ความดันรังสี
ความดันรังสี (radiation pressure) คือ ความดันที่กระทำต่อพื้นผิวของวัตถุที่ได้รับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า หากวัตถุดูดกลืนรังสี ขนาดของความดันรังสีจะเท่ากับความหนาแน่นของฟลักซ์พลังงานกระทบ (พลังงานที่ผ่านหน่วยพื้นที่ในหน่วยเวลา) ด้วยอัตราเร็วแสง และหากรังสีถูกสะท้อนกลับอย่างสมบูรณ์ค่าจะมีขนาดเป็น 2 เท่า ตัวอย่างเช่น ความหนาแน่นฟลักซ์พลังงาน (ค่าคงตัวดวงอาทิตย์) ของแสงอาทิตย์ ที่ตำแหน่งของโลก คือ 1366 W/m2 ดังนั้นความดันรังสี (หากแสงแดดถูกดูดซับ) จะเป็น 4.6 µPa
การค้นพบ[แก้]
ในปี 1871 เจมส์ เคลิร์ก แมกซ์เวลล์ ได้เสนอแนวคิดทางทฤษฎีเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของแรงกดที่กระทำต่อพื้นผิวของวัตถุและการประเมินเชิงปริมาณ ต่อมาได้รับการพิสูจน์จากการทดลองว่าแรงกดดันเกิดขึ้นจริงโดยปอตร์ นีโคลาเอวิช เลเบเดฟใน ปี 1900 และโดยเอินสต์ นิคอลส์ และ กอร์ดอน แฟรี ฮัล ในปี 1901 ความดันรังสีนั้นอ่อนกว่าความผันผวนของความดันบรรยากาศและคลื่นเสียงที่เราประสบอยู่ในชีวิตประจำวันมาก แต่อาจสามารถตรวจจับได้โดยการวางปีกที่ทำจากโลหะสะท้อนแสงในสภาวะที่สมดุลอย่างละเอียดอ่อนและปล่อยให้มันสัมผัสกับรังสี
ทฤษฎี[แก้]
ขนาดของความดันรังสีที่กระทำบนพื้นผิวของวัตถุที่อยู่ในพื้นที่ที่เต็มไปด้วยการแผ่รังสีแบบสม่ำเสมอทุกทิศทางมีค่าเท่ากับ 1/3 ของพลังงานการแผ่รังสีทั้งหมดต่อหน่วยปริมาตรของพื้นที่นั้น สามารถแสดงได้โดยใช้ทฤษฎีแม่เหล็กไฟฟ้า กลศาสตร์ควอนตัม หรือ อุณหพลศาสตร์ โดยไม่ต้องสันนิษฐานถึงคุณสมบัติของรังสีเอง นอกจากนี้ยังแสดงให้เห็นว่าความดันรังสีมีมิติเหมือนกันกับความหนาแน่นพลังงานของการแผ่รังสี
เมื่อวัตถุสัมผัสกับการแผ่รังสีของวัตถุดำ และการแผ่รังสีและพื้นผิวของวัตถุอยู่ในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ ความหนาแน่นของพลังงานของการแผ่รังสีจะเท่ากับ σT4 / 3c ตามกฎของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน (โดยที่ σ คือ ค่าคงตัวชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน, c คือความเร็วแสง T คืออุณหภูมิสัมบูรณ์ของอวกาศ) 1/3 ของความหนาแน่นพลังงานนี้มีค่าเป็น 6.305×10−17 T4 J/(m3K4) ในระบบหน่วยสากล นี่คือขนาดของแรงดันการแผ่รังสีของรังสีจากวัตถุดำที่แสดงเป็นหน่วย ปาสคาล ซึ่งจะเห็นได้ว่ามีค่าต่ำมาก
ความดันรังสีในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์[แก้]
ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ภายในระบบสุริยะ ฟลักซ์พลังงานส่วนใหญ่ของการแผ่รังสีมาจากดวงอาทิตย์ ถ้ารังสีกระทบจากทิศทางเดียวในลักษณะนี้ ขนาดของความดันรังสีจะเป็น 3 เท่าของรังสีที่มาจากทุกทิศทางอย่างสม่ำเสมอ กล่าวคือ σT4 / c นอกจากนี้ หากวัตถุสะท้อนการแผ่รังสีได้อย่างสมบูรณ์ ความดันนั้นจะเพิ่มไปอีกเป็นสองเท่า นั่นคือ 2σT4 / c ตัวอย่างเช่น ที่อุณหภูมิจุดเดือด (T = 373.1 K) ความดันรังสีจากรังสีวัตถุดำที่ปล่อยออกมาจากน้ำ มีค่าประมาณ 3 µPa ดังนั้น หากอุณหภูมิรังสีที่ตำแหน่งในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์เท่ากับอุณหภูมิของน้ำเดือด ความดันรังสีบนใบเรือสุริยะที่บินเหนือตำแหน่งนั้นจะอยู่ที่ประมาณไม่เกิน 22 µPa อย่างไรก็ตาม ความดันเพียงเล็กน้อยก็สามารถมีผลกระทบอย่างมากต่ออนุภาค เช่น อิเล็กตรอนและไอออนของก๊าซ ความดันรังสีจึงมีบทบาทสำคัญในทฤษฎีกระแสอิเล็กตรอนในลมสุริยะ และ ดาวหาง
ความดันรังสีภายในดาวฤกษ์[แก้]
อุณหภูมิภายในดาวฤกษ์สูงมาก จากแบบจำลองดาวฤกษ์ในปัจจุบัน อุณหภูมิแกนกลางของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 15 ล้านเคลวิน และแกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่มีอุณหภูมิสูงกว่าประมาณ 1 พันล้านเคลวิน ความดันรังสีมีความสำคัญมากในสภาพแวดล้อมที่ร้อนเช่นนี้ เนื่องจากความเข้มของความดันรังสีเพิ่มขึ้นตามอุณหภูมิยกกำลัง 4 บนดาวฤกษ์มวลน้อยอย่างดวงอาทิตย์ ความดันรังสียังเล็กกว่าความดันก๊าซมาก แต่ในดาวฤกษ์มวลมาก ความดันรังสีมีผลเป็นอย่างมากต่อความดันดาวฤกษ์
ใบเรือสุริยะ[แก้]
ใบเรือสุริยะซึ่งได้รับการเสนอว่าเป็นกลไกขับเคลื่อนยานอวกาศชนิดหนึ่ง ใช้แรงดันการแผ่รังสีจากดวงอาทิตย์เป็นพลังงาน ยานคอสมอส 1 ซึ่งเปิดตัวโดยสมาคมดาวเคราะห์ในปี 2005 ประกอบด้วยใบสุริยะ แต่การปล่อยล้มเหลว ยาน IKAROS ซึ่งเปิดตัวโดยองค์การสำรวจอวกาศญี่ปุ่นใน ปี 2010[1] เป็นเครื่องสาธิตการแล่นเรือใบพลังงานแสงอาทิตย์เครื่องแรกของโลก
หางของดาวหาง[แก้]
แรงดันเนื่องจากรังสีจากดวงอาทิตย์เป็นสิ่งที่ก่อให้เกิดหางของดาวหางขึ้น[2] โดยปกติแล้ว จะมีหางของดาวหางอยู่สองหาง: หางฝุ่นที่เกิดจากความดันรังสีของแสงอาทิตย์ และหางไอออน (หางพลาสมา) ที่เกิดจากลมสุริยะ
อ้างอิง[แก้]
- ↑ "小型ソーラー電力セイル実証機「IKAROS（イカロス）」のセイル展開の成功について" (html). JAXA. 2010-06-11. สืบค้นเมื่อ 2010-06-11.
- ↑ 渡部潤一、井田茂、佐々木晶（編） (2008). "5". 太陽系と惑星. 現代の天文学9. 日本評論社.
- van Nostrand. Scientific Encyclopedia (3rd ed.).