La pression de radiation

Lorsque la lumière atteint une surface, chaque photon qui compose cette lumière transporte une quantité de mouvement. Un photon est une particule élémentaire de l'énergie lumineuse, et sa quantité de mouvement p est donnée par la relation p = h/λ​, où h est la constante de Planck et λ est la longueur d'onde du photon.

Quand le photon interagit avec une surface, il peut soit être réfléchi, soit être absorbé. Dans le cas d'une réflexion, le photon change de direction mais conserve son énergie et sa quantité de mouvement en valeur absolue. La variation de la quantité de mouvement du photon lors de cette interaction correspond à une impulsion exercée sur la surface. Si le photon est absorbé, l'énergie qu'il transporte est transférée à la matière, mais cela peut également provoquer des effets indirects comme des vibrations moléculaires, ce qui peut contribuer à une pression.

La pression exercée par les photons peut être calculée en prenant en compte le changement de quantité de mouvement moyen pour tous les photons impliqués. Pour une surface parfaitement réfléchissante, la quantité de mouvement du photon change de signe lors de la réflexion, donc le changement total de quantité de mouvement est 2p. Si la surface est absorbante, le changement de quantité de mouvement est −p car le photon cesse d'exister comme particule distincte après absorption.

En moyenne, pour une source lumineuse continue, le nombre de photons incident sur une unité de surface perpendiculaire à leur propagation par unité de temps est proportionnel à l'intensité lumineuse I divisée par la constante de Planck h et la vitesse de la lumière c. Chaque photon apporte une impulsion de 2h/λ dans le cas de réflexion parfaite, ou h/λ​ dans le cas d'absorption.

Ainsi, la pression de radiation P exercée par une source lumineuse sur une surface peut être exprimée comme suit :

• Pour une surface parfaitement réfléchissante : P = 2I/c.

• Pour une surface parfaitement absorbante : P = I/c.

• Dans un tube à vide contenant un filament chauffé, des photons émis par le filament interagissent avec les parois du tube. Même si ces interactions semblent faibles individuellement, elles peuvent entraîner une poussée légère sur les parois du tube. Cet effet est particulièrement notable dans des dispositifs tels que les lampes à vapeur métallique, où les intensités lumineuses sont élevées.

• Dans des expériences de laboratoire, on peut mesurer la pression de radiation en utilisant des cellules de Fabry-Pérot ou des cavités optiques. Ces dispositifs permettent de confiner des photons dans des espaces restreints, où la pression de radiation devient plus perceptible et peut être mesurée avec précision. Ces expériences sont essentielles pour tester et vérifier les prédictions de la théorie quantique et de la relativité restreinte.

• Les satellites en orbite terrestre peuvent être affectés par la pression de radiation solaire. Les photons provenant du Soleil frappent la surface des satellites et exercent une force, même si elle est très faible. Sur des périodes longues, cette force cumulative peut influencer l'orbite des satellites, nécessitant parfois des ajustements manuels pour compenser cet effet.

• Les télescopes spatiaux, comme la sonde spatiale James Webb, doivent également tenir compte de la pression de radiation lors de leur conception. Les miroirs et autres composants des télescopes doivent être conçus pour résister à cette force, qui peut déformer les structures ou modifier leur orientation si elle n'est pas correctement compensée.

• Les voiles solaires, ou voiles spatiaux, exploitent intentionnellement la pression de radiation pour propulser des vaisseaux dans l'espace. Contrairement aux voiles classiques qui utilisent le vent, les voiles solaires capturent les photons du Soleil pour générer une propulsion continue. Bien que la force exercée par chaque photon soit minime, la somme de ces forces peut être suffisante pour accélérer lentement un vaisseau spatial sur de longues distances.

• Lorsque le noyau d'une comète se rapproche du Soleil, il subit une intense exposition aux rayons ultraviolets et aux particules chargées provenant du vent solaire. Ces radiations ionisent les molécules gazeuses émises par le noyau, telles que l'ionisation de l'atome d'hydrogène ou de molécules comme l'eau. La pression de radiation exercée par ces photons sur les ions crée une force qui (conjointement au vent solaire) pousse ces particules loin du Soleil, formant ainsi la queue de gaz ionisé de la comète, alignée dans la direction opposée au Soleil. 

• Dans les étoiles étoiles, et plus spétialement dans les étoiles massives la fusion nucléaire dans le noyau produit une quantité colossale de photons. Ces photons exercent une pression qui contrebalance la force de gravitation tentant de comprimer l'étoile. Cette pression de radiation joue donc un rôle fondamental dans l'équilibre hydrostatique des étoiles, empêchant leur effondrement sous l'effet de leur propre masse. Elle contribue ainsi à maintenir la stabilité de la structure interne des étoiles tout au long de leur phase de vie principale.

• Dans les systèmes stellaires, les étoiles massives perdent une partie de leur masse sous forme de vent stellaire, mais aussi sous l'effet de la pression de radiation. Lorsque les photons émis par une étoile interagissent avec la matière environnante, ils peuvent repousser les gaz et poussières, et contribuent à la formation de structures telles que des nébuleuses planétaires.