Pression de radiation

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La pression de radiation (aussi appelée pression de rayonnement) est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement électromagnétique. Elle a pour origine le transfert d'impulsion du photon lors de sa réflexion sur un corps. La pression de radiation de la lumière du Soleil sur un miroir est de l'ordre de 10^{-11} bar[1]. Cette pression est très faible mais peut être mesurée par exemple avec un radiomètre de Nichols. Cependant, si la pression de radiation agit sur d'assez petites particules elle peut être du même ordre de grandeur que leur attraction gravitationnelle, elle peut donc avoir un impact sur les processus astrophysiques[1]. Par exemple, la chevelure des comètes est toujours dirigée dans la direction opposée au Soleil à cause de l'action de la pression de radiation exercée par ce dernier sur les poussières formant la chevelure[1]. La queue de gaz (ou de plasma) des comètes a une courbure différente, car elle est entrainée par le vent solaire.

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.

Expression[modifier | modifier le code]

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 P exercée sur une surface exposée à un rayonnement uniforme dans toutes les directions est égale à 2/3 de l'énergie cinétique rayonnée <K> par unité de volume V.
Soit : P_r=\frac{2}{3}\frac{<K>}{V}

Pour le rayonnement d'un corps noir en équilibre avec la surface exposée la puissance totale rayonnée par unité de surface selon la loi de Stefan-Boltzmann, vaut : M = \sigma T^4 ; avec : \sigma = \frac{\pi^2 k_B^4}{60c^2\hbar^3} ; où σ est la constante de Stefan-Boltzmann et T est la température absolue du rayonnement.

En divisant cette puissance par la vitesse de la lumière c on obtient une énergie cinétique par unité de volume : \frac{<K>}{V} = \frac{\sigma T^4}{c}

D'où l'expression de la pression de radiation : P_r=2\frac{2}{3}\frac{\sigma T^4}{c}=\frac{4}{3}\frac{\sigma T^4}{c}

Le facteur 2 vient du fait que l'énergie cinétique d'un photon s'écrit K=pc et non K=\frac{1}{2}pv comme pour les particules matérielles.

Interprétation et applications[modifier | modifier le code]

Le tiers de cette énergie égale à : 2,520×10-16T4 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'exercent 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 surface 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) ainsi que d'autres processus astrophysiques.

Partie de la pression stellaire totale[modifier | modifier le code]

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.

Utilisation technologique[modifier | modifier le code]

Les photovoiles sont une méthode possible de propulsion spatiale qui utiliserait comme force motrice la pression de radiation exercée par le rayonnement solaire sur une grande voile.

Acoustique[modifier | modifier le code]

En acoustique, la pression de radiation est la pression unidirectionnelle due au passage d'une onde sonore.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. a, b et c H. Stocker, F. Jundt, G. Guillaume. Toute la Physique, Vottem (Herstal), DUNOD, 2007, 825, 1189.