Strahlungsdruck - Radiation pressure

Die Kraft auf einen Reflektor resultiert aus der Reflexion des Photonenflusses

Strahlungsdruck ist der mechanische Druck, der durch den Impulsaustausch zwischen dem Objekt und dem elektromagnetischen Feld auf eine beliebige Oberfläche ausgeübt wird . Dazu gehört der Impuls von Licht oder elektromagnetischer Strahlung jeder Wellenlänge , die von Materie jeglicher Größenordnung (von makroskopischen Objekten über Staubpartikel bis hin zu Gasmolekülen) absorbiert , reflektiert oder auf andere Weise emittiert wird (zB Schwarzkörperstrahlung ). Die dazugehörige Kraft wird Strahlungsdruckkraft oder manchmal auch nur Lichtkraft genannt .

Die durch den Strahlungsdruck erzeugten Kräfte sind in der Regel zu gering, um im Alltag wahrgenommen zu werden; sie sind jedoch in einigen physikalischen Prozessen und Technologien wichtig. Dies schließt insbesondere Objekte im Weltraum ein , wo sie normalerweise neben der Schwerkraft die Hauptkraft auf Objekte ist und wo die Nettowirkung einer winzigen Kraft über lange Zeiträume einen großen kumulativen Effekt haben kann. Hätte man zum Beispiel die Auswirkungen des Strahlungsdrucks der Sonne auf die Raumsonde des Viking-Programms ignoriert, hätte die Raumsonde die Umlaufbahn des Mars um etwa 15.000 km (9.300 Meilen) verfehlt. Der Strahlungsdruck von Sternenlicht ist auch bei einer Reihe astrophysikalischer Prozesse entscheidend . Die Bedeutung des Strahlungsdrucks nimmt bei extrem hohen Temperaturen rapide zu und kann den üblichen Gasdruck zum Beispiel in stellaren Innenräumen und thermonuklearen Waffen manchmal in den Schatten stellen . Darüber hinaus wurden große Laser, die im Weltraum arbeiten, als Mittel zum Antrieb von Segelfahrzeugen mit strahlbetriebenem Antrieb vorgeschlagen .

Strahlungsdruckkräfte sind das Fundament der Lasertechnologie und der Wissenschaftszweige, die stark auf Laser und andere optische Technologien angewiesen sind . Dazu gehören unter anderem Biomikroskopie (bei der Licht verwendet wird, um Mikroben, Zellen und Moleküle zu bestrahlen und zu beobachten), Quantenoptik und Optomechanik (bei der Licht verwendet wird, um Objekte wie Atome, Qubits und makroskopische Quantenobjekte zu untersuchen und zu kontrollieren ). Direkte Anwendungen der Strahlungsdruckkraft in diesen Bereichen sind zum Beispiel Laserkühlung (Gegenstand des Physiknobelpreises 1997 ), Quantenkontrolle makroskopischer Objekte und Atome (Physiknobelpreis 2013), Interferometrie (Nobelpreis 2017 in Physik) und optische Pinzetten (Nobelpreis 2018 für Physik).

Strahlungsdruck kann ebenso gut durch die Berücksichtigung des Impulses eines klassischen elektromagnetischen Feldes oder durch die Impulse von Photonen , Lichtteilchen, berücksichtigt werden . Die Wechselwirkung elektromagnetischer Wellen oder Photonen mit Materie kann einen Impulsaustausch beinhalten . Aufgrund des Impulserhaltungssatzes muss jede Änderung des Gesamtimpulses der Wellen oder Photonen eine gleiche und entgegengesetzte Änderung des Impulses der Materie mit sich bringen, mit der sie interagiert ( Newtons drittes Bewegungsgesetz ), wie in der beigefügten Abbildung dargestellt Abbildung für den Fall, dass Licht von einer Oberfläche perfekt reflektiert wird. Diese Impulsübertragung ist die allgemeine Erklärung für das, was wir Strahlungsdruck nennen.

Entdeckung

Johannes Kepler stellte 1619 das Konzept des Strahlungsdrucks vor, um die Beobachtung zu erklären, dass ein Kometenschweif immer von der Sonne wegzeigt.

Die Behauptung, dass Licht als elektromagnetische Strahlung die Eigenschaft eines Impulses hat und somit einen Druck auf jede ihm ausgesetzte Oberfläche ausübt , wurde 1862 von James Clerk Maxwell veröffentlicht und 1900 von dem russischen Physiker Pjotr ​​Lebedev und von Ernest Fox experimentell nachgewiesen Nichols und Gordon Ferrie Hull im Jahr 1901. Der Druck ist sehr gering, kann aber festgestellt werden, indem man die Strahlung in einem Nichols-Radiometer auf eine zart balancierte Schaufel aus reflektierendem Metall fallen lässt (dies sollte nicht mit dem Crookes-Radiometer verwechselt werden , dessen charakteristische Bewegung wird nicht durch Strahlungsdruck, sondern durch auftreffende Gasmoleküle verursacht).

Theorie

Strahlungsdruck kann als Folge der Impulserhaltung betrachtet werden, wenn der Impuls der elektromagnetischen Strahlung zugeschrieben wird. Dieser Impuls kann ebenso gut auf der Grundlage der elektromagnetischen Theorie oder aus den kombinierten Impulsen eines Photonenstroms berechnet werden, was zu identischen Ergebnissen führt, wie unten gezeigt.

Strahlungsdruck aus Impuls einer elektromagnetischen Welle

Nach Maxwells Theorie des Elektromagnetismus trägt eine elektromagnetische Welle einen Impuls, der auf eine undurchsichtige Oberfläche, auf die sie trifft, übertragen wird.

Der Energiefluss (Einstrahlung) einer ebenen Welle wird mit dem Poynting-Vektor berechnet , dessen Betrag wir mit S bezeichnen . S geteilt durch die Lichtgeschwindigkeit ist die Dichte des linearen Impulses pro Flächeneinheit (Druck) des elektromagnetischen Feldes. Der Poynting-Vektor ist also dimensional S =Energie/Bereich=Arbeitsgeschwindigkeit/Bereich=Δ F/Δ tΔ x/Bereich, das ist die Lichtgeschwindigkeit, cxt , mal Druck, Δ F /Fläche. Dieser Druck wird als Strahlungsdruck auf die Oberfläche erfahren:

Dabei ist der Druck (normalerweise in Pascal ), die einfallende Bestrahlungsstärke (normalerweise in W/m 2 ) und die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum. Hier,1/C3,34 N/GW .

Wenn die Oberfläche in einem Winkel α zur einfallenden Welle eben ist, wird die Intensität über der Oberfläche geometrisch um den Cosinus dieses Winkels reduziert und die Komponente der Strahlungskraft gegen die Oberfläche wird ebenfalls um den Cosinus von α reduziert, was unter Druck:

Der Impuls der einfallenden Welle ist in die gleiche Richtung wie diese Welle. Aber nur die Komponente dieses Impulses senkrecht zur Oberfläche trägt zum Druck auf die Oberfläche bei, wie oben angegeben. Die tangentiale Komponente dieser Kraft wird nicht als Druck bezeichnet.

Strahlungsdruck durch Reflexion

Die obige Behandlung einer einfallenden Welle berücksichtigt den Strahlungsdruck, dem ein schwarzer (vollständig absorbierender) Körper ausgesetzt ist. Wenn die Welle spiegelnd reflektiert wird , trägt der Rückstoß aufgrund der reflektierten Welle weiter zum Strahlungsdruck bei. Im Falle eines perfekten Reflektors ist dieser Druck identisch mit dem Druck, der durch die einfallende Welle verursacht wird:

damit verdoppelt sich der Nettostrahlungsdruck auf die Oberfläche:

Bei einer teilreflektierenden Oberfläche muss der zweite Term mit dem Reflexionsvermögen (auch Reflexionskoeffizient der Intensität genannt) multipliziert werden, damit die Zunahme weniger als das Doppelte beträgt. Bei einer diffus reflektierenden Oberfläche müssen die Details der Reflexion und Geometrie berücksichtigt werden, was wiederum zu einem erhöhten Nettostrahlungsdruck von weniger als dem Doppelten führt.

Strahlungsdruck durch Emission

So wie eine von einem Körper reflektierte Welle zu dem erfahrenen Nettostrahlungsdruck beiträgt, erhält ein Körper, der seine eigene Strahlung aussendet (und nicht reflektiert), einen Strahlungsdruck, der wiederum durch die Bestrahlungsstärke dieser Emission in der Richtung senkrecht zur Oberfläche I e . gegeben ist :

Die Emission kann von Schwarzkörperstrahlung oder einem anderen Strahlungsmechanismus stammen. Da alle Materialien Schwarzkörperstrahlung emittieren (es sei denn, sie sind total reflektiv oder am absoluten Nullpunkt), ist diese Quelle für den Strahlungsdruck allgegenwärtig, aber normalerweise winzig. Da die Schwarzkörperstrahlung jedoch mit der Temperatur (als vierte Potenz der Temperatur, gegeben durch das Stefan-Boltzmann-Gesetz ) schnell ansteigt , ist der Strahlungsdruck aufgrund der Temperatur eines sehr heißen Objekts (oder aufgrund der einfallenden Schwarzkörperstrahlung von ähnlich) heißer Umgebung) können bedeutsam werden. Dies ist in stellaren Innenräumen wichtig.

Strahlungsdruck in Bezug auf Photonen

Elektromagnetische Strahlung kann betrachtet in Bezug auf die Teilchen , anstatt Wellen; diese Teilchen werden als Photonen bezeichnet . Photonen haben keine Ruhemasse; Photonen sind jedoch nie in Ruhe (sie bewegen sich mit Lichtgeschwindigkeit) und erhalten dennoch einen Impuls, der gegeben ist durch:

wobei p Impuls ist, h die Plancksche Konstante ist , λ die Wellenlänge ist und c die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum ist. Und E p ist die Energie eines einzelnen Photons, gegeben durch:

Der Strahlungsdruck kann wiederum als Übertragung des Impulses jedes Photons auf die lichtundurchlässige Oberfläche zuzüglich des Impulses aufgrund eines (möglichen) Rückstoßphotons für eine (teilweise) reflektierende Oberfläche gesehen werden. Da eine einfallende Strahlungswelle I f über eine Fläche A eine Leistung von I f A hat , impliziert dies einen auf die Oberfläche auftreffenden Fluss von I f /E p Photonen pro Sekunde pro Flächeneinheit. Kombiniert man dies mit dem obigen Ausdruck für den Impuls eines einzelnen Photons, ergeben sich die gleichen Beziehungen zwischen Bestrahlungsstärke und Strahlungsdruck wie oben unter Verwendung der klassischen Elektromagnetik beschrieben. Auch hier tragen reflektierte oder anderweitig emittierte Photonen identisch zum Nettostrahlungsdruck bei.

Kompression in einem gleichmäßigen Strahlungsfeld

Im Allgemeinen erhält man den Druck elektromagnetischer Wellen aus dem Verschwinden der Spur des elektromagnetischen Spannungstensors : Da diese Spur gleich 3 Pu ist , erhalten wir

wobei u die Strahlungsenergie pro Volumeneinheit ist.

Dies kann auch im speziellen Fall des Drucks auf Oberflächen eines Körpers im thermischen Gleichgewicht mit seiner Umgebung bei einer Temperatur T gezeigt werden : Der Körper wird von einem gleichmäßigen Strahlungsfeld umgeben, das durch das Plancksche Strahlungsgesetz beschrieben wird und wird aufgrund der auftreffenden Strahlung, ihrer Reflexion und ihrer eigenen Schwarzkörperemission einen Kompressionsdruck erfahren. Daraus kann gezeigt werden, dass der resultierende Druck gleich einem Drittel der gesamten Strahlungsenergie pro Volumeneinheit im umgebenden Raum ist.

Unter Verwendung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes kann dies ausgedrückt werden als

wo ist die Stefan-Boltzmann-Konstante .

Sonnenstrahlungsdruck

Der Sonnenstrahlungsdruck entsteht durch die Strahlung der Sonne in kürzeren Abständen, also insbesondere innerhalb des Sonnensystems . (Der Strahlungsdruck des Sonnenlichts auf der Erde ist sehr gering: Er entspricht dem von etwa einem Tausendstel Gramm auf einer Fläche von 1 Quadratmeter oder 10 μN/m 2 .) Während es auf alle Objekte einwirkt, ist sein Netz Bei kleineren Körpern ist die Wirkung im Allgemeinen größer, da sie ein größeres Verhältnis von Oberfläche zu Masse haben. Alle Raumfahrzeuge erfahren einen solchen Druck, außer wenn sie sich im Schatten eines größeren umkreisenden Körpers befinden .

Der Sonnenstrahlungsdruck auf erdnahe Objekte kann anhand der Sonnenbestrahlung von 1  AE berechnet werden , die als Sonnenkonstante oder G SC bekannt ist , deren Wert ab 2011 auf 1361  W / m 2 festgelegt wurde .

Alle Sterne haben eine spektrale Energieverteilung , die von ihrer Oberflächentemperatur abhängt. Die Verteilung ist ungefähr die der Schwarzkörperstrahlung . Diese Verteilung muss beispielsweise bei der Berechnung des Strahlungsdrucks oder der Identifizierung von Reflektormaterialien zur Optimierung eines Sonnensegels berücksichtigt werden .

Absorptions- und Reflexionsdruck

Der Sonnenstrahlungsdruck im Abstand der Erde von der Sonne kann berechnet werden, indem die Sonnenkonstante G SC (oben) durch die Lichtgeschwindigkeit c dividiert wird . Für ein absorbierendes Blatt, das der Sonne zugewandt ist, lautet dies einfach:

Dieses Ergebnis wird in Pascal angegeben , was N/m 2 ( Newton pro Quadratmeter) entspricht. Für ein Blatt unter einem Winkel α zur Sonne wird die wirksame Fläche A eines Blattes um einen geometrischen Faktor reduziert, was zu einer Kraft in Richtung des Sonnenlichts von:

Um die Komponente dieser Kraft senkrecht zur Oberfläche zu finden, muss ein weiterer Kosinusfaktor angewendet werden, der zu einem Druck P auf die Oberfläche von:

Beachten Sie jedoch, dass man zur Berücksichtigung des Nettoeffekts der Sonnenstrahlung beispielsweise auf ein Raumfahrzeug die Gesamtkraft (in Richtung von der Sonne weg) aus der vorhergehenden Gleichung berücksichtigen müsste , und nicht nur die Komponente senkrecht zur Oberfläche, die wir als "Druck" bezeichnen.

Die Sonnenkonstante ist für die Sonnenstrahlung in der Entfernung zur Erde definiert, auch bekannt als eine astronomische Einheit (au). Folglich würden wir bei einem Abstand von R astronomischen Einheiten ( R ist also dimensionslos ) unter Anwendung des quadratischen Umkehrgesetzes finden:

Betrachtet man schließlich keine absorbierende, sondern eine perfekt reflektierende Oberfläche, verdoppelt sich der Druck durch die reflektierte Welle, was zu:

Beachten Sie, dass im Gegensatz zu einem absorbierenden Material die resultierende Kraft auf einen reflektierenden Körper genau durch diesen senkrecht zur Oberfläche wirkenden Druck gegeben ist, wobei sich die Tangentialkräfte der einfallenden und reflektierenden Wellen gegenseitig aufheben. In der Praxis sind Materialien weder total reflektierend noch total absorbierend, so dass die resultierende Kraft ein gewichteter Durchschnitt der nach diesen Formeln berechneten Kräfte ist.

Berechneter Sonnenstrahlungsdruck auf perfekten Reflektor bei senkrechtem Einfall ( α = 0)
Entfernung von Sonne Strahlungsdruck in μPa (μN/m 2 )
0,20 au 227
0,39 AE ( Merkur ) 59,7
0,72 au ( Venus ) 17,5
1,00 au (Erde) 9.08
1,52 AE ( Mars ) 3.93
3.00 au (typischer Asteroid ) 1.01
5.20 AE ( Jupiter ) 0,34

Strahlungsdruckstörungen

Der Sonnenstrahlungsdruck ist eine Quelle von Bahnstörungen . Es beeinflusst die Umlaufbahnen und Flugbahnen kleiner Körper, einschließlich aller Raumfahrzeuge, erheblich.

Der Sonnenstrahlungsdruck wirkt sich auf Körper im gesamten Sonnensystem aus. Kleine Körper sind aufgrund ihrer geringeren Masse im Verhältnis zu ihrer Oberfläche stärker betroffen als große. Betroffen sind neben natürlichen Körpern (Kometen, Asteroiden, Staubkörner, Gasmoleküle) auch Raumfahrzeuge.

Der Strahlungsdruck führt zu Kräften und Momenten auf die Körper, die ihre Translations- und Rotationsbewegungen ändern können. Translationsänderungen wirken sich auf die Bahnen der Körper aus. Die Rotationsgeschwindigkeiten können sich erhöhen oder verringern. Lose aggregierte Körper können bei hohen Rotationsgeschwindigkeiten auseinanderbrechen. Staubkörner können entweder das Sonnensystem verlassen oder spiralförmig in die Sonne eindringen.

Ein ganzer Körper besteht typischerweise aus zahlreichen Oberflächen, die unterschiedliche Ausrichtungen auf dem Körper haben. Die Facetten können flach oder gekrümmt sein. Sie werden verschiedene Bereiche haben. Sie können optische Eigenschaften aufweisen, die sich von anderen Aspekten unterscheiden.

Zu einem bestimmten Zeitpunkt sind einige Facetten der Sonne ausgesetzt und einige liegen im Schatten. Jede der Sonne ausgesetzte Oberfläche reflektiert, absorbiert und emittiert Strahlung. Facetten im Schatten emittieren Strahlung. Die Summation der Drücke über alle Facetten definiert die Nettokraft und das Drehmoment auf den Körper. Diese können mit den Gleichungen in den vorhergehenden Abschnitten berechnet werden.

Der Yarkovsky-Effekt beeinflusst die Translation eines kleinen Körpers. Es resultiert daraus, dass ein Gesicht, das die Sonneneinstrahlung verlässt, eine höhere Temperatur aufweist als ein Gesicht, das sich der Sonneneinstrahlung nähert. Die Strahlung des wärmeren Gesichts ist intensiver als die des gegenüberliegenden Gesichts, was zu einer Nettokraft auf den Körper führt, die seine Bewegung beeinflusst.

Der YORP-Effekt ist eine Sammlung von Effekten, die das frühere Konzept des Yarkovsky-Effekts erweitern, jedoch ähnlicher Natur sind. Es beeinflusst die Spineigenschaften von Körpern.

Der Poynting-Robertson-Effekt gilt für korngroße Partikel. Aus der Sicht eines um die Sonne kreisenden Staubkorns scheint die Strahlung der Sonne aus einer leichten Vorwärtsrichtung ( Lichtfehler ) zu kommen. Daher führt die Absorption dieser Strahlung zu einer Kraft mit einer Komponente entgegen der Bewegungsrichtung. (Der Aberrationswinkel ist winzig, da sich die Strahlung mit Lichtgeschwindigkeit bewegt, während sich das Staubkorn um viele Größenordnungen langsamer bewegt.) Das Ergebnis ist eine allmähliche Spirale von Staubkörnern in die Sonne. Über lange Zeiträume reinigt dieser Effekt einen Großteil des Staubs im Sonnensystem.

Obwohl sie im Vergleich zu anderen Kräften eher klein ist, ist die Strahlungsdruckkraft unerbittlich. Über lange Zeiträume ist die Nettowirkung der Kraft beträchtlich. Solche Drücke können schwache Wirkungen auf winzige Teilchen wie erzeugen markiert Gasionen und Elektronen , und sind wesentlich in der Theorie der Elektronenemission von der Sonne, von cometary Material, und so weiter.

Da das Verhältnis von Oberfläche zu Volumen (und damit Masse) mit abnehmender Partikelgröße zunimmt, sind staubige ( Mikrometer- ) Partikel auch im äußeren Sonnensystem anfällig für Strahlungsdruck. So wird beispielsweise die Entwicklung der äußeren Saturnringe maßgeblich durch den Strahlungsdruck beeinflusst.

Als Folge von leichtem Druck sagte Einstein 1909 die Existenz von "Strahlungsreibung" voraus, die der Bewegung der Materie entgegenwirken würde. Er schrieb: "Strahlung übt Druck auf beide Seiten der Platte aus. Die auf beiden Seiten ausgeübten Druckkräfte sind gleich, wenn die Platte ruht. Wenn sie sich jedoch bewegt, wird mehr Strahlung an der Oberfläche reflektiert als ist bei der Bewegung vorne (Vorderfläche) als auf der Rückfläche. Die auf die Vorderfläche ausgeübte nach hinten wirkende Druckkraft ist also größer als die auf den Rücken wirkende Druckkraft. Als Resultierende der beiden Kräfte ergibt sich also bleibt eine Kraft, die der Bewegung der Platte entgegenwirkt und die mit der Geschwindigkeit der Platte zunimmt. Wir nennen diese resultierende 'Strahlungsreibung' kurz."

Sonnensegel

Solarsegeln, eine experimentelle Methode zum Antrieb von Raumfahrzeugen , nutzt den Strahlungsdruck der Sonne als Antriebskraft. Die Idee der interplanetaren Reise mit Licht wurde von Jules Verne in Von der Erde zum Mond erwähnt .

Ein Segel reflektiert etwa 90% der einfallenden Strahlung. Die absorbierten 10 % werden von beiden Flächen abgestrahlt, wobei der Anteil der unbeleuchteten Fläche von der Wärmeleitfähigkeit des Segels abhängt. Ein Segel weist Krümmungen, Oberflächenunregelmäßigkeiten und andere kleinere Faktoren auf, die seine Leistung beeinflussen.

Die Japan Aerospace Exploration Agency ( JAXA ) hat erfolgreich ein Sonnensegel im Weltraum entrollt, das mit dem IKAROS- Projekt bereits seine Nutzlast vorantreiben konnte .

Kosmische Auswirkungen des Strahlungsdrucks

Der Strahlungsdruck hat einen großen Einfluss auf die Entwicklung des Kosmos, von der Geburt des Universums über die fortschreitende Sternentstehung bis hin zur Bildung von Staub- und Gaswolken in einer Vielzahl von Größenordnungen.

Das frühe Universum

Die Photonenepoche ist eine Phase, in der die Energie des Universums von Photonen dominiert wurde, zwischen 10 Sekunden und 380.000 Jahren nach dem Urknall .

Galaxienentstehung und -entwicklung

Die Säulen der Schöpfung bewölken sich im Adlernebel , der durch Strahlungsdruck und Sternwinde geformt wird.

Der Prozess der Galaxienentstehung und -entwicklung begann früh in der Geschichte des Kosmos. Beobachtungen des frühen Universums deuten stark darauf hin, dass Objekte von unten nach oben wuchsen (dh kleinere Objekte verschmelzen zu größeren). Da Sterne dabei entstehen und zu Quellen elektromagnetischer Strahlung werden, wird der Strahlungsdruck der Sterne zu einem Faktor in der Dynamik des verbleibenden zirkumstellaren Materials.

Staub- und Gaswolken

Die Gravitationskompression von Staub- und Gaswolken wird stark vom Strahlungsdruck beeinflusst, insbesondere wenn die Kondensationen zu Sternentstehungen führen. Die größeren jungen Sterne, die sich in den komprimierten Wolken bilden, emittieren intensive Strahlungsmengen, die die Wolken verschieben und entweder Dispersion oder Kondensation in nahe gelegenen Regionen verursachen, was die Geburtenraten in diesen nahe gelegenen Regionen beeinflusst.

Sternhaufen

Sterne bilden sich überwiegend in Regionen großer Staub- und Gaswolken, wodurch Sternhaufen entstehen . Der Strahlungsdruck der Mitgliedssterne löst schließlich die Wolken auf, was einen tiefgreifenden Einfluss auf die Entwicklung des Haufens haben kann.

Viele offene Sternhaufen sind von Natur aus instabil und haben eine Masse, die klein genug ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit des Systems niedriger ist als die durchschnittliche Geschwindigkeit der einzelnen Sterne. Diese Cluster werden sich innerhalb weniger Millionen Jahre schnell auflösen. In vielen Fällen reduziert das Abstreifen des Gases, aus dem der Haufen durch den Strahlungsdruck der heißen jungen Sterne gebildet wurde, die Masse des Haufens genug, um eine schnelle Ausbreitung zu ermöglichen.

Eine protoplanetare Scheibe mit geräumter Zentralregion (Künstlervorstellung).

Sternentstehung

Sternentstehung ist der Prozess, bei dem dichte Regionen innerhalb von Molekülwolken im interstellaren Raum kollabieren, um Sterne zu bilden . Als ein Zweig der Astronomie umfasst die Sternentstehung die Untersuchung des interstellaren Mediums und der riesigen Molekülwolken (GMC) als Vorläufer des Sternentstehungsprozesses sowie die Untersuchung von Protosternen und jungen stellaren Objekten als unmittelbare Produkte. Die Sternentstehungstheorie muss neben der Bildung eines einzelnen Sterns auch die Statistik von Doppelsternen und die anfängliche Massenfunktion berücksichtigen .

Stellare Planetensysteme

Es wird allgemein angenommen, dass sich Planetensysteme als Teil desselben Prozesses bilden, der zur Sternentstehung führt . Eine protoplanetare Scheibe entsteht durch den Gravitationskollaps einer Molekülwolke , die als Sonnennebel bezeichnet wird , und entwickelt sich dann durch Kollisionen und Gravitationseinfang zu einem Planetensystem. Strahlungsdruck kann eine Region in unmittelbarer Nähe des Sterns reinigen. Während der Bildungsprozess fortschreitet, spielt der Strahlungsdruck weiterhin eine Rolle bei der Beeinflussung der Verteilung der Materie. Insbesondere Staub und Körner können sich unter Einwirkung des Strahlungsdrucks in den Stern hinein spiralen oder aus dem Sternsystem entweichen.

Komet Hale–Bopp (C/1995 O1). Strahlungsdruck und Sonnenwindeffekte auf die Staub- und Gasschweife sind deutlich zu sehen.

Sternenartiges Interieur

In stellaren Innenräumen sind die Temperaturen sehr hoch. Stellarmodelle sagen eine Temperatur von 15 MK im Zentrum der Sonne voraus , und in den Kernen von Überriesensternen kann die Temperatur 1 GK überschreiten. Da der Strahlungsdruck mit der vierten Potenz der Temperatur skaliert, wird er bei diesen hohen Temperaturen wichtig. In der Sonne ist der Strahlungsdruck im Vergleich zum Gasdruck noch recht klein. In den schwersten nicht entarteten Sternen ist der Strahlungsdruck die dominierende Druckkomponente.

Kometen

Der Sonnenstrahlungsdruck beeinflusst die Kometenschweife stark . Durch die solare Erwärmung werden Gase aus dem Kometenkern freigesetzt , die auch Staubkörner abtransportieren. Strahlungsdruck und Sonnenwind treiben dann den Staub und die Gase aus der Richtung der Sonne. Die Gase bilden einen im Allgemeinen geraden Schweif, während sich langsamer bewegende Staubpartikel einen breiteren, gekrümmten Schweif erzeugen.

Laseranwendungen von Strahlungsdruck

Optische Pinzette

Laser können als Quelle für monochromatisches Licht mit der Wellenlänge verwendet werden . Mit einem Linsensatz kann man den Laserstrahl auf einen Punkt mit einem Durchmesser (oder ) fokussieren .

Der Strahlungsdruck eines P = 30 mW Lasers mit λ = 1064 nm kann daher wie folgt berechnet werden.

Bereich:

Macht:

Druck:

Dies wird verwendet, um Partikel in einer optischen Pinzette einzufangen oder zu schweben .

Licht-Materie-Wechselwirkungen

In diesem optomechanischen Hohlraum wird Licht zwischen zwei Spiegeln eingefangen und verstärkt. Einer der Spiegel ist an einer Feder befestigt und kann sich bewegen. Die Strahlungsdruckkraft des in der Kavität zirkulierenden Lichts kann die Schwingung des Spiegels auf der Feder dämpfen oder verstärken.

Durch die Reflexion eines Laserpulses an der Oberfläche eines elastischen Festkörpers können verschiedene Arten von elastischen Wellen entstehen, die sich innerhalb des Festkörpers oder der Flüssigkeit ausbreiten. Mit anderen Worten, das Licht kann Bewegungen von und in Materialien anregen und/oder verstärken. Dies ist Gegenstand des Studiums im Bereich der Optomechanik. Die schwächsten Wellen sind in der Regel diejenigen, die durch den bei der Reflexion des Lichts wirkenden Strahlungsdruck erzeugt werden. Solche durch Lichtdruck induzierten elastischen Wellen wurden beispielsweise innerhalb eines dielektrischen Spiegels mit ultrahohem Reflexionsvermögen beobachtet . Diese Wellen sind der grundlegendste Fingerabdruck einer Licht-Feststoff-Wechselwirkung im makroskopischen Maßstab. Auf dem Gebiet der Hohlraumoptomechanik wird Licht in optischen Hohlräumen , beispielsweise zwischen Spiegeln, eingefangen und resonant verstärkt . Dies dient dazu , ernsthaft die Verbesserung der Leistung des Lichts und der Strahlungsdruck auf Gegenstände und Materialien ausüben kann. Die optische Kontrolle (dh Manipulation der Bewegung) einer Vielzahl von Objekten wurde realisiert: von kilometerlangen Strahlen (wie im LIGO-Interferometer ) bis zu Atomwolken und von mikrotechnisch hergestellten Trampolinen bis hin zu Suprafluiden .

Im Gegensatz zu anregenden oder verstärkenden Bewegungen kann Licht auch die Bewegung von Objekten dämpfen. Laserkühlung ist eine Methode zum Kühlen von Materialien sehr nahe am absoluten Nullpunkt, indem ein Teil der Bewegungsenergie des Materials in Licht umgewandelt wird. Bewegungsenergie und thermische Energie des Materials sind hier Synonyme, da sie die Energie darstellen, die mit der Brownschen Bewegung des Materials verbunden ist. Atome, die sich auf eine Laserlichtquelle zubewegen, nehmen einen Dopplereffekt wahr , der auf die Absorptionsfrequenz des Zielelements abgestimmt ist. Der Strahlungsdruck auf das Atom verlangsamt die Bewegung in eine bestimmte Richtung, bis sich der Doppler-Effekt aus dem Frequenzbereich des Elements herausbewegt und insgesamt einen Kühleffekt verursacht.

Bei diesem optomechanischen System wird die Druckkraft der Strahlung genutzt, um ein einzelnes Proteinmolekül zu erkennen . Laserlicht interagiert mit einer Glaskugel : Die Strahlungsdruckkraft versetzt sie in Schwingung. Das Vorhandensein eines einzelnen Moleküls auf der Kugel stört diese (thermische) Schwingung, und die Störung in der Bewegung der Kugel ist im Oszillatorspektrum links zu erkennen.

Siehe auch

Verweise

Weiterlesen

  • Demir, Dilek,"Eine Table-Top-Demonstration des Strahlendrucks",2011, Diplomarbeit, E-Theses univie
  • R. Shankar, "Principles of Quantum Mechanics", 2. Auflage. [1]