Solarstrahlungsdruck

Solarstrahlungsdruck ist der Druck, der durch den Impulsübertrag von Photonen der Sonne auf Materie entsteht. Photonen tragen Impuls und übertragen bei jedem Aufprall einen Teil davon auf das getroffen Objekt. Der resultierende Druck hängt von der Oberflächenbeschaffenheit (Absorption oder Reflexion) sowie vom Einfallswinkel der Strahlung ab.

Für eine Fläche A, deren Normalenvektor im Winkel theta zur Sonnenstrahlung steht, und einen Reflexionsgrad R (0 für vollständige Absorption bis 1 für ideale Reflexion) lässt sich der normale Druck annähernd durch P = (S/c) (1+R) cos^2 theta beschreiben. S ist die Solarirradianz am Ort der Betrachtung, c die Lichtgeschwindigkeit. Am normaler Einfall (theta = 0) gilt P = (1+R) S/c; damit beträgt der Druck bei vollständiger Absorption S/c und bei vollständiger Reflexion 2S/c. Die Irradianz S skaliert mit dem Abstand r von der Sonne als S0 (1 AU / r)^2, mit S0 etwa 1361 W/m^2.

Typische Größenordnungen: bei 1 AU beträgt der Druck für absorbierende Flächen etwa 4,6 μPa, für ideal spiegelnde Flächen etwa 9,1 μPa. Die auf eine Fläche wirkende Kraft ist F = P A, wobei A die Fläche ist. Der Druck nimmt mit dem Quadrat des Abstands ab. Abweichungen ergeben sich bei geneigter Ausrichtung (Cosinus- und Cos^2-Abhängigkeiten) sowie bei realer Oberflächenrauheit.

Anwendungen und Relevanz: Der Solarstrahlungsdruck wird in der Raumfahrt für Solarsegler genutzt, die mit großen, leichten Flächen propulsion erzeugen. Er beeinflusst auch die Dynamik von Staubkörnern und trägt zur Form von Kometent tails bei. In modernen Konzepten, etwa für interstellare Sonden, dient er als propulsive Kraftquelle. Historisch ergibt sich der Begriff aus der elektromagnetischen Strahlungstheorie von Maxwell; praktische Anwendungen wurden im 20. Jahrhundert entwickelt und weitergeführt.