विकिरण दबाव: Difference between revisions

[[File:Sail-Force1.gif|thumb|परावर्तक पर बल फोटॉन अभिवाह को परावर्तित करने का परिणाम है]]विकिरण [[दबाव]] (जिसे प्रकाश दबाव के रूप में भी जाना जाता है) वस्तु और [[विद्युत चुम्बकीय]] क्षेत्र के बीच संवेग के आदान-प्रदान के कारण किसी भी सतह पर यांत्रिक दबाव होता है। इसमें किसी भी [[तरंग दैर्ध्य]] के प्रकाश या [[विद्युत चुम्बकीय विकिरण]] की [[गति]] सम्मिलित है जो [[अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)]], परावर्तन (भौतिकी), या अन्यथा उत्सर्जित (जैसे [[ श्याम पिंडों से उत्पन्न विकिरण | कृष्णिका विकिरण]] ) होता है। (स्थूल वस्तुओं से लेकर धूल के कणों से लेकर गैस के अणुओं तक )<ref>''Stellar Atmospheres'', D. Mihalas (1978), Second edition, W. H. Freeman & Co.</ref><ref>Eddington, A. S., & Eddington, A. S. (1988). ''The internal constitution of the stars''. Cambridge University Press.</ref><ref>Chandrasekhar, S. (2013). ''Radiative transfer''. Courier Corporation.</ref> संबद्ध बल को विकिरण दाब बल या कभी-कभी केवल प्रकाश का बल कहा जाता है।

विकिरण दबाव द्वारा उत्पन्न बल सामान्य रूप से दैनिक परिस्थितियों में ध्यान देने योग्य बहुत कम होते हैं; हालाँकि, वे कुछ भौतिक प्रक्रियाओं और तकनीकों में महत्वपूर्ण हैं। इसमें विशेष रूप से बाहरी अंतरिक्ष में वस्तुएं सम्मिलित हैं, जहां यह सामान्य रूप से गुरुत्वाकर्षण के अतिरिक्त वस्तुओं पर काम करने वाला मुख्य बल होता है, और जहां छोटे से बल के शुद्ध प्रभाव का लंबे समय तक बड़ा संचयी प्रभाव हो सकता है। उदाहरण के लिए, यदि [[वाइकिंग कार्यक्रम]] के अंतरिक्ष यान पर सूर्य के विकिरण दबाव के प्रभाव को उपेक्षित किया गया होता, तो अंतरिक्ष यान मंगल की कक्षा से लगभग 5,000 किमी (9,300 मील) विफल उपगमन होता है। <ref>Eugene Hecht, "Optics", 4th edition, p. 57.</ref> कई खगोलीय प्रक्रियाओं में भी तारों का प्रकाश से विकिरण का दबाव महत्वपूर्ण है। अत्यधिक उच्च तापमान पर विकिरण दबाव का महत्व तेजी से बढ़ता है और कभी-कभी सामान्य गैस के दबाव को कम कर सकता है, उदाहरण के लिए, [[तारकीय संरचना|तारकीय]] [[तारकीय संरचना|संरचना]] और ताप-नाभिकीय साधन में कर सकते है। इसके अतिरिक्त, अंतरिक्ष में काम करने वाले बड़े [[लेज़र]] को किरण-पुंज-संचालित प्रणोदन में जलयान शिल्प को आगे बढ़ाने के साधन के रूप में सुझाया गया है।

विकिरण दबाव बल लेज़र का आधार और विज्ञान की शाखाएँ हैं जो लेज़रों और अन्य [[ऑप्टिकल इंजीनियरिंग|प्रकाशीय तकनीकों]] पर बहुत अधिक निर्भर करती हैं। इसमें सम्मिलित है, लेकिन यह सीमित नहीं है, [[माइक्रोस्कोपी|जैव-सूक्ष्मदर्शी]] (जहां प्रकाश का उपयोग रोगाणुओं, कोशिकाओं और अणुओं को विकिरण और निरीक्षण करने के लिए किया जाता है), [[क्वांटम प्रकाशिकी]], और [[कैविटी ऑप्टोमैकेनिक्स|प्रकाशीय-यांत्रिकी]] जहां प्रकाश का उपयोग परमाणुओं, क्यूबिट्स और स्थूलदर्शीय क्वांटम जैसी वस्तुओं की जांच और नियंत्रण के लिए किया जाता है। इन क्षेत्रों में विकिरण दाब बल के प्रत्यक्ष अनुप्रयोग हैं, उदाहरण के लिए, [[लेजर शीतलन]] (भौतिकी में 1997 के नोबेल पुरस्कार का विषय),<ref>{{Cite journal |last=Cohen-Tannoudji |first=Claude N. |date=1998-07-01 |title=Nobel Lecture: Manipulating atoms with photons |journal=Reviews of Modern Physics |language=en |volume=70 |issue=3 |pages=707–719 |doi=10.1103/RevModPhys.70.707 |bibcode=1998RvMP...70..707C |issn=0034-6861 |doi-access=free}}</ref> स्थूल वस्तुओं और [[आयन]] का [[सुसंगत नियंत्रण]] (2012 भौतिकी में नोबेल पुरस्कार),<ref>{{Cite journal |last=Wineland |first=David J. |date=2013-07-12 |title=Nobel Lecture: Superposition, entanglement, and raising Schrödinger's cat |journal=Reviews of Modern Physics |language=en |volume=85 |issue=3 |pages=1103–1114 |doi=10.1103/RevModPhys.85.1103 |bibcode=2013RvMP...85.1103W |issn=0034-6861 |doi-access=free}}</ref> [[इंटरफेरोमेट्री|व्यतिकरणमिति]] (भौतिकी में 2017 नोबेल पुरस्कार)<ref>{{Cite journal |last=Weiss |first=Rainer |date=2018-12-18 |title=Nobel Lecture: LIGO and the discovery of gravitational waves I |journal=Reviews of Modern Physics |volume=90 |issue=4 |pages=040501 |doi=10.1103/RevModPhys.90.040501 |bibcode=2018RvMP...90d0501W |doi-access=free}}</ref> और [[ऑप्टिकल चिमटी|प्रकाशीय ट्विजर]] (भौतिकी में 2018 नोबेल पुरस्कार) सम्मिलित है।<ref>{{Cite journal |last=Schirber |first=Michael |date=2018-10-04 |title=Nobel Prize—Lasers as Tools |url=https://physics.aps.org/articles/v11/100 |journal=Physics |language=en |volume=11 |page=100 |doi=10.1103/physics.11.100|bibcode=2018PhyOJ..11..100S |s2cid=125788399 }}</ref>

विकिरण दाब को उत्कृष्ट विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र की गति पर विचार करके या फोटॉन, प्रकाश के कणों के संवेग के संदर्भ में समान रूप से अच्छी तरह से वर्णन किया जा सकता है। पदार्थ के साथ विद्युत चुम्बकीय तरंगों या [[फोटॉनों]] की परस्पर क्रिया में संवेग का आदान-प्रदान सम्मिलित हो सकता है। संवेग के संरक्षण के नियम के कारण, तरंगों या फोटॉनों के कुल संवेग में किसी भी परिवर्तन में उस पदार्थ के संवेग में समान और विपरीत परिवर्तन सम्मिलित होना चाहिए, जिसके साथ यह परस्पर क्रिया (न्यूटन की गति का तीसरा नियम) करता है, जैसा कि प्रकाश के स्थिति में एक सतह द्वारा पूरी तरह से परावर्तित होने के साथ-साथ चित्र में दिखाया गया है। संवेग का यह स्थानांतरण, जिसे हम विकिरण दाब कहते हैं, जिसकी सामान्य व्याख्या है।

[[जोहान्स केप्लर]] ने 1619 में विकिरण दबाव की अवधारणा को इस अवलोकन की व्याख्या करने के लिए सामने रखा कि धूमकेतु की पूंछ सदैव सूर्य से दूर की ओर इशारा करती है।<ref>{{cite book|author=Johannes Kepler|author-link=Johannes Kepler|title=ऑफ कॉमेट्स बुक थ्री|date=1619|title-link=ऑफ कॉमेट्स बुक थ्री}}</ref> दावा है कि प्रकाश, विद्युत चुम्बकीय विकिरण के रूप में, गति का गुण है और इस प्रकार किसी भी सतह पर दबाव डालता है जो इसके संपर्क में आता है, 1862 में [[जेम्स क्लर्क मैक्सवेल]] द्वारा प्रकाशित किया गया था, और 1900 में रूसी भौतिक विज्ञानी [[पेट्र निकोलेविच लेबेडेव]]<ref>P. Lebedew, 1901, "Untersuchungen über die Druckkräfte des Lichtes", ''Annalen der Physik'', 1901 Series 4 6, 433-458.</ref> और 1901 में [[अर्नेस्ट फॉक्स निकोल्स]] और [[गॉर्डन फेरी हल]] द्वारा प्रयोगात्मक रूप से सिद्ध किया गया था<ref>Nichols, E. F & Hull, G. F. (1903) [https://books.google.com/books?id=8n8OAAAAIAAJ&pg=RA5-PA327 The Pressure due to Radiation], ''The Astrophysical Journal'', Vol.17 No.5, p.315-351</ref> दबाव बहुत कम है, लेकिन  [[ निकोलस रेडियोमीटर | निकोलस रेडियोमीटर]] में परावर्तक धातु के कुशलतापूर्वक निर्मित फलक पर विकिरण को पतन की स्वीकृति देकर इसका पता लगाया जा सकता है (इसे [[ क्रुक्स रेडियोमीटर |  क्रुक्स विकिरणमापी]] के साथ भ्रमित नहीं किया जाना चाहिए, जिसकी विशिष्ट गति विकिरण दबाव के कारण नहीं बल्कि इसके द्वारा होती है) गैस के अणुओं को प्रभावित करना)।

विद्युत-चुंबकीय विकिरण के कारण संवेग को देखते हुए विकिरण दाब को संवेग के संरक्षण के परिणाम के रूप में देखा जा सकता है। वैद्युत-चुंबकीय सिद्धांत के आधार पर या फोटॉनों की धारा के संयुक्त संवेग से उस गति की समान रूप से गणना की जा सकती है, जैसा कि नीचे दिखाया गया है।

=== विद्युत चुम्बकीय तरंग की गति से विकिरण दबाव ===

मैक्सवेल के विद्युत चुंबकत्व के सिद्धांत के अनुसार, विद्युत चुम्बकीय तरंग में संवेग होता है, जो अपारदर्शी सतह पर स्थानांतरित हो जाएगा जिस पर यह आक्षेप करता है।

[[पॉयंटिंग वेक्टर]] <math>\mathbf{S} = \mathbf{E}\times\mathbf{H}</math> का उपयोग करके समतल तरंग के ऊर्जा प्रवाह (विकिरण) की गणना की जाती है। जिसका परिमाण हम S द्वारा निरूपित करते हैं। S को प्रकाश की गति से विभाजित करने पर विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र के प्रति इकाई क्षेत्र (दबाव) में रैखिक गति का घनत्व होता है। इसलिए, विमीय रूप से, पॉयंटिंग वेक्टर S={{sfrac|power|area}}={{sfrac|rate of doing work|area}}={{sfrac|{{sfrac|Δ''F''|Δ''t''}}Δ''x''|area}}, जो प्रकाश की गति c=Δx/Δt, गुणा दबाव ΔF/क्षेत्र है। उस दबाव को सतह पर विकिरण दबाव के रूप में अनुभव किया जाता है:

जहां <math>P</math> दबाव  (सामान्य रूप से [[पास्कल]] में), <math>I_f</math> घटना [[विकिरण]] है (सामान्य रूप से W/m²) और <math>c</math> निर्वात में प्रकाश की गति है। यहाँ {{nowrap|{{sfrac|1|''c''}} ≈ {{val|3.34|u=N/GW}}}}

यदि सतह घटना तरंग के कोण α पर समतल है, तो सतह पर तीव्रता उस कोण के कोसाइन द्वारा ज्यामितीय रूप से कम हो जाएगी और सतह के विपरीत विकिरण बल का घटक भी α के कोसाइन से कम हो जाएगा, जिसके परिणामस्वरूप दबाव में:

आपतित तरंग से संवेग उस तरंग की समान दिशा में होता है। लेकिन उस संवेग का केवल वह घटक जो सतह के लिए सामान्य है, सतह पर दबाव में योगदान देता है, जैसा कि ऊपर दिया गया है। सतह पर स्पर्श करने वाले बल के घटक को दबाव नहीं कहा जाता है।<ref name="Wright">{{citation | author = Wright, Jerome L. | date = 1992 | title = Space Sailing | publisher = Gordon and Breach Science Publishers}}</ref>

=== प्रतिबिंब से विकिरण दबाव ===

घटना तरंग के लिए उपरोक्त संशोधन काले (पूरी तरह से अवशोषित) पिंड द्वारा अनुभव किए जाने वाले विकिरण दबाव के लिए होता है। यदि तरंग विशेष रूप से परावर्तित होती है, तो परावर्तित तरंग के कारण हटना विकिरण दबाव में और योगदान देगा। पूर्ण परावर्तक के स्थिति में, यह दबाव घटना तरंग के कारण होने वाले दबाव के समान होगा:

इस प्रकार सतह पर शुद्ध विकिरण दबाव को दोगुना करना:

आंशिक रूप से परावर्तक सतह के लिए, दूसरे शब्द को परावर्तकता (तीव्रता के प्रतिबिंब गुणांक के रूप में भी जाना जाता है) से गुणा किया जाना चाहिए, ताकि वृद्धि दोगुनी से कम हो जाए। विसरित परावर्तन सतह के लिए, परावर्तन और ज्यामिति के विवरण को ध्यान में रखा जाना चाहिए, जिसके परिणामस्वरूप पुनः दोगुने से कम का शुद्ध विकिरण दबाव बढ़ जाता है।

=== उत्सर्जन द्वारा विकिरण दबाव ===

जिस तरह पिंड से परावर्तित लहर शुद्ध विकिरण दबाव का अनुभव करती है, पिंड जो अपने स्वयं के विकिरण का उत्सर्जन करता है (परावर्तित होने के बजाय) सतह ''I''_e के लिए सामान्य दिशा में उस उत्सर्जन के विकिरण द्वारा दिए गए विकिरण दबाव को पुनः प्राप्त करता है :

उत्सर्जन कृष्णिका विकिरण या किसी अन्य विकिरणी क्रियाविधि से हो सकता है। चूँकि सभी सामग्री कृष्णिका विकिरण उत्सर्जित करती हैं (जब तक कि वे पूरी तरह से परावर्तक या पूर्ण शून्य पर न हों), विकिरण दबाव के लिए यह स्रोत सर्वव्यापी है लेकिन सामान्य रूप से छोटा है। हालांकि, क्योंकि कृष्णिका विकिरण तापमान के साथ तेजी से बढ़ता है (स्टीफन-बोल्ट्जमैन नियम द्वारा दिए गए तापमान की चतुर्थ शक्ति के रूप में), बहुत गर्म वस्तु के तापमान के कारण विकिरण का दबाव (या इसी तरह से आने वाले कृष्णिका विकिरण के कारण) गर्म परिवेश महत्वपूर्ण हो सकता है। तारकीय आंतरिक भागों में यह महत्वपूर्ण है।

=== फोटॉनों के संदर्भ में विकिरण दबाव ===

विद्युत चुम्बकीय विकिरण तरंगों के बजाय कणों के संदर्भ में तरंग-कण द्वैत हो सकता है; इन कणों को फोटॉन के रूप में जाना जाता है। फोटॉन में विराम-द्रव्यमान नहीं होता है; हालाँकि, फोटॉन कभी भी आराम में नहीं होते हैं (वे प्रकाश की गति से चलते हैं) और फिर भी गति प्राप्त करते हैं जो इसके द्वारा दी गई है:

विकिरण दबाव को फिर से अपारदर्शी सतह पर प्रत्येक फोटॉन की गति के हस्तांतरण के रूप में देखा जा सकता है, साथ ही एक (आंशिक रूप से) परावर्तक सतह के लिए एक (संभावित) हटना फोटॉन के कारण होता है। चूंकि विकिरण की एक घटना तरंग ''I_f'' यदि किसी क्षेत्र में A की शक्ति  ''I_f A'' है, तो इसका तात्पर्य है कि प्रति इकाई क्षेत्र में प्रति सेकंड ''I_f / E_p'' फोटॉन का प्रवाह सतह से संयोग है। एकल फोटॉन की गति के लिए उपरोक्त अभिव्यक्ति के साथ इसे जोड़कर, उत्कृष्ट विद्युत-चुंबकीय का उपयोग करके ऊपर वर्णित विकिरण और विकिरण दबाव के बीच समान संबंधों का परिणाम मिलता है। और फिर, परावर्तित या अन्यथा उत्सर्जित फोटॉन समान रूप से शुद्ध विकिरण दबाव में योगदान देंगे।

सामान्य रूप से, विद्युत चुम्बकीय तरंगों का दबाव विद्युत चुम्बकीय प्रतिबल प्रदिश के अनुरेख के लुप्त होने से प्राप्त किया जा सकता है: चूँकि यह अनुरेख 3P - u के बराबर है, हम प्राप्त करते हैं

यह तापमान T पर, अपने परिवेश के साथ तापीय संतुलन में पिंड की सतहों पर लगाए गए दबाव के विशिष्ट स्थिति में भी दिखाया जा सकता है: पिंड [[प्लैंक कानून|प्लैंक नियम]] द्वारा वर्णित समान विकिरण क्षेत्र से परिबद्ध होगा। प्लैंक कृष्णिका विकिरण नियम और उस आक्रामक विकिरण, उसके प्रतिबिंब, और अपने स्वयं के कृष्णिका उत्सर्जन के कारण संकुचित दबाव का अनुभव करेगा। इससे यह दिखाया जा सकता है कि परिणामी दबाव आसपास के अंतरिक्ष में प्रति इकाई आयतन कुल विकिरण ऊर्जा के तिहाई के बराबर है।<ref>Shankar R., ''Principles of Quantum Mechanics'', 2nd edition.</ref><ref>Carroll, Bradley W. & Dale A. Ostlie, ''An Introduction to Modern Astrophysics'', 2nd edition.</ref><ref>Jackson, John David, (1999) ''Classical Electrodynamics''.</ref><ref>Kardar, Mehran. "Statistical Physics of Particles".</ref>  

== सौर विकिरण दबाव ==

सौर विकिरण का दबाव सूर्य के विकिरण के निकट दूरी पर होने के कारण होता है, इस प्रकार विशेष रूप से सौर मंडल के अंदर है। (पृथ्वी पर सूर्य के प्रकाश का विकिरण दबाव बहुत कम है: यह 1 वर्ग मीटर या 10 μN/m² , या 10^-10 वायुमंडल के क्षेत्र पर लगभग मिलीग्राम के बराबर है।) जबकि यह सभी वस्तुओं पर कार्य करता है, इसका शुद्ध प्रभाव सामान्य रूप से छोटे पिंडों पर अधिक होता है, क्योंकि उनके पास सतह क्षेत्र से द्रव्यमान का बड़ा अनुपात होता है। सभी अंतरिक्ष यान इस तरह के दबाव का अनुभव करते हैं, इसके अतिरिक्त कि जब वे बड़े कक्षीय पिंड की छाया के पीछे हों।

पृथ्वी के पास की वस्तुओं पर सौर विकिरण दबाव की गणना 1 [[खगोलीय इकाई]] पर सूर्य के विकिरण का उपयोग करके की जा सकती है, जिसे [[सौर स्थिरांक]] या G_SC के रूप में जाना जाता है , जिसका मान 2011 के अनुसार 1361 [[ वाट ]]/[[मीटर|मीटर²]] पर निर्धारित किया गया है।<ref>{{cite journal

सभी तारों में [[वर्णक्रमीय ऊर्जा वितरण]] होता है जो उनकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है। वितरण लगभग कृष्णिका विकिरण का है। उदाहरण के लिए, सौर सेल को अनुकूलित करने के लिए विकिरण दबाव की गणना या परावर्तक सामग्री की पहचान करते समय इस वितरण को ध्यान में रखा जाना चाहिए।

सौर ज्वालाओं और [[कोरोनल मास इजेक्शन|किरीट द्रव्यमान निष्कासन]] की रिहाई के कारण क्षणिक या घंटे लंबे सौर दबाव वास्तव में बढ़ सकते हैं, लेकिन प्रभाव पृथ्वी की कक्षा के संबंध में अनिवार्य रूप से अतुलनीय रहते हैं। हालाँकि ये दबाव अनंत समय तक बने रहते हैं, जैसे कि संचयी रूप से पृथ्वी-चंद्रमा प्रणाली की कक्षा पर मापनीय गति उत्पन्न करते हैं।

=== EDIT अवशोषण और प्रतिबिंब का दबाव ===

सूर्य से पृथ्वी की दूरी पर सौर विकिरण दबाव की गणना सौर स्थिरांक G_SC को विभाजित करके की जा सकती है (ऊपर) प्रकाश की गति से c सूर्य का सामना करने वाली अवशोषित शीट के लिए, यह बस है:<ref name="RMG">Georgevic, R. M. (1973) "The Solar Radiation Pressure Forces and Torques Model", ''The Journal of the Astronautical Sciences'', Vol. 27, No. 1, Jan–Feb. First known publication describing how solar radiation pressure creates forces and torques that affect spacecraft.</ref>

यह परिणाम [[पास्कल (यूनिट)|पास्कल (इकाई)]] में है, जो N/m के बराबर है² (न्यूटन (इकाई) प्रति वर्ग मीटर)। सूर्य के कोण α पर शीट के लिए, शीट का प्रभावी क्षेत्र A ज्यामितीय कारक से कम हो जाता है जिसके परिणामस्वरूप सूर्य के प्रकाश की दिशा में बल होता है:

सतह पर सामान्य इस बल के घटक को खोजने के लिए, अन्य कोसाइन कारक को लागू किया जाना चाहिए जिसके परिणामस्वरूप सतह पर दबाव P होता है:

ध्यान दें, हालांकि, उदाहरण के लिए अंतरिक्ष यान पर सौर विकिरण के शुद्ध प्रभाव को ध्यान में रखने के लिए, केवल घटक के बजाय पूर्ववर्ती समीकरण द्वारा दिए गए कुल बल (सूर्य से दूर दिशा में) पर विचार करने की आवश्यकता होगी। सतह के लिए सामान्य जिसे हम दबाव के रूप में पहचानते हैं।

सौर स्थिरांक को पृथ्वी से दूरी पर सूर्य के विकिरण के लिए परिभाषित किया गया है, जिसे खगोलीय इकाई (au) के रूप में भी जाना जाता है। नतीजतन, आर खगोलीय इकाइयों (आर इस प