Diferencia entre revisiones de «Presión de radiación»
Contenido eliminado Contenido añadido
m robot Modificado: ru:Давление электромагнитного излучения |
m Agregando tildes en enlaces internos PR:CEM.; cambios triviales |
||
Línea 5:
== Historia ==
El hecho de que la radiación electromagnética ejerce una presión sobre cualquier superficie expuesta a ella fue deducido teóricamente por [[James Clerk Maxwell]] en 1871, y demostrado experimentalmente por [[Piotr
== Teoría ==
Puede ser demostrado mediante la teoría electromagnética, la [[mecánica cuántica]] o la termodinámica, sin tener que hacer más suposiciones sobre la naturaleza de la radiación, que la de que la presión contra una superficie expuesta en el espacio atravesada por una radiación uniformemente en todas direcciones es igual a un tercio de la energía total radiada por unidad de volumen dentro de ese espacio.
Para la radiación de un [[cuerpo negro]], en [[equilibrio termodinámico|equilibrio]] con la superficie expuesta, la densidad de energía es, de acuerdo a la [[ley de Stefan-Boltzmann]], igual a ''σT''<sup>4</sup>/3''c''; en la cual ''σ'' es la [[constante de Stefan-Boltzmann]], ''c'' es la [[velocidad de la luz]], y ''T'' es la [[temperatura]] absoluta del espacio. Una tercera parte de esta energía es igual a 6.
=== En el espacio interplanetario ===
Por ejemplo, en el [[punto de ebullición]] de [[agua]] (''T'' = 373.15 K), la presión solo aumenta a 3 micropascales. Si la radiación es direccional (en el espacio interplanetario, la práctica totalidad del flujo de energía proviene del Sol), la presión de radiación se triplica, hasta ''σT''<sup>4</sup>/''c''. Una vela solar a la distancia donde la temperatura de radiación es la del punto de ebullición del agua podría así llegar a unos 22 µPa. Estas presiones tan débiles son, sin embargo, son capaces de producir marcados efectos en pequeñas partículas como [[gas]] ionizado y [[electrón|electrones]], y son hay que considerarlos en la emisión de electrones desde el Sol, el material proveniente de cometas, y otras (véase [[efecto Yarkovsky]], [[efecto Yorp]]).
=== En el interior estelar ===
En el interior de las estrellas las temperaturas son muy altas. Los modelos estelares predicen temperaturas de 15 MK en el centro del [[Sol]] y en el corazón de estrellas [[supergigante]]s la temperatura puede ser superior a 1 GK. Debido a que la presión de radiación aumenta según la temperatura elevada a la cuarta potencia, ésta (la presión de radiación) se vuelve importante al alcanzar estas temperaturas. En el sol la presión de radiación continua siendo demasiado pequeña comparada con la presión del gas. En las estrellas más pesadas, la presión de radiación es la principal componente de la presión total.
== Velas solares ==
Las [[vela solar|velas solares]], es un método propuesto de [[propulsión espacial]], usaría la presión de radiación del Sol como fuerza motriz. La sonda privada [[Cosmos 1]] habría usado esta forma de propulsión.
Línea 24:
En [[acústica]], la presión de radiación es la fuerza de presión unidireccional ejercida en una iterfase entre dos medios debida al paso de una onda de sonido.
== Véase también ==
* [[Vector de Poynting]]
Línea 31:
<references />
[[Categoría:
[[ca:Pressió de radiació]]
| |||