los vientos estelares.

El proceso de formación y evolución de galaxias comenzó temprano en la historia del cosmos. Las observaciones del universo primitivo sugieren fuertemente que los objetos crecieron de abajo hacia arriba (es decir, objetos más pequeños se fusionaron para formar otros más grandes). A medida que las estrellas se forman y se convierten en fuentes de radiación electromagnética, la presión de radiación de las estrellas se convierte en un factor en la dinámica del material circunestelar restante . ^[24]

Nubes de polvo y gases.

La compresión gravitacional de nubes de polvo y gases está fuertemente influenciada por la presión de la radiación, especialmente cuando las condensaciones conducen al nacimiento de estrellas. Las estrellas jóvenes más grandes que se forman dentro de las nubes comprimidas emiten intensos niveles de radiación que desplazan las nubes, provocando dispersión o condensaciones en regiones cercanas, lo que influye en las tasas de natalidad en esas regiones cercanas.

Cúmulos de estrellas

Las estrellas se forman predominantemente en regiones de grandes nubes de polvo y gases, dando origen a cúmulos estelares . La presión de la radiación de las estrellas miembros eventualmente dispersa las nubes, lo que puede tener un efecto profundo en la evolución del cúmulo.

Muchos cúmulos abiertos son inherentemente inestables, con una masa lo suficientemente pequeña como para que la velocidad de escape del sistema sea menor que la velocidad promedio de las estrellas que los constituyen. Estos grupos se dispersarán rápidamente en unos pocos millones de años. En muchos casos, la extracción del gas del que se formó el cúmulo por la presión de radiación de las estrellas jóvenes calientes reduce la masa del cúmulo lo suficiente como para permitir una rápida dispersión.

Un disco protoplanetario con una región central despejada (concepción del artista).

formación de estrellas

La formación de estrellas es el proceso mediante el cual regiones densas dentro de las nubes moleculares en el espacio interestelar colapsan para formar estrellas . Como rama de la astronomía , la formación estelar incluye el estudio del medio interestelar y las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursoras del proceso de formación estelar, y el estudio de las protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. La teoría de la formación estelar, además de dar cuenta de la formación de una sola estrella, también debe tener en cuenta las estadísticas de las estrellas binarias y la función de masa inicial .

Sistemas planetarios estelares

Generalmente se cree que los sistemas planetarios se forman como parte del mismo proceso que resulta en la formación de estrellas . Un disco protoplanetario se forma por el colapso gravitacional de una nube molecular , llamada nebulosa solar , y luego evoluciona hacia un sistema planetario mediante colisiones y captura gravitacional. La presión de la radiación puede limpiar una región en las inmediaciones de la estrella. A medida que continúa el proceso de formación, la presión de radiación continúa influyendo en la distribución de la materia. En particular, el polvo y los granos pueden entrar en espiral hacia la estrella o escapar del sistema estelar bajo la acción de la presión de la radiación.

Cometa Hale-Bopp (C/1995 O1). Se ven claramente los efectos de la presión de la radiación y del viento solar en las colas de polvo y gas.

Interiores estelares

En los interiores estelares las temperaturas son muy altas. Los modelos estelares predicen una temperatura de 15 MK en el centro del Sol , y en los núcleos de las estrellas supergigantes la temperatura puede superar 1 GK. A medida que la presión de radiación aumenta a la cuarta potencia de la temperatura, se vuelve importante a estas altas temperaturas. En el Sol, la presión de la radiación es todavía bastante pequeña en comparación con la presión del gas. En las estrellas no degeneradas más pesadas, la presión de radiación es el componente de presión dominante. ^[25]

cometas

La presión de la radiación solar afecta fuertemente a las colas de los cometas . El calentamiento solar provoca la liberación de gases del núcleo del cometa , que también arrastran granos de polvo. La presión de la radiación y el viento solar alejan el polvo y los gases de la dirección del Sol. Los gases forman una cola generalmente recta, mientras que las partículas de polvo que se mueven más lentamente crean una cola más ancha y curva.

Aplicaciones láser de presión de radiación.

Pinzas ópticas

Los láseres se pueden utilizar como fuente de luz monocromática con longitud de onda . Con un juego de lentes, se puede enfocar el rayo láser en un punto de diámetro (o ). ${\displaystyle \lambda }$ ${\displaystyle \lambda }$ ${\displaystyle r=\lambda /2}$

Por tanto , la presión de radiación de un láser P = 30 mW con λ = 1064 nm se puede calcular de la siguiente manera.

Área:

$${\displaystyle A=\pi \left({\frac {\lambda }{2}}\right)^{2}\approx 10^{-12}{\text{ m}}^{2},}$$

fuerza:

$${\displaystyle F={\frac {P}{c}}={\frac {30{\text{ mW}}}{299792458{\text{ m/s}}}}\approx 10^{-10}{\text{ N}},}$$

presión:

$${\displaystyle p={\frac {F}{A}}\approx {\frac {10^{-10}{\text{ N}}}{10^{-12}{\text{ m}}^{2}}}=100{\text{ Pa}}.}$$

Esto se utiliza para atrapar o hacer levitar partículas en unas pinzas ópticas .

Interacciones luz-materia

En esta cavidad optomecánica, la luz queda atrapada y realzada entre dos espejos. Uno de los espejos está sujeto a un resorte y puede moverse. La fuerza de presión de radiación de la luz que circula en la cavidad puede amortiguar o amplificar la oscilación del espejo sobre el resorte.

La reflexión de un pulso láser desde la superficie de un sólido elástico puede dar lugar a varios tipos de ondas elásticas que se propagan en el interior del sólido o líquido. En otras palabras, la luz puede excitar y/o amplificar el movimiento de los materiales y dentro de ellos. Este es el tema de estudio en el campo de la optomecánica. Las ondas más débiles son generalmente aquellas que se generan por la presión de la radiación que actúa durante la reflexión de la luz. Estas ondas elásticas inducidas por la presión de la luz se han observado, por ejemplo, en el interior de un espejo dieléctrico de altísima reflectividad . ^[26] Estas ondas son la huella digital más básica de una interacción luz-materia sólida en la escala macroscópica. ^[27] En el campo de la optomecánica de cavidades , la luz queda atrapada y realzada resonantemente en cavidades ópticas , por ejemplo entre espejos. Esto sirve para mejorar considerablemente el poder de la luz y la presión de radiación que puede ejercer sobre objetos y materiales. Se ha realizado el control óptico (es decir, la manipulación del movimiento) de una gran cantidad de objetos: desde haces de kilómetros de longitud (como en el interferómetro LIGO ) ^[28] hasta nubes de átomos, ^[29] y desde trampolines microdiseñados ^{[ 30]} a superfluidos . ^{[31] [32]}

En este sistema optomecánico, la fuerza de presión de la radiación se aprovecha para detectar una sola molécula de proteína . La luz láser interactúa con una esfera de vidrio : la fuerza de presión de la radiación la hace vibrar. La presencia de una sola molécula en la esfera perturba esa vibración (térmica), y la perturbación en el movimiento de la esfera se puede detectar en el espectro del oscilador de la izquierda. ^[33]

A diferencia del movimiento excitante o amplificador, la luz también puede amortiguar el movimiento de los objetos. El enfriamiento por láser es un método para enfriar materiales muy cerca del cero absoluto mediante la conversión de parte de la energía en movimiento del material en luz. La energía cinética y la energía térmica del material son aquí sinónimos, porque representan la energía asociada con el movimiento browniano del material. Los átomos que viajan hacia una fuente de luz láser perciben un efecto Doppler sintonizado con la frecuencia de absorción del elemento objetivo. La presión de radiación sobre el átomo ralentiza el movimiento en una dirección particular hasta que el efecto Doppler sale del rango de frecuencia del elemento, provocando un efecto de enfriamiento general. ^[34]

Otra área de investigación activa de la interacción láser-materia es la aceleración de la presión de radiación de iones o protones de objetivos de láminas delgadas. ^[35] Se pueden generar haces de alta energía iónica para aplicaciones médicas (por ejemplo, en la terapia con haces de iones ^[36] ) mediante la presión de radiación de pulsos láser cortos sobre láminas ultrafinas.

Ver también

• Absorción (radiación electromagnética)
• Optomecánica de la cavidad
• Enfriamiento por láser
• LIGO
• Pinzas ópticas
• Fotón
• Vector de puntería
• teorema de poynting
• Efecto Poynting-Robertson
• Óptica cuántica
• Constante solar
• Vela solar
• Luz de sol
• Dualidad onda-partícula
• efecto yarkovsky
• Efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack

Referencias

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Otras lecturas

• Demir, Dilek, "Una demostración práctica de la presión de radiación", 2011, Diplomatesis, E-Theses univie