복사압
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1. 개요
복사압은 빛이 물체에 가하는 압력으로, 1619년 요하네스 케플러가 혜성의 꼬리가 태양에서 멀어지는 현상을 설명하기 위해 처음 제시했다. 전자기 이론, 양자 역학, 열역학 등을 통해 복사압을 설명하며, 태양 돛이나 광학 핀셋과 같은 다양한 분야에 응용된다. 또한 우주에서의 별의 형성, 혜성의 꼬리 형성 등에도 중요한 역할을 한다.
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| 복사압 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 정의 | 전자기 복사가 표면에 가하는 압력 |
| 발생 원인 | 전자기파의 운동량 전달 |
| 측정 방법 | 복사압 측정기 |
| 크기 | 매우 작음 |
| 이론적 배경 | |
| 맥스웰 방정식 | 전자기파의 복사압 예측 |
| 아인슈타인의 광양자설 | 광자의 운동량 설명 |
| 운동량 보존 법칙 | 복사압의 근거 |
| 복사압의 크기 | |
| 태양 복사압 | 약 4.6 μPa |
| 계산 | 복사 에너지 밀도에 비례 |
| 응용 분야 | |
| 태양 돛 | 우주 탐사선의 추진력 |
| 광학 핀셋 | 미세 입자 조작 |
| 레이저 냉각 | 원자 운동 제어 |
| 중력파 검출 | LIGO 간섭계의 감도 향상 |
| 참고 | |
| 광자 로켓 | 빛의 압력을 이용한 이상적인 추진 장치 |
| 니콜스 복사계 | 복사압 측정 장치 |
2. 발견
요하네스 케플러는 1619년에 혜성의 꼬리가 항상 태양에서 멀어지는 현상을 설명하기 위해 복사압의 개념을 제시했다.[9]
복사압 이론은 1871년 제임스 클러크 맥스웰과 1876년 아돌프 바톨리에 의해 처음 제시되었고, 1900년 표트르 레베데프[39]와 1901년 어니스트 폭스 니콜스 및 고든 페리 헐의 실험으로 증명되었다.[40] 복사압은 매우 약하지만, 니콜스 라디오미터를 사용하여 그 존재를 확인할 수 있다.
전자기파로서의 빛이 운동량을 가지며, 따라서 빛에 노출된 모든 표면에 압력을 가한다는 주장은 1862년 제임스 클러크 맥스웰에 의해 발표되었다. 물체의 표면에 전자기파가 닿을 때 압력이 작용할 가능성과 그 정량적 평가는 1871년 제임스 클러크 맥스웰에 의해 이론적으로 도출되었다. 1876년 아돌프 바톨리 또한 전자기파가 압력을 가한다는 이론을 세웠다.
이후, 실제로 압력이 발생하는 것이 1900년 러시아 물리학자 표트르 레베데프에 의해 실험적으로 증명되었으며,[10] 1901년 어니스트 폭스 니콜스와 고든 페리 헐에 의해 증명되었다.[11] [39] [40] 복사압은 일상적으로 경험하는 기압 변동이나 음파 등에 비해 미약하지만, 니콜스 복사계 내의 반사 금속으로 된 섬세하게 균형 잡힌 날개에 복사선을 쪼여 감지할 수 있다. (이것은 크룩스 복사계와 혼동해서는 안 되는데, 크룩스 복사계의 특징적인 움직임은 복사압이 아니라 온도 차이로 인한 기류에 의해 발생한다.)
3. 이론
전자기 이론, 양자 역학 이론, 열역학 이론 모두 복사압을 설명할 수 있다.[41] 이 이론들에 따르면, 우주에서 전자기파와 접촉하는 모든 물체는 단위 부피마다 받는 복사 에너지 총량의 3분의 1에 해당되는 복사압을 받는다. 복사압은 전자기 복사에 부여된 운동량 보존의 결과로 볼 수 있다.
3. 1. 전자기 이론
전자기 이론에 따르면, 우주에서 전자기파와 접촉하는 모든 물체는 단위 부피마다 받는 복사 에너지 총량의 3분의 1에 해당되는 복사압을 받는다.[41]
흑체 복사의 경우, 열역학적 평형 상태에서 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 따라 ''4σT''4/3''c''가 된다. (''σ''는 슈테판-볼츠만 상수, ''c''는 빛의 속도, ''T''는 절대 온도)
복사압은 전자기 복사에 부여된 운동량에 따라 운동량 보존의 결과로 볼 수 있다. 맥스웰의 전자기 이론에 따르면, 전자기파는 운동량을 전달하며, 이 운동량은 복사를 흡수하거나 반사하는 표면에 전달된다.
완전 흡수 표면에 전달되는 운동량을 고려할 때, 평면파의 에너지 플럭스(조도)는 포인팅 벡터를 사용하여 계산된다. 포인팅 벡터의 크기를 광속으로 나눈 값은 전자기장의 단위 면적당 선형 운동량 밀도(압력)이다.
:
( 는 압력(파스칼), 는 입사 조도(W/m2), 는 진공에서의 광속)
만약 표면이 입사파에 대해 ''α'' 각도로 평면이라면, 압력은 다음과 같이 주어진다.
:
입사파의 운동량은 해당 파의 방향과 동일하지만, 표면에 대한 압력에 기여하는 것은 표면에 수직인 운동량 성분뿐이다.
정반사되는 경우, 반사파로 인한 반동은 복사 압력에 더 기여한다. 완전 반사체의 경우, 이 압력은 입사파에 의해 발생하는 압력과 동일하다.
:
따라서 표면에 가해지는 순 복사 압력은 두 배가 된다.
:
부분적으로 반사하는 표면의 경우, 반사율을 고려해야 하며, 확산 반사 표면의 경우, 반사의 세부 사항과 기하학적 구조를 고려해야 한다.
균일하고 등방적인 복사로 채워진 공간 안에 놓인 물체의 표면에 작용하는 복사압의 크기는 그 공간의 단위 체적당 전체 복사 에너지의 1/3과 같다. 물체가 흑체 복사에 노출되어 열평형 상태에 있는 경우, 그 복사의 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 따른다.
3. 2. 양자 역학적 설명
전자기 이론, 양자 역학 이론, 열역학 이론을 통해 복사압을 설명할 수 있다. 복사압은 전자기 복사에 부여된 운동량에 따라 운동량 보존의 결과로 볼 수 있다.[41]
전자기파는 파동보다는 입자의 관점에서 볼 수 있으며, 이 입자를 광자라고 한다. 광자는 정지 질량을 갖지 않지만, 빛의 속도로 움직이며 다음과 같은 운동량을 갖는다.
:
여기서 ''p''는 운동량, ''h''는 플랑크 상수, ''λ''는 파장, ''c''는 진공에서의 빛의 속도이다. 그리고 ''Ep''는 단일 광자의 에너지이며 다음과 같다.
:
복사 압력은 각 광자의 운동량이 불투명한 표면으로 전달되는 것과 (부분적으로) 반사하는 표면의 경우 반동 광자로 인한 운동량으로 볼 수 있다. 면적 ''A''에 걸쳐 입사하는 조사 ''If''의 파동은 ''IfA''의 전력을 가지므로, 이는 표면에 부딪히는 단위 면적당 초당 ''If''/''Ep'' 광자의 플럭스를 의미한다. 이를 단일 광자의 운동량에 대한 위의 표현과 결합하면, 고전 전자기학을 사용하여 설명된 조사 및 복사 압력 간의 동일한 관계가 발생한다. 반사되거나 다른 방식으로 방출되는 광자는 순 복사 압력에 동일하게 기여한다.
균일하고 등방적인 복사로 채워진 공간 안에 놓인 물체의 표면에 작용하는 복사압의 크기는 그 공간의 단위 체적당 전체 복사 에너지의 1/3과 같다.
물체가 흑체 복사에 노출되어 복사와 물체 표면이 열평형 상태에 있는 경우, 그 복사의 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 의해 와 같다 (여기서 는 슈테판-볼츠만 상수, 는 빛의 속도, 는 공간의 절대 온도). 이 에너지 밀도의 1/3은 국제 단위계에서 가 된다. 이것이 파스칼로 나타낸 흑체 복사의 복사압의 크기가 된다.
3. 3. 열역학적 관점
전자기 이론, 양자 역학, 열역학을 통해, 우주에서 전자기파와 접촉하는 모든 방향에 있는 물체는 단위 부피마다 받는 복사 에너지 총량의 3분의 1에 해당되는 복사압에 노출된다.[41]
흑체 복사의 경우, 노출되어 있는 표면과의 열역학적 평형 상태에서 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 따라 ''4σT''4/3''c''가 된다. 여기서 ''σ''는 슈테판-볼츠만 상수, ''c''는 빛의 속도, ''T''는 우주의 절대 온도이다. 이 에너지 중 3분의 1에 해당되는 값은 6.305×10−17''T''4 J/(m3K4)으로, 이는 파스칼로 표현한 압력과 같은 값이 된다.[41]
복사압은 전자기 복사에 부여된 운동량 보존의 결과로 볼 수 있다. 이 운동량은 전자기 이론 또는 광자 흐름의 결합된 운동량을 기반으로 동일하게 계산될 수 있다. 자체적으로 (반사 대신) 방출하는 물체는 해당 방출의 조사도 ''I''e에 의해 다시 복사압을 받는데, ''표면에 수직인 방향''으로 주어진다.
:math display="block" P_\text{emitted} = \frac{I_\text{e}}{c} /math
이 방출은 흑체 복사 또는 다른 방사 메커니즘에서 발생할 수 있다. 모든 물질은 흑체 복사를 방출하므로 (완전 반사 또는 절대 영도인 경우를 제외하고), 이 복사압의 원인은 어디에나 있지만 보통 미미하다. 그러나 흑체 복사는 온도에 따라 빠르게 증가하므로 (스테판-볼츠만 법칙에 의해 주어진 것처럼 온도의 4제곱에 비례), 매우 뜨거운 물체의 온도 (또는 이와 유사하게 뜨거운 주변 환경으로부터의 입사 흑체 복사)로 인한 복사압은 상당히 커질 수 있다. 이는 별의 내부에서 중요하다.
일반적으로, 전자기파의 압력은 전자기 응력 텐서의 대각합이 0에서 얻을 수 있다. 이 대각합은 3''P'' − ''u''와 같으므로, 다음을 얻는다.
:math display="block" P = \frac{u}{3} /math
여기서 u는 단위 부피당 복사 에너지이다.
이는 또한 주변 환경과 열 평형 상태에 있는 물체의 표면에 가해지는 압력의 특정 경우에서도 나타낼 수 있다. 온도가 T인 경우, 물체는 플랑크 흑체 복사 법칙에 의해 묘사되는 균일한 복사장으로 둘러싸이게 되며, 입사하는 복사, 반사, 자체 흑체 방출로 인해 압축 압력을 경험하게 된다. 이를 통해 최종 압력은 주변 공간의 단위 부피당 총 복사 에너지의 3분의 1과 같다는 것을 알 수 있다.[13][14][15][16]
슈테판-볼츠만 법칙을 사용하면 다음과 같이 나타낼 수 있다.
:math display="block" P_\text{compress} = \frac{u}{3} = \frac{4\sigma}{3c} T^4 /math
여기서 σ는 슈테판-볼츠만 상수이다.
균일하고 등방적인 복사로 채워진 공간 안에 놓인 물체의 표면에 작용하는 복사압의 크기는 그 공간의 단위 체적당 전체 복사 에너지의 1/3과 같다. 이것은 전자기학, 양자역학, 열역학 중 어느 것을 사용해도 복사 자체의 성질을 가정하지 않고 나타낼 수 있다. 또한 이것으로부터 복사압은 복사의 에너지 밀도와 같은 차원을 가짐을 알 수 있다.
물체가 흑체 복사에 노출되어 복사와 물체 표면이 열평형 상태에 있는 경우, 그 복사의 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 의해 와 같다 (여기서 σ는 슈테판-볼츠만 상수, c는 빛의 속도, T는 공간의 절대 온도). 이 에너지 밀도의 1/3은 국제 단위계에서 가 된다. 이것이 파스칼로 나타낸 흑체 복사의 복사압의 크기가 된다.
4. 태양 복사압
전자기파에 노출된 물체 표면에 전자기파가 압력을 가한다는 사실은 1871년 제임스 클러크 맥스웰과 1876년 아돌프 바톨리가 이론을 세웠고, 1900년 표트르 레베데프[39]와 1901년 어니스트 폭스 니콜스, 고든 페리 헐이 실험을 통해 복사압의 존재를 증명했다.[40] 복사압의 강도는 매우 작지만, 니콜스 라디오미터에 반사성 금속 날개를 정교하게 균형을 잡아 설치한 뒤 복사 에너지를 쏘아 그 존재를 확인할 수 있다.
전자기 이론, 양자 역학 이론, 열역학 이론(복사의 본질에 따라 가정이 필요 없음)을 통해 우주에서 전자기파와 접촉하는 모든 방향에 있는 물체는 단위 부피마다 받는 복사 에너지 총량의 3분의 1에 해당되는 복사압에 노출된다.
흑체 복사의 경우, 노출된 표면과 열역학적 평형 상태에서 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 따라 ''4σT''4/3''c''가 된다. 여기서 ''σ''는 슈테판-볼츠만 상수, ''c''는 빛의 속도, ''T''는 우주의 절대 온도이다. 이 에너지의 3분의 1은 6.305×10−17''T''4 J/(m3K4)으로, 파스칼로 표현한 압력과 같다.[41]
지구 근처 물체에 대한 태양 복사 압력은 1 AU에서 태양의 복사 조도인 태양 상수 ''G''SC를 사용해 계산할 수 있으며, 2011년 기준 값은 1361 W/m2이다.[17] 태양으로부터 지구 거리에서 태양 복사 압력은 태양 상수 ''G''SC를 광속 ''c''로 나누어 계산한다. 태양을 향하는 흡수 시트의 경우 압력 ''P''는 다음과 같다.[18]
:
이 결과는 파스칼 (N/m2, 제곱 미터당 뉴턴) 단위이다.
태양계 내 행성간 공간에서 복사 에너지 플럭스 대부분은 태양에서 기원한다. 복사가 한 방향에서만 오는 경우 복사압 크기는 등방 복사의 3배( )이고, 물체가 복사를 완전 반사하면 2배( )이다. 예를 들어 끓는점( ) 물의 흑체 복사 복사압은 약 이다. 행성간 공간 내 특정 장소의 복사 온도가 끓는 물 온도와 같으면, 태양 돛에 작용하는 복사압은 약 에 불과하다. 그러나 이 미소한 압력도 기체 이온이나 전자 등에 큰 영향을 줄 수 있어, 태양풍 내 전자류나 혜성 물질 이론 등에서 중요하게 다뤄진다.
복사압은 다른 힘에 비해 매우 작지만, 오랜 시간 작용하면 그 효과가 상당하다. 특히 기체, 이온, 전자와 같은 미세 입자에 뚜렷한 영향을 미치며, 태양 전자 방출, 혜성 물질 등에 대한 이론에서 필수적이다. 입자 크기가 작아질수록 표면적 대 부피(질량) 비율이 증가하므로, 먼지(미크론 크기) 입자는 외태양계에서도 복사압에 취약하다. 토성의 바깥 고리 진화는 복사압의 영향을 크게 받는다.
아인슈타인[21]은 1909년 빛의 압력으로 인해 물질 움직임에 반대되는 "복사 마찰"이 존재한다고 예측했다. 그는 "복사가 판 양쪽에 압력을 가할 것이다. 판이 정지하면 양쪽 압력은 같지만, 움직이면 앞면에서 뒷면보다 더 많은 복사가 반사된다. 따라서 앞면의 반대 방향 압력이 뒷면보다 커져 판 운동에 반대하고 속도에 따라 증가하는 힘, 즉 '복사 마찰'이 발생한다"고 썼다.
4. 1. 태양 돛
태양돛은 우주선의 추진력을 얻기 위한 방법으로 제안되었다. 태양돛은 태양에서 나오는 에너지가 지니는 복사압을 원동력으로 삼는다. 소비에트 연방 과학자 프리드리히 챈더가 1924년에 돛 아이디어를 고안했으며, 코스모스 1 계획에서 실제로 태양돛을 추진 수단으로 사용하려고 했다.태양 복사 압력은 가까운 거리에서 태양의 복사로 인해 발생하며, 특히 태양계 내에서 발생한다. 지구 근처의 물체에 대한 태양 복사 압력은 1 AU에서 태양의 복사 조도를 사용하여 계산할 수 있으며, 이는 태양 상수(''G''SC)로 알려져 있다. 2011년 기준으로 1361 W/m2이다.[17] 모든 별은 표면 온도에 따라 달라지는 스펙트럼 에너지 분포를 가지고 있으며, 이 분포는 대략 흑체 복사의 분포와 같다. 복사 압력을 계산하거나 태양 돛을 최적화하기 위한 반사 재료를 식별할 때 이 분포를 고려해야 한다.
태양 플레어 및 코로나 질량 방출의 방출로 인해 일시적이거나 몇 시간 동안 태양 압력이 증가할 수 있지만, 그 영향은 지구 궤도와 관련하여 본질적으로 측정할 수 없는 수준으로 유지된다. 그러나 이러한 압력은 오랜 기간 동안 지속되어 지구-달 시스템의 궤도에 측정 가능한 움직임을 누적적으로 생성해 왔다.
태양 돛 항해는 우주선 추진의 실험적인 방법으로, 태양으로부터의 복사압을 동력으로 사용한다. 빛에 의한 행성간 여행에 대한 아이디어는 쥘 베른의 1865년 소설 ''지구에서 달까지''에서 언급되었다. 돛은 입사 복사의 약 90%를 반사한다. 흡수되는 10%는 양쪽 표면에서 방출되며, 빛이 닿지 않는 표면에서 방출되는 비율은 돛의 열 전도성에 따라 달라진다. 돛은 곡률, 표면 불규칙성 및 성능에 영향을 미치는 다른 사소한 요소를 가지고 있다.
일본 우주항공연구개발기구(JAXA)는 IKAROS 프로젝트를 통해 우주에서 태양 돛을 성공적으로 펼치고 탑재체를 추진하는 데 성공했다.
4. 1. 1. 한국의 태양 돛 개발 현황
솔라 세일은 우주선의 추진 방식 중 하나로 제안된 것으로, 태양으로부터의 복사압을 동력으로 사용한다. 2005년에 행성 협회가 발사한 코스모스 1호는 솔라 세일을 탑재했으나 발사는 실패로 끝났다. 2010년에 일본 우주 항공 연구 개발 기구(JAXA)에서 발사한 IKAROS는 세계 최초의 솔라 세일 실증기가 되었다.4. 2. 궤도 섭동
태양 복사압은 태양계 내에서 태양의 복사로 인해 발생하는 현상이다. 지구 근처에서 이 압력은 매우 작지만, 표면적과 질량의 비율이 큰 작은 물체에는 더 큰 영향을 미친다. 모든 우주선은 궤도 천체의 그림자 뒤에 있지 않는 한 이 압력을 경험한다.지구 근처에서 태양 복사 압력은 1 AU에서 태양의 복사 조도를 사용해 계산할 수 있다. 2011년 기준 태양 상수 ''G''SC는 1361 W/m2이다.[17]
태양으로부터 지구 거리에서 태양 복사 압력은 태양 상수 ''G''SC를 광속 ''c''로 나누어 계산할 수 있다. 태양을 향하는 흡수 시트의 경우, 압력 ''P''는 다음과 같다.[18]
:
역제곱 법칙을 적용하면, ''R'' 천문 단위 거리에서 압력은 다음과 같다.
:
완벽하게 반사하는 표면의 경우, 압력은 두 배가 된다.
:
다음은 수직 입사에서 완전 반사체에 대해 계산된 태양 복사 압력(''α'' = 0)을 나타낸 표이다.
| 태양과의 거리 | 방사 압력 μPa (μN/m2) |
|---|---|
| 0.20 au | 227 |
| 0.39 au (수성) | 59.7 |
| 0.72 au (금성) | 17.5 |
| 1.00 au (지구) | 9.08 |
| 1.52 au (화성) | 3.93 |
| 3.00 au (전형적인 소행성) | 1.01 |
| 5.20 au (목성) | 0.34 |
태양 복사압은 궤도 섭동의 원인으로, 작은 천체의 궤도와 궤적에 큰 영향을 미친다. 특히 표면적에 비해 질량이 작은 천체가 더 큰 영향을 받는다. 복사압은 천체의 병진 운동과 회전 운동을 변화시키는 힘과 토크를 발생시킨다. 야르콥스키 효과는 작은 천체의 병진 운동에, YORP 효과는 천체의 자전 특성에 영향을 미친다. 포인팅-로버트슨 효과는 먼지 입자가 태양으로 나선형으로 진입하게 하는 효과이다.
복사압은 오랜 기간에 걸쳐 상당한 영향을 미칠 수 있으며, 미세한 입자에도 뚜렷한 영향을 미친다.
5. 복사압의 응용
레이저를 이용한 복사압은 다양한 분야에 응용된다. 광학 핀셋은 레이저를 집속하여 미세 입자를 가두거나 조작하는 기술이며, 레이저 냉각은 원자나 분자의 운동 에너지를 줄여 절대 영도에 가깝게 냉각시키는 방법이다.
탄성 고체 표면에서 레이저 펄스가 반사되면 다양한 유형의 탄성파가 발생하는데, 이는 물질의 운동을 유발하거나 증폭시킬 수 있다. 이러한 현상은 광학-기계학 분야에서 연구되며, 초고반사율 유전체 거울 내부에서 관찰되기도 한다.[26][27] 빛을 광학 공진기에 가두어 증폭시키는 '공동' 광학-기계학은 빛의 세기를 크게 향상시켜 다양한 물체의 운동을 제어하는 데 활용된다.[28][29][30][31][32]
레이저-물질 상호작용 연구는 얇은 박막에서 이온이나 양성자를 복사 압력으로 가속하는 분야로도 확장되고 있다.[35] 이는 의료 분야에서 이온 빔 치료[36] 등에 활용될 수 있다.
5. 1. 광학 핀셋
레이저는 파장 를 갖는 단색광의 광원으로 사용될 수 있다. 렌즈 세트를 사용하여 레이저 빔을 지름이 (또는 )인 점으로 집속할 수 있다.''P'' = 30 mW 레이저의 복사압은 ''λ'' = 1064 nm일 때 다음과 같이 계산할 수 있다.
- 면적:
- 힘:
- 압력:
이것은 광학 핀셋에서 입자를 가두거나 부유시키는 데 사용된다.
5. 2. 레이저 냉각
레이저 냉각은 빛으로 물질의 운동 에너지를 변환하여 물질을 절대 영도에 매우 가깝게 냉각시키는 방법이다. 물질의 운동 에너지와 열 에너지는 여기서 같은 의미인데, 이는 물질의 브라운 운동과 관련된 에너지를 나타내기 때문이다. 레이저 광원 쪽으로 이동하는 원자는 대상 원소의 흡수 주파수에 맞게 조정된 도플러 효과를 인식한다. 원자에 가해지는 복사 압력은 도플러 효과가 원소의 주파수 범위를 벗어날 때까지 특정 방향으로의 움직임을 늦추어 전반적인 냉각 효과를 유발한다.[34]5. 3. 레이저 핵융합
레이저 펄스가 탄성 고체 표면에서 반사될 때, 다양한 종류의 탄성파가 발생하여 고체나 액체 내부로 전파된다. 즉, 빛은 물질의 운동을 유발하거나 증폭시킬 수 있으며, 이는 광학-기계학 분야의 연구 대상이다. 가장 약한 파동은 일반적으로 빛의 반사 시 작용하는 복사압에 의해 생성된다. 이러한 빛 압력 유도 탄성파는 초고반사율 유전체 거울 내부에서 관찰된 바 있다.[26] 이 파동은 거시적 규모에서 빛과 고체 물질 간 상호작용의 가장 기본적인 현상이다.[27]광학 공진기(예: 거울 사이)에 빛이 갇혀 공명 증폭되는 현상을 '공동' 광학-기계학이라고 한다. 이는 빛의 세기와 물체 및 물질에 가할 수 있는 복사 압력을 크게 증가시킨다. 킬로미터 길이의 빔(LIGO 간섭계 등),[28] 원자 구름,[29] 미세 가공된 트램펄린,[30] 초유체[31][32] 등 다양한 물체의 운동을 조작하는 광학 제어가 실현되었다.
빛은 물체의 운동을 억제할 수도 있는데, 레이저 냉각은 물질의 운동 에너지를 빛으로 변환하여 물질을 절대 영도에 매우 가깝게 냉각시키는 기술이다. 물질의 운동 에너지와 열 에너지는 동일한 의미로, 물질 내 브라운 운동과 관련된 에너지를 나타낸다. 레이저 광원 쪽으로 이동하는 원자는 대상 원소의 흡수 주파수에 맞춰 조정된 도플러 효과를 인지한다. 원자에 가해지는 복사 압력은 도플러 효과가 해당 원소의 주파수 범위를 벗어날 때까지 특정 방향으로의 움직임을 늦춰 전반적인 냉각 효과를 낸다.[34]
레이저-물질 상호작용과 관련하여 활발히 연구되는 또 다른 분야는 얇은 박막 타겟에서 이온 또는 양성자를 복사 압력으로 가속하는 것이다.[35] 고에너지 이온 빔은 초박막 포일에 짧은 레이저 펄스의 복사 압력을 가함으로써 생성될 수 있으며, 이는 의료 분야(예: 이온 빔 치료[36])에 활용 가능하다.
5. 3. 1. 한국의 레이저 기술 응용
레이저 펄스가 탄성 고체 표면에서 반사되면 고체나 액체 내부로 퍼져나가는 다양한 종류의 탄성파가 발생할 수 있다. 다시 말해, 빛은 물질의 운동을 일으키거나 증폭시킬 수 있다. 이것이 광학-기계학 분야에서 연구하는 대상이다. 가장 약한 파는 보통 빛의 반사 과정에서 작용하는 복사압에 의해 만들어지는 파동이다. 이러한 빛 압력으로 유도된 탄성파는 초고반사율 유전체 거울 내부에서 관찰되었다.[26] 이러한 파동은 거시적인 규모에서 빛과 고체 물질 사이의 상호작용을 보여주는 가장 기본적인 현상이다.[27]광학 공진기(예: 거울 사이)에서 빛이 갇혀 공명하며 증폭되는 것을 ''공동'' 광학-기계학이라고 한다. 이는 빛의 세기와 물체 및 물질에 가할 수 있는 복사 압력을 크게 향상시킨다. 킬로미터 길이의 빔(LIGO 간섭계 등)[28]에서 원자 구름,[29] 미세 가공된 트램펄린[30]에서 초유체[31][32]에 이르기까지 다양한 물체의 운동을 조작하는 광학 제어가 실현되었다.
빛은 물체의 운동을 일으키거나 증폭시킬 수 있을 뿐만 아니라, 물체의 운동을 억제할 수도 있다. 레이저 냉각은 물질의 운동 에너지를 빛으로 변환하여 물질을 절대 영도에 매우 가깝게 냉각시키는 방법이다. 물질의 운동 에너지와 열 에너지는 같은 의미를 가지는데, 이는 물질의 브라운 운동과 관련된 에너지를 나타내기 때문이다. 레이저 광원 쪽으로 움직이는 원자는 대상 원소의 흡수 주파수에 맞게 조정된 도플러 효과를 인식한다. 원자에 가해지는 복사 압력은 도플러 효과가 원소의 주파수 범위를 벗어날 때까지 특정 방향으로의 움직임을 늦추어 전반적인 냉각 효과를 유발한다.[34]
레이저-물질 상호 작용의 또 다른 활발한 연구 분야는 얇은 박막 타겟으로부터의 이온이나 양성자의 복사 압력 가속이다.[35] 고에너지 이온 빔은 초박막 포일에 짧은 레이저 펄스의 복사 압력을 가하여 의료 응용 분야 (예: 이온 빔 치료[36])에 사용될 수 있다.
6. 우주에서의 복사압
전자기 이론, 양자 역학 이론, 열역학 이론을 통해 우주에서 전자기파와 접촉하는 모든 방향에 있는 물체는, 단위 부피마다 받는 복사 에너지 총량의 3분의 1에 해당되는 복사압에 노출된다는 사실이 밝혀졌다.
흑체 복사의 경우, 노출되어 있는 표면과의 열역학적 평형 상태에서 에너지 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙에 따라 ''4σT''4/3''c''가 된다. 여기서 ''σ''는 슈테판-볼츠만 상수, ''c''는 빛의 속도, ''T''는 우주의 절대 온도를 의미한다. 이 에너지 중 3분의 1에 해당되는 값은 6.305×10−17''T''4 J/(m3K4)이며, 이는 파스칼로 표현한 압력과 같다.[41]
6. 1. 초기 우주
광자 시대는 빅뱅 이후 10초에서 38만 년 사이 우주의 에너지가 광자에 의해 지배되던 시기이다.[23] 복사압은 이때부터 별의 지속적인 형성, 그리고 광범위한 규모의 먼지와 가스 구름 형성에 이르기까지 우주의 발달에 주요한 영향을 미쳤다.[22]6. 2. 은하 형성 및 진화
6. 3. 먼지와 가스 구름
중력 수축으로 먼지와 가스 구름이 압축되는 것은 복사 압력의 영향을 크게 받으며, 특히 응축이 별의 탄생으로 이어질 때 더욱 그렇다.[22] 압축된 구름 내부에서 형성되는 더 큰 젊은 별들은 강렬한 수준의 복사를 방출하여 구름을 이동시키고, 이는 인근 지역에서 분산 또는 응축을 일으켜 해당 지역의 탄생률에 영향을 미친다.6. 4. 성단
별은 주로 먼지와 가스가 많은 구역에서 형성되어 성단을 이룬다. 구성원 별의 복사 압력은 결국 구름을 흩어지게 하며, 이는 성단의 진화에 심오한 영향을 미칠 수 있다.[22]많은 산개성단은 본질적으로 불안정하며, 시스템의 탈출 속도가 구성 별의 평균 속도보다 낮을 정도로 질량이 작다. 이러한 성단은 수백만 년 이내에 빠르게 흩어진다. 많은 경우, 뜨겁고 어린 별의 복사 압력에 의해 성단이 형성된 가스가 제거되면서 성단의 질량이 충분히 감소하여 빠르게 흩어지게 된다.
6. 5. 별 형성
성간 공간의 분자 구름 내 밀도가 높은 영역이 붕괴되어 별을 형성하는 과정이다.[22] 천문학의 한 분야로서 별 형성에는 별 형성 과정의 전구체로서의 성간 매질 및 거대 분자 구름(GMC) 연구와, 별 형성의 직접적인 산물로서의 원시별 및 젊은 별 객체 연구가 포함된다. 별 형성 이론은 단일 별의 형성을 설명할 뿐만 아니라, 쌍성의 통계 및 초기 질량 함수도 설명해야 한다.6. 6. 항성 행성계
행성계는 일반적으로 별의 형성과 동일한 과정의 일부로 형성되는 것으로 여겨진다. 원시 행성계 원반은 분자 구름의 중력 붕괴에 의해 형성되며, 이를 태양 성운이라고 한다. 그 후 충돌과 중력 포획을 통해 행성계로 진화한다. 복사 압력은 별의 바로 근처 지역을 청소할 수 있다. 형성 과정이 계속됨에 따라 복사 압력은 물질 분포에 영향을 미치는 역할을 계속한다. 특히 먼지와 입자는 복사 압력의 작용으로 별 안으로 나선형으로 들어가거나 별의 시스템에서 탈출할 수 있다.[22]
6. 7. 혜성
헤일-밥 혜성과 같은 혜성은 핵 주위를 둘러싼 코마와 코마에서 태양 반대 방향으로 뻗은 꼬리 구조를 갖는다. 혜성의 꼬리 형성에 태양으로부터의 복사압이 기여한다.[37] 혜성의 꼬리는 일반적으로 태양광의 복사압으로 생기는 먼지 꼬리와 태양풍으로 생기는 이온 꼬리(플라스마 꼬리) 두 가지가 존재하며, 경우에 따라 중성 나트륨 꼬리가 더해지기도 한다.
태양 복사압은 혜성 꼬리에 강력한 영향을 미친다. 태양열은 혜성 핵에서 기체를 방출하게 하며, 이 기체는 먼지 입자를 함께 운반한다. 이후 복사압과 태양풍은 먼지와 기체를 태양의 반대 방향으로 밀어낸다. 이때 기체는 일반적으로 곧은 꼬리를 형성하는 반면, 더 느리게 움직이는 먼지 입자는 더 넓고 굽은 꼬리를 만든다.
먼지 꼬리는 혜성 핵에서 방출되는 먼지로 형성된다. 태양으로부터의 중력은 먼지에 인력으로 작용하지만, 이는 먼지의 부피(질량), 즉 먼지 크기의 약 세제곱에 비례한다. 반면, 태양 복사는 먼지로의 입사 방향으로 작용하지만, 이는 입사하는 단면적, 즉 먼지 크기의 약 제곱에 비례한다. 따라서 먼지 크기가 작을수록 중력보다 복사압이 지배적이 된다. 먼지는 복사압으로 인해 마치 태양으로부터의 중력이 약해진 것처럼 행동하며, 혜성의 궤도와는 다른 궤도를 운동한다. 따라서 이온 꼬리가 태양 반대 방향으로 곧게 뻗는 데 반해, 먼지 꼬리는 굽은 형태를 띤다.
나트륨 꼬리는 혜성 핵에서 중성 나트륨 원자가 방출될 때 강한 복사압을 받아 생성된다. 나트륨 원자에는 D선이라고 불리는 파장 589nm 부근의 스펙트럼 구조가 존재하며, 이 파장의 빛을 흡수, 방출한다. D선은 태양광의 흡수 스펙트럼에 해당하므로, 태양광 중에서는 D선의 스펙트럼 강도가 저하되어 있다. 따라서 혜성과 태양의 상대 속도가 0일 때는 D선에 의한 복사압은 작다. 그러나 혜성이 태양에 대해 상대 속도를 가지고 운동할 때, 도플러 효과에 의해 혜성에서 본 태양광의 파장은 시프트(shift)된다. 결과적으로 파장이 시프트된 D선 스펙트럼에 의해 중성 나트륨 원자는 강한 복사압을 받게 된다.
6. 8. 항성 내부
항성 내부는 매우 온도가 높다. 현재의 항성 모델에 따르면 태양 중심부 온도는 약 1,500만 K이며, 초거성의 중심핵에서는 약 10억 K를 초과한다고 여겨진다. 복사압의 세기는 온도의 4제곱에 비례하여 증가하므로, 이와 같은 고온 환경에서는 복사압이 매우 중요하다. 태양에서는 복사압이 기체 압력에 비해 아직 상당히 작지만, 대질량별에서는 복사압이 별의 압력의 대부분을 담당하고 있다.[25]참조
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