Calculateur de pression de radiation
Rédigé par Thierno Sadou Diallo, formule vérifiée selon notre méthodologie • Mis à jour le 25/08/2026
La pression de radiation exercée par une onde électromagnétique se calcule avec P = I/c pour une surface absorbante, ou P = 2I/c pour une surface parfaitement réfléchissante (c étant la vitesse de la lumière). À la distance de la Terre, le rayonnement solaire (1361 W/m²) exerce une pression d'environ 4,54 µPa sur une surface absorbante, et environ 9,08 µPa sur un miroir parfait.
Explication
La lumière, bien que dépourvue de masse au repos, transporte de la quantité de mouvement, et exerce donc une véritable pression mécanique sur toute surface qu'elle rencontre — un effet minuscule à l'échelle humaine, mais mesurable et exploitable. Quand une surface ABSORBE complètement le rayonnement incident, elle reçoit toute la quantité de mouvement des photons, ce qui produit une pression P=I/c, où I est l'intensité du rayonnement (l'énergie reçue par seconde et par unité de surface, décrite par notre calculateur de loi inverse du carré de l'intensité lumineuse en fonction de la distance à la source) et c la vitesse de la lumière. Quand la surface RÉFLÉCHIT parfaitement le rayonnement au lieu de l'absorber, la pression exercée double exactement (P=2I/c) : les photons réfléchis repartent dans la direction opposée, ce qui signifie que leur quantité de mouvement s'inverse complètement plutôt que de simplement s'annuler, transférant ainsi deux fois plus de quantité de mouvement à la surface qu'une absorption pure — le même principe physique qu'une balle qui rebondit élastiquement sur un mur transmet un choc plus important qu'une balle qui s'y écrase et y reste collée. Cette pression, bien qu'extrêmement faible (de l'ordre du millionième de pascal pour le rayonnement solaire à la distance de la Terre), est le principe physique exploité par les voiles solaires, des engins spatiaux propulsés uniquement par la pression du rayonnement solaire sur une immense surface réfléchissante, sans aucun carburant embarqué — une technologie de propulsion continue et illimitée tant que le vaisseau reste exposé à la lumière du Soleil, à la différence d'une fusée chimique classique dont la réserve de carburant est nécessairement finie.
Exemple : rayonnement solaire sur une voile solaire réfléchissante
Données d'entrée
Intensité du rayonnement : 1361 W/m² (constante solaire à la distance de la Terre). Surface : parfaitement réfléchissante.
Calcul
P = 2 × 1361 ÷ 299 792 458 ≈ 9,08×10⁻⁶ Pa, soit environ 9,08 micropascals.
Résultat
Une voile solaire parfaitement réfléchissante subit une pression de radiation d’environ 9,08 µPa à la distance de la Terre — une force infime par unité de surface, mais suffisante pour propulser un vaisseau spatial léger sur de très longues périodes, sans aucun carburant.
Questions fréquentes
Pourquoi la pression de radiation double-t-elle exactement sur une surface réfléchissante ?
Parce que la pression résulte du changement de quantité de mouvement des photons au contact de la surface. Sur une surface absorbante, un photon transfère toute sa quantité de mouvement puis disparaît (son mouvement s'arrête net). Sur une surface parfaitement réfléchissante, le photon repart dans la direction opposée avec la même quantité de mouvement : le changement total de quantité de mouvement transmis à la surface est donc le double de celui d'une simple absorption, exactement comme un choc élastique transmet plus de force qu'un choc inélastique en mécanique classique.
Pourquoi cette pression est-elle si faible malgré une intensité lumineuse importante ?
Parce que la vitesse de la lumière c, au dénominateur de la formule, est un nombre extrêmement grand (près de 300 millions de m/s) : diviser une intensité, même de plus de 1000 W/m² comme le rayonnement solaire, par un nombre aussi immense donne nécessairement une pression minuscule. C'est cette même vitesse énorme qui explique pourquoi la lumière transporte une quantité de mouvement si faible par unité d'énergie transportée, contrairement à un objet massif se déplaçant à une vitesse ordinaire.
La pression de radiation a-t-elle des effets observables en dehors des voiles solaires ?
Oui : c'est notamment la pression de radiation qui façonne la queue des comètes, en repoussant les particules de poussière libérées par le noyau cométaire dans la direction opposée au Soleil, quelle que soit la direction de déplacement de la comète elle-même. Elle joue aussi un rôle non négligeable dans l'équilibre des étoiles massives, où la pression de radiation produite par le rayonnement thermique intense de l'étoile (décrit par la loi de Stefan-Boltzmann) contrebalance en partie l'effondrement gravitationnel de l'étoile sur elle-même.