La presión de radiación o presión radiativa es la presión mecánica que se ejerce sobre una superficie de uno a través del intercambio de tiempo entre el objeto y el campo electromagnético . Esto incluye el pulso de luz o radiación electromagnética de cualquier longitud de onda que sea absorbida, reflejada o emitida (por ejemplo, radiación de cuerpo negro ) por materia a cualquier escala (objetos macroscópicos, partículas de polvo que atraviesan moléculas de gas).
Esta presión es análoga a la radiación de la presión del gas y, al igual que ella, está asociada con la transferencia del impulso volumétrico en una dirección de propagación determinada, más precisamente con el flujo de esta cantidad. Su unidad es la pascual (Pa).
Se trata, por tanto, de una magnitud termodinámica , aunque esté íntimamente ligada a la descripción que da el electromagnetismo. Es por este vínculo que hablamos por extensión de la presión ejercida sobre una partícula de pequeña dimensión (del mismo orden de magnitud que la longitud de onda ), fenómeno accesible únicamente al electromagnetismo.
Esta noción se utiliza en muchos campos relacionados con la física del plasma , la astrofísica y la física estelar. El aspecto electromagnético está presente en la manipulación de partículas.
Las fuerzas generadas por la presión de la radiación son generalmente demasiado débiles para ser notadas en las circunstancias diarias; sin embargo, son importantes en algunos procesos físicos. Este es particularmente el caso de los objetos ubicados en el espacio donde, además de la gravedad , suele ser la fuerza principal que actúa sobre los objetos 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 la radiación del sol en la nave espacial del programa Viking , la nave espacial habría perdido la órbita de Marte en aproximadamente 15.000 km . La presión de radiación de la luz de las estrellas también es crucial en varios procesos astrofísicos . La magnitud de la presión de radiación aumenta rápidamente a temperaturas extremadamente altas y, a veces, puede eclipsar la presión de gas habitual , por ejemplo, en interiores estelares y armas termonucleares .
El primero en promover un efecto dinámico de la radiación fue Johannes Kepler, quien explicó la orientación de las colas de los cometas por el flujo de la radiación solar (1619).
Las fuerzas generadas por una onda electromagnética en una pared fueron teóricamente explicadas por James Maxwell en 1873. Posteriormente, los esfuerzos se centraron en el vínculo entre el enfoque electromagnético y la termodinámica o física estadística . Los primeros intentos de medir la presión mediante un enfoque termodinámico se deben a Adolfo Bartoli en 1884 y Pyotr Lebedev en 1900. Ernest Nichols y Gordon Hull (en) realizaron importantes experimentos que mostraron el vínculo entre la energía y el momento que inciden en una superficie simultáneamente. midiendo la energía por bolometría y momento utilizando un radiómetro desarrollado para este propósito ( radiómetro de Nichols ) en 1901 y 1903.
La presión de gas o radiativa se define clásicamente como una fuerza generada por el fenómeno, relacionada con la superficie sobre la que se ejerce. Esto no es física y lógicamente correcto:
En aras del rigor, daremos una definición formal basada en la naturaleza del fenómeno, a saber, el flujo de cantidad de movimiento de un conjunto de fotones.
Por supuesto, el aspecto electromagnético es subyacente y podemos (en algunos casos debemos) calcular la fuerza ejercida sobre una pared o partícula a partir de las ecuaciones de Maxwell . Seguimos hablando en este caso de presión de radiación aunque esto no corresponde a una variable física natural.
El concepto de presión recurre a la física estadística y la termodinámica. Esto es cierto para un gas formado por átomos o moléculas, pero también para un gas de fotones .
La radiación se caracteriza por el número de fotones por unidad de volumen de frecuencia entre ν y ν + d ν moviéndose en el cono d Ω alrededor de la dirección Ω . Por tanto, es una distribución angular f ν ( Ω ). 0n utiliza la luminancia espectral definida por
donde c es la velocidad de la luz y h la constante de Planck . Esta cantidad es la función básica en el estudio de la transferencia radiativa .
Podemos escribir f ν en la forma
donde n ν es la densidad de partículas y g ν la distribución angular normalizada por integración en la esfera unitaria
Por tanto, las luminancias son sumables como el número de fotones porque no hay interacción fotón-fotón.
El impulso de un fotón es
Por lo tanto, está relacionado con la luminancia por
p ν es una presión radiativa espectral, el flujo en la superficie normal a Ω de la densidad volumétrica del momento . Por tanto, las presiones son sumables.
Esta noción se generaliza a continuación.
La presión radiativa es el tensor de las tensiones radiativas, de orden 2, simétricas, obtenidas del producto tensorial (la unidad de medida estandarizada es Pa s , ya que es una presión definida en un intervalo espectral).
El rastro de este tensor es la energía volumétrica espectral
Dos ejemplos pueden ilustrar esto:
Por supuesto, todas estas cantidades se pueden integrar sobre todo o parte del espectro: entonces obtenemos una presión total expresada en Pa .
Dos ejemplos pueden ilustrar estos cálculos:
La presión de la radiación solar es la fuente dominante de perturbación en el espacio interplanetario.
Presión de radiación solarLa presión de la radiación solar y la presión de la radiación solar es la presión ejercida sobre una superficie por el intercambio de impulso entre el objeto y los fotones emitidos por el sol .
Esta presión de radiación se distingue de la ejercida por el viento solar , que es un flujo de partículas de materia .
A nivel de la Tierra , la presión de la radiación solar es de aproximadamente 5 micropascales .
La superficie se define por su capacidad de absorción y reflectividad . Esto puede describirse generalmente como la suma de una reflexión especular en la parte sy una reflexión difusa isotrópica. Ésta es una aproximación razonable en la mayoría de los casos. En el caso más general, se debe utilizar un modelo de reflectividad bidireccional y en este caso los cálculos se vuelven digitales.
Es necesario agregar la emisión limpia , generalmente (pero no necesariamente) térmica.
Intercambios de impulso por un fotónSe supone que la pared (exponente S ) + sistema de fotones antes de la reflexión (exponente 1) y después (exponente 2) conserva el impulso. Se omite el índice ν .
Esta relación se proyecta sobre los ejes paralelo (índice //) y perpendicular (índice ⊥). El fotón tiene una incidencia θ con respecto a la normal a la superficie.
En total, por la radiación incidente
La radiación inherente es generalmente isótropa. En este caso
Cambiar a nivel de presiónEl enfoque de presión es análogo al anterior. De hecho, los tensores de presión suman porque el operador de integración es lineal. Así que en las cercanías del muro
donde es el tensor de la radiación incidente y el de la radiación que sale de la superficie.
¿Dónde está la energía incidente en el medio espacio que da a la pared? Entonces
En cuanto a un solo fotón, sólo queda por peso por las fracciones r y s para obtener el tensor de presión resultante (espectral o total).
Este método tiene la ventaja de permitir la realización sistemática de cálculos formales o numéricos.
Es análoga a la mecánica de fluidos , lo que permite obtener las contribuciones normales y paralelas de las fuerzas al muro (la “presión” y el “cortante”).
donde x es el vector unitario normal a la superficie y F la fuerza (espectral o total) ejercida por unidad de área.
Una onda electromagnética incidente interactúa a través de su campo eléctrico con el material a través de partículas o cuasi-partículas del sólido en las proximidades de la pared. Estos son electrones en una banda de valencia para un metal o un fonón para un dieléctrico. Las oscilaciones inducidas provocan la emisión de una onda de la misma frecuencia, más o menos desfasada, que interfiere con la onda incidente. En el caso de la emisión, es la agitación térmica la que crea la ola.
Utilizando las ecuaciones de Maxwell para calcular las propiedades de las superficies mencionadas anteriormente: reflectividad , absortividad y emisividad de las propiedades intrínsecas del estado sólido o de la superficie. Rara vez se utiliza para evaluar directamente fuerzas inducidas.
Interacción onda-átomoConsidere un rayo láser que ilumina un medio gaseoso. Cuando la longitud de onda corresponde a una línea de absorción, el átomo adquiere el momento q en la dirección de propagación y pasa a un estado de mayor energía. Durante la desexcitación, el átomo emite un fotón de la misma energía. La transmisión es en cualquier dirección. Entonces, en promedio, el impulso debido a la desexcitación es cero. El rayo acelera el movimiento de cada átomo en la misma cantidad, nuevamente en promedio. Por tanto, es la velocidad media (macroscópica) del gas la que se ve afectada. La distribución estadística de velocidades microscópicas no lo es.
Para obtener un efecto de reducción de las velocidades microscópicas (por lo tanto, una caída en la temperatura del gas), es necesario utilizar una absorción selectiva angular. Por tanto, este fenómeno no está directamente relacionado con la noción de presión radiativa.
Interacción onda-partículaEl caso de partículas de tamaño cercano a la longitud de onda es diferente ya que no se puede utilizar la aproximación de partículas. El fenómeno de interacción onda-partícula es complejo: depende del tamaño relativo de la partícula con respecto a la longitud de onda, pero también de las propiedades dieléctricas del material constituyente.
Este efecto se puede utilizar para manipular partículas atrapándolas gracias a un gradiente de luminancia: este es el principio de la pinza óptica .
Hay muchas aplicaciones en astrofísica y física estelar:
En un campo relacionado, encontramos problemas similares (excepto la gravedad, por supuesto) en la física del plasma ( fusión nuclear ).
En la década de 1970 , aprendimos a manipular partículas mediante la fuerza radiativa, incluidas las partículas levitantes.
En la década de 1980 , aprendimos a capturar átomos, antes de desarrollar trampas ópticas y manipular bacterias y virus.
Desde mediados de la década de 1980, hemos utilizado, cada vez más comúnmente, la presión radiativa de un láser enfocado para manipular, mover, clasificar objetos muy pequeños, partículas, proteínas, células, por ejemplo, para construir motores moleculares , nanoconstituyentes o manipular células usando pinzas ópticas .
Entre los usos previstos por la ciencia ficción y las técnicas de exploración espacial , las velas solares son un posible método de propulsión espacial que utiliza como fuerza motriz la presión radiativa ejercida por la radiación solar sobre una gran vela.
Desde principios de 2016, el proyecto Breakthrough Starshot tiene como objetivo utilizar la presión de radiación junto con una vela óptica para propulsar sondas a una velocidad de 0,2 c utilizando un láser ubicado en la tierra.