विकिरण दबाव

एक परावर्तक पर बल फोटॉन फ्लक्स 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 शामिल है जो अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण), परावर्तन (भौतिकी), या अन्यथा उत्सर्जित (जैसे श्याम पिंडों से उत्पन्न विकिरण ) किसी भी पैमाने पर (स्थूल वस्तुओं से लेकर धूल के कणों से लेकर गैस के अणुओं तक) ). संबद्ध बल को विकिरण दाब बल या कभी-कभी केवल प्रकाश का बल कहा जाता है।

विकिरण दबाव द्वारा उत्पन्न बल आम तौर पर 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 शामिल हैं, जहां यह आमतौर पर गुरुत्वाकर्षण के अलावा वस्तुओं पर काम करने वाला मुख्य बल होता है, और जहां एक छोटे से बल के शुद्ध प्रभाव का लंबे समय तक बड़ा संचयी प्रभाव हो सकता है। उदाहरण के लिए, अगर वाइकिंग कार्यक्रम के अंतरिक्ष यान पर सूर्य के विकिरण दबाव के प्रभाव को नजरअंदाज किया गया होता, तो अंतरिक्ष यान मंगल की कक्षा से लगभग चूक गया होता 15,000 km (9,300 mi). कई खगोलीय प्रक्रियाओं में भी स्टारलाईट से विकिरण का दबाव महत्वपूर्ण है। अत्यधिक उच्च तापमान पर विकिरण दबाव का महत्व तेजी से बढ़ता है और कभी-कभी गैसों के सामान्य काइनेटिक सिद्धांत को बौना कर सकता है, उदाहरण के लिए, तारकीय संरचना और थर्मोन्यूक्लियर हथियारों में। इसके अलावा, अंतरिक्ष में काम करने वाले बड़े लेज़रों को बीम-संचालित प्रणोदन में पाल 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 पर बहुत अधिक निर्भर करती हैं। इसमें शामिल है, लेकिन यह सीमित नहीं है, माइक्रोस्कोपी (जहां प्रकाश का उपयोग रोगाणुओं, कोशिकाओं और अणुओं को विकिरण और निरीक्षण करने के लिए किया जाता है), क्वांटम प्रकाशिकी, और कैविटी ऑप्टोमैकेनिक्स (जहां प्रकाश का उपयोग परमाणुओं, क्यूबिट्स और मैक्रोस्कोपिक क्वांटम जैसी वस्तुओं की जांच और नियंत्रण के लिए किया जाता है) वस्तुएं)। इन क्षेत्रों में विकिरण दाब बल के प्रत्यक्ष अनुप्रयोग हैं, उदाहरण के लिए, लेजर शीतलन (भौतिकी में 1997 के नोबेल पुरस्कार का विषय), स्थूल वस्तुओं और आयन का सुसंगत नियंत्रण (2012 भौतिकी में नोबेल पुरस्कार), इंटरफेरोमेट्री (भौतिकी में 2017 नोबेल पुरस्कार) और ऑप्टिकल चिमटी (भौतिकी में 2018 नोबेल पुरस्कार)। विकिरण दाब को शास्त्रीय विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र की गति पर विचार करके या फोटॉन, प्रकाश के कणों के संवेग के संदर्भ में समान रूप से अच्छी तरह से हिसाब लगाया जा सकता है। पदार्थ के साथ विद्युत चुम्बकीय तरंगों या फोटॉनों की परस्पर क्रिया में संवेग का आदान-प्रदान शामिल 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 एक समान और विपरीत परिवर्तन शामिल होना चाहिए, जिसके साथ यह परस्पर क्रिया करता है (न्यूटन की गति का तीसरा नियम), जैसा कि साथ में दिखाया गया है प्रकाश के मामले के लिए एक सतह द्वारा पूरी तरह से परावर्तित होने का आंकड़ा। संवेग का यह स्थानांतरण, जिसे हम विकिरण दाब कहते हैं, की सामान्य व्याख्या है।

डिस्कवरी

जोहान्स केप्लर ने 1619 में विकिरण दबाव की अवधारणा को इस अवलोकन की व्याख्या करने के लिए सामने रखा कि एक धूमकेतु की पूंछ हमेशा सूर्य से दूर की ओर इशारा करती है। दावा है कि प्रकाश, विद्युत चुम्बकीय विकिरण के रूप में, गति की संपत्ति 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 द्वारा प्रयोगात्मक रूप से सिद्ध किया गया था। और 1901 में अर्नेस्ट फॉक्स निकोल्स और गॉर्डन फेरी हल द्वारा। दबाव बहुत कम है, लेकिन एक निकोलस रेडियोमीटर में परावर्तक धातु के एक नाजुक रूप से तैयार फलक पर विकिरण को गिरने की अनुमति देकर इसका पता लगाया जा सकता है (इसे क्रुक्स रेडियोमीटर 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)।

सिद्धांत

See also: Electromagnetic radiation and Speed of light

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

एक विद्युत चुम्बकीय तरंग की गति से विकिरण दबाव

Main article: Poynting vector

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

पॉयंटिंग वेक्टर का उपयोग करके एक समतल तरंग के ऊर्जा प्रवाह (विकिरण) की गणना की जाती है $\mathbf {S} =\mathbf {E} \times \mathbf {H}$, जिसका परिमाण हम एस द्वारा निरूपित करते हैं। प्रकाश की गति से विभाजित एस विद्युत चुम्बकीय क्षेत्र के प्रति इकाई क्षेत्र (दबाव) में रैखिक गति का घनत्व है। इसलिए, विमीय रूप से, पॉयंटिंग वेक्टर S= हैpower/area=rate of doing work/area=ΔF/ΔtΔx/area, जो प्रकाश की गति है, c=Δx/Δt, गुणा दबाव, ΔF/क्षेत्र। उस दबाव को सतह पर विकिरण दबाव के रूप में अनुभव किया जाता है:

$P_{\text{incident}}={\frac {\langle S\rangle }{c}}={\frac {I_{f}}{c}}$

कहाँ $P$ दबाव है (आमतौर पर पास्कल में), $I_{f}$ घटना विकिरण है (आमतौर पर W/m²) और $c$ निर्वात में प्रकाश की गति है। यहाँ, 1/c ≈ 3.34 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 खिलाफ विकिरण बल का घटक भी α के कोसाइन से कम हो जाएगा, जिसके परिणामस्वरूप एक दबाव में:

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

आपतित तरंग से संवेग उस तरंग की एक ही 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।

प्रतिबिंब से विकिरण दबाव

एक घटना तरंग के लिए उपरोक्त उपचार एक काले (पूरी तरह से अवशोषित) शरीर 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। एक पूर्ण परावर्तक के मामले में, यह दबाव घटना तरंग के कारण होने वाले दबाव के समान होगा:

$P_{\text{emitted}}={\frac {I_{f}}{c}}$

इस प्रकार सतह पर शुद्ध विकिरण दबाव को दोगुना करना:

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

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। एक विसरित परावर्तन सतह के लिए, परावर्तन और ज्यामिति के विवरण को ध्यान में रखा जाना चाहिए, जिसके परिणामस्वरूप फिर से दोगुने से कम का शुद्ध विकिरण दबाव बढ़ जाता है।

उत्सर्जन द्वारा विकिरण दबाव

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

$P_{\text{emitted}}={\frac {I_{\text{e}}}{c}}$

उत्सर्जन ब्लैक-बॉडी रेडिएशन या किसी अन्य रेडिएटिव मैकेनिज्म से हो सकता है। चूँकि सभी सामग्री ब्लैक-बॉडी रेडिएशन 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 आमतौर पर छोटा है। हालांकि, क्योंकि ब्लैक-बॉडी रेडिएशन तापमान के साथ तेजी से बढ़ता है (स्टीफन-बोल्ट्जमैन कानून द्वारा दिए गए तापमान की चौथी शक्ति के रूप में), बहुत गर्म वस्तु के तापमान के कारण विकिरण का दबाव (या इसी तरह से आने वाले ब्लैक-बॉडी रेडिएशन के कारण) गर्म परिवेश) महत्वपूर्ण हो सकता है। तारकीय आंतरिक सज्जा में यह महत्वपूर्ण है।

फोटॉनों के संदर्भ में विकिरण दबाव

See also: Photons and Momentum

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 एक गति प्राप्त करते हैं जो इसके द्वारा दी गई है:

$p={\dfrac {h}{\lambda }}={\frac {E_{p}}{c}},$

जहाँ p संवेग है, h प्लांक नियतांक है, λ तरंगदैर्घ्य है, और c निर्वात में प्रकाश की गति है। और ई_pद्वारा दिए गए एकल फोटॉन की ऊर्जा है:

$E_{p}=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}$

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 गति। विकिरण की एक घटना लहर के बाद से I_fएक क्षेत्र पर A की I की शक्ति है_fA, इसका तात्पर्य I का प्रवाह है_f/और_pफोटॉन प्रति सेकंड प्रति यूनिट क्षेत्र सतह से टकराते हैं। एकल फोटॉन की गति के लिए उपरोक्त अभिव्यक्ति के साथ इसे जोड़कर, शास्त्रीय इलेक्ट्रोमैग्नेटिक्स 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।

एक समान विकिरण क्षेत्र में संपीड़न

सामान्य तौर पर, विद्युत चुम्बकीय तरंगों का दबाव विद्युतचुंबकीय तनाव-ऊर्जा टेंसर#बीजगणितीय गुणों से प्राप्त किया जा सकता है: चूँकि यह ट्रेस स्ट्रेस-एनर्जी टेंसर#स्ट्रेस–एनर्जी ऑफ़ द लिक्विड इन इक्विलिब्रियम|बराबर 3P - u, हमें मिलता है

$P={\frac {u}{3}},$

जहाँ u प्रति इकाई आयतन में विकिरण ऊर्जा है।

यह तापमान टी पर, अपने परिवेश के साथ तापीय संतुलन में शरीर की सतहों पर लगाए गए दबाव के विशिष्ट मामले में भी दिखाया जा सकता है: शरीर प्लैंक कानून द्वारा वर्णित एक समान विकिरण क्षेत्र से घिरा होगा। प्लैंक ब्लैक-बॉडी विकिरण कानून और उस आक्रामक विकिरण, उसके प्रतिबिंब, और अपने स्वयं के ब्लैक-बॉडी उत्सर्जन के कारण एक 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 एक तिहाई के बराबर है। स्टीफन-बोल्ट्जमैन कानून का उपयोग करके, इसे इस रूप में व्यक्त किया जा सकता है

$P_{\text{compress}}={\frac {u}{3}}={\frac {4\sigma }{3c}}T^{4},$

कहाँ $\sigma$ स्टीफन-बोल्ट्जमैन स्थिरांक है।

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 भीतर। (पृथ्वी पर सूर्य के प्रकाश का विकिरण दबाव बहुत कम है: यह 1 वर्ग मीटर या 10 μN/m के क्षेत्र पर लगभग एक मिलीग्राम के बराबर है², या 10^-10 वायुमंडल।) जबकि यह सभी वस्तुओं पर कार्य करता है, इसका शुद्ध प्रभाव आम तौर पर 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, सिवाय इसके कि जब वे एक 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 के रूप में जाना जाता है_SC, जिसका मान 1361 वाट /मीटर पर सेट किया गया है² 2011 तक। सभी तारों में एक वर्णक्रमीय ऊर्जा वितरण होता है जो उनकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है। वितरण लगभग ब्लैक-बॉडी रेडिएशन 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 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 अथाह रहते हैं। हालाँकि ये दबाव कल्पों तक बने रहते हैं, जैसे कि संचयी रूप से पृथ्वी-चंद्रमा प्रणाली की कक्षा पर एक मापनीय गति उत्पन्न करते हैं।

अवशोषण और प्रतिबिंब का दबाव

सूर्य से पृथ्वी की दूरी पर सौर विकिरण दबाव की गणना सौर स्थिरांक G को विभाजित करके की जा सकती है_SC (ऊपर) प्रकाश की गति से c. सूर्य का सामना करने वाली अवशोषित शीट के लिए, यह बस है:

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

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

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

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

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

ध्यान दें, हालांकि, उदाहरण के लिए एक 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 एक खगोलीय इकाई (au) के रूप में भी जाना जाता है। नतीजतन, आर खगोलीय इकाइयों (आर इस प्रकार आयामहीन होने) की दूरी पर, व्युत्क्रम-वर्ग कानून को लागू करते हुए, हम पाएंगे:

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

अंत में, अवशोषित नहीं बल्कि एक पूरी तरह से परावर्तक सतह पर विचार करते हुए, परावर्तित तरंग के कारण दबाव दोगुना हो जाता है, जिसके परिणामस्वरूप:

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

ध्यान दें कि एक अवशोषित सामग्री के मामले के विपरीत, एक परावर्तक शरीर पर परिणामी बल इस दबाव द्वारा सतह पर सामान्य रूप से कार्य करता है, घटना से स्पर्शरेखा बलों के साथ और एक दूसरे को रद्द करने वाली तरंगों को दर्शाता है। व्यवहार में, सामग्री न तो पूरी तरह से प्रतिबिंबित होती है और न ही पूरी तरह से अवशोषित होती है, इसलिए परिणामी बल इन सूत्रों का उपयोग करके गणना की गई शक्तियों का भारित औसत होगा।

Calculated solar radiation pressure on perfect reflector at normal incidence (α = 0)

Distance from Sun	Radiation pressure in μPa (μN/m2)
0.20 au	227
0.39 au (Mercury)	59.7
0.72 au (Venus)	17.5
1.00 au (Earth)	9.08
1.52 au (Mars)	3.93
3.00 au (typical asteroid)	1.01
5.20 au (Jupiter)	0.34

विकिरण दाब गड़बड़ी

See also: Yarkovsky effect, YORP effect, and Poynting–Robertson effect

सौर विकिरण दबाव गड़बड़ी (खगोल विज्ञान) का एक स्रोत है। यह सभी अंतरिक्ष यान सहित छोटे पिंडों की कक्षाओं और प्रक्षेपवक्र को महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित करता है।

सौर विकिरण दबाव पूरे सौर मंडल में निकायों को प्रभावित करता है। छोटे पिंड बड़े पिंडों की तुलना में अधिक प्रभावित होते हैं क्योंकि उनका द्रव्यमान उनके सतह क्षेत्र के सापेक्ष कम होता है। अंतरिक्ष यान प्राकृतिक पिंडों (धूमकेतु, क्षुद्रग्रह, धूल के कण, गैस के अणु) के साथ प्रभावित होते हैं।

विकिरण दबाव के परिणामस्वरूप पिंडों पर बल और बल आघूर्ण उत्पन्न होते हैं जो उनके स्थानांतरण और घूर्णी गतियों को बदल सकते हैं। अनुवाद संबंधी परिवर्तन निकायों की कक्षाओं को प्रभावित करते हैं। घूर्णी दर घट या बढ़ सकती है। उच्च रोटेशन दर के तहत ढीले एकत्रित निकाय अलग हो सकते हैं। धूल के कण या तो सौर मंडल को छोड़ सकते हैं या सूर्य में सर्पिल हो सकते हैं। एक संपूर्ण शरीर आमतौर पर कई सतहों से बना होता है, जिनके शरीर पर अलग-अलग झुकाव होते हैं। चेहरे सपाट या घुमावदार हो सकते हैं। उनके अलग-अलग क्षेत्र होंगे। उनके पास अन्य पहलुओं से भिन्न ऑप्टिकल गुण हो सकते हैं।

किसी विशेष समय में, कुछ पहलू सूर्य के संपर्क में होते हैं और कुछ छाया में होते हैं। सूर्य के संपर्क में आने वाली प्रत्येक सतह विकिरण को परावर्तित, अवशोषित और उत्सर्जित कर रही है। छाया में पहलू विकिरण उत्सर्जित कर रहे हैं। सभी पहलुओं पर दबावों का योग शरीर पर शुद्ध बल और टोक़ को परिभाषित करता है। इनकी गणना पूर्ववर्ती वर्गों में समीकरणों का उपयोग करके की जा सकती है।

यार्कोवस्की प्रभाव एक छोटे शरीर के अनुवाद को प्रभावित करता है। यह सूर्य के संपर्क में आने वाले चेहरे की तुलना में उच्च तापमान पर सौर जोखिम छोड़ने वाले चेहरे के परिणामस्वरूप होता है। गर्म चेहरे से निकलने वाला विकिरण विपरीत चेहरे की तुलना में अधिक तीव्र होता है, जिसके परिणामस्वरूप शरीर पर एक शुद्ध बल होता है जो इसकी गति को प्रभावित करता है। योरप प्रभाव प्रभाव का एक संग्रह है जो यार्कोव्स्की प्रभाव की पिछली अवधारणा पर विस्तार करता है, लेकिन एक समान प्रकृति का। यह निकायों के स्पिन गुणों को प्रभावित करता है।

पॉयंटिंग-रॉबर्टसन प्रभाव अनाज के आकार के कणों पर लागू होता है। सूर्य की परिक्रमा कर रहे धूल के एक कण के दृष्टिकोण से, सूर्य का विकिरण थोड़ा आगे की दिशा (प्रकाश का विपथन) से आ रहा प्रतीत होता है। इसलिए, इस विकिरण का अवशोषण आंदोलन की दिशा के विरुद्ध एक घटक के साथ एक बल की ओर जाता है। (विपथन का कोण छोटा है, क्योंकि विकिरण प्रकाश की गति से आगे बढ़ रहा है, जबकि धूल का कण परिमाण के कई आदेशों की तुलना में धीमी गति से आगे बढ़ रहा है।) परिणाम सूर्य में धूल के कणों का एक क्रमिक सर्पिल है। लंबे समय तक, यह प्रभाव सौर मंडल की अधिकांश धूल को साफ करता है।

जबकि अन्य बलों की तुलना में अपेक्षाकृत छोटा है, विकिरण दबाव बल कठोर है। लंबे समय तक, बल का शुद्ध प्रभाव पर्याप्त होता है। इस तरह के कमजोर दबाव गैस आयनों और इलेक्ट्रॉनों जैसे सूक्ष्म कणों पर स्पष्ट प्रभाव पैदा कर सकते हैं, और सूर्य से इलेक्ट्रॉन उत्सर्जन के सिद्धांत, धूमकेतु सामग्री आदि में आवश्यक हैं।

क्योंकि सतह क्षेत्र का आयतन (और इस प्रकार द्रव्यमान) का अनुपात घटते कण आकार के साथ बढ़ता है, धूल भरे (माइक्रोमीटर-आकार) कण बाहरी सौर मंडल में भी विकिरण दबाव के प्रति संवेदनशील होते हैं। उदाहरण के लिए, शनि के वलयों का विकास#बाहरी वलय विकिरण दबाव से महत्वपूर्ण रूप से प्रभावित होते हैं।

हल्के दबाव के परिणामस्वरूप, अल्बर्ट आइंस्टीन 1909 में विकिरण घर्षण के अस्तित्व की भविष्यवाणी की, जो पदार्थ की गति का विरोध करेगा। उन्होंने लिखा: विकिरण प्लेट के दोनों किनारों पर दबाव डालेगा। यदि प्लेट विरामावस्था में हो तो दोनों पक्षों पर लगने वाले दाब बल बराबर होते हैं। हालांकि, यदि यह गति में है, तो पीछे की सतह की तुलना में आगे की सतह (सामने की सतह) पर अधिक विकिरण परिलक्षित होगा। इस प्रकार सामने की सतह पर लगाए गए दबाव का पश्चगामी अभिनय बल पीठ पर कार्य करने वाले दबाव के बल से बड़ा होता है। इसलिए, दो बलों के परिणाम के रूप में, एक बल रहता है जो प्लेट की गति का प्रतिकार करता है और जो प्लेट के वेग के साथ बढ़ता है। हम इस परिणामी 'विकिरण घर्षण' को संक्षेप में कहेंगे।

सौर पाल

Main article: Solar sail

सौर नौकायन, अंतरिक्ष यान प्रणोदन की एक प्रायोगिक विधि, एक प्रेरक बल के रूप में सूर्य से विकिरण दबाव का उपयोग करती है। प्रकाश द्वारा अंतर्ग्रहीय यात्रा के विचार का उल्लेख जूल्स वर्ने ने चंद्रमा से पृथ्वी तक में किया था।

एक पाल आपतित विकिरण का लगभग 90% परावर्तित कर देता है। अवशोषित किया गया 10% पाल की तापीय चालकता के आधार पर अनलिमिटेड सतह से उत्सर्जित अनुपात के साथ दोनों सतहों से दूर विकीर्ण होता है। एक पाल में वक्रता, सतह की अनियमितताएं और अन्य छोटे कारक होते हैं जो इसके प्रदर्शन को प्रभावित करते हैं।

जापान एयरोस्पेस एक्सप्लोरेशन एजेंसी (JAXA) ने अंतरिक्ष में एक सौर सेल को सफलतापूर्वक फहराया है, जो पहले ही IKAROS परियोजना के साथ अपने पेलोड को आगे बढ़ाने में सफल रही है।

विकिरण दाब के लौकिक प्रभाव

ब्रह्मांड के विकास पर, ब्रह्मांड के जन्म से लेकर तारों के निर्माण तक और व्यापक पैमाने पर धूल और गैसों के बादलों को आकार देने पर विकिरण दबाव का बड़ा प्रभाव पड़ा है।

प्रारंभिक ब्रह्मांड

फोटॉन युग एक ऐसा चरण है जब महा विस्फोट के बाद 10 सेकंड और 380,000 वर्षों के बीच ब्रह्मांड की ऊर्जा फोटॉनों पर हावी थी।

आकाशगंगा निर्माण और विकास

File:Pillars 2014 HST denoise 0.6 12.jpg

ईगल नेबुला के भीतर निर्माण के स्तंभ विकिरण दबाव और तारकीय हवाओं के आकार के बादल हैं।

ब्रह्मांड के इतिहास में आकाशगंगा निर्माण और विकास की प्रक्रिया जल्दी शुरू हुई। प्रारंभिक ब्रह्मांड की टिप्पणियों से दृढ़ता से पता चलता है कि वस्तुएं नीचे से ऊपर की ओर बढ़ीं (यानी, छोटी वस्तुएं बड़े आकार में विलय हो गईं)। चूंकि सितारे बनते हैं और विद्युत चुम्बकीय विकिरण के स्रोत बन जाते हैं, सितारों से विकिरण का दबाव शेष सर्कमस्टेलर डिस्क सामग्री की गतिशीलता में एक कारक बन जाता है।

धूल और गैसों के बादल

धूल और गैसों के बादलों का गुरुत्वाकर्षण संपीड़न विकिरण के दबाव से बहुत प्रभावित होता है, खासकर जब संघनन से सितारों का जन्म होता है। संकुचित बादलों के भीतर बनने वाले बड़े युवा तारे विकिरण के तीव्र स्तर का उत्सर्जन करते हैं जो बादलों को स्थानांतरित करते हैं, जिससे आस-पास के क्षेत्रों में फैलाव या संघनन होता है, जो उन आस-पास के क्षेत्रों में जन्म दर को प्रभावित करता है।

तारों का समूह

सितारे मुख्य रूप से धूल और गैसों के बड़े बादलों के क्षेत्रों में बनते हैं, जिससे स्टार क्लस्टर बनते हैं। सदस्य सितारों से विकिरण का दबाव अंततः बादलों को तितर-बितर कर देता है, जिसका क्लस्टर के विकास पर गहरा प्रभाव पड़ सकता है।

कई खुले क्लस्टर स्वाभाविक रूप से अस्थिर होते हैं, एक छोटे से पर्याप्त द्रव्यमान के साथ कि सिस्टम का पलायन वेग औसत वेग से कम होता है of the constituent stars. These clusters will rapidly disperse within a few million years. In many cases, the stripping away of the gas from which the cluster formed by the radiation pressure of the hot young stars reduces the cluster mass enough to allow rapid dispersal.

File:David A. Aguilar's Red Dwarf Stars.jpg

एक साफ मध्य क्षेत्र (कलाकार की अवधारणा) के साथ एक प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क।

सितारा गठन

तारा निर्माण वह प्रक्रिया है जिसके द्वारा अंतरातारकीय अंतरिक्ष में आणविक बादलों के भीतर घने क्षेत्र सिकुड़कर तारे बनते हैं। खगोल विज्ञान की एक शाखा के रूप में, स्टार गठन में स्टार गठन प्रक्रिया के अग्रदूत के रूप में इंटरस्टेलर माध्यम और विशाल आणविक बादलों (जीएमसी) का अध्ययन और इसके तत्काल उत्पादों के रूप में प्रोटोस्टार और युवा तारकीय वस्तुओं का अध्ययन शामिल है। स्टार गठन सिद्धांत, साथ ही एकल स्टार के गठन के लिए लेखांकन, बाइनरी स्टार के आंकड़ों और प्रारंभिक द्रव्यमान समारोह के लिए भी खाता होना चाहिए।

तारकीय ग्रह प्रणाली

ग्रह प्रणालियों को आम तौर पर उसी प्रक्रिया के हिस्से के रूप में माना जाता है जिसके परिणामस्वरूप स्टार गठन होता है। सौर निहारिका कहे जाने वाले आणविक बादल के गुरुत्वीय पतन से एक प्रोटोप्लानेटरी डिस्क बनती है, and then evolves into a planetary system by collisions and gravitational capture. Radiation pressure can clear a region in the immediate vicinity of the star. As the formation process continues, radiation pressure continues to play a role in affecting the distribution of matter. In particular, dust and grains can spiral into the star or escape the stellar system under the action of radiation pressure.

File:Comet Hale-Bopp 1995O1.jpg

धूमकेतु हेल-बोप (C/1995 O1)। धूल और गैस की पूंछ पर विकिरण का दबाव और सौर हवा का प्रभाव स्पष्ट रूप से देखा जाता है।

तारकीय आंतरिक सज्जा

तारे के आंतरिक भाग में तापमान बहुत अधिक होता है। तारकीय मॉडल सूर्य के केंद्र में 15 MK के तापमान की भविष्यवाणी करते हैं, और महादानव सितारों के केंद्र में तापमान 1 GK से अधिक हो सकता है। जैसे ही विकिरण दबाव तापमान की चौथी शक्ति के रूप में बढ़ता है, इन उच्च तापमानों पर यह महत्वपूर्ण हो जाता है। गैस के दबाव की तुलना में सूर्य में विकिरण का दबाव अभी भी काफी कम है। सबसे भारी गैर-पतित सितारों में, विकिरण दबाव प्रमुख दबाव घटक होता है।

धूमकेतु

सौर विकिरण का दबाव धूमकेतु की पूंछ को दृढ़ता से प्रभावित करता है। सौर ताप के कारण धूमकेतु के नाभिक से गैसें निकलती हैं, जो धूल के कणों को भी बहा ले जाती हैं। विकिरण दबाव और सौर हवा तब धूल और गैसों को सूर्य की दिशा से दूर ले जाती है। गैसें आम तौर पर सीधी पूंछ बनाती हैं, जबकि धीमी गति से चलने वाले धूल के कण एक व्यापक, घुमावदार पूंछ बनाते हैं।

विकिरण दबाव के लेजर अनुप्रयोग

ऑप्टिकल चिमटी

Main article: Optical tweezers

लेजर का उपयोग तरंग दैर्ध्य के साथ मोनोक्रोमैटिक प्रकाश के स्रोत के रूप में किया जा सकता है $\lambda$. लेंस के एक सेट के साथ, लेजर बीम को उस बिंदु पर केंद्रित किया जा सकता है जो है $\lambda$ व्यास में (या $r=\lambda /2$).

इसलिए λ = 1064 एनएम के साथ P = 30 mW लेज़र के विकिरण दाब की गणना निम्नानुसार की जा सकती है।

क्षेत्र:

$A=\pi \left({\frac {\lambda }{2}}\right)^{2}\approx 10^{-12}{\text{ m}}^{2},$

ताकत:

$F={\frac {P}{c}}={\frac {30{\text{ mW}}}{299792458{\text{ m/s}}}}\approx 10^{-10}{\text{ N}},$

दबाव:

$p={\frac {F}{A}}\approx {\frac {10^{-10}{\text{ N}}}{10^{-12}{\text{ m}}^{2}}}=100{\text{ Pa}}.$

इसका उपयोग ऑप्टिकल चिमटी में कणों को फँसाने या उत्तोलित करने के लिए किया जाता है।

लाइट-मैटर इंटरैक्शन

File:Cavity Optomechanics.png

इस ऑप्टोमैकेनिकल कैविटी में, प्रकाश को दो दर्पणों के बीच फंसाया और बढ़ाया जाता है। दर्पणों में से एक वसंत से जुड़ा हुआ है और चल सकता है। गुहा में घूमते हुए प्रकाश का विकिरण दबाव बल वसंत पर दर्पण के दोलन को नम या बढ़ा सकता है।

Main articles: Cavity optomechanics and Laser cooling

एक लोचदार ठोस की सतह से एक लेजर पल्स का प्रतिबिंब विभिन्न प्रकार की लोचदार तरंगों को जन्म दे सकता है जो ठोस या तरल के अंदर फैलती हैं। दूसरे शब्दों में, प्रकाश उत्तेजित कर सकता है और / या सामग्री की गति को बढ़ा सकता है। यह ऑप्टोमैकेनिक्स के क्षेत्र में अध्ययन का विषय है। सबसे कमजोर तरंगें आम तौर पर वे होती हैं जो प्रकाश के परावर्तन के दौरान अभिनय करने वाले विकिरण दबाव से उत्पन्न होती हैं। इस तरह के प्रकाश-दबाव-प्रेरित लोचदार तरंगों ने उदाहरण के लिए एक अल्ट्राहाई-रिफ्लेक्टिविटी ढांकता हुआ दर्पण के अंदर देखा है। ये तरंगें मैक्रोस्कोपिक पैमाने पर प्रकाश-ठोस पदार्थ की अंतःक्रिया का सबसे बुनियादी फिंगरप्रिंट हैं। कैविटी ऑप्टोमैकेनिक्स के क्षेत्र में, प्रकाश फंसा हुआ है और ऑप्टिकल गुहा में प्रतिध्वनित रूप से बढ़ा है, उदाहरण के लिए दर्पणों के बीच। यह प्रकाश की तीव्रता (भौतिकी) को गंभीर रूप से बढ़ाने के उद्देश्य से कार्य करता है, और यह वस्तुओं और सामग्रियों पर विकिरण दबाव डाल सकता है। ढेर सारी वस्तुओं का ऑप्टिकल नियंत्रण (अर्थात् गति में हेरफेर) महसूस किया गया है: किलोमीटर लंबे बीम से (जैसे कि एलआईजीओ में) परमाणुओं के बादलों के लिए, और माइक्रोफैब्रिकेशन से | माइक्रो-इंजीनियर ट्रेम्पोलिन superfluid के लिए।

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इस ऑप्टोमैकेनिकल प्रणाली में, एकल प्रोटीन का पता लगाने के लिए विकिरण दबाव बल का लाभ उठाया जाता है। लेजर प्रकाश एक माइक्रोस्फीयर के साथ इंटरैक्ट करता है: विकिरण दबाव बल इसे कंपन करने का कारण बनता है। गोले पर एक एकल अणु की उपस्थिति उस (थर्मल) कंपन को परेशान करती है, और गोले की गति में गड़बड़ी को हार्मोनिक ऑसिलेटर # साइनसॉइडल ड्राइविंग बल में बाईं ओर पाया जा सकता है।

रोमांचक या प्रवर्धित गति के विपरीत, प्रकाश वस्तुओं की गति को भी कम कर सकता है। लेज़र कूलिंग सामग्री की कुछ गतिशील ऊर्जा को प्रकाश में परिवर्तित करके पूर्ण शून्य के बहुत करीब सामग्री को ठंडा करने की एक विधि है। सामग्री की गतिज ऊर्जा और तापीय ऊर्जा यहाँ पर्यायवाची हैं, क्योंकि वे सामग्री की एक प्रकार कि गति से जुड़ी ऊर्जा का प्रतिनिधित्व करते हैं। लेजर प्रकाश स्रोत की ओर यात्रा करने वाले परमाणु लक्ष्य तत्व की अवशोषण आवृत्ति के अनुरूप डॉपलर प्रभाव का अनुभव करते हैं। परमाणु पर विकिरण का दबाव एक विशेष दिशा में गति को धीमा कर देता है जब तक कि डॉपलर प्रभाव तत्व की आवृत्ति सीमा से बाहर नहीं निकल जाता है, जिससे समग्र शीतलन प्रभाव होता है।

लेजर-मैटर इंटरैक्शन का एक अन्य सक्रिय अनुसंधान क्षेत्र पतली-पन्नी लक्ष्य से आयनों या प्रोटॉन के विकिरण दबाव त्वरण है। चिकित्सा अनुप्रयोगों के लिए उच्च आयन ऊर्जा बीम उत्पन्न किए जा सकते हैं (उदाहरण के लिए आयन बीम थेरेपी में) अति पतली पन्नी पर लघु लेजर दालों के विकिरण दबाव से।

यह भी देखें

• अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)
• कैविटी ऑप्टोमैकेनिक्स
• लेजर कूलिंग
• लीगो
• ऑप्टिकल चिमटी
• फोटॉन
• पॉयंटिंग वेक्टर
• पोयंटिंग की प्रमेय
• पोयंटिंग-रॉबर्टसन प्रभाव
• क्वांटम प्रकाशिकी
• सौर स्थिरांक
• सौर पाल
• सूरज की रोशनी
• तरंग-कण द्वैत
• यार्कोवस्की प्रभाव

यार्कोवस्की-ओ'कीफे-रैडज़िएव्स्की-पैडैक प्रभाव

अग्रिम पठन

• Demir, Dilek,"A table-top demonstration of radiation pressure",2011, Diplomathesis, E-Theses univie
• R. Shankar, "Principles of Quantum Mechanics", 2nd edition. [1]