Радиационное давление

Сила на отражатель возникает из-за отражения потока фотонов.

Радиационное давление - это механическое давление, оказываемое на любую поверхность из-за обмена импульсом между объектом и электромагнитным полем . Сюда входит импульс света или электромагнитного излучения любой длины волны, которое поглощается , отражается или иным образом излучается (например, излучение черного тела ) материей любого масштаба (от макроскопических объектов до частиц пыли и молекул газа). ^{[1] [2] [3]} Сопутствующая сила называется силой радиационного давления или иногда просто силой света .

Силы, создаваемые радиационным давлением, обычно слишком малы, чтобы их можно было заметить в повседневных обстоятельствах; однако они важны для некоторых физических процессов и технологий. Это, в частности, включает объекты в космическом пространстве, где это обычно основная сила, действующая на объекты помимо гравитации, и где чистый эффект крошечной силы может иметь большой совокупный эффект в течение длительных периодов времени. Например, если бы влияние давления солнечной радиации на космический корабль программы « Викинг» было проигнорировано, космический корабль пропустил бы орбиту Марса примерно на 15 000 км (9300 миль). ^[4] Радиационное давление от звездного света имеет решающее значение в ряде астрофизических исследований.процессы тоже. Значение радиационного давления быстро возрастает при чрезвычайно высоких температурах и иногда может превосходить обычное давление газа , например, в недрах звезд и термоядерном оружии . Кроме того, большие лазеры, работающие в космосе, были предложены в качестве средства приведения в движение парусных судов в силовых установках с лучевым приводом .

Силы радиационного давления лежат в основе лазерных технологий и отраслей науки, которые в значительной степени зависят от лазеров и других оптических технологий . Сюда входят, помимо прочего, биомикроскопия (где свет используется для облучения и наблюдения микробов, клеток и молекул), квантовая оптика и оптомеханика (где свет используется для исследования и управления такими объектами, как атомы, кубиты и макроскопические квантовые объекты). ). Непосредственными приложениями силы радиационного давления в этих полях являются, например, лазерное охлаждение (объект Нобелевской премии по физике 1997 г. ) ^[5], квантовое управление макроскопическими объектами иатомы (Нобелевская премия по физике 2013 г.), ^[6] интерферометрия (Нобелевская премия по физике 2017 г.) ^[7] и оптический пинцет (Нобелевская премия по физике 2018 г.). ^[8]

Радиационное давление можно одинаково хорошо объяснить, рассматривая импульс классического электромагнитного поля или в терминах импульсов фотонов , частиц света. Взаимодействие электромагнитных волн или фотонов с веществом может включать обмен импульсом . Согласно закону сохранения количества движения , любое изменение полного импульса волн или фотонов должно включать в себя равное и противоположное изменение количества движения вещества, с которым оно взаимодействует ( третий закон движения Ньютона ), как показано в прилагаемой рисунок для случая, когда свет идеально отражается от поверхности. Эта передача импульса является общим объяснением того, что мы называем радиационным давлением.

Открытие [ править ]

Иоганн Кеплер выдвинул концепцию радиационного давления в 1619 году, чтобы объяснить наблюдение, что хвост кометы всегда направлен от Солнца. ^[9]

Утверждение о том, что свет, как электромагнитное излучение , обладает свойством импульса и, таким образом, оказывает давление на любую поверхность, которая подвергается его воздействию, было опубликовано Джеймсом Клерком Максвеллом в 1862 году и экспериментально доказано русским физиком Петром Лебедевым в 1900 году ^[10] и от Эрнест Фокс Николс и Гордон Ферри Халл в 1901. ^[11] давление очень мало, но можно обнаружить, позволяя излучение упасть на тонко балансирует лопасти отражающего металла в радиометр Николс (это не следует путать с Радиометр Крукса, характерное движение которого вызывается не радиационным давлением, а ударами молекул газа).

Теория [ править ]

Радиационное давление можно рассматривать как следствие сохранения количества движения, приписываемого электромагнитному излучению. Этот импульс может быть одинаково хорошо рассчитан на основе электромагнитной теории или из комбинированных импульсов потока фотонов, что дает идентичные результаты, как показано ниже.

Радиационное давление от импульса электромагнитной волны [ править ]

Согласно теории электромагнетизма Максвелла, электромагнитная волна несет импульс, который передается непрозрачной поверхности, на которую она ударяется.

Поток энергии (освещенность) плоской волны рассчитывается с использованием вектора Пойнтинга , величину которого мы обозначим S. S, разделенная на скорость света, представляет собой плотность линейного импульса на единицу площади (давления) электромагнитного поля. Таким образом, размерно вектор Пойнтинга равен S = (мощность / площадь) = (скорость выполнения работы / площадь) = (ΔF / Δt) Δx / площадь, которая представляет собой скорость света, c = Δx / Δt, умноженное на давление, ΔF / площадь. Это давление воспринимается как радиационное давление на поверхность:${\displaystyle \mathbf {S} =\mathbf {E} \times \mathbf {H} }$

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

где - давление (обычно в паскалях ), - падающая освещенность (обычно в Вт / м ² ) и - скорость света в вакууме.${\displaystyle P}$${\displaystyle I_{f}}$${\displaystyle c}$

Если поверхность плоская под углом α к падающей волне, интенсивность на поверхности будет геометрически уменьшена на косинус этого угла, а составляющая радиационной силы, воздействующей на поверхность, также будет уменьшена на косинус α, в результате чего в напряжении:

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

Импульс падающей волны направлен в том же направлении, что и эта волна. Но только нормальная к поверхности составляющая этого количества движения способствует давлению на поверхность, как указано выше. Составляющая этой силы, касающаяся поверхности, не называется давлением. ^[12]

Радиационное давление от отражения [ править ]

Вышеупомянутая обработка падающей волны учитывает радиационное давление, испытываемое черным (полностью поглощающим) телом. Если волна зеркально отражается , то отдача, вызванная отраженной волной, будет вносить дополнительный вклад в давление излучения. В случае идеального отражателя это давление будет идентично давлению, создаваемому падающей волной:

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

таким образом удваивая чистое радиационное давление на поверхность:

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

Для частично отражающей поверхности второй член необходимо умножить на коэффициент отражения (также известный как коэффициент интенсивности отражения), чтобы увеличение было менее чем вдвое. Для диффузно отражающей поверхности необходимо учитывать детали отражения и геометрию, что опять же приводит к увеличению чистого радиационного давления менее чем вдвое.

Радиационное давление по выбросам [ править ]

Подобно тому, как волна, отраженная от тела, вносит свой вклад в общее воспринимаемое радиационное давление, тело, которое испускает собственное излучение (а не отраженное), получает радиационное давление, опять же, определяемое освещенностью этого излучения в направлении, нормальном к поверхности I _e :

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

Излучение может происходить от излучения абсолютно черного тела или от любого другого радиационного механизма. Поскольку все материалы излучают излучение абсолютно черного тела (если только они не являются полностью отражающими или имеют абсолютный ноль), этот источник радиационного давления встречается повсеместно, но обычно очень крошечный. Однако, поскольку излучение черного тела быстро увеличивается с температурой (в соответствии с четвертой степенью температуры, заданной законом Стефана-Больцмана ), давление излучения из-за температуры очень горячего объекта (или из-за приходящего излучения черного тела от аналогичное жаркое окружение) может стать очень значительным. Это становится важным в звездных интерьерах, которые находятся под миллионами градусов.

Радиационное давление в фотонах [ править ]

Электромагнитное излучение можно рассматривать с точки зрения частиц, а не волн; эти частицы известны как фотоны . У фотонов нет массы покоя; однако фотоны никогда не находятся в состоянии покоя (они движутся со скоростью света) и, тем не менее, приобретают импульс, который определяется формулой:

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

где p - импульс, h - постоянная Планка , λ - длина волны , c - скорость света в вакууме. А E _p - это энергия одиночного фотона, определяемая по формуле:

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

Радиационное давление снова можно рассматривать как передачу импульса каждого фотона непрозрачной поверхности плюс импульс, обусловленный (возможным) фотоном отдачи для (частично) отражающей поверхности. Поскольку падающая волна излучения I _f над областью A имеет мощность I _f A , это означает, что поток I _f / E _pфотонов в секунду на единицу площади, падающей на поверхность. Комбинируя это с приведенным выше выражением для импульса одиночного фотона, получаем те же отношения между энергетической мощностью и давлением излучения, описанные выше с использованием классической электромагнетизма. И снова отраженные или испускаемые иным образом фотоны будут одинаково влиять на чистое радиационное давление.

Сжатие в однородном поле излучения [ править ]

В общем, давление электромагнитных волн может быть получено из обращения в нуль следа тензора электромагнитных напряжений : поскольку этот след равен 3 P - u , мы получаем

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

где u - энергия излучения на единицу объема.

Это также может быть показано в конкретном случае давления, оказываемого на поверхности тела, находящегося в тепловом равновесии с окружающей средой, при температуре T : тело будет окружено однородным полем излучения, описываемым законом излучения черного тела Планка , и будет испытывать сжимающее давление из-за падающего излучения, его отражения и собственного излучения черного тела. Из этого можно показать, что результирующее давление равно одной трети полной лучистой энергии на единицу объема в окружающем пространстве. ^{[13] [14] [15] [16]}

Используя закон Стефана – Больцмана , это можно выразить как

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

где - постоянная Стефана – Больцмана .${\displaystyle \sigma }$

Давление солнечного излучения [ править ]

Давление солнечной радиации возникает из-за солнечной радиации на более близких расстояниях, особенно в пределах Солнечной системы . (Радиационное давление солнечного света на Земле очень мало: оно эквивалентно тому, которое оказывает примерно одна тысячная грамма на площадь 1 квадратного метра, или 10 мкН / м2.) Хотя он действует на все объекты, его чистый эффект обычно больше для меньших тел, поскольку они имеют большее отношение площади поверхности к массе. Все космические корабли испытывают такое давление, за исключением случаев, когда они находятся за тенью более крупного орбитального тела .

Давление солнечной радиации на объекты около Земли может быть рассчитано с использованием солнечной освещенности в 1  а.е. , известной как солнечная постоянная или G _SC , значение которой на 2011 год установлено на уровне 1361  Вт / м ^{2 [17].}

У всех звезд есть спектральное распределение энергии, которое зависит от температуры их поверхности. Распределение примерно такое же, как у излучения черного тела . Это распределение необходимо учитывать при расчете радиационного давления или определении материалов отражателя, например, для оптимизации солнечного паруса .

Давления поглощения и отражения [ править ]

Давление солнечной радиации на расстоянии Земли от Солнца можно рассчитать, разделив солнечную постоянную G _SC (см. Выше) на скорость света c. Для поглощающей пленки, обращенной к Солнцу, это просто: ^[18]

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

Этот результат в СИ единичных Паскалях , что эквивалентно Н / м ² ( ньютонов на квадратный метр). Для листа, расположенного под углом α к Солнцу, эффективная площадь A листа уменьшается на геометрический фактор, в результате чего в направлении солнечного света действует сила :

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

Чтобы найти компонент этой силы, перпендикулярный поверхности, необходимо применить другой косинусоидальный коэффициент, что приведет к давлению P на поверхности:

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

Обратите внимание, однако, что для того, чтобы учесть чистое воздействие солнечной радиации на космический аппарат, например, необходимо учитывать полную силу (в направлении от Солнца), заданную предыдущим уравнением, а не только составляющую перпендикулярно поверхности, которую мы определяем как «давление».

Солнечная постоянная определяется для излучения Солнца на расстоянии от Земли, также известном как одна астрономическая единица (а.е.). Следовательно, на расстоянии R астрономических единиц ( таким образом, R является безразмерным), применяя закон обратных квадратов , мы найдем:

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

Наконец, учитывая не поглощающую, а идеально отражающую поверхность, давление удваивается из-за отраженной волны, в результате чего:

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

Обратите внимание, что, в отличие от поглощающего материала, результирующая сила, действующая на отражающее тело, определяется именно этим давлением, действующим перпендикулярно поверхности, при этом тангенциальные силы падающей и отражающей волн компенсируют друг друга. На практике материалы не являются ни полностью отражающими, ни полностью поглощающими, поэтому результирующая сила будет средневзвешенной величиной сил, рассчитанных с использованием этих формул.

Расчетное давление солнечного излучения на идеальный отражатель при нормальном падении ( α = 0)

Расстояние от Солнца	Радиационное давление в мкПа (мкН / м 2 )
0,20 а.е.	227
0,39 а.е. ( Меркурий )	59,7
0,72 а.е. ( Венера )	17,5
1,00 а.е. (Земля)	9,08
1,52 а.е. ( Марс )	3,93
3,00 а.е. (Типичный астероид )	1.01
5.20 а.е. ( Юпитер )	0,34

Возмущения радиационного давления [ править ]

Давление солнечной радиации является источником орбитальных возмущений . Это существенно влияет на орбиты и траектории малых тел, включая все космические аппараты.

Давление солнечной радиации влияет на тела на большей части Солнечной системы. Маленькие тела страдают больше, чем большие, из-за их меньшей массы по сравнению с площадью поверхности. Космические аппараты страдают вместе с естественными телами (кометы, астероиды, пылинки, молекулы газа).

Радиационное давление приводит к появлению сил и моментов на телах, которые могут изменять их поступательное и вращательное движения. Трансляционные изменения влияют на орбиты тел. Скорость вращения может увеличиваться или уменьшаться. Слабо агрегированные тела могут развалиться при высоких скоростях вращения. Частицы пыли могут либо покинуть Солнечную систему, либо по спирали устремиться к Солнцу. ^{[ необходима цитата ]}

Все тело обычно состоит из множества поверхностей, которые имеют разную ориентацию на теле. Грани могут быть плоскими или изогнутыми. У них будут разные области. Они могут иметь оптические свойства, отличные от других аспектов.

В любой момент некоторые грани будут выставлены на солнце, а некоторые будут в тени. Каждая поверхность, подверженная воздействию Солнца, будет отражать, поглощать и излучать излучение. Грани в тени будут излучать излучение. Сумма давлений по всем граням определит чистую силу и крутящий момент на теле. Их можно рассчитать, используя уравнения из предыдущих разделов. ^{[12] [18]}

Эффект Ярковского влияет на трансляцию маленького тела. Это происходит из-за того, что лицо, выходящее из-под солнечного света, имеет более высокую температуру, чем лицо, приближающееся к солнечному. Излучение, исходящее от более теплого лица, будет более интенсивным, чем излучение противоположного лица, в результате чего на тело будет действовать результирующая сила, которая будет влиять на его движение. ^{[ необходима цитата ]}

Эффект YORP - это набор эффектов, расширяющих более раннюю концепцию эффекта Ярковского, но аналогичного характера. Это влияет на спиновые свойства тел. ^{[ необходима цитата ]}

Эффект Пойнтинга – Робертсона применяется к частицам размером зерна. С точки зрения пылинки, вращающейся вокруг Солнца, кажется, что солнечное излучение идет немного вперед ( аберрация света ). Следовательно, поглощение этого излучения приводит к возникновению силы с составляющей против направления движения. (Угол аберрации крошечный, поскольку излучение движется со скоростью света, в то время как пылинка движется на много порядков медленнее, чем это.) Результатом является постепенное спиралевидное движение пылинок к Солнцу. В течение длительного периода времени этот эффект очищает большую часть пыли в Солнечной системе.

Хотя сила радиационного давления довольно мала по сравнению с другими силами, она неумолима. В течение длительных периодов времени чистый эффект силы оказывается значительным. Такое слабое давление может оказывать заметное воздействие на мельчайшие частицы, такие как ионы газа и электроны , и имеет важное значение в теории излучения электронов Солнцем, кометного материала и так далее.

Поскольку отношение площади поверхности к объему (и, следовательно, массы) увеличивается с уменьшением размера частиц, пылевые частицы (размером в микрометр ) чувствительны к радиационному давлению даже во внешней части Солнечной системы. Например, на эволюцию внешних колец Сатурна значительное влияние оказывает радиационное давление.

Как следствие светового давления Эйнштейн ^[19] в 1909 году предсказал существование «радиационного трения», которое будет препятствовать движению материи. Он писал: «Излучение будет оказывать давление на обе стороны пластины. Силы давления, действующие на обе стороны, равны, если пластина находится в покое. Однако, если она находится в движении, от поверхности будет отражаться больше излучения, чем находится впереди во время движения (передняя поверхность), чем на задней поверхности. Обратно действующая сила давления, оказываемого на переднюю поверхность, таким образом, больше, чем сила давления, действующая на спину. Следовательно, как результат двух сил, остается сила, которая противодействует движению пластины и возрастает с увеличением скорости пластины. Вкратце мы будем называть это результирующим «радиационным трением». "

Солнечные паруса [ править ]

Солнечный парус, экспериментальный метод движения космического корабля , использует радиационное давление Солнца в качестве движущей силы. Идея межпланетных путешествий на свете была упомянута Жюлем Верном в « От Земли до Луны» .

Парус отражает около 90% падающего излучения. Поглощенные 10% излучаются от обеих поверхностей, а доля, испускаемая неосвещенной поверхностью, зависит от теплопроводности паруса. Парус имеет кривизну, неровности поверхности и другие незначительные факторы, влияющие на его характеристики.

Японское агентство аэрокосмических исследований ( JAXA ) успешно развернуло в космосе солнечный парус, которому уже удалось запустить полезную нагрузку в рамках проекта IKAROS .

Космические эффекты радиационного давления [ править ]

Радиационное давление оказало большое влияние на развитие космоса, от рождения Вселенной до продолжающегося образования звезд и формирования облаков пыли и газа в широком диапазоне масштабов. ^[20]

Ранняя вселенная [ править ]

Фотона эпохи является фазой , когда энергия Вселенной преобладали фотоны, от 10 секунд до 380000 лет после Большого взрыва . ^[21]

Формирование и эволюция галактик [ править ]

Процесс формирования и эволюции галактик начался в самом начале истории космоса. Наблюдения за ранней Вселенной убедительно свидетельствуют о том, что объекты росли снизу вверх (т. Е. Более мелкие объекты сливались в более крупные). Поскольку при этом образуются звезды и становятся источниками электромагнитного излучения, давление излучения звезд становится фактором динамики оставшегося околозвездного материала. ^[22]

Облака пыли и газов [ править ]

Гравитационное сжатие облаков пыли и газов сильно зависит от давления излучения, особенно когда сгущения привести к звезде родов. Более крупные молодые звезды, образующиеся внутри сжатых облаков, испускают интенсивные уровни излучения, которые смещают облака, вызывая либо дисперсию, либо конденсацию в близлежащих регионах, что влияет на уровень рождаемости в этих близлежащих регионах.

Скопления звезд [ править ]

Звезды преимущественно образуются в областях больших облаков пыли и газа, что дает начало звездным скоплениям . Радиационное давление от звезд-членов в конечном итоге рассеивает облака, что может оказать сильное влияние на эволюцию скопления.

Многие рассеянные скопления нестабильны по своей природе и обладают достаточно малой массой, так что космическая скорость системы ниже средней скорости составляющих звезд. Эти скопления быстро разойдутся в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого скопление образовано радиационным давлением горячих молодых звезд, уменьшает массу скопления в достаточной степени, чтобы обеспечить быстрое рассеяние.

Звездообразование [ править ]

Звездообразование - это процесс, при котором плотные области внутри молекулярных облаков в межзвездном пространстве схлопываются, образуя звезды . Как раздел астрономии , звездообразование включает изучение межзвездной среды и гигантских молекулярных облаков (GMC) как предшественников процесса звездообразования, а также изучение протозвезд и молодых звездных объектов как его непосредственных продуктов. Теория звездообразования, а также учет образования одиночной звезды, также должны учитывать статистику двойных звезд и начальную функцию масс .

Звездные планетные системы [ править ]

Обычно считается, что планетные системы образуются как часть того же процесса, который приводит к звездообразованию . А протопланетного диска образуется в результате гравитационного коллапса молекулярного облака , называется солнечной туманности , а затем превращается в планетарную систему за счет столкновений и гравитационного захвата. Радиационное давление может очистить область в непосредственной близости от звезды. По мере продолжения процесса образования давление излучения продолжает играть роль в распределении вещества. В частности, пыль и частицы могут закручиваться в звезду или покидать звездную систему под действием радиационного давления.

Звездные интерьеры [ править ]

В недрах звезд очень высокие температуры. Звездные модели предсказывают температуру 15 МК в центре Солнца , а в ядрах звезд- сверхгигантов температура может превышать 1 ГК. Поскольку давление излучения масштабируется как четвертая степень температуры, оно становится важным при таких высоких температурах. На Солнце давление излучения все еще довольно мало по сравнению с давлением газа. В самых тяжелых невырожденных звездах радиационное давление является доминирующей составляющей давления. ^[23]

Кометы [ править ]

Давление солнечной радиации сильно влияет на хвосты комет . Солнечное нагревание вызывает выделение газов из ядра кометы , которые также уносят частицы пыли. Радиационное давление и солнечный ветер затем отгоняют пыль и газы от Солнца. Газы образуют, как правило, прямой хвост, в то время как более медленно движущиеся частицы пыли образуют более широкий изогнутый хвост.

Лазерные приложения радиационного давления [ править ]

Оптический пинцет [ править ]

Лазеры могут использоваться как источник монохроматического света с длиной волны . С помощью набора линз можно сфокусировать лазерный луч в точку диаметром (или ).${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle r={\frac {\lambda }{2}}}$

Поэтому радиационное давление 30 мВт лазера с длиной волны 1064 нм можно рассчитать следующим образом:

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

${\displaystyle F_{orce}={\frac {P_{ower}}{c}}={\frac {30{\text{ mW}}}{299792458{\text{ m/s}}}}\approx 10^{-10}{\text{ N}}}$

${\displaystyle P_{ressure}={\frac {F_{orce}}{A_{rea}}}\approx {\frac {10^{-10}{\text{ N}}}{10^{-12}{\text{ m}}^{2}}}=100{\text{ Pascal}}}$

Это используется для захвата или левитации частиц в оптическом пинцете .

Взаимодействие света с материей [ править ]

Отражение лазерного импульса от поверхности упругого твердого тела может вызвать различные типы упругих волн, распространяющихся внутри твердого тела или жидкости. Другими словами, свет может возбуждать и / или усиливать движение материалов и внутри них. Это предмет исследования в области оптомеханики. Самыми слабыми волнами обычно являются те, которые генерируются давлением излучения, действующим во время отражения света. Такие упругие волны, вызванные световым давлением, наблюдались, например, внутри диэлектрического зеркала со сверхвысокой отражательной способностью . ^[24] Эти волны являются основным отпечатком взаимодействия легкой и твердой материи в макроскопическом масштабе. ^[25] В области оптомеханики резонаторов свет улавливается и резонансно усиливается воптические полости , например между зеркалами. Это служит цели серьезного увеличения мощности света и радиационного давления, которое он может оказывать на предметы и материалы. Реализован оптический контроль (то есть манипулирование движением) множества объектов: от километровых лучей (например, в интерферометре LIGO ) ^[26] до облаков атомов ^[27] и от микротехнических батутов ^{[ 28]} к сверхтекучести . ^{[29] [30]}

В отличие от возбуждающего или усиливающего движения, свет также может гасить движение предметов. Лазерное охлаждение - это метод охлаждения материалов, очень близкий к абсолютному нулю, путем преобразования части энергии движения материала в свет. Motional энергия и тепловая энергия материала являются синонимами здесь, потому что они представляют собой энергию , связанную с броуновским движением материала. Атомы, движущиеся к лазерному источнику света, воспринимают эффект Доплера, настроенный на частоту поглощения целевого элемента. Радиационное давление на атом замедляет движение в определенном направлении до тех пор, пока эффект Доплера не выйдет за пределы частотного диапазона элемента, вызывая общий охлаждающий эффект.^[31]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Демир, Дилек, "Настольная демонстрация радиационного давления", 2011, Дипломатия, Университет электронных тезисов
• Р. Шанкар, «Принципы квантовой механики», 2-е издание. [1]