放射圧

放射圧についての詳しい解説

放射圧（ほうしゃあつ）は、電磁波が物体の表面に作用する圧力を指し、一般には輻射圧とも呼ばれています。この圧力の強さは、物体に当たる電磁放射の性質によって変わります。たとえば、放射が物体に完全に吸収される場合の放射圧は、入射エネルギー流束密度を光速で割った値に等しくなり、反射された場合はその2倍の値になります。地球上で観測される太陽光のエネルギー流束密度は約1366 W/m²であり、これを基に計算すると吸収の場合の放射圧は約4.6 μPaとなります。

放射圧の発見

放射圧の存在が理論的に初めて示されたのは1871年、ジェームズ・クラーク・マクスウェルによるものでした。その後、1900年にピョートル・ニコラエヴィッチ・レベデフが実験的に、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・ハルが実証しました。放射圧は気圧や音波に比べると比較的小さいですが、特異な装置を使うことで観測可能です。たとえば、ニコルス放射計を使うと、微細な釣り合い状態に置かれた反射性金属の羽根に圧力を加えることで放射圧を検出できます。

理論的背景

均一で等方性の放射が存在する空間に物体を置くと、その物体にかかる放射圧はその空間のエネルギー密度の1/3に相当します。この理論は、電磁気学や量子力学、さらに熱力学を用いても同様に示されます。さらに、物体が黒体として放射を受ける際には、シュテファン＝ボルツマンの法則から放射エネルギー密度がσT⁴/3cに等しくなります。ここでσはシュテファン＝ボルツマン定数、cは光速、Tは絶対温度です。これにより、放射圧はエネルギー密度と同じ次元となります。

惑星間空間における放射圧

太陽系の惑星間空間では、ほとんどの放射エネルギーは太陽から来ています。一方向からの放射の場合、放射圧は等方放射の3倍になり、物体が反射する場合はさらに2倍となります。たとえば、沸点373.1 Kの水が放射する放射圧は約3 μPaで、この環境ではソーラーセイルと呼ばれる宇宙機にかかる放射圧が約22 μPaに達します。この微小な圧力でも、気体イオンや電子にとっては大きな影響を与えるため、太陽風や彗星における物質の動きにおいて重要な役割を果たします。

恒星内部の放射圧

恒星の中心部では非常に高温が存在し、太陽の中心温度は約1500万K、超巨星では10億Kを超えることもあります。このような環境では、放射圧が温度の四乗に比例して増大し、大質量星では圧力の大部分を放射圧が担っています。

ソーラーセイルの可能性

ソーラーセイルは電磁放射の圧力を利用して推進する宇宙機の一つで、2005年に打ち上げられたコスモス1号がその一例ですが、打ち上げは失敗しました。ただし、2010年にJAXAが打ち上げたIKAROSは世界初のソーラーセイル実証機となりました。

彗星の尾と放射圧

彗星は、核の周りに形成されるコマと反対方向に伸びる尾を持っています。尾は太陽からの放射圧に影響を受けて形成され、通常、塵の尾とイオンの尾の2種類が存在します。塵の尾は彗星核から放出された塵によってでき、光の圧力が働き、塵のサイズに影響されます。小さい塵は重力よりも放射圧によって支配され、彗星の軌道とは異なる経路を描きます。これに対してナトリウムの尾は、中性ナトリウムが太陽からの輻射圧を受けることで形成されます。この尾の形成は、ドップラー効果によって強化されます。

このように、放射圧はさまざまな自然現象や宇宙探査において重要な役割を果たしているのです。

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