La pression de radiation est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement électromagnétique. Cet effet fut déduit théoriquement par James Maxwell en 1871 et fut détecté expérimentalement par Pyotr Lebedev en 1900 puis par Ernest Nichols et Gordon Hull en 1901. Cette pression (La pression est une notion physique fondamentale. On peut la voir comme une force rapportée...) est très faible mais peut être mesurée par exemple avec un radiomètre de Nichols.
On peut montrer à l'aide de la théorie (Le mot théorie vient du mot grec theorein, qui signifie « contempler, observer,...) de l'électromagnétisme (L'électromagnétisme est une branche de la physique qui fournit un cadre très général d'étude...), la mécanique quantique (La mécanique quantique est la branche de la physique qui a pour but d'étudier et de...) ou la thermodynamique (On peut définir la thermodynamique de deux façons simples : la science de la chaleur...), en ne faisant aucune supposition sur la nature du rayonnement (Le rayonnement, synonyme de radiation en physique, désigne le processus d'émission ou de...), que la pression exercée sur une surface (Une surface désigne généralement la couche superficielle d'un objet. Le terme a...) exposée à un rayonnement uniforme dans toutes les directions est égale à 1/3 de l'énergie (Dans le sens commun l'énergie désigne tout ce qui permet d'effectuer un travail, fabriquer de la...) totale rayonnée par unité de volume (Le volume, en sciences physiques ou mathématiques, est une grandeur qui mesure l'extension...). Pour le rayonnement d'un corps noir (En physique, un corps noir désigne un objet idéal dont le spectre électromagnétique ne dépend...) en équilibre avec la surface exposée, la densité (La densité ou densité relative d'un corps est le rapport de sa masse volumique à la...) de l'énergie, selon la loi de Stefan-Boltzmann (En physique, la loi de Stefan-Boltzmann[1] établit que la puissance totale rayonnée par unité de...), vaut 4σT4/c; où σ est la constante de Stefan-Boltzmann (La constante de Stefan-Boltzmann (du nom des physiciens Jo?ef Stefan et Ludwig Boltzmann), notée ...), c est la vitesse de la lumière (La vitesse de la lumière dans le vide, notée c (pour...) et T est la température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et...) absolue (L'absolue est un extrait obtenu à partir d’une concrète ou d’un...) du rayonnement. Le tiers de cette énergie égale à : 2,520×10-15T4 Pa×K4. Par exemple, à la température d'ébullition (L’ébullition est la formation de bulles lors d’un changement violent d’un corps...) de l'eau (L’eau est un composé chimique ubiquitaire sur la Terre, essentiel pour tous les...) (373,15 K), cette pression vaut environ 5 micropascals, soit vingt fois moins qu'un milliardième de la pression atmosphérique (La pression atmosphérique est la pression de l'air en un point quelconque d'une atmosphère.).
Des pressions si faibles sont toutefois capables d'exercer des effets significatifs soit parce qu'elles s'exercent sur des particules très petites comme les pollens ou des électrons, soit parce qu'elles s'excercent pendant un laps de temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le...) très long, soit parce que la luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit...) est très élevée comme avec les lasers de puissance (Le mot puissance est employé dans plusieurs domaines avec une signification particulière :) ou par une température très élevée (cœur des étoiles), ou même à la suface des plus lumineuses contrebalançant ainsi la gravité (La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.) (limite d'Eddington). La pression de radiation (La pression de radiation est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement...) joue (La joue est la partie du visage qui recouvre la cavité buccale, fermée par les...) un rôle important dans la théorie de l'émission d'électrons par le Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile...), la compréhension du fonctionnement des étoiles, l'étude des comètes (voir aussi l'effet Yarkovsky (L'effet Yarkovsky se manifeste par une force de radiation thermique qui change le demi-grand axe a...) et l'effet YORP) ainsi que d'autres processus astrophysiques.
Dans le cœur des étoiles, la température est très élevée : les modèles actuels prédisent une température de 15 MK à l'intérieur du Soleil, et au cœur des étoiles supergéantes la température pourrait excéder 1 GK. Comme la pression de radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se...) augmente avec la quatrième puissance de la température, elle devient significative, voire prépondérante, à ces températures élevées. Par exemple, dans le Soleil, la pression de radiation est encore faible (~ 100 Mbar) par rapport à la pression du gaz (Un gaz est un ensemble d'atomes ou de molécules très faiblement liés et...) (~ 250 Gbar) mais dans des étoiles plus lourdes, donc plus chaudes, la pression de radiation devient la partie dominante de la pression totale.
Les photovoiles (incluant les statites) sont une méthode possible de propulsion spatiale (Cet article présente le concept de propulsion spatiale, c'est-à-dire tout système permettant de...) qui utiliserait comme force (Le mot force peut désigner un pouvoir mécanique sur les choses, et aussi, métaphoriquement, un...) motrice la pression de radiation exercée par le vent solaire (Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement d'ions et d'électrons qui sont...) sur une grande voile.
En acoustique (L’acoustique est une branche de la physique dont l’objet est l’étude des...), la pression de radiation est la pression unidirectionnelle exercée à l'interface (Une interface est une zone, réelle ou virtuelle qui sépare deux éléments. L’interface...) entre deux milieux lors du passage d'une onde (Une onde est la propagation d'une perturbation produisant sur son passage une variation...) sonore.