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 de la luz ) es la presión mecánica ejercida sobre una superficie debido al intercambio de momento entre el objeto y el campo electromagnético . Esto incluye el momento de la luz o la radiación electromagnética de cualquier longitud de onda que es absorbida , reflejada o emitida de otro modo (por ejemplo, la radiación del 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 denomina fuerza de presión de radiación o, a veces, simplemente fuerza de la luz .

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

Las fuerzas de presión de 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 . Esto incluye, entre otras, la biomicroscopía (donde se utiliza la luz para irradiar y observar microbios, células y moléculas), la óptica cuántica y la optomecánica (donde se utiliza la luz para sondear y controlar objetos como átomos, qubits y objetos cuánticos macroscópicos). Las aplicaciones directas de la fuerza de presión de radiación en estos campos son, por ejemplo, el enfriamiento 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] la interferometría (Premio Nobel de Física de 2017) ^[7] y las pinzas ópticas (Premio Nobel de Física de 2018). ^[8]

La presión de radiación se puede explicar igualmente considerando el momento de un campo electromagnético clásico o en términos de los momentos de los fotones , partículas de luz. La interacción de las ondas electromagnéticas o los fotones con la materia puede implicar un intercambio de momento . Debido a la ley de conservación del momento , cualquier cambio en el momento total de las ondas o los fotones debe implicar un cambio igual y opuesto en el momento de la materia con la que interactúa ( tercera ley de movimiento de Newton ), como se ilustra en la figura adjunta para el caso de la luz que se refleja perfectamente en una superficie. Esta transferencia de momento 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 lejos del Sol. ^[9]

La afirmación de que la luz, como radiación electromagnética , tiene la propiedad de momento y, por lo tanto, ejerce una presión sobre cualquier superficie que esté 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 se puede detectar permitiendo que la radiación caiga sobre una paleta delicadamente equilibrada de metal reflectante en un radiómetro Nichols (esto no debe confundirse con el radiómetro Crookes , cuyo movimiento característico no es causado por la presión de la radiación sino por el flujo de aire causado por los diferenciales de temperatura).

Teoría

La presión de radiación puede considerarse una consecuencia de la conservación del momento dado el momento atribuido a la radiación electromagnética. Ese momento puede calcularse igualmente bien sobre la base de la teoría electromagnética o a partir de los momentos combinados de un flujo de fotones, dando resultados idénticos, como se muestra a continuación.

Presión de radiación a partir del momento de una onda electromagnética

Según la teoría del electromagnetismo de Maxwell, una onda electromagnética lleva impulso. El impulso se transferirá a cualquier superficie que golpee y que absorba o refleje la radiación.

Considere el momento transferido a una superficie perfectamente absorbente (negra). El flujo de energía (irradiancia) de una onda plana se calcula utilizando el vector de Poynting , que es el producto vectorial del vector de campo eléctrico E y el vector de campo auxiliar del campo magnético (o campo magnetizante ) H. La magnitud, denotada por S , dividida 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 = ⁠tasa de realización del trabajo/área⁠ = ⁠⁠ΔF​/Δt​⁠ Δx​/área⁠ , que es la velocidad de la luz, c = Δ x / Δ t , por la presión, Δ F / área . Esa presión se experimenta como presión de radiación en la superficie: dondees la presión (normalmente en pascales ), es la irradiancia incidente(normalmente en W/m ² ) yes la velocidad de la luz en el vacío. Aquí, ⁠ $${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {\langle S\rangle }{c}}={\frac {I_{f}}{c}}}$$ ${\displaystyle P}$ ${\displaystyle I_{f}}$ ${\displaystyle c}$1/do⁠ ≈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 el componente de la fuerza de radiación contra la superficie también se reducirá por el coseno de α , lo que dará como resultado una presión: $${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {I_{f}}{c}}\cos ^{2}\alpha }$$

El momento de la onda incidente tiene la misma dirección que la onda anterior, pero solo el componente de ese momento normal a la superficie contribuye a la presión sobre la superficie, como se indicó anteriormente. El 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 que experimenta 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 causada por la onda incidente:

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

duplicando así la presión de radiación neta en la superficie:

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

En el caso de 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 inferior al doble. En el caso de una superficie difusamente reflectante , deben tenerse en cuenta los detalles de la reflexión y la geometría, lo que nuevamente da como resultado un aumento de la presión de radiación neta inferior al doble.

Presión de radiación por emisión

Así como una onda reflejada desde 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 dada a su vez 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 ser por radiación de cuerpo negro o por cualquier otro mecanismo radiativo. Dado que todos los materiales emiten radiación de cuerpo negro (a menos que sean totalmente reflectantes o estén en el cero absoluto), esta fuente de presión de radiación es ubicua, pero normalmente diminuta. Sin embargo, debido a que la radiación de 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 debida a la radiación de cuerpo negro entrante de entornos igualmente calientes) puede llegar a ser significativa. Esto es importante en el interior de las estrellas.

Presión de radiación en términos de fotones.

La radiación electromagnética puede considerarse en términos de partículas en lugar de ondas; estas partículas se conocen como fotones . Los fotones no tienen masa en reposo; sin embargo, nunca están en reposo (se mueven a la velocidad de la luz) y adquieren un momento que viene dado por: donde p es el momento, h es la constante de Planck , λ es la longitud de onda y c es la velocidad de la luz en el vacío. Y E _p es la energía de un solo fotón dada por: $${\displaystyle p={\dfrac {h}{\lambda }}={\frac {E_{p}}{c}},}$$ $${\displaystyle E_{p}=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}}$$

La presión de radiación puede verse nuevamente como la transferencia del momento de cada fotón a la superficie opaca, más el momento debido a un (posible) fotón de retroceso 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 If} / Ep _fotones por segundo por _unidad de área que golpea la _superficie . Combinando esto con la expresión anterior para el momento de un solo fotón, se obtienen las mismas relaciones entre la irradiancia y la presión de radiación descritas anteriormente utilizando el electromagnetismo clásico. Y nuevamente, los fotones reflejados o emitidos de otra manera contribuirán a la presión de radiación neta de manera idéntica.

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 : como esta traza es igual a 3 P − u , obtenemos donde u es la energía de radiación por unidad de volumen. $${\displaystyle P={\frac {u}{3}},}$$

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 de cuerpo negro de Planck y experimentará una presión de compresión debido a esa radiación incidente, su reflexión y su propia emisión de cuerpo negro. A partir 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]}

Usando la ley de Stefan-Boltzmann , esto se puede expresar como donde es la constante de Stefan-Boltzmann . $${\displaystyle P_{\text{compress}}={\frac {u}{3}}={\frac {4\sigma }{3c}}T^{4},}$$ ${\displaystyle \sigma }$

Presión de la 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: es equivalente a la ejercida por el peso de aproximadamente un miligramo en un área de 1 metro cuadrado, o 10 μN/m ² .) ^{[ cita requerida ]} 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 área de 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 a 1  UA , conocida como constante solar o G _SC , 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 materiales reflectores para optimizar una vela solar , por ejemplo.

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 inmensurables 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 se expresa en pascales , equivalentes a N/m2 ⁽ newtons por metro cuadrado). Para una lámina que se encuentra en un ángulo α con respecto al Sol, el área efectiva A de una lámina se reduce por 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 el componente de esta fuerza normal a la superficie, se debe aplicar otro factor coseno que da como resultado una presión P sobre la superficie de: $${\displaystyle P={\frac {F\cos \alpha }{A}}={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Obsérvese, sin embargo, que para tener en cuenta el efecto neto de la radiación solar sobre una nave espacial, por ejemplo, habría que considerar la fuerza total (en dirección opuesta al Sol) dada por la ecuación anterior, en lugar de sólo el componente normal a la superficie que identificamos como "presión".

La constante solar se define como la radiación del Sol a la distancia de la Tierra, también conocida como unidad astronómica (ua). En consecuencia, a una distancia de R unidades astronómicas ( siendo R adimensional), aplicando la ley del inverso del cuadrado , obtendríamos: $${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Finalmente, considerando no una superficie absorbente sino perfectamente reflectante, la presión se duplica debido a la onda reflejada, resultando: $${\displaystyle P=2{\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Obsérvese que, a diferencia del caso de un material absorbente, la fuerza resultante sobre un cuerpo reflectante está dada exactamente por esta presión que actúa de forma normal a la superficie, y las fuerzas tangenciales de las ondas incidente y reflectante se anulan entre sí. En la práctica, los materiales no son ni totalmente reflectantes ni totalmente absorbentes, por lo que la fuerza resultante será un promedio ponderado de las fuerzas calculadas utilizando 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 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 produce fuerzas y pares de torsión sobre los cuerpos que pueden cambiar sus movimientos de traslación y rotación. Los cambios de traslación afectan las órbitas de los cuerpos. Las velocidades de rotación pueden aumentar o disminuir. Los cuerpos poco agregados pueden desintegrarse 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 de numerosas superficies que tienen diferentes orientaciones en el cuerpo. Las facetas pueden ser planas o curvas. Tendrán diferentes áreas. Pueden tener propiedades ópticas diferentes a las de otros aspectos.

En un momento determinado, algunas facetas están expuestas al sol y otras están en sombra. Cada superficie expuesta al sol refleja, absorbe y emite radiación. Las facetas en sombra emiten radiación. La suma de las 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. Se produce cuando la temperatura de la cara que sale de la zona de exposición solar es mayor que la de la cara que se acerca a ella. La radiación emitida por la cara más caliente es más intensa que la de la cara opuesta, lo que genera una fuerza neta sobre el cuerpo que afecta su movimiento. ^[20]

El efecto YORP es un conjunto de efectos que amplían el concepto anterior del efecto Yarkovsky, pero de naturaleza similar. Afecta las propiedades de espín de los cuerpos. ^{[ cita requerida ]}

El efecto Poynting-Robertson se aplica a partículas de tamaño granular. 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 lo tanto, la absorción de esta radiación conduce a una fuerza con un componente en contra de la dirección del movimiento. (El ángulo de aberración es minúsculo, 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 que eso). 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 radiación es inexorable. Durante largos períodos de tiempo, el efecto neto de la fuerza es sustancial. Esas presiones débiles 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.

Como la relación entre el área de la superficie y el volumen (y, por lo tanto, la masa) aumenta con la disminución del tamaño de las partículas, las partículas de polvo ( de 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 significativamente influenciada por la presión de la radiación.

Como consecuencia de la presión de la luz, 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 sobre ambos lados de la placa. Las fuerzas de presión ejercidas sobre 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 delante durante el movimiento (superficie delantera) que en la superficie trasera. La fuerza de presión que actúa hacia atrás ejercida sobre la superficie delantera es, por tanto, mayor que la fuerza de presión que actúa sobre la trasera. Por tanto, como resultante de las dos fuerzas, queda una fuerza que contrarresta el movimiento de la placa y que aumenta con la velocidad de la misma. Llamaremos a esta resultante «fricción por radiación» en breve».

Velas solares

La navegación solar, un método experimental de propulsión de naves espaciales , utiliza la presión de la 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 que se emite 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 conseguido propulsar su carga útil con el proyecto IKAROS .

Efectos cósmicos de la presión de radiación.

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

Universo primitivo

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

Formación y evolución de las galaxias

Los Pilares de la Creación son nubes dentro de la Nebulosa del Águila formadas por la presión de la radiación y los vientos estelares.

El proceso de formación y evolución de las galaxias comenzó en los albores de la historia del cosmos. Las observaciones del universo primitivo sugieren firmemente que los objetos crecieron de abajo hacia arriba (es decir, que los objetos más pequeños se fusionaron para formar otros más grandes). A medida que se forman las estrellas 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 las 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 niveles intensos de radiación que desplazan las nubes, causando dispersión o condensaciones en regiones cercanas, lo que influye en las tasas de nacimiento en esas regiones cercanas.

Cúmulos de estrellas

Las estrellas se forman predominantemente en regiones de grandes nubes de polvo y gases, lo que da origen a los cúmulos estelares . La presión de radiación de las estrellas que forman parte de ellos acaba dispersando las nubes, lo que puede tener un profundo efecto 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 componen. Estos cúmulos se dispersarán rápidamente en unos pocos millones de años. En muchos casos, la eliminación del gas del que está formado el cúmulo por la presión de radiación de las estrellas jóvenes y 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 por el cual las regiones densas dentro de las nubes moleculares en el espacio interestelar colapsan para formar estrellas . Como rama de la astronomía , la formación de estrellas incluye el estudio del medio interestelar y las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursoras del proceso de formación de estrellas, y el estudio de protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. La teoría de la formación de estrellas, además de explicar 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

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

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

Interiores estelares

En el interior de las estrellas 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 los 1 GK. Como 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 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 hace que se liberen 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 la presión de radiación.

Pinzas ópticas

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

Por lo 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 levitar partículas en pinzas ópticas .

Interacciones luz-materia

En esta cavidad optomecánica, la luz queda atrapada y amplificada entre dos espejos. Uno de los espejos está unido a un resorte y puede moverse. La fuerza de presión de la 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 dentro del sólido o líquido. En otras palabras, la luz puede excitar y/o amplificar el movimiento de, y en, los materiales. Este es el tema de estudio en el campo de la optomecánica. Las ondas más débiles son generalmente las que se generan por la presión de radiación que actúa durante la reflexión de la luz. Tales ondas elásticas inducidas por la presión de la luz se han observado, por ejemplo, dentro de un espejo dieléctrico de reflectividad ultraalta . ^[26] Estas ondas son la huella digital más básica de una interacción luz-materia sólida a escala macroscópica. ^[27] En el campo de la optomecánica de cavidades , la luz es atrapada y mejorada resonantemente en cavidades ópticas , por ejemplo entre espejos. Esto sirve para mejorar gravemente la potencia de la luz y la presión de radiación que puede ejercer sobre objetos y materiales. Se ha logrado 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] hasta 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 hace que vibre. La presencia de una sola molécula en la esfera altera esa vibración (térmica), y la alteración en el movimiento de la esfera se puede detectar en el espectro del oscilador de la izquierda. ^[33]

En contraposición a la excitación o amplificación del movimiento, la luz también puede amortiguar el movimiento de los objetos. El enfriamiento por láser es un método de enfriamiento de materiales muy cerca del cero absoluto mediante la conversión de parte de la energía de movimiento del material en luz. La energía cinética y la energía térmica del material son sinónimos aquí, 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 ajustado a 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 se aleja del rango de frecuencia del elemento, lo que provoca 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 desde objetivos de láminas delgadas. ^[35] Se pueden generar haces de alta energía de iones para aplicaciones médicas (por ejemplo, en terapia con haces de iones ^[36] ) mediante la presión de radiación de pulsos láser cortos sobre láminas ultradelgadas.

Véase también

• Absorción (radiación electromagnética)
• Optomecánica de cavidades
• Refrigeración por láser
• LIGO
• Pinzas ópticas
• Fotón
• Vector de Poynting
• Teorema de Poynting
• Efecto Poynting-Robertson
• Óptica cuántica
• Constante solar
• Vela solar
• Luz del sol
• Dualidad onda-partícula
• Efecto Yarkovsky
• Efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack

Referencias

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Lectura adicional

• Demir, Dilek, "Una demostración práctica de la presión de radiación", 2011, Tesis de diploma, Tesis electrónicas univie