לחץ קרינה

מתוך אסטרופדיה
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

לחץ קרינה (באנגלית: Radiation Pressure) הוא לחץ שנגרם כתוצאה מקרינה אלקטרומגנטית. למרות שלחלקיקים הנושאים את הקרינה וקרויים פוטונים אין מסת מנוחה, הם נושאים עימם תנע קווי, ועל כן כאשר הם פוגעים בחלקיקים אחרים הם מפעילים עליהם לחץ. התנע, p, שנושא עימו פוטון בודד שווה ל:

p=\frac{h\nu}{c}=\frac{h}{\lambda}

כאשר h קבוע פלאנק, c מהירות האור, ν תדירות הקרינה ו- λ אורך הגל של הקרינה.

חשיבותו של לחץ הקרינה

צילום של השביט Hale-Bopp כפי שצולם ע"י חובב האסטרונומיה יוסי חורי. בתמונה ניתן להבחין בזנב הגז (הכחול) של השביט ובזנב האבק (הצהוב). זנב האבק נדחף בכיוון המנוגד לכיוונה של השמש כתוצאה מלחץ הקרינה.

לחץ הקרינה הינו חשוב בתופעות אסטרופיזקליות רבות, בינהן:

  • הוא מהווה את מקור הלחץ העיקרי בכוכבים שהטמפרטורה בליבה שלהם גבוהה (לדוגמא ענקים אדומים).
  • כיוון זנב האבק של שביטים מוכתב ע"י לחץ הקרינה מהשמש.
  • חלקיקי אבק המקיפים את השמש (לדוגמא מטאורידים - ראו גם אור הזודיאק) מושפעים מלחץ הקרינה שבין היתר אחראי לאפקט פויינטין-רוברטסון.

לחץ קרינה בכוכבים

דיאגראמת מצב של גז כתלות בצפיפות ובטמפרטורה. ניתן להבחין באילו תנאים גז יהיה גז אידאלי, גז הנשלט על ידי לחץ קרינה וגז אלקטרונים מנוון.

בעצמים אסטרופיזקלים כגון כוכבים, לחץ הקרינה הינו דומיננטי כאשר הטמפרטורה גבוהה והצפיפות נמוכה. בדיאגראמה הבאה ניתן לראות את הטמפרטורה כתלות בצפיפות ובאילו אזורים דומיננטי לחץ הקרינה ובאילו אזורים דומיננטי לחץ הגז. בדיאגרמה מסומנים גם התנאים שבהם הגז הינו גז אלקטרונים מנוון וגז אלקטרונים מנוון יחסותי (ראו גם ננס לבן).

לחץ הקרינה של גוף שחור

לחץ הקרינה, Prad, מגוף שפולט קרינת גוף שחור ניתן ע"י:

P_{{\rm rad}}=\frac{1}{3}aT^{4}

כאשר T היא הטמפרטורה של הגוף השחור ו a הינו קבוע הקרינה וניתן ע"י:

a=\frac{4\sigma_{B}}{c}=\frac{8\pi^{5}k_{B}^{4}}{15c^{3}h^{3}}=7.5657\times10^{-15}~{\rm erg}\,{\rm cm}^{-3}\,{\rm K}^{-4}

כאשר σB הינו קבוע סטפן בולצמן, ו kB הינו קבוע בולצמן.

ראו גם

הרצאות וידאו

קישורים חיצוניים

ספרות מקצועית

מחברים


ערן אופק