ความดันรังสี

ความดันรังสี (radiation pressure) คือ ความดันที่กระทำต่อพื้นผิวของวัตถุที่ได้รับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า หากวัตถุดูดกลืนรังสี ขนาดของความดันรังสีจะเท่ากับความหนาแน่นของฟลักซ์พลังงานกระทบ (พลังงานที่ผ่านหน่วยพื้นที่ในหน่วยเวลา) ด้วยอัตราเร็วแสง และหากรังสีถูกสะท้อนกลับอย่างสมบูรณ์ค่าจะมีขนาดเป็น 2 เท่า ตัวอย่างเช่น ความหนาแน่นฟลักซ์พลังงาน (ค่าคงตัวดวงอาทิตย์) ของแสงอาทิตย์ ที่ตำแหน่งของโลก คือ ดังนั้นความดันรังสี (หากแสงแดดถูกดูดซับ) จะเป็น 
การค้นพบ.
ในปี 1871 เจมส์ เคลิร์ก แมกซ์เวลล์ ได้เสนอแนวคิดทางทฤษฎีเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของแรงกดที่กระทำต่อพื้นผิวของวัตถุและการประเมินเชิงปริมาณ ต่อมาได้รับการพิสูจน์จากการทดลองว่าแรงกดดันเกิดขึ้นจริงโดยปอตร์ นีโคลาเอวิช เลเบเดฟใน ปี 1900 และโดยเอินสต์ นิคอลส์ และ กอร์ดอน แฟรี ฮัล ในปี 1901 ความดันรังสีนั้นอ่อนกว่าความผันผวนของความดันบรรยากาศและคลื่นเสียงที่เราประสบอยู่ในชีวิตประจำวันมาก แต่อาจสามารถตรวจจับได้โดยการวางปีกที่ทำจากโลหะสะท้อนแสงในสภาวะที่สมดุลอย่างละเอียดอ่อนและปล่อยให้มันสัมผัสกับรังสี
ทฤษฎี.
ขนาดของความดันรังสีที่กระทำบนพื้นผิวของวัตถุที่อยู่ในพื้นที่ที่เต็มไปด้วยการแผ่รังสีแบบสม่ำเสมอทุกทิศทางมีค่าเท่ากับ 1/3 ของพลังงานการแผ่รังสีทั้งหมดต่อหน่วยปริมาตรของพื้นที่นั้น สามารถแสดงได้โดยใช้ทฤษฎีแม่เหล็กไฟฟ้า กลศาสตร์ควอนตัม หรือ อุณหพลศาสตร์ โดยไม่ต้องสันนิษฐานถึงคุณสมบัติของรังสีเอง นอกจากนี้ยังแสดงให้เห็นว่าความดันรังสีมีมิติเหมือนกันกับความหนาแน่นพลังงานของการแผ่รังสี
เมื่อวัตถุสัมผัสกับการแผ่รังสีของวัตถุดำ และการแผ่รังสีและพื้นผิวของวัตถุอยู่ในสมดุลทางอุณหพลศาสตร์ ความหนาแน่นของพลังงานของการแผ่รังสีจะเท่ากับ σ"T"#เปลี่ยนทาง / 3"c" ตามกฎของชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน (โดยที่ σ คือ ค่าคงตัวชเต็ฟฟัน–บ็อลทซ์มัน, c คือความเร็วแสง T คืออุณหภูมิสัมบูรณ์ของอวกาศ) 1/3 ของความหนาแน่นพลังงานนี้มีค่าเป็น ในระบบหน่วยสากล นี่คือขนาดของแรงดันการแผ่รังสีของรังสีจากวัตถุดำที่แสดงเป็นหน่วย ปาสคาล ซึ่งจะเห็นได้ว่ามีค่าต่ำมาก
ความดันรังสีในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์.
ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ภายในระบบสุริยะ ฟลักซ์พลังงานส่วนใหญ่ของการแผ่รังสีมาจากดวงอาทิตย์ ถ้ารังสีกระทบจากทิศทางเดียวในลักษณะนี้ ขนาดของความดันรังสีจะเป็น 3 เท่าของรังสีที่มาจากทุกทิศทางอย่างสม่ำเสมอ กล่าวคือ σ"T"#เปลี่ยนทาง / "c" นอกจากนี้ หากวัตถุสะท้อนการแผ่รังสีได้อย่างสมบูรณ์ ความดันนั้นจะเพิ่มไปอีกเป็นสองเท่า นั่นคือ 2σ"T"#เปลี่ยนทาง / "c" ตัวอย่างเช่น ที่อุณหภูมิจุดเดือด ("T" = #เปลี่ยนทาง 
) ความดันรังสีจากรังสีวัตถุดำที่ปล่อยออกมาจากน้ำ มีค่าประมาณ ดังนั้น หากอุณหภูมิรังสีที่ตำแหน่งในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์เท่ากับอุณหภูมิของน้ำเดือด ความดันรังสีบนใบเรือสุริยะที่บินเหนือตำแหน่งนั้นจะอยู่ที่ประมาณไม่เกิน อย่างไรก็ตาม ความดันเพียงเล็กน้อยก็สามารถมีผลกระทบอย่างมากต่ออนุภาค เช่น อิเล็กตรอนและไอออนของก๊าซ ความดันรังสีจึงมีบทบาทสำคัญในทฤษฎีกระแสอิเล็กตรอนในลมสุริยะ และ ดาวหาง
ความดันรังสีภายในดาวฤกษ์.
อุณหภูมิภายในดาวฤกษ์สูงมาก จากแบบจำลองดาวฤกษ์ในปัจจุบัน อุณหภูมิแกนกลางของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 15 ล้านเคลวิน และแกนกลางของดาวยักษ์ใหญ่มีอุณหภูมิสูงกว่าประมาณ 1 พันล้านเคลวิน ความดันรังสีมีความสำคัญมากในสภาพแวดล้อมที่ร้อนเช่นนี้ เนื่องจากความเข้มของความดันรังสีเพิ่มขึ้นตามอุณหภูมิยกกำลัง 4 บนดาวฤกษ์มวลน้อยอย่างดวงอาทิตย์ ความดันรังสียังเล็กกว่าความดันก๊าซมาก แต่ในดาวฤกษ์มวลมาก ความดันรังสีมีผลเป็นอย่างมากต่อความดันดาวฤกษ์
ใบเรือสุริยะ.
ใบเรือสุริยะซึ่งได้รับการเสนอว่าเป็นกลไกขับเคลื่อนยานอวกาศชนิดหนึ่ง ใช้แรงดันการแผ่รังสีจากดวงอาทิตย์เป็นพลังงาน ยานคอสมอส 1 ซึ่งเปิดตัวโดยสมาคมดาวเคราะห์ในปี 2005 ประกอบด้วยใบสุริยะ แต่การปล่อยล้มเหลว ยาน IKAROS ซึ่งเปิดตัวโดยองค์การสำรวจอวกาศญี่ปุ่นใน ปี 2010 เป็นเครื่องสาธิตการแล่นเรือใบพลังงานแสงอาทิตย์เครื่องแรกของโลก
หางของดาวหาง.
แรงดันเนื่องจากรังสีจากดวงอาทิตย์เป็นสิ่งที่ก่อให้เกิดหางของดาวหางขึ้น โดยปกติแล้ว จะมีหางของดาวหางอยู่สองหาง: หางฝุ่นที่เกิดจากความดันรังสีของแสงอาทิตย์ และหางไอออน (หางพลาสมา) ที่เกิดจากลมสุริยะ