Que es la presion de radiacion?

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Este dato esta asociado a la capacidad de "empujar" que tiene la radiación electromagnética, en particular, la luz.

¿Quiere decir que cuando prendo una linterna da una "patada" hacia atrás?.

SI. Lo que sucede es que la energía asociada a la luz de la linterna es tan débil que no se siente, pero existe.


La primera deducción de la existencia de la presión de radiación, fue debida a James Clerk Maxwell en 1871, aunque hubo que esperar a 1900 para los primeros experimentos que demostraron su realidad.

Hoy en día se venden como curiosidad científica aparatos denominados radiómetros, que son una cápsula al vacío, con unas paletas que pueden girar en su interior como un motor, pintadas de un lado de las paletas de negro y de la otra con el metal pulido. Al exponerlas a la luz comienzan a girar, por la presión que le ejerce la luz.

Cuando las temperaturas asociadas a objeto emisor es baja, la presión es insignificante, pero cuando es alta, tiene un valor enorme.

Esto es debido a que la presión de radiación depende de la cuarta potencia de la temperatura. En ecuaciones:

σT⁴/3c

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.

Esto significa que si subo de 100 a 1000 grados, (la temperatura crece 10 veces) la presión de radiación aumenta 10 mil veces (10 elevado a la cuarta). Imagina cuando la temperatura sube de verdad....

En las estrellas

En el Sol la temperatura es lo suficientemente baja como para que la presión de radiación sea una parte insignificante de la presión del gas total que lo compone, aunque puede verse parte de este efecto en la formación de la cola de los cometas. La cola tipo II, curva, esta formada por el polvillo del cometa empujado por la presión de radiación.

Cuando la estrella es muy caliente, la presión de radiación es tan alta que es una parte considerable de la presión total, haciendo que pierda grandes cantidades de masa de su superficie.

Imagen captada por le telescopio Espacial Hubble, de la perdida de material de la estrella hiper caliente WR 124. Es una Wolf  Rayet de 50 mil grados, que esta perdiendo grandes cantidades de materia al espacio, en gran parte por la presión de radiación. Son estrellas muy jóvenes, calientes e inestables. Se encuentra a 4000 parsecs de distancia.

De hecho, si la presión de radiación es muy alta, la estrella puede destruirse.

Efectos sobre cuerpos menores

Hay algunos efectos sobre el movimiento de los objetos menores (polvillo o asteroides pequeños) que es perfectamente medible y explicable en base a la presión de radiación.

Efecto Poynting- Robertson (P-R)

Este es el mas conocido de los dos. La interpretación mas simple es que al estar la partícula en movimiento, la luz del Sol no cae directamente sobre el, sino que lo hace un ángulo (aberración de la luz).

Este ángulo es mínimo, pero esta en contra del movimiento de la partícula, haciendo que esta se vaya frenando lentamente.

Si la partícula es muy pequeña, como el polvillo de los cometas, la presión de radiación es mayor que el efecto P-R, y la empuja hacia afuera ( este limite esta aproximadamente en 1 milésimo de milímetro).

Si la partícula es mayor, el efecto P-R es mas importante, haciendo que la partícula se frene y caiga lentamente en espiral hacia el Sol. Puede tardar de unos miles de años a varios millones, dependiendo de su tamaño.

Efecto Yarkovsky

Este efecto, depende de la rotación y calentamiento del objeto.

Cuando la radiación solar da contra su superficie, la calienta. La partícula esta en rotación, por lo que perderá radiación hacia al espacio cuando este en la parte de "su noche".

Este efecto modifica la órbita de los asteroides a largo plazo, y puede alejarlos como acercarlos al Sol, dependiendo del sentido de su rotación.

Efecto YORP

El efecto YORP (de las iniciales de Yarkovsky — O'Keefe — Radzievskii — Paddack), es una variación de segundo-orden del Efecto Yarkovsky que causa que un cuerpo pequeño (como un asteroide) cambie su estado rotacional debido a la dispersión de la radiación solar en su superficie y de la emisión de su propia radiación térmica. ​

En el siglo XIX, Ivan Osipovich Yarkovsky observó que la radiación infrarroja que escapa de un cuerpo calentado por el sol acumula una cierta cantidad de movimiento. Radzievskii aplicó la idea de que un fotón produce rotación, basándose en variaciones del albedo;​ Paddack y O'Keefe descubrieron que la forma del cuerpo influye en muy alto grado su propia velocidad de rotación.

Paddack y Rhee sugieren que el efecto YORP podría ser la causa de la apertura en las órbitas de ciertos asteroides, así como de la eliminación eventual de pequeñas partículas asimétricas dentro del sistema solar.​

En el año 2007, el efecto YORP fue confirmado por medio de la observación directa. El pequeño asteroide YORP duplicará su rotación en un período de 600.000 años, y se cree que el efecto YORP podría alterar la oblicuidad de la eclíptica y el movimiento de precesión del asteroide.

Las flechas amarillas representan la luz del Sol. En "A" la forma de la superficie es diferente a "B".Esto hace que la energía sea reflejada en distinto angulo, generando distinto torque. 

Las observaciones muestran que los asteroides de más de 125 km de diámetro, tienen periodos de rotación que siguen una distribución estadística de Maxwell-Boltzmann, mientras que los asteroides más pequeños (de 50 a 125 km de tamaño) presentan un pequeño exceso de rotaciones rápidas. Los asteroides aún más pequeños (de tamaño menor que 50 km) muestran un exceso claro de periodos rotatorios muy rápidos o lentos.

A pesar de que se trata de una fuerza débil e inconmensurable, su efecto a lo largo de millones de años está lejos de ser insignificante. Los astrónomos piensan que el efecto YORP podría ser responsable de hacer rotar a los asteroides a velocidades capaces de destruirlos, y quizás permitir así la formación de asteroides dobles.​ Otros pueden ser frenados hasta lograr que tarden varios días en completar un giro en torno a su eje.

Navegación espacial

Se ha propuesto un nuevo tipo de nave espacial, que es una vela color aluminio, que usa la presión de radiación como "viento".

Ya se trato de poner en órbita a una de estas naves en el 2005, manejada por la Sociedad Planetaria, pero no pudo ser puesta en órbita por un fallo. Se llamaba Cosmos 1.

La nave Cosmos 1. Tal vez pronto tengamos la Cosmos 2.