辐射压

辐射压（英语：），亦称光压，是电磁辐射对所有暴露在其下的物体表面所施加的压力。如果被吸收，压力是流量密度除以光速；如果完全被反射，辐射压将会加倍。例如，太阳辐射的能量在地球的流量密度是 $1367W/m^{2}$ ，所以吸收状态下的辐射压是 $4.6\mu Pa$ （参考气候模型）。

发现

1871年，英国物理学家麦克斯韦从理论上推论出电磁辐射会对所有暴露在其下的物体表面施加压力的事实，并且先后于1900年被俄罗斯物理学家彼得·列别捷夫、1901年被尼古拉斯和赫尔经由实验证实。这压力非常微弱，但能在保持精确平衡下反射电磁辐射的金属翻版（尼古拉斯辐射计），经由精确的实验查出他的踪迹。

理论

或许由电磁学理论显示，在量子论或热力学都没有对辐射本质做任何的假设，暴露在空间的物体表面，每单位体积所承受的压力是在该空间内来自四面八方的总压力的三分之一。

对于黑体辐射，被暴露的表面是平衡的，能量密度是符合斯特凡-波兹曼定律的，等于 $\sigma T^{4}/3c$ ；此处 $\sigma$ 是斯特凡-波兹曼常数， $c$ 是光速， $T$ 是该处空间的绝对温度。三分之一的能量等于 $6.305\times 10^{-17}T^{4}J/\left(m^{3}K^{4}\right)$ ，因此是与前述以压力单位巴(Pa)表示的是相等的。

在行星际空间

例如，在水的沸点（373.15 K），辐射压只有3微巴（约为每平方英里两磅的力）。如果辐射具有方向性（在行星际空间，来自太阳的能量流占有压倒性的份量），辐射压可增强三倍，达到 $\sigma T^{4}/c$ ；如果物体是理想的反射体，压力还可以倍增成为 $2\sigma T^{4}/c$ 。一个太阳帆位于辐射温度相当于水的沸点之处，会承受到22微巴的辐射压，或是接近13 lbf/sq mi。如此微弱的辐射压，还是可以对微小的质点，像是气体、离子和电子，产生明显的作用，并且对来自太阳、彗星物质等等发射电子的理论是很重要的（参考亚尔科夫斯基效应、YORP效应）。

在星际空间

在恒星内部的温度非常高，恒星模型预测太阳在内核的温度约1,500万K，超巨星内核的温度更高达10亿K。辐射压与温度的四次方成正比，因此在这样的高温下温度是很重要的因素。在太阳，辐射压力与气体压力比较仍是微不足道的；但在大质量的恒星，辐射压是所有压力中最主要的成分。

太阳帆

太阳帆是被提出作为太空船推进的一种方法，将使用太阳辐射压力做为动力的来源，民间的太空船宇宙1号已经在尝试使用这种形式的动力。

声学的辐射压

在声学，辐射压是当声波穿过两个媒介体之间的接触位置时，以单一方向施加在该处的压力。

参考数据

van Nostrand Scientific Encyclopedia (3rd edition)

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辐射压

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在行星际空间

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