Calculateur de pression de radiation

Le rayonnement électromagnétique transporte de la quantité de mouvement ainsi que de l'énergie. Lorsque la lumière est absorbée ou réfléchie par une surface, sa quantité de mouvement change et une force agit sur cette surface. La pression de radiation est cette force divisée par l'aire éclairée. Généralement infime au quotidien, elle devient importante pour les lasers intenses, l'optique de précision, les milieux stellaires, la dynamique des poussières et les projets de voiles solaires accumulant une accélération sur de longues durées. Ce calculateur suppose une source isotrope dont la puissance se répartit uniformément sur une sphère. L'intensité incidente est la puissance divisée par quatre pi fois le carré de la distance. Une surface parfaitement absorbante subit une pression égale à l'intensité divisée par la vitesse de la lumière. Une surface parfaitement réfléchissante inverse la quantité de mouvement incidente et subit une pression double. Dans ce modèle simplifié, les réflectivités intermédiaires donnent une interpolation linéaire entre ces limites idéales. Multiplier la pression par l'aire éclairée saisie donne la force normale. Plusieurs hypothèses sont importantes : la surface fait directement face au rayonnement, toute énergie non réfléchie est absorbée, le faisceau est uniforme sur l'aire indiquée et la source rayonne également dans toutes les directions. Un laser collimaté ne se propage pas selon la même dilution en inverse du carré ; utilisez alors l'intensité mesurée ou la puissance divisée par l'aire réelle du faisceau. L'incidence oblique réduit le transfert normal de quantité de mouvement. Transmission, diffusion, comportement spectral et recouvrement imparfait du faisceau exigent un modèle optique plus détaillé. Le calcul utilise la vitesse de la lumière définie exactement à 299,792,458 mètres par seconde. Les résultats en pascals et en newtons peuvent donc s'afficher en notation scientifique. Pour les applications solaires, utilisez l'irradiance solaire à la distance voulue plutôt qu'une source solaire ponctuelle, sauf si le modèle de luminosité équivalente convient. Pour les décisions techniques, vérifiez les propriétés optiques à la longueur d'onde et à la température réelles, évaluez les charges thermiques et tenez compte des incertitudes de structure et de pointage. Ce résultat est une estimation physique idéalisée, pas un substitut aux analyses optiques, thermiques ou de systèmes spatiaux.