Pressió de radiació

Archiu:CAPS 0 125-річчя з дня народження П. Н. Лебедєва.jpg

rublo jubilar, 1991

La pressió de radiació és la pressió eixercida sobre qualsevol superfície exposta a la radiació electromagnètica. Si la radiació és absorbida, la pressió és la densitat del fluix de l'energia dividida per la velocitat de la llum. Si la radiació és totalment reflectida, la pressió de radiació es duplica. Per eixemple, la radiació del Sol en la Terra té una densitat de fluix de 1370 W/m²; per lo, tant la pressió de radiació és 4,6 μPa (absorbida) (vejau model climàtic).

Història

El fet de que la radiació electromagnètica eixercix una pressió sobre qualsevol superfície exposta a ella va ser deduït teòricament per James Clerk Maxwell en 1871, i demostrat experimentalment per Piotr Lébedev en 1900 i per Nichols i Hull en 1901. La pressió és molt dèbil, pero pot ser detectada per mig d'una fina superfície feta de metal reflejante suspesa perpendicularment a la direcció de la llum en un radiómetro de Nichols.

Teoria

Pot ser demostrat per mig de la teoria electromagnètica, la mecànica quàntica o la termodinàmica, sense tindre que fer més suposicions sobre la naturalea de la radiació, que la pressió contra una superfície exposta en l'espai travessada per una radiació uniforme en totes direccions és igual a un terç de l'energia total radiada per unitat de volum dins d'eixe espai.

Per a la radiació d'un cos negre, en equilibri en la superfície exposta, la densitat d'energia és, d'acort en la llei de Stefan-Boltzmann, igual a σT⁴/3c, en la qual σ és la constant de Stefan-Boltzmann, c és la velocitat de la llum i T és la temperatura absoluta de l'espai. Una tercera part d'esta energia és igual a 6,305×10⁻¹⁷T⁴ J/(m³K⁴), la qual és per lo tant igual a la pressió en pascals.

En l'espai interplanetario

Per eixemple, en el punt d'ebullició del aigua (T = 373,15 K), la pressió solament aumenta a 3 micropascales. Si la radiació és direccional (en l'espai interplanetario, la pràctica totalitat del fluix d'energia prové del Sol), la pressió de radiació es triplica fins a σT⁴/c. Una vés-la solar a la distància a on la temperatura de radiació és la del punt d'ebullició de l'aigua podria aixina aplegar a uns 22 µPa. Estes pressions tan dèbils són, no obstant, capaces de produir marcats efectes en chicotetes partícules com gas ionizado i electrons, i cal considerar-los en l'emissió d'electrons des del Sol, el material provinent de cometes, i unes atres (vejau efecte Yarkovsky, efecte Yorp).

En l'interior estelar

En l'interior de les estreles les temperatures són molt altes. Els models estelars prediuen temperatures de 15 MK en el centre del Sol i en el cor d'estreles supergigantes la temperatura pot ser superior a 1 GK. Degut a que la pressió de radiació aumenta segons la temperatura elevada a la quarta potència, esta (la pressió de radiació) es torna important en alcançar estes temperatures. En el Sol la pressió de radiació continua sent massa chicoteta comparada en la pressió del gas. En les estreles més pesades, la pressió de radiació és la principal component de la pressió total.