Pression de radiation

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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 l
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 toutes 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 du rayonnement. Le tiers de cette énergie égale à : 2, 520×10-15T4 Pa×K4. Par exemple, à la température d'ébullition de l'eau (373, 15 K), cette pression vaut environ 5 micropascals, 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'exercent 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 luminosité est très élevée comme avec les lasers de puissance ou par une température très élevée (cœur des étoiles), ou même à la suface des 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) ainsi que d'autres processus astrophysiques. Dans le cœur des étoiles, la température est très 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, voire prépondérante, à ces températures élevées. Par exemple, dans le Soleil, la pression de radiation est encore faible (~ 100 Mbar) par rapport à la pression du gaz (~ 250 Gbar) mais dans des étoiles plus lourdes, donc plus chaudes, la pression de radiation devient la partie dominante de la pression totale. Les photovoiles (incluant les statites) sont une méthode possible de propulsion spatiale qui utiliserait comme force motrice la pression de radiation exercée par le vent solaire sur une grande voile. ---- En acoustique, la pression de radiation est la pression unidirectionnelle exercée à l'interface entre deux milieux lors du passage d'une onde sonore. Catégorie:Électromagnétisme Catégorie:Acoustique Catégorie:Mécanique quantique Catégorie:Mécanique céleste de:Strahlungsdruck en:Radiation pressure es:Presión de radiación fi:Säteilynpaine it:Pressione di radiazione ja:放射圧 pl:Ciśnienie promieniowania pt:Pressão de radiação ru:Давление света simple:Radiation pressure sv:Strålningstryck
Sujets connexes
Acoustique   Astrophysique   Comète   Constante physique   Corps noir   Effet YORP   Effet Yarkovsky   Ernest Fox Nichols   Kelvin   Laser   Limite d'Eddington   Loi de Stefan-Boltzmann   Mécanique quantique   Pascal (unité)   Pollen   Pression   Pression atmosphérique   Propulsion spatiale   Rayonnement électromagnétique   Soleil   Son (physique)   Supergéante   Température   Thermodynamique   Vent solaire   Vitesse de la lumière  
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