放射圧

放射圧（光圧 とも呼ばれる）は、物体と電磁場の間の運動量の交換によって表面に及ぼされる機械的圧力である。これには、あらゆる規模の物質（巨視的物体から塵粒子、ガス分子まで）によって吸収、反射、またはその他の方法で放射（黒体放射など）されるあらゆる波長の光または電磁放射の運動量が含まれる。^{[1] [2] [3]関連する力は}放射圧力、または単に光の力と呼ばれることもある。

放射圧によって生成される力は、一般に日常の状況では気付かないほど小さいが、いくつかの物理的プロセスやテクノロジーでは重要である。これには特に宇宙空間の物体が含まれ、そこでは放射圧は通常、重力の他に物体に作用する主な力であり、また小さな力の正味の影響が長期間にわたって大きな累積効果を持つ可能性がある。例えば、バイキング計画の宇宙船に対する太陽の放射圧の影響を無視していたとしたら、宇宙船は火星の軌道を約15,000 km (9,300 mi)逸れていたであろう。^[4]星の光からの放射圧は、多くの天体物理学的プロセスでも極めて重要である。放射圧の重要性は極めて高い温度で急速に増大し、例えば恒星内部や熱核兵器では通常のガス圧をはるかに上回ることがある。さらに、宇宙で動作する大型レーザーは、ビーム駆動推進で帆船を推進する手段として提案されている。

放射圧力は、レーザー技術や、レーザーやその他の光学技術に大きく依存する科学分野の基盤です。これには、生体顕微鏡法（光を照射して微生物、細胞、分子を観察する）、量子光学、オプトメカニクス（光を使用して原子、キュービット、マクロな量子物体などの物体をプローブおよび制御する）が含まれますが、これらに限定されません。これらの分野での放射圧力の直接的な応用としては、レーザー冷却（1997年のノーベル物理学賞の対象）、^[5] マクロな物体と原子の量子制御（2012年のノーベル物理学賞）、^[6]干渉測定（2017年のノーベル物理学賞）^[7]および光ピンセット（2018年のノーベル物理学賞） ^[8]などがあります。

放射圧は、古典的な電磁場の運動量、または光の粒子である光子の運動量を考慮することによっても、同様にうまく説明できます。電磁波または光子と物質との相互作用には、運動量の交換が伴う場合があります。運動量保存の法則により、波または光子の全運動量が変化すると、相互作用した物質の運動量も等しく反対方向に変化します (ニュートンの運動の第 3 法則)。これは、光が表面で完全に反射する場合の添付の図で示されています。この運動量の移動が、放射圧と呼ばれるものの一般的な説明です。

ヨハネス・ケプラーは1619年に、彗星の尾が常に太陽から遠ざかるという観測を説明するために放射圧の概念を提唱した^。[9]

光は電磁波として運動量の性質を持ち、そのため光にさらされるあらゆる表面に圧力をかけるという主張は、1862年にジェームズ・クラーク・マクスウェルによって発表され、1900年にロシアの物理学者ピョートル・レベデフによって実験的に証明され^[10]、1901年にはアーネスト・フォックス・ニコルズとゴードン・フェリー・ハルによって証明された^[11]。圧力は非常に小さいが、ニコルズ放射計の反射金属の繊細にバランスをとった羽根に放射を当てることで検出することができる（これをクルックス放射計と混同してはならない。クルックス放射計の特徴的な動きは放射圧ではなく、温度差による空気の流れによって引き起こされる。）。

放射圧は、電磁放射に起因する運動量を考慮すると、運動量保存則の結果として考えることができます。その運動量は、電磁理論に基づいて計算することも、光子の流れの結合運動量から計算することもでき、以下に示すように同じ結果が得られます。

マクスウェルの電磁気学の理論によれば、電磁波は運動量を持ちます。運動量は、電磁波が当たった表面で放射線を吸収または反射する部分に伝達されます。

完全に吸収する（黒い）表面に伝達される運動量について考えてみましょう。平面波のエネルギー流束（放射照度）は、電場ベクトルEと磁場の補助場ベクトル（または磁化場）Hの外積であるポインティング ベクトル を使用して計算されます。S で表される大きさを光速で割ったものが、電磁場の単位面積（圧力）あたりの線形運動量の密度です。したがって、次元的には、ポインティング ベクトルはS = ⁠${\displaystyle \mathbf {S} =\mathbf {E} \times \mathbf {H} }$力/エリア⁠ = ⁠仕事の遂行速度/エリア⁠ = ⁠⁠ΔF​/Δt​⁠ Δ x/エリア⁠は光の速度c = Δ x / Δ tに圧力Δ F / 面積を掛けたもの。この圧力は表面の放射圧として感じられます。 ここでは圧力（通常はパスカル）、は入射放射照度（通常は W/m ²）、 は真空中の光の速度です。ここで、 ⁠$${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {\langle S\rangle }{c}}={\frac {I_{f}}{c}}}$$${\displaystyle P}$${\displaystyle I_{f}}$${\displaystyle c}$1/ｃ⁠ ≈3.34 N/GW。

表面が入射波に対して角度αで平面である場合、表面全体の強度はその角度の余弦によって幾何学的に減少し、表面に対する放射力の成分もαの余弦によって減少し、結果として圧力は次のようになります。 $${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {I_{f}}{c}}\cos ^{2}\alpha }$$

入射波の運動量はその波と同じ方向です。しかし、上記のように、表面に垂直な運動量の成分のみが表面の圧力に寄与します。表面に接する力の成分は圧力とは呼ばれません。^[12]

入射波に対する上記の処理は、黒色（完全に吸収する）物体が受ける放射圧を考慮しています。波が鏡面反射される場合、反射波による反動が放射圧にさらに影響します。完全な反射体の場合、この圧力は入射波によって引き起こされる圧力と同じになります。

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

したがって、表面上の正味放射圧は 2倍になります。

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

部分的に反射する表面の場合、第 2 項に反射率 (強度の反射係数とも呼ばれる) を掛けて、増加が 2 倍未満になるようにする必要があります。拡散反射表面の場合、反射と形状の詳細を考慮する必要があり、その結果、純放射圧は 2 倍未満に増加します。

物体から反射された波が受ける正味の放射圧に寄与するのと同様に、反射ではなく自ら放射を放出する物体は、表面に対して垂直な方向の 放射照度によって決まる放射圧を再び得る。I e _:$${\displaystyle P_{\text{emitted}}={\frac {I_{\text{e}}}{c}}}$$

放射は黒体放射または他の放射メカニズムから生じます。すべての物質は黒体放射を放射するため（完全に反射するか絶対零度でない限り）、この放射圧の発生源はいたるところに存在しますが、通常はごくわずかです。しかし、黒体放射は温度とともに急速に増加するため（シュテファン・ボルツマンの法則で示されるように、温度の 4 乗に比例して増加するため）、非常に高温の物体の温度による放射圧（または同様に高温の周囲から入射する黒体放射による放射圧）が大きくなる可能性があります。これは恒星内部では重要です。

電磁放射は、波ではなく粒子として捉えることができます。これらの粒子は光子として知られています。光子には静止質量がありませんが、光子は決して静止することはなく（光速で移動します）、それでも運動量を獲得します。運動量は次のように表されます。 ここ で、pは運動量、hはプランク定数、λは波長、c は真空中の光速です。E _{p は}単一光子のエネルギーで、次のように表されます。 $${\displaystyle p={\dfrac {h}{\lambda }}={\frac {E_{p}}{c}},}$$$${\displaystyle E_{p}=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}}$$

放射圧は、各光子の運動量の不透明表面への伝達と、（部分的に）反射する表面での（可能性のある）反跳光子による運動量と見ることができます。領域A上の放射照度の入射波I _fのパワーは I _f Aであるため、これは、表面に当たる単位面積あたり 1 秒あたりI _f / E _pの光子のフラックスを意味します。これを単一光子の運動量に関する上記の式と組み合わせると、古典的な電磁気学を使用して上で説明した放射照度と放射圧の関係と同じになります。また、反射された光子やその他の方法で放出された光子は、正味の放射圧に同様に寄与します。

一般に、電磁波の圧力は、電磁応力テンソルのトレースが消失することから得られます。このトレースは3 P − uに等しいため、次の式が得られます 。 ここで、uは単位体積あたりの放射エネルギーです。 $${\displaystyle P={\frac {u}{3}},}$$

これは、温度Tで周囲と熱平衡にある物体の表面にかかる圧力の特定のケースでも示されます。物体はプランクの黒体放射の法則で記述される均一な放射場に囲まれ、その衝突する放射、その反射、および自身の黒体放射による圧縮圧力を受けます。そこから、結果として生じる圧力は、周囲の空間の単位体積あたりの総放射エネルギーの 3 分の 1 に等しいことがわかります。^{[13] [14] [15] [16]}

シュテファン・ボルツマンの法則を用いると、これは と表すことができます 。 ここで はシュテファン・ボルツマン定数です。 $${\displaystyle P_{\text{compress}}={\frac {u}{3}}={\frac {4\sigma }{3c}}T^{4},}$$${\displaystyle \sigma }$

太陽放射圧は、太陽の放射が近距離にあることによるもので、特に太陽系内では顕著です。太陽放射圧はすべての物体に作用しますが、その全体的な影響は一般に、表面積と質量の比率が大きい小さな物体のほうが大きくなります。すべての宇宙船は、より大きな軌道を周回する物体の影の後ろにいる場合を除き、このような圧力を受けます。

地球近くの物体に対する太陽放射圧は、1  AUにおける太陽の放射照度（太陽定数、G _SCとも呼ばれる）を使用して計算することができ、その値は2011年時点で1361  W / m ^{2に設定されています。 [17]}

すべての星は表面温度に依存するスペクトルエネルギー分布を持っています。この分布は黒体放射の分布とほぼ一致します。この分布は、たとえば 太陽帆を最適化するために放射圧を計算したり反射材を特定したりする場合に考慮する必要があります。

瞬間的または数時間にわたる太陽の圧力は、太陽フレアやコロナ質量放出の放出によって確かに増大する可能性がありますが、その影響は地球の軌道との関係で本質的に測定不可能なままです。しかし、これらの圧力は数億年にわたって持続し、累積的に地球-月系の軌道に測定可能な動きを生み出しています。

地球から太陽までの距離における太陽放射圧は、太陽定数 G _SC（上記）を光速 cで割ることで計算できます。太陽に面した吸収シートの場合、これは単純に次のようになります。^[18] $${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\approx 4.5\cdot 10^{-6}~{\text{Pa}}=4.5~\mu {\text{Pa}}.}$$

この結果はパスカルで表され、N/m ² (ニュートン/平方メートル) に相当します。太陽に対して角度αにあるシートの場合、シートの有効面積Aは幾何学的係数によって減少し、太陽光の方向に次の力が生じます。 $${\displaystyle F={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}(A\cos \alpha ).}$$

この力の表面垂直成分を求めるには、別の余弦係数を適用して、表面の 圧力Pを求める必要があります。$${\displaystyle P={\frac {F\cos \alpha }{A}}={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\cos ^{2}\alpha .}$$

ただし、たとえば宇宙船に対する太陽放射の正味の影響を考慮するには、「圧力」として識別される表面に対して垂直な成分だけではなく、前の式で示される合計の力（太陽から離れる方向）を考慮する必要があることに注意してください。

太陽定数は、地球からの距離、つまり 1天文単位(au) における太陽の放射に対して定義されます。したがって、 R天文単位 ( Rは無次元)の距離では、逆二乗の法則を適用すると、次の式が得られます。 $${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

最後に、吸収面ではなく完全に反射する面を考慮すると、反射波により 圧力が2 倍になり、次のようになります。$${\displaystyle P=2{\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

吸収性材料の場合とは異なり、反射体にかかる結果的な力は、入射波と反射波からの接線方向の力が互いに打ち消し合い、表面に対して垂直に作用するこの圧力によって正確に与えられることに注意してください。実際には、材料は完全に反射することも完全に吸収することもないため、結果的な力は、これらの式を使用して計算された力の加重平均になります。

太陽放射圧は軌道摂動の原因となり、あらゆる宇宙船を含む小天体の軌道や軌跡に大きな影響を与えます。

太陽放射圧は、太陽系のほとんどの天体に影響を及ぼします。小さな天体は、表面積に比べて質量が小さいため、大きな天体よりも影響を受けます。宇宙船は、自然天体（彗星、小惑星、塵の粒子、ガス分子）とともに影響を受けます。

放射圧は物体に力とトルクを生じさせ、物体の並進運動と回転運動を変化させる。並進運動の変化は物体の軌道に影響を与える。回転速度は増加または減少する可能性がある。緩く凝集した物体は、高回転速度で分解する可能性がある。塵の粒子は太陽系を離れるか、太陽に螺旋状に落ち込む可能性がある。^[19]

物体全体は、通常、物体上で異なる方向を向いた多数の表面で構成されています。面は平らな場合もあれば、曲面の場合もあります。面には異なる領域があります。面には、他の面とは異なる光学特性がある場合があります。

特定の時間には、いくつかの面が太陽にさらされ、いくつかは影の中にあります。太陽にさらされた各表面は、放射線を反射、吸収、放出します。影の中の面は放射線を放出します。すべての面にかかる圧力の合計が、物体にかかる正味の力とトルクを定義します。これらは、前のセクションの式を使用して計算できます。^{[12] [18]}

ヤルコフスキー効果は小物体の移動に影響を及ぼします。これは太陽から遠ざかる面が太陽に近づく面よりも高温になることで生じます。より高温の面から放射される放射線は反対側の面よりも強く、その結果物体に正味の力が加わり、物体の運動に影響を及ぼします。^[20]

YORP効果は、ヤルコフスキー効果の以前の概念を拡張した効果の集合体ですが、性質は似ています。物体のスピン特性に影響します。^[要出典]

ポインティング・ロバートソン効果は、粒子サイズの粒子に適用されます。太陽の周りを回る塵の粒子から見ると、太陽の放射線はわずかに前方から来ているように見えます (光行差)。したがって、この放射線の吸収により、移動方向と反対の成分を持つ力が生じます。(放射線は光速で移動しますが、塵の粒子はそれよりも何桁も遅いため、行差の角度はごくわずかです。) その結果、塵の粒子は太陽に向かって徐々に螺旋状に落ちていきます。長い時間をかけて、この効果により太陽系の塵のほとんどが除去されます。

他の力に比べるとかなり小さいですが、放射圧の力は避けられません。長期間にわたって、この力の正味の効果は大きくなります。このような微弱な圧力は、ガス イオンや電子などの微粒子に顕著な効果を及ぼす可能性があり、太陽からの電子放出や彗星の物質など の理論において不可欠です。

粒子サイズが小さくなると表面積と体積（したがって質量）の比率が増加するため、塵（マイクロメートルサイズ）粒子は太陽系の外側でも放射圧の影響を受けやすくなります。たとえば、土星の外輪の進化は放射圧に大きく影響されます。

光圧の結果として、アインシュタイン^[21]は1909年に物質の動きに対抗する「放射摩擦」の存在を予言した。彼は次のように書いている。「放射はプレートの両側に圧力をかける。プレートが静止している場合、両側に及ぼされる圧力の力は等しい。しかし、プレートが動いている場合、動きの最前線にある表面（前面）で反射される放射は、背面よりも多くなる。前面に及ぼされる後方に作用する圧力の力は、背面に作用する圧力の力よりも大きい。したがって、2つの力の結果として、プレートの動きに対抗し、プレートの速度とともに増加する力が残る。この結果を「放射摩擦」と簡単に呼ぶことにする。」

太陽帆走は宇宙船の推進力の実験的方法で、太陽からの放射圧を動力として利用します。光による惑星間旅行のアイデアは、ジュール・ヴェルヌが1865 年の小説『月世界行』で言及しました。

帆は入射光の約 90% を反射します。吸収された 10% は両方の表面から放射されますが、照らされていない表面から放射される割合は帆の熱伝導率によって異なります。帆には曲率、表面の凹凸、およびその他の性能に影響する小さな要因があります。

宇宙航空研究開発機構（JAXA ）は、 IKAROSプロジェクトで搭載物の推進にすでに成功しているソーラーセイルを宇宙で展開することに成功した。

放射圧は、宇宙の誕生から星の形成、そして広範囲にわたる塵やガスの雲の形成に至るまで、宇宙の発展に大きな影響を与えてきました。^[22]

光子時代とは、ビッグバン後10秒から38万年の間、宇宙のエネルギーが光子によって支配されていた段階である。^[23]

銀河の形成と進化のプロセスは宇宙の歴史の初期に始まった。初期宇宙の観測は、物体が下から上へ成長した（つまり、小さな物体が合体して大きな物体を形成した）ことを強く示唆している。それによって星が形成され、電磁放射の源となると、星からの放射圧が残りの恒星周物質のダイナミクスの要因となる。^[24]

塵とガスの雲の重力による圧縮は、特に凝縮によって星が誕生するときに、放射圧によって強く影響されます。圧縮された雲の中で形成される、より大きく若い星は、雲を移動させる強力なレベルの放射を放出し、近くの領域で分散または凝縮を引き起こし、近くの領域での誕生率に影響を与えます。

星は主に、塵とガスの大きな雲の領域で形成され、星団を形成します。星団を構成する恒星からの放射圧によって、最終的に雲が分散し、星団の進化に大きな影響を与える可能性があります。

多くの散開星団は本質的に不安定で、質量が小さいため、システムの脱出速度は構成星の平均速度よりも低くなります。これらの星団は数百万年以内に急速に分散します。多くの場合、星団を形成したガスが高温の若い星の放射圧によって剥ぎ取られ、星団の質量が急速に分散できるほど減少します。

星形成とは、星間空間の分子雲内の高密度領域が崩壊して星を形成するプロセスです。天文学の分野として、星形成には、星形成プロセスの前駆物質としての星間物質と巨大分子雲(GMC) の研究、およびその直接の産物としての原始星と若い恒星の研究が含まれます。星形成理論では、単一の星の形成を説明するだけでなく、連星の統計と初期質量関数も説明する必要があります。

惑星系は、一般的に、星の形成と同じ過程の一部として形成されると考えられています。原始惑星系円盤は、太陽系星雲と呼ばれる分子雲の重力崩壊によって形成され、その後、衝突と重力捕獲によ​​って惑星系に進化します。放射圧は、星のすぐ近くの領域を一掃することができます。形成プロセスが続くと、放射圧は物質の分布に影響を与える役割を果たし続けます。特に、塵や粒子は、放射圧の作用を受けて星に渦巻くか、恒星系から逃げ出す可能性があります。

恒星内部の温度は非常に高い。恒星モデルでは太陽中心部の温度は15MKと予測されており、超巨星の中心部では温度が1GKを超える可能性がある。放射圧は温度の4乗に比例するため、このような高温では重要になる。太陽では、放射圧はガス圧と比較するとまだかなり小さい。最も重い非縮退星では、放射圧が支配的な圧力成分である。^[25]

太陽の放射圧は彗星の尾に強い影響を与えます。太陽の熱によって彗星の核からガスが放出され、塵の粒子も運び去られます。その後、放射圧と太陽風によって塵とガスが太陽の方向から遠ざけられます。ガスは一般的にまっすぐな尾を形成しますが、動きの遅い塵の粒子はより幅広く湾曲した尾を形成します。

レーザーは、波長 の単色光源として使用できます。レンズのセットを使用すると、レーザー光線を直径 （または） の点に集中させることができます。${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle r=\lambda /2}$

したがって、 λ = 1064 nmのP = 30 mWレーザーの放射圧は次のように計算できます。

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

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

プレッシャー： $${\displaystyle p={\frac {F}{A}}\approx {\frac {10^{-10}{\text{ N}}}{10^{-12}{\text{ m}}^{2}}}=100{\text{ Pa}}.}$$

これは光ピンセットで粒子を捕捉したり浮遊させるために使用されます。

弾性固体の表面からのレーザーパルスの反射は、固体または液体の内部を伝播するさまざまな種類の弾性波を生じさせる可能性があります。言い換えると、光は物質の運動や物質内の運動を励起および/または増幅することができます。これは、オプトメカニクスの分野で研究されている主題です。最も弱い波は、通常、光の反射中に作用する放射圧によって生成される波です。このような光圧誘起弾性波は、たとえば超高反射率誘電体ミラーの内部で観察されています。^[26]これらの波は、マクロスケールでの光と固体物質の相互作用の最も基本的な指紋です。^[27]キャビティオプトメカニクスの分野では、光は、たとえばミラー間の光キャビティ内に閉じ込められ、共鳴的に強化されます。これは、光のパワーと、物体や物質に及ぼすことができる放射圧を大幅に強化することを目的としています。数キロメートルに及ぶビーム（ LIGO干渉計など）^[28]から原子雲^{[29] 、}マイクロエンジニアリングされた トランポリン^[30]から超流体^{[31] [32]}まで、さまざまな物体の光制御（つまり、運動の操作）が実現されています。

光は、運動を励起または増幅するのとは逆に、物体の運動を減衰させることもできる。レーザー冷却は、物質の運動エネルギーの一部を光に変換することで、物質を絶対零度に非常に近い温度まで冷却する方法である。物質の運動エネルギーと熱エネルギーは、物質のブラウン運動に関連するエネルギーを表すため、ここでは同義語である。レーザー光源に向かって移動する原子は、対象元素の吸収周波数に調整されたドップラー効果を感知する。原子にかかる放射圧は、ドップラー効果が元素の周波数範囲外に移動するまで、特定の方向への動きを遅くし、全体的な冷却効果を引き起こす。^[34]

レーザーと物質の相互作用に関するもう一つの研究分野は、薄い箔のターゲットからのイオンや陽子の放射圧加速です。^{[35]超薄箔上の短いレーザーパルスの放射圧によって、医療用途（例えばイオンビーム療法[36]} ）用の高イオンエネルギービームを生成することができます。

• デミール、ディレク、「テーブルトップでの放射圧のデモンストレーション」、2011 年、卒業論文、電子論文大学