Supplément 1.6: La pression de radiation      (1/2)

Queues de comètes

Les comètes présentent à proximité du Soleil une queue composée de poussières, de cristaux de glace et de molécules qui sont arrachés à la surface de la comète par le puissant rayonnement solaire. On pourrait penser : une comète traîne la queue derrière elle sur sa trajectoire. En réalité, la queue est dirigée à l'opposé du Soleil et est courbée. Cette courbure est clairement visible sur la comète observée par l'équipage de la Station spatiale internationale le 21 décembre 2011, à l'occasion de la période de Noël. Il existe également une vidéo de cette rencontre (3 MB).

La comète Lovejoy, photographiée par le commandant Dan Burbank de la Station spatiale internationale (ISS) le 21 décembre 2011. Source: Gateway to Astronaut Photography of Earth, NASA

L'orientation et la courbure de la queue des comètes ont déjà été observées par Johannes Kepler (1571-1630) en 1607 et décrites dans son ouvrage intitulé Von dem neulich im Monat September und Oktober des 1607. Jahrs erschienenen Haarstern oder Cometen und seinen Bedeutungen:

"Die Sonnenstraalen durchgehen das corpus des Cometens und nemen augenblicklich etwas von dessen Materi mit sich ihren Weg hinaus, von der Sonne entan, daher, halt ich, komme der Schwantz des Cometens, der sich allwegen von der Sonnen entan streckt."

L'observation de Kepler suggère une force de répulsion exercée par la lumière du Soleil sur la queue, qui la dévie de sa trajectoire. On décrit aujourd'hui cet effet comme une pression de radiation. Cependant, la force de gravité émanant du Soleil agit également, mais de manière attractive, en particulier sur les particules plus grosses dans la queue. Ces deux forces conduisent souvent à une double queue de comète, comme le montre im la section sur les photons.

Représentation de la pression de radiation dans l'image photonique

Attention : les lettres p et E sont utilisées plusieurs fois, ne pas les confondre !
Sans tenir compte des propriétés spectrales, nous partons d'un flux de particules composé de $\Delta N$ photons qui rencontrent un mur avec une quantité de mouvement $p$ dans le temps $\Delta t$. La force agissant sur le mur est

où nous ne considérons que des chocs verticaux et ne devons donc pas tenir compte des propriétés vectorielles. Pour la quantité de mouvement et l'énergie des photons - voir le paragraphe sur les photons - les relations suivantes s'appliquent

avec la constante de Planck $h$, la longueur d'onde $\lambda$, la fréquence $f$ et la vitesse de la lumière $c$. On obtient ainsi

La puissance des photons transmise à la paroi est

La pression des photons $p_{rad}$ résulte de la force exercée sur une surface $A$ à :

Soit maintenant $E_{rad}$ la puissance de rayonnement agissant sur une surface, c'est-à-dire l'irradiance indiquée en W/m². Pour le rayonnement solaire au-dessus de l'atmosphère et au niveau de la mer, elle est discutée au chapitre 3. Au bord extérieur de l'atmosphère, elle est de 1361 W/m², c'est ce qu'on appelle la constante solaire. Il suit:

Comment la pression de radiation des photons agit-elle exactement sur les petits objets tels que les atomes, les molécules ou les grandes particules de poussière ? Le thème de la diffusion de la lumière sur les particules n'est pas approfondi ici. Mais on peut distinguer les particules réfléchissantes et les particules absorbantes.

• Les particules absorbantes absorbent entièrement la quantité de mouvement et l'énergie du photon : l'impulsion du photon crée l'impulsion des particules heurtées, l'énergie du photon entraîne leur échauffement.
• La réflexion ne réchauffe pas les particules, mais conduit à une quantité de mouvement deux fois plus grande, car les particules prennent également en charge la quantité de mouvemention de direction opposée des photons réfléchis.

La réflectivité $r$ d'une particule, avec $0\le r\le 1$, peut être prise en compte dans l'équation de la pression photonique. On obtient :