방사압

복사압은 물체와 전자기장 사이의 운동량 교환으로 인해 표면에 가해지는 기계적 압력입니다.여기에는 물질에 의해 흡수, 반사 또는 기타 방출되는 파장의 빛 또는 전자파 방사(예: 흑체 복사)의 운동량이 포함된다(거시경 물체, 먼지 입자, 기체 분자).^[1][2][3]연관된 힘을 복사압력 또는 때로는 빛의 힘이라고 합니다.

방사선 압력에 의해 발생하는 힘은 일반적으로 너무 작아서 일상적인 상황에서는 알아차릴 수 없지만 일부 물리적 프로세스와 기술에서는 중요하다.이것은 특히 중력 이외의 물체에 작용하는 주력이며, 작은 힘의 순효과가 장기간에 걸쳐 큰 누적 효과를 가질 수 있는 외계의 물체를 포함한다.예를 들어, 바이킹 프로그램의 우주선에 대한 태양의 방사선 압력이 무시되었다면, 우주선은 화성의 궤도를 약 15,000 킬로미터(9,300 mi)^[4]만큼 벗어났을 것이다.별빛으로부터의 방사선 압력은 많은 천체물리학적 과정에서도 매우 중요하다.방사선 압력의 중요성은 극도로 높은 온도에서 빠르게 증가하며, 항성 내부나 열핵 무기와 같은 일반적인 가스 압력을 약하게 만들 수 있다.게다가, 우주에서 작동하는 대형 레이저들은 빔 동력 추진에서 돛단배를 추진하기 위한 수단으로 제안되어 왔다.

방사선 압력력은 레이저 기술의 기반이며 레이저와 다른 광학 기술에 크게 의존하는 과학 분야입니다.여기에는 생체현미경 검사(미생물, 세포 및 분자를 조사 및 관찰하는 데 빛이 사용됨), 양자광학 및 광학(원자, 큐비트 및 거시 양자물체와 같은 물체를 탐색하고 제어하기 위해 빛이 사용됨)가 포함되지만 이에 한정되지 않습니다.예를 들어 레이저 냉각(1997년 노벨 ^[5]물리학상 대상), 거시 물체와 원자의 양자 제어(2013년 노벨 ^[6]물리학상), 간섭계(2017년 노벨 ^[7]물리학상), 광학 핀셋(2018년 노벨 ^[8]물리학상) 등이 이러한 분야에 직접 적용된다.

방사선 압력은 고전적인 전자기장의 운동량이나 광자의 모멘타, 빛의 입자를 고려함으로써 동일하게 설명될 수 있다.전자파나 광자와 물질의 상호작용은 운동량의 교환을 수반할 수 있다.운동량 보존의 법칙으로 인해, 빛이 표면에 의해 완벽하게 반사되는 경우 첨부 그림에 나와 있듯이, 파동이나 광자의 총 운동량의 변화는 반드시 그것이 상호작용한 물질의 운동량에 동등하고 반대되는 변화를 수반해야 한다.이러한 운동량 전달은 우리가 말하는 방사능 압력에 대한 일반적인 설명입니다.

검출

요하네스 케플러는 1619년 혜성의 ^[9]꼬리가 항상 태양으로부터 멀어지는 관측을 설명하기 위해 방사선 압력의 개념을 제시했다.

빛은 전자기 복사로서 운동량의 특성을 가지고 있기 때문에 빛이 노출되는 표면에 압력을 가한다는 주장은 1862년 제임스 클러크 맥스웰에 의해 발표되었고, 1900년 러시아^[10] 물리학자 표트르 레베데프와 1901년 ^[11]어니스트 폭스 니콜스와 고든 페리 헐에 의해 실험적으로 증명되었다.압력은 매우 작지만 방사선이 니콜스 방사선계에 있는 정교한 반사 금속의 베인에 떨어지도록 함으로써 검출할 수 있다(이것은 방사 압력에 의한 것이 아니라 기체 분자에 의한 특성 운동인 크룩스 방사선계와 혼동해서는 안 된다).

이론.

방사선 압력은 전자기 복사에 기인하는 운동량을 고려할 때 운동량 보존의 결과로 볼 수 있다.그 운동량은 전자기 이론이나 광자 스트림의 결합된 모멘타로부터 똑같이 잘 계산될 수 있으며, 다음과 같은 동일한 결과를 얻을 수 있습니다.

전자파의 운동량에 의한 방사압

맥스웰의 전자기 이론에 따르면, 전자파는 운동량을 전달하고, 그것은 부딪히는 불투명한 표면으로 전달될 것이다.

평면파의 에너지 플럭스(조도)는 ${\displaystyle \mathbf{}}$ ${\displaystyle 벡터\mathbf{}}$ S$=$ E × ${\displaystyle H\mathbf{}}$ \$displaystyle \mathbf${S} =\$mathbf {E}$ \$times$ \$mathbf$ {H$}$를 사용하여 계산되며, 이 크기를 S로 나눈 값은 전자장당 선형 운동량 밀도(압력)이다.따라서 차원적으로 포인팅 벡터는 S=입니다.power/area=작업/area=,F/tTxx/면적, 즉 빛의 속도, c=xTx/tT, 곱하기 압력, δF/면적.이 압력은 표면에서 방사선 압력으로 경험됩니다.

$({displaystyle P_{\text{incident}}={c}={displayfrac {I_{f}}{c}})$

$여기$서$$P(\$displaystyle$ P$)$는 압력(일반적으로 파스칼 단위), $(\$는 입사 방사 강도(일반적으로 W/m² 단위),$$c(\$displaystyle$ c$)$는 진공 상태에서의 빛의 속도입니다.여기서 1/c 3 3.34 N/GW 입니다.

표면이 입사파에 대해 α 각도로 평면일 경우 표면 전체의 강도는 해당 각도의 코사인만큼 기하학적으로 감소하고 표면에 대한 방사력의 성분도 α의 코사인만큼 감소하여 압력이 발생한다.

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

입사파의 운동량은 그 파형의 방향과 같다.그러나 위와 같이 지표면에 수직인 운동량의 성분만이 지표면의 압력에 기여합니다.표면에 접하는 힘의 성분을 ^[12]압력이라고 하지 않습니다.

반사에 의한 방사선 압력

입사파에 대한 위의 처리는 검은색(완전히 흡수된) 물체에 의해 경험되는 방사선 압력을 설명한다.파형이 특별히 반사되면 반사파에 의한 반동이 방사선 압력에 더욱 기여하게 된다.완벽한 반사체의 경우, 이 압력은 입사파에 의해 발생하는 압력과 동일합니다.

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

따라서 표면의 순 방사선 압력이 두 배로 증가합니다.

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

부분 반사 표면의 경우 두 번째 항에 반사율(반사 강도 계수라고도 함)을 곱하여 증가율이 두 배 미만이어야 합니다.확산 반사 표면의 경우 반사 및 형상의 세부사항을 고려해야 하며, 그 결과 순 방사선 압력이 2배 미만으로 증가한다.

방출에 의한 방사압

물체에서 반사된 파동이 경험된 순 방사선 압력에 기여하는 것처럼 (반사되지 않고) 자체 방사선을 방출하는 물체는 표면_e I에 수직인 방향으로 방사 강도에 의해 주어진 방사선 압력을 다시 얻는다.

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

방출은 흑체 복사 또는 다른 복사 메커니즘에서 발생할 수 있습니다.모든 물질은 흑체 방사선을 방출하기 때문에(완전히 반사되거나 절대 0이 아닌 한), 방사선 압력의 선원은 어디에나 있지만 일반적으로 작다.그러나 흑체 복사는 온도와 함께 빠르게 증가하기 때문에(스테판-볼츠만 법칙에 의해 주어진 온도의 4제곱으로), 매우 뜨거운 물체의 온도(또는 유사한 고온 환경에서 유입되는 흑체 복사로 인해) 방사선 압력이 유의해질 수 있다.이것은 화려한 인테리어에서 중요하다.

광자에 관한 방사선 압력

전자기 복사는 파장이 아닌 입자의 관점에서 볼 수 있습니다. 이러한 입자를 광자라고 합니다.광자는 정지 질량을 가지고 있지 않다.그러나 광자는 결코 정지하지 않고(빛의 속도로 움직인다), 그럼에도 불구하고 다음과 같은 운동량을 얻는다.

${\displaystyle p=syslogdfrac {h}{\syslogda}}=syslogfrac {E_{p}}{c}},$

여기서 p는 운동량, h는 플랑크의 상수, θ는 파장, c는 진공에서의 빛의 속도이다.그리고_p E는 다음과 같이 주어진 단일 광자의 에너지이다.

$(\displaystyle E_{p}=h\nu=hc}{\displayda}})$

방사선 압력은 (부분적으로) 반사 표면에 대한 (가능성이 있는) 반동 광자에 의한 운동량에 더해 각 광자의 운동량이 불투명한 표면에 전달되는 것으로 볼 수 있다.영역 A에 대한 조사 강도_f I의 입사파가 IA의 힘을_f 가지므로, 이는 표면에 부딪히는 단위 면적당_p 초당 I/E_f 광자의 플럭스를 의미한다.이것을 단일 광자의 운동량에 대한 위의 식과 결합하면, 고전적인 전자기학을 사용하여 위에서 설명한 방사선 강도와 방사선 압력 사이에 동일한 관계가 생긴다.반사되거나 방출된 광자는 순 방사선 압력에 동일하게 기여한다.

균일한 방사선 영역에서 압축

일반적으로 전자파의 압력은 전자파 응력 텐서의 궤적이 사라짐으로써 얻을 수 있다: 이 궤적은 3P - u이기 때문에, 우리는 다음과 같이 된다.

${\displaystyle P=syslogfrac {u}{3}}$

여기서 u는 단위 부피당 방사선 에너지입니다.

이것은 또한 온도 T에서 주변과 열평형 상태에 있는 물체의 표면에 가해지는 압력의 특정한 경우에서도 나타날 수 있다: 물체는 플랑크 흑체 복사 법칙에 의해 묘사된 균일한 방사장에 의해 둘러싸일 것이고 충돌 방사선과 그것의 반사 때문에 압축 압력을 경험할 것이다.흑체 방출이 일어나게 됩니다.그 결과 발생하는 압력이 주변 공간의 ^{[13][14][15][16]}단위 부피당 총 복사 에너지의 3분의 1과 같다는 것을 알 수 있다.

스테판-볼츠만의 법칙을 사용하면 다음과 같이 표현할 수 있다.

${\displaystyle P_{\text{compress}}=black{u}{3}=black{4\display}{3c}}T^{4}$

여기서$\delta {\displaystyle }$(\$displaystyle \sigma)$는 스테판-볼츠만 상수입니다.

일사압

태양 복사 압력은 더 가까운 거리에 있는 태양의 복사 때문에 발생하며, 따라서 특히 태양계 내에서 발생한다.(지구에서 태양빛의 복사압은 매우 작다: 이것은 1평방미터, 즉 10μN²/m의 면적에 약 1,000분의 1그램이 가하는 것과 같다.)이것은 모든 물체에 작용하지만, 표면적 대 질량의 비율이 크기 때문에 일반적으로 더 작은 물체에 더 큰 영향을 미칩니다.모든 우주선은 더 큰 궤도를 도는 물체의 그림자 뒤에 있을 때를 제외하고 그러한 압력을 경험한다.

지구 근처에 있는 물체에 대한 태양 복사 압력은 태양 상수라고 알려진 1AU 또는_SC 2011년 ^[17]기준으로 값이 1361 W/m로² 설정된 G에서 태양의 복사 강도를 사용하여 계산할 수 있다.

모든 별들은 표면 온도에 따라 달라지는 스펙트럼 에너지 분포를 가지고 있다.분포는 흑체 방사선의 분포와 거의 같다.예를 들어 태양 돛을 최적화하기 위한 반사체 재료를 식별하거나 방사선 압력을 계산할 때 이 분포를 고려해야 한다.

태양 플레어의 방출과 코로나 질량 방출로 인해 순간 또는 시간 길이의 태양 압력이 증가할 수 있지만, 그 영향은 지구 궤도와 관련하여 근본적으로 측정할 수 없는 상태로 남아 있습니다.그러나 이러한 압력은 지구 달계의 궤도에 측정 가능한 움직임을 누적적으로 만들어 냈기 때문에 수년에 걸쳐 지속된다.

흡수 및 반사 압력

태양으로부터 지구까지의 거리에 있는 태양 복사 압력은 태양 상수_SC G(위)를 광속 c로 나누어 계산할 수 있다.태양을 향해 있는 흡수 시트의 경우,^[18] 이것은 단순합니다.

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

이 결과는 패스칼 단위로 N/m²(제곱미터당 뉴턴)에 해당합니다.태양에 대한 각도α의 시트에 대하여 시트의 유효면적 A는 기하학적 계수로 감소하여 다음과 같은 햇빛 방향의 힘이 발생한다.

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

표면에 수직인 이 힘의 성분을 찾으려면 다른 코사인 계수를 적용하여 표면에 압력 P를 생성해야 합니다.

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

단, 예를 들어 우주선에 대한 태양 복사의 순 영향을 설명하기 위해서는 단순히 "압력"으로 식별되는 표면에 수직인 성분이 아니라 앞의 방정식에 의해 주어진 총 힘(태양으로부터 멀리 떨어진 방향)을 고려해야 한다.

태양 상수는 지구까지의 거리에서의 태양 복사에 대해 정의되며, 하나의 천문 단위(au)로도 알려져 있다.결과적으로, R 천문 단위(따라서 R은 무차원)의 거리에서 역제곱 법칙을 적용하면 다음과 같은 결과를 얻을 수 있다.

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

마지막으로 흡수가 아닌 완벽하게 반사되는 표면을 고려하여 반사파에 의해 압력이 2배로 증가하여 다음과 같은 결과를 얻을 수 있다.

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

흡수재의 경우와는 달리 반사체에 가해지는 힘은 입사로부터의 접선력과 반사파가 서로 상쇄하는 상태에서 표면에 정상적으로 작용하는 압력에 의해 정확하게 주어진다.실제로 재료는 완전히 반사되거나 완전히 흡수되지 않으므로 결과 힘은 이러한 공식을 사용하여 계산된 힘의 가중 평균이 됩니다.

정상 입사 시 완전 반사경에서 계산된 일사압(α = 0)

태양으로부터의 거리	방사압(μPa)(μN2/m)
0.20 au	227
0.39 au (수은)	59.7
0.72 au (금성)	17.5
1.00 au (지구)	9.08
1.52 au (화성)	3.93
3.00 au (소행성)	1.01
5.20 au (목성)	0.34

방사선 압력 섭동

태양 복사 압력은 궤도 섭동의 원천이다.그것은 모든 우주선을 포함한 작은 물체의 궤도와 궤도에 큰 영향을 미친다.

태양 복사 압력은 태양계 전체에 걸쳐서 신체에 영향을 미친다.작은 물체는 표면적에 비해 질량이 낮기 때문에 큰 물체보다 더 큰 영향을 받는다.우주선은 자연체와 함께 영향을 받는다.

방사선 압력으로 인해 물체에 힘과 토크가 가해져 물체의 회전 및 회전 운동을 변화시킬 수 있습니다.변환의 변화는 물체의 궤도에 영향을 미친다.회전 속도는 증가하거나 감소할 수 있습니다.느슨하게 응집된 본체는 높은 회전 속도에서 분해될 수 있습니다.먼지 알갱이는 태양계를 떠나거나 소용돌이 모양으로 ^[19]태양으로 들어갈 수 있다.

몸 전체는 일반적으로 몸의 방향이 다른 수많은 표면으로 구성되어 있습니다.면은 평평하거나 구부러질 수 있습니다.그들은 다른 지역을 갖게 될 것이다.다른 측면과 다른 광학 특성을 가질 수 있습니다.

어떤 특정한 시간에는 어떤 면은 태양에 노출되고 어떤 면은 그늘에 가려집니다.태양에 노출된 각 표면은 반사, 흡수, 방출됩니다.그림자 속의 면들이 방사선을 방출하고 있다.모든 면에 걸친 압력의 합계는 차체에 가해지는 순 힘과 토크를 정의합니다.이들 계산은 앞의 ^[12][18]항에서 설명한 방정식을 사용하여 계산할 수 있습니다.

야르코프스키 효과는 작은 몸의 번역에 영향을 미친다.그것은 태양 노출을 떠나는 얼굴이 태양 노출에 가까워지는 얼굴보다 더 높은 온도에 있기 때문에 발생한다.따뜻한 얼굴에서 방출되는 방사선은 반대쪽 얼굴보다 더 강렬하며,^{[citation needed]} 그 결과 신체에 운동에 영향을 미치는 순 힘이 발생한다.

YORP 효과는 야르코프스키 효과의 초기 개념으로 확대되는 효과의 집합이지만 유사한 성질의 것이다.물체의 ^{[citation needed]}스핀 특성에 영향을 미칩니다.

포인팅-로버트슨 효과는 입자 크기의 입자에 적용됩니다.태양 주위를 도는 먼지 입자의 관점에서, 태양의 복사는 약간 앞쪽 방향에서 오는 것으로 보인다.따라서 이 방사선의 흡수는 이동 방향에 반하는 성분의 힘으로 이어진다(방사선은 빛의 속도로 움직이는 반면 먼지 입자는 그보다 훨씬 느리게 움직이기 때문에 수차의 각도는 작다).그 결과 먼지 알갱이가 점차적으로 소용돌이 모양으로 태양으로 들어가게 됩니다.오랜 시간 동안, 이 효과는 태양계의 많은 먼지를 씻어냅니다.

다른 힘에 비해 다소 작지만 방사선 압력력은 무시할 수 없다.장기간에 걸쳐 힘의 순효과는 상당하다.이러한 미약한 압력은 가스 이온이나 전자와 같은 미세한 입자에 현저한 영향을 미칠 수 있으며, 태양으로부터의 전자 방출 이론, 혜성 물질 등에 필수적입니다.

입자 크기가 감소함에 따라 표면적 대 부피(따라서 질량)의 비율이 증가하기 때문에 먼지(미세 크기) 입자는 외부 태양계에서도 방사선 압력에 영향을 받기 쉽습니다.예를 들어, 토성의 외부 고리의 진화는 방사선 압력에 의해 크게 영향을 받는다.

가벼운 압력의 결과로, 1909년 아인슈타인은 물질의^[20] 움직임에 반대할 "방사 마찰"의 존재를 예측했다.그는 다음과 같이 썼다.방사선은 플레이트의 양쪽에 압력을 가할 것이다.플레이트가 정지해 있을 경우 양쪽에서 가해지는 압력은 동일합니다.그러나 이동 중인 경우 운동 중에 앞면(앞면)에서 뒷면보다 더 많은 방사선이 반사됩니다.따라서 전면에 가해지는 압력의 역방향 작용력은 후면에 가해지는 압력의 힘보다 크다.따라서 두 힘의 합성으로 플레이트의 움직임에 대항하고 플레이트의 속도에 따라 증가하는 힘이 남는다.우리는 이것을 간단히 '방사선 마찰'이라고 부른다."

태양 돛

우주선 추진의 실험적인 방법인 태양 항해는 태양으로부터의 복사 압력을 동력으로 사용한다.빛에 의한 행성간 여행에 대한 생각은 지구에서 달까지에서 쥘 베른에 의해 언급되었다.

돛은 입사 방사선의 약 90%를 반사한다.흡수되는 10%는 양쪽 표면에서 방사되며, 돛의 열 전도율에 따라 소등 표면에서 방출되는 비율이 달라집니다.돛은 곡률, 표면의 요철, 그리고 그 성능에 영향을 미치는 다른 사소한 요소들을 가지고 있다.

일본항공우주연구개발기구(JAXA)는 이미 IKAROS 프로젝트로 탑재량을 추진하는 데 성공한 태양 돛을 우주에서 펼치는 데 성공했다.

방사선 압력의 우주 효과

방사선 압력은 우주의 탄생부터 항성의 지속적인 형성 그리고 광범위한 규모의 ^[21]먼지와 가스 구름의 형성에 이르기까지 우주의 발전에 큰 영향을 끼쳤다.

초기 우주

광자 시대는 빅뱅 ^[22]이후 10초에서 38만 년 사이에 우주의 에너지가 광자에 의해 지배된 단계이다.

은하 형성과 진화

은하 형성과 진화의 과정은 우주의 역사 초기에 시작되었다.초기 우주에 대한 관찰은 물체가 상향식(즉, 작은 물체가 합쳐져 큰 물체를 형성함)에서 성장했음을 강하게 시사한다.별이 형성되어 전자기 복사의 원천이 될 때, 별로부터의 복사 압력은 남아 있는 별 ^[23]주위 물질의 역학에 영향을 미치는 요소가 됩니다.

먼지와 가스 구름

먼지 구름과 가스 구름의 중력 압축은 특히 응축이 별의 탄생으로 이어질 때 방사선 압력에 의해 강하게 영향을 받습니다.압축된 구름 안에서 형성되는 더 큰 젊은 별들은 강한 수준의 방사선을 방출하여 구름을 이동시키고, 인근 지역의 산란이나 응결 현상을 일으키며, 이는 인근 지역의 출산율에 영향을 미친다.

성단

별은 주로 먼지와 가스로 이루어진 큰 구름 영역에서 형성되어 성단을 형성합니다.구성원 별들의 방사선 압력은 결국 구름을 분산시켜 성단의 진화에 지대한 영향을 미칠 수 있습니다.

많은 산개성단은 본질적으로 불안정하며, 질량이 너무 작아서 시스템의 탈출 속도가 구성 별들의 평균 속도보다 낮습니다.이 성단은 몇 백만 년 안에 빠르게 흩어질 것입니다.대부분의 경우, 뜨거운 젊은 별들의 복사 압력에 의해 형성된 성단이 형성되는 가스를 제거함으로써 성단 질량이 빠르게 분산될 수 있을 만큼 감소합니다.

별의 형성

별의 형성은 성간 공간에 있는 분자 구름 내의 밀도가 높은 영역이 붕괴되어 별이 되는 과정이다.천문학의 한 분야로서, 별의 생성은 항성 형성 과정의 전조로서 성간 매체 및 거대 분자 구름(GMC)에 대한 연구와 원시성과 젊은 항성 물체에 대한 연구를 포함한다.단일 별의 형성에 대한 설명뿐만 아니라 항성 형성 이론도 쌍성 통계와 초기 질량 함수를 설명해야 한다.

항성계 행성계

행성계는 일반적으로 별의 형성과 같은 과정의 일부로 형성된다고 믿어진다.원시 행성계 원반은 태양 성운이라고 불리는 분자 구름의 중력 붕괴에 의해 형성되고 충돌과 중력 포획에 의해 행성계로 진화한다.복사 압력은 별 바로 근처 영역을 비울 수 있습니다.형성 과정이 계속됨에 따라 방사선 압력은 물질 분포에 영향을 미치는 역할을 계속합니다.특히 먼지와 입자는 나선형으로 별 안으로 들어가거나 방사선 압력의 작용으로 항성계를 탈출할 수 있습니다.

화려한 인테리어

별의 내부에서는 온도가 매우 높다.항성 모형은 태양의 중심 온도가 15 MK이고, 초거성 중심부의 온도는 1 GK를 넘을 것으로 예측합니다.방사선 압력이 온도의 4승으로 확대됨에 따라 이러한 고온에서 중요해집니다.태양에서는 가스 압력에 비해 방사선 압력이 여전히 매우 작습니다.가장 무거운 비퇴행성에서는 방사선 압력이 지배적인 압력 ^[24]성분이다.

혜성

태양 복사 압력은 혜성 꼬리에 강하게 영향을 미친다.태양열을 통해 혜성 핵에서 가스가 방출되어 먼지 입자를 운반할 수도 있습니다.그러면 복사압과 태양풍이 먼지와 가스를 태양의 방향에서 멀리 내쫓는다.가스는 일반적으로 곧은 꼬리를 형성하는 반면, 천천히 움직이는 먼지 입자는 더 넓고 구부러진 꼬리를 만듭니다.

레이저에 의한 방사선 압력 적용

광학 핀셋

레이저를 파장$\delta {\displaystyle }$(\$displaystyle\displayda$의 단색광원으로 사용할 수 있습니다.렌즈 세트를 사용하면 직경$δ$($또는{\displaystyle }$ r $=$ /$$2 \$displaystyle$ r =\$displayda / 2$)$$에 레이저 빔을 초점을 맞출 수 있습니다.

따라서 θ = 1064 nm인 P = 30 mW 레이저의 방사압은 다음과 같이 계산할 수 있다.

영역:

${\displaystyle A=\pi \leftfrac {{2}}\right}{2}\약 10^{-128{\text{m}}^2}$

강제:

${\displaystyle F=black {P}{c}=black {30blactext{mW}}{299792458{\text{m/s}}}\약 10^{-10}{\text{N}}}}}$

압력:

${\displaystyle p=param frac {F}{A}\약 {\text{-10}{\text{N}}{10^{-122}{\text{2}}=100(text{Pa})}}.}$

이것은 광학 핀셋에 입자를 가두거나 부유시키는 데 사용됩니다.

빛-물질 상호작용

탄성 고체의 표면에서 레이저 펄스가 반사되면 고체 또는 액체 내부에서 전파되는 다양한 유형의 탄성파가 발생할 수 있습니다.즉, 빛은 물질의 움직임을 자극 및/또는 증폭시킬 수 있습니다.이것은 광학 기계학 분야의 연구 주제이다.가장 약한 파장은 일반적으로 빛의 반사 중에 작용하는 방사선 압력에 의해 발생한다.이러한 광압에 의해 유도되는 탄성파는 예를 들어 초고반사율 ^[25]유전체 거울 안에서 관찰된다.이러한 파동은 거시적 ^[26]규모에서 빛-고체 물질 상호작용의 가장 기본적인 지문입니다.공동광학 분야에서 빛은 예를 들어 거울 사이에 있는 광학 공동에 포착되어 공명적으로 증강된다.이는 빛의 힘과 물체가 물체나 물질에 가할 수 있는 방사선 압력을 크게 향상시키는 데 도움이 됩니다.수 킬로미터의 긴 빔(LIGO 간섭계 ^[27]등)에서 ^[28]원자의 구름, 그리고 미세공학적^[29] 트램폴린에서 ^[30][31]초유체까지 수많은 물체의 광학 제어(즉, 움직임의 조작)가 실현되었습니다.

들뜨거나 증폭하는 움직임과는 반대로 빛은 물체의 움직임을 감쇠시킬 수도 있다.레이저 냉각은 물질의 운동 에너지 중 일부를 빛으로 변환시켜 절대 0에 가까운 물질을 냉각하는 방식이다.여기서 물질의 운동 에너지와 열에너지는 동의어입니다. 왜냐하면 그것들은 물질의 브라운 운동과 관련된 에너지를 나타내기 때문입니다.레이저 광원을 향해 이동하는 원자는 대상 소자의 흡수 주파수에 맞춰 조정된 도플러 효과를 감지한다.원자에 가해지는 방사선 압력은 도플러 효과가 소자의 주파수 범위를 벗어나 전체적인 ^[33]냉각 효과를 일으킬 때까지 특정 방향으로의 움직임을 느리게 합니다.

레이저-물질 상호작용의 또 다른 활성 연구 영역은 얇은 포일 ^[34]표적의 이온 또는 양성자의 방사선 압력 가속이다.초박형 포일에 대한 짧은 레이저 펄스의 방사 압력에 의해 의료용(예를 들어 이온 빔^[35] 치료법)에 높은 이온 에너지 빔이 생성될 수 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

추가 정보

• Demir, Delek,"방사선 압력 테이블 상판 시연", 2011, Democratesis, E-These University
• R. 샹카, "양자역학의 원리", 제2판.[1]