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 particulièrement faible mais peut être mesurée par exemple avec un radiomètre de Nichols.

On peut montrer avec 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 l'ensemble des directions est identique 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 du rayonnement. Le tiers de cette énergie identique à : 2, 520×10^-15T⁴ Pa×K⁴. A titre d'exemple, à la température d'ébullition de l'eau (373, 15 K), cette pression vaut à peu près 5 micropascals, soit vingt fois moins qu'un milliardième de la pression atmosphérique.

Des pressions si faibles sont cependant capables d'exercer des effets significatifs soit parce qu'elles s'exercent sur des particules particulièrement petites comme les pollens ou des électrons, soit parce qu'elles s'excercent pendant un laps de temps particulièrement long, soit parce que la luminosité est particulièrement élevée comme avec les lasers de puissance ou par une température particulièrement élevée (cœur des étoiles), ou même à la suface des étoiles les plus lumineuses contrebalançant ainsi la gravité (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 l'effet Yarkovsky et l'effet YORP) mais aussi d'autres processus astrophysiques.

Dans le cœur des étoiles, la température est particulièrement élevée : les modèles actuels prédisent une température de 15 MK à l'intérieur du Soleil, et au cœur des étoiles supergéantes la température pourrait excéder 1 GK. Comme la pression de radiation augmente avec la quatrième puissance de la température, elle devient significative, ou alors prépondérante, à ces températures élevées. A titre d'exemple, dans le Soleil, la pression de radiation est toujours faible (∼ 100 Mbar) comparé à la pression du gaz (∼ 250 Gbar) mais dans des étoiles plus lourdes, par conséquent plus chaudes, la pression de radiation devient la partie dominante de la pression totale.

Les photovoiles (incluant les statites) sont une méthode envisageable de propulsion spatiale qui utiliserait comme force motrice la pression de radiation exercée par le vent solaire sur une grande voile.

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

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