放射圧

放射圧（ほうしゃあつ、radiation pressure）とは電磁放射を受ける物体の表面に働く圧力である。日本語では輻射圧・光圧とも呼ばれる。放射圧の大きさは、放射が物体に吸収される場合には入射するエネルギー流束密度（単位時間に単位面積を通過するエネルギー）を光速で割った値となり、放射が完全反射される場合にはその2倍の値になる。例えば、地球の位置での太陽光のエネルギー流束密度（太陽定数）は 1366 W/m² なので、その放射圧は（太陽光が吸収される場合） 4.6 μPa となる。

発見

物体の表面に電磁波が当たると入射面に圧力が働くという事実は1871年にジェームズ・クラーク・マクスウェルによって理論的に導かれ、1900年にピョートル・ニコラエヴィッチ・レベデフによって、また1901年にエルンスト・フォックス・ニコルスとゴードン・フェリー・ハルによって実験的に証明された。放射圧は非常に弱いが、反射性の金属でできた羽根を微妙な釣り合いの状態に置いて放射を当てると検出することができる（ニコルス放射計）。

理論

一様・等方な放射で満たされた空間の中に置かれた物体の表面に働く放射圧の大きさは、その空間の単位体積当たりの全放射エネルギーの 1/3 に等しい。これは電磁気学・量子力学・熱力学のいずれを用いても、放射自身の性質を仮定することなしに示すことができる。またこれより、放射圧は放射のエネルギー密度と同じ次元を持つことが分かる。

物体が黒体放射にさらされていて放射と物体表面が熱平衡状態にある場合、その放射のエネルギー密度はシュテファン＝ボルツマンの法則より、σT⁴ / 3c に等しい（ここで σ はシュテファン＝ボルツマン定数、c は光速、T は空間の絶対温度）。このエネルギー密度の 1/3 は国際単位系では 6.305×10⁻¹⁷ T⁴ J/(m³K⁴) となる。これがパスカルで表した黒体放射の放射圧の大きさとなる。

惑星間空間の放射圧

太陽系内の惑星間空間では、放射のエネルギー流束の圧倒的大部分は太陽に由来する。このように放射が一方向からのみ当たる場合、放射圧の大きさは等方放射の場合の3倍、すなわち σT⁴ / c となる。これに加えて物体が放射を完全反射する場合にはさらに2倍、すなわち 2σT⁴ / c となる。例として、温度が沸点 (T = 373.1 K) の水が放射する黒体放射の放射圧は約 3 μPa である。よって惑星間空間内のある場所での放射温度が沸騰する水の温度に等しい場合、その場所を飛ぶソーラーセイルに働く放射圧は約 22 μPa に過ぎない。しかしこのように微小な圧力であっても、気体イオンや電子などの粒子にとっては大きな効果として働きうる。それゆえ放射圧は太陽風に含まれる電子流や彗星物質の理論などで重要な役割を占めている。

恒星内部の放射圧

恒星内部は非常に温度が高い。現在の恒星モデルによると、太陽の中心温度は約1,500万Kで、超巨星の中心核では約10億Kを超えるとされている。放射圧の強さは温度の4乗に比例して増加するため、このような高温の環境では放射圧は非常に重要である。太陽では放射圧は気体の圧力に比べてまだかなり小さいが、大質量星では放射圧が星の圧力の大部分を担っている。

ソーラーセイル

宇宙機の推進機構の一種として提案されているソーラーセイルは太陽からの放射圧を動力として用いる。2005年に惑星協会によって打ち上げられたコスモス1号はソーラーセイルを搭載していた（打ち上げは失敗に終わっている）。2010年にJAXAで打ち上げたIKAROSは世界初のソーラーセイル実証機となった。

参考文献

• van Nostrand. Scientific Encyclopedia (3rd ed.)