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Pression de radiation

La pression de radiation est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement électromagnétique. Cet effet fut déduit théoriquement par James Maxwell en 1871 et fut détecté expérimentalement par Pyotr Lebedev en 1900 puis par Ernest Nichols et Gordon Hull en 1901. Cette pression est très faible mais peut être mesurée par exemple avec un radiomètre de Nichols.

On peut montrer à l'aide de la théorie de l'électromagnétisme, la mécanique quantique ou la thermodynamique, en ne faisant aucune supposition sur la nature du rayonnement, que la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement uniforme dans toute les directions est égale à 1/3 de l'énergie totale rayonnée par unité de volume. Pour le rayonnement d'un corps noir en équilibre avec la surface exposée, la densité de l'énergie, selon la loi de Stefan-Boltzmann, vaut 4σT⁴/c; où σ est la constante de Stefan-Boltzmann, c est la vitesse de la lumière et T est la température absolue. Le tiers de cette énergie égale 2,520×10^-15T⁴ Pa��K⁴. Par exemple, à la température d'ébullition de l'eau (372,15 K), cette pression vaut environ 5 micropascal, soit vingt fois moins qu'un milliardième de la pression atmosphérique.

Des pressions si faibles sont toutefois capables d'exercer des effets significatifs soit parce qu'elles s'excercent sur des particules très petites comme les pollens ou des électrons, soit parce qu'elles s'excercent pendant un laps de temps très long, soit parce que la température est très élevée (cœur des étoiles) ou que la luminosité est très élevée (limite d'Eddington). La pression de radiation joue un rôle important dans la théorie de l'émission d'électrons par le Soleil, la compréhension du fonctionnement des étoiles, l'étude des comètes (voir aussi Effet Yarkovsky) ainsi que d'autres processus astrophysiques.

Dans le cœur des étoiles, la température est très élevée: les modèles actuels prédisent une température de 1,5×10⁷ K à l'intérieur du Soleil et au cœur des étoiles supergéantes la température pourrait excéder 10⁹ K. Comme la pression de radiation augmente avec la quatrième puissance de la température, elle devient significative, voir prépondérante, à ces température élevées. Par exemple, dans le Soleil, la pression de radiation est encore faible par rapport à la pression du gaz (gravité et température) mais dans des étoiles plus lourdes, donc plus chaudes, la pression de radiation devient la partie dominante de la pression totale.

Les voiles solaires, sont une méthode possible de propulsion spatiale qui utiliseraient comme force motrice la pression de radiation exercée par le vent solaire sur une grande voile.

En acoustique, la pression de radiation est la force unidirectionelle exercée à l'interface entre deux milieux lors du passage d'une onde sonore.