Presión de radiación

La radiación electromagnética consiste en un campo eléctrico E y un campo magnético B relacionados por:

${\displaystyle \mathbf {B} ={\frac {\mathbf {n} \times \mathbf {E} }{c}}}$

donde n es el vector unitario dirigido a lo largo de la dirección de propagación de la radiación, y c es la velocidad de la luz en el vacío. Los campos son transversales y satisfacen la relación${\displaystyle \mathbf {E} \perp \mathbf {B} \perp \mathbf {n} }$Estas propiedades se reflejan notablemente en las ecuaciones de Panofsky-Phillips .

Cuando este campo electromagnético alcanza una carga eléctrica q inicialmente en reposo ^{[ 12 ]} , el campo eléctrico ejerce una fuerza ( F = q E ) sobre ella, poniéndola en movimiento. Una vez que la carga está en movimiento, también está sujeta a una fuerza magnética.${\displaystyle (\mathbf {F} =q\left(\mathbf {v} \times \mathbf {B} \right))}$ejercida por la componente magnética de la radiación. Dado que la velocidad v adquirida por la carga está dirigida a lo largo de E , y la fuerza magnética viene dada por${\displaystyle \mathbf {F} =q\left(\mathbf {v} \times \mathbf {B} \right)}$, de ello se deduce que esta fuerza está dirigida a lo largo de n .

Además, cabe destacar que el campo eléctrico intercambia energía con la carga, mientras que el campo magnético le confiere momento .

• La magnitud de la potencia P transferida por el campo eléctrico a la carga viene dada por:

${\displaystyle P=\mathbf {F} \cdot \mathbf {v} }$

lo cual implica:

${\displaystyle P=qEv}$

• La magnitud de la fuerza F transmitida por el campo magnético a la carga es, según${\displaystyle \mathbf {F} =q\left(\mathbf {v} \times \mathbf {B} \right)}$, dado por:

${\displaystyle F=qvB}$

Dado que la magnitud de B está relacionada con la de E mediante B = E/c, se obtiene:

${\displaystyle F={\frac {qvE}{c}}}$

lo que implica que en cualquier momento t , la relación instantánea es:

Integrando esta relación con respecto al tiempo se obtiene:

donde p y E son respectivamente el momento y la energía intercambiados por el campo electromagnético con la carga q .

Este resultado muestra que, además de transportar energía, la radiación electromagnética también transporta momento , y que el momento intercambiado con la materia siempre es igual a la energía intercambiada dividida por el factor c .

Además, dado que la radiación electromagnética transporta un momento p , y puesto que p = m v , también es posible asignarle una masa equivalente m , de modo que m = p/v . Como la velocidad de propagación de la radiación es igual a la velocidad de la luz c , el momento de la radiación se puede escribir como p = mc . Utilizando el resultado anterior, se obtiene:

${\displaystyle mc={\frac {E}{c}}}$

Eso es,

Esta equivalencia entre energía e inercia equivalente de la radiación electromagnética fue estudiada notablemente por Henri Poincaré a principios del siglo XX. La publicación de Albert Einstein de 1906 sobre la relación E = mc² está estrechamente relacionada con los resultados anteriores (su trabajo de 1905 se basa en el efecto Doppler relativista ).

Según la teoría del electromagnetismo de Maxwell, una onda electromagnética transporta momento. Este momento se transfiere a cualquier superficie con la que impacte y que absorba o refleje la radiación.

Consideremos el momento transferido a una superficie perfectamente absorbente (negra). El flujo de energía (irradiancia) de una onda plana se calcula utilizando el vector de Poynting.${\displaystyle \mathbf {S} =\mathbf {E} \times \mathbf {H} }$, que es el producto vectorial del vector del campo eléctrico E y el vector del campo auxiliar del campo magnético (o campo magnetizante ) H. La magnitud, denotada por S , dividida por la velocidad de la luz es la densidad del momento lineal por unidad de área (presión) del campo electromagnético. Así, dimensionalmente, el vector de Poynting es S = ⁠ potencia / área ⁠ = ⁠ tasa de trabajo / área ⁠ = ⁠ ⁠ Δ F / Δ t ⁠ Δ x / área ⁠ , que es la velocidad de la luz, c = Δ x / Δ t , por la presión, Δ F / área . Esa presión se experimenta como presión de radiación en la superficie: $${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {\langle S\rangle }{c}}={\frac {I_{f}}{c}}}$$ dónde${\displaystyle P}$es la presión (generalmente en pascales ),${\displaystyle I_{f}}$es la irradiancia incidente (generalmente en W/m ² ) y${\displaystyle c}$es la velocidad de la luz en el vacío. Aquí, ⁠ 1 / c ⁠ ≈3,34  N/GW .

Si la superficie es plana con un ángulo α respecto a la onda incidente, la intensidad a través de la superficie se reducirá geométricamente por el coseno de ese ángulo y la componente de la fuerza de radiación contra la superficie también se reducirá por el coseno de α , lo que dará como resultado una presión: $${\displaystyle P_{\text{incident}}={\frac {I_{f}}{c}}\cos ^{2}\alpha }$$

El momento de la onda incidente tiene la misma dirección que dicha onda. Sin embargo, solo la componente de ese momento normal a la superficie contribuye a la presión sobre la superficie, como se indicó anteriormente. La componente de esa fuerza tangente a la superficie no se denomina presión. ^{[ 13 ]}

El tratamiento anterior para una onda incidente tiene en cuenta la presión de radiación experimentada por un cuerpo negro (totalmente absorbente). Si la onda se refleja especularmente , el retroceso debido a la onda reflejada contribuirá aún más a la presión de radiación. En el caso de un reflector perfecto, esta presión será idéntica a la presión causada por la onda incidente.

$${\displaystyle P_{\text{emitido}}={\frac {I_{f}}{c}}}$$

duplicando así la presión de radiación neta sobre la superficie:

$${\displaystyle P_{\text{neta}}=P_{\text{incidental}}+P_{\text{emitida}}=2{\frac {I_{f}}{c}}}$$

Para una superficie parcialmente reflectante, el segundo término debe multiplicarse por la reflectividad (también conocida como coeficiente de reflexión de intensidad), de modo que el incremento sea inferior al doble. Para una superficie difusamente reflectante , deben tenerse en cuenta los detalles de la reflexión y la geometría, lo que resulta, de nuevo, en un incremento de la presión de radiación neta inferior al doble.

Si la tasa de reflexión es${\displaystyle \eta }$entonces la presión de radiación neta sobre la superficie:

$${\displaystyle P_{\text{net}}=P_{\text{incident}}+\eta P_{\text{emitted}}={\frac {I_{f}(1+\eta )}{c}}}$$

Así como una onda reflejada por un cuerpo contribuye a la presión de radiación neta experimentada, un cuerpo que emite radiación propia (en lugar de reflejada) obtiene una presión de radiación dada nuevamente por la irradiancia de esa emisión en la dirección normal a la superficie I _e : $${\displaystyle P_{\text{emitted}}={\frac {I_{\text{e}}}{c}}}$$

La emisión puede provenir de la radiación de cuerpo negro o de cualquier otro mecanismo radiativo. Dado que todos los materiales emiten radiación de cuerpo negro (a menos que sean totalmente reflectantes o se encuentren a cero absoluto), esta fuente de presión de radiación es omnipresente, aunque generalmente pequeña. Sin embargo, debido a que la radiación de cuerpo negro aumenta rápidamente con la temperatura (como la cuarta potencia de la temperatura, según la ley de Stefan-Boltzmann ), la presión de radiación debida a la temperatura de un objeto muy caliente (o a la radiación de cuerpo negro incidente proveniente de un entorno igualmente caliente) puede llegar a ser significativa. Esto es importante en el interior de las estrellas.

La radiación electromagnética puede considerarse en términos de partículas en lugar de ondas; estas partículas se conocen como fotones . Los fotones no tienen masa en reposo; sin embargo, nunca están en reposo (se mueven a la velocidad de la luz) y, no obstante, adquieren un momento que viene dado por: $${\displaystyle p={\dfrac {h}{\lambda }}={\frac {E_{p}}{c}},}$$ donde p es el momento, h es la constante de Planck , λ es la longitud de onda y c es la velocidad de la luz en el vacío. Y E _p es la energía de un solo fotón dada por: $${\displaystyle E_{p}=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}}$$

La presión de radiación puede considerarse nuevamente como la transferencia del momento de cada fotón a la superficie opaca, más el momento debido a un posible fotón de retroceso para una superficie (parcialmente) reflectante. Dado que una onda incidente de irradiancia I _f sobre un área A tiene una potencia de I _f A , esto implica un flujo de I _f / E _p fotones por segundo por unidad de área que incide sobre la superficie. Al combinar esto con la expresión anterior para el momento de un solo fotón, se obtienen las mismas relaciones entre irradiancia y presión de radiación descritas anteriormente utilizando el electromagnetismo clásico. Y nuevamente, los fotones reflejados o emitidos de otra manera contribuirán a la presión de radiación neta de forma idéntica.

En general, la presión de las ondas electromagnéticas se puede obtener a partir de la anulación de la traza del tensor de tensión electromagnética : dado que esta traza es igual a 3 P − u , obtenemos $${\displaystyle P={\frac {u}{3}},}$$ donde u es la energía de radiación por unidad de volumen.

Esto también se puede demostrar en el caso específico de la presión ejercida sobre las superficies de un cuerpo en equilibrio térmico con su entorno, a una temperatura T : el cuerpo estará rodeado por un campo de radiación uniforme descrito por la ley de radiación de cuerpo negro de Planck y experimentará una presión compresiva debido a esa radiación incidente, su reflexión y su propia emisión de cuerpo negro. A partir de esto, se puede demostrar que la presión resultante es igual a un tercio de la energía radiante total por unidad de volumen en el espacio circundante. ^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ] [ 17 ]}

Utilizando la ley de Stefan-Boltzmann , esto se puede expresar como $${\displaystyle P_{\text{compress}}={\frac {u}{3}}={\frac {4\sigma }{3c}}T^{4},}$$ dónde${\displaystyle \sigma }$es la constante de Stefan-Boltzmann .

La presión de la radiación solar a la distancia de la Tierra al Sol se puede calcular dividiendo la constante solar G _SC (arriba) por la velocidad de la luz c . Para una lámina absorbente que mira hacia el Sol, esto es simplemente: ^{[ 19 ]}$${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\approx 4.5\cdot 10^{-6}~{\text{Pa}}=4.5~\mu {\text{Pa}}.}$$

Este resultado se expresa en pascales , equivalentes a N/m² ⁽ newtons por metro cuadrado). Para una lámina con un ángulo α respecto al Sol, el área efectiva A de la lámina se reduce por un factor geométrico, lo que resulta en una fuerza en la dirección de la luz solar de: $${\displaystyle F={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}(A\cos \alpha ).}$$

Para hallar la componente de esta fuerza normal a la superficie, se debe aplicar otro factor coseno, lo que da como resultado una presión P sobre la superficie de: $${\displaystyle P={\frac {F\cos \alpha }{A}}={\frac {G_{\text{SC}}}{c}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Sin embargo, tenga en cuenta que para tener en cuenta el efecto neto de la radiación solar sobre una nave espacial, por ejemplo, habría que considerar la fuerza total (en la dirección opuesta al Sol) dada por la ecuación anterior, en lugar de solo la componente normal a la superficie que identificamos como "presión".

La constante solar se define para la radiación del Sol a una distancia de la Tierra, también conocida como una unidad astronómica (ua). En consecuencia, a una distancia de R unidades astronómicas ( siendo R adimensional), aplicando la ley del inverso del cuadrado , obtendríamos: $${\displaystyle P={\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Finalmente, considerando una superficie perfectamente reflectante en lugar de una absorbente, la presión se duplica debido a la onda reflejada, lo que resulta en: $${\displaystyle P=2{\frac {G_{\text{SC}}}{cR^{2}}}\cos ^{2}\alpha .}$$

Cabe destacar que, a diferencia de un material absorbente, la fuerza resultante sobre un cuerpo reflectante viene dada exactamente por la presión que actúa perpendicularmente a la superficie, donde las fuerzas tangenciales de las ondas incidente y reflejada se anulan mutuamente. En la práctica, los materiales no son ni totalmente reflectantes ni totalmente absorbentes, por lo que la fuerza resultante será un promedio ponderado de las fuerzas calculadas mediante estas fórmulas.

La presión de la radiación solar es una fuente de perturbaciones orbitales . Afecta significativamente las órbitas y trayectorias de cuerpos pequeños, incluidas todas las naves espaciales. Por ejemplo, la presión de la radiación solar sobre el parasol del telescopio James Webb crea un par de torsión, que es contrarrestado por sus ruedas de reacción . Esto provoca que las ruedas acumulen momento angular, que se libera periódicamente mediante el encendido de los propulsores . ^{[ 20 ]}

La presión de la radiación solar afecta a los cuerpos de gran parte del Sistema Solar. Los cuerpos pequeños se ven más afectados que los grandes debido a su menor masa en relación con su superficie. Las naves espaciales se ven afectadas, al igual que los cuerpos naturales (cometas, asteroides, granos de polvo, moléculas de gas).

La presión de radiación genera fuerzas y pares de torsión sobre los cuerpos que pueden modificar sus movimientos de traslación y rotación. Los cambios de traslación afectan las órbitas de los cuerpos. Las velocidades de rotación pueden aumentar o disminuir. Los cuerpos poco agrupados pueden fragmentarse bajo altas velocidades de rotación. Los granos de polvo pueden abandonar el Sistema Solar o caer en espiral hacia el Sol. ^{[ 21 ]}

Un cuerpo entero suele estar compuesto por numerosas superficies con diferentes orientaciones. Estas superficies pueden ser planas o curvas, tener áreas distintas y presentar propiedades ópticas diferentes a las de otros aspectos.

En cualquier momento dado, algunas caras están expuestas al Sol y otras están en sombra. Cada superficie expuesta al Sol refleja, absorbe y emite radiación. Las caras en sombra emiten radiación. La suma de las presiones en todas las caras define la fuerza y ​​el par netos sobre el cuerpo. Estos se pueden calcular utilizando las ecuaciones de las secciones anteriores. ^{[ 13 ] [ 19 ]}

El efecto Yarkovsky afecta la traslación de un cuerpo pequeño. Se produce cuando una cara que se aleja de la exposición solar tiene una temperatura más alta que una cara que se acerca a ella. La radiación emitida por la cara más caliente es más intensa que la de la cara opuesta, lo que genera una fuerza neta sobre el cuerpo que afecta su movimiento. ^{[ 22 ]}

El efecto YORP es un conjunto de efectos que amplían el concepto anterior del efecto Yarkovsky, pero de naturaleza similar. ^{[ 23 ]} Afecta las propiedades de espín de los cuerpos. ^{[ 24 ]}

El efecto Poynting-Robertson se aplica a partículas del tamaño de un grano. Desde la perspectiva de un grano de polvo que orbita alrededor del Sol, la radiación solar parece provenir de una dirección ligeramente frontal ( aberración de la luz ). Por lo tanto, la absorción de esta radiación genera una fuerza con una componente opuesta a la dirección del movimiento. (El ángulo de aberración es minúsculo, ya que la radiación se mueve a la velocidad de la luz, mientras que el grano de polvo se mueve a una velocidad mucho menor). El resultado es una espiral gradual de granos de polvo hacia el Sol. A lo largo de extensos periodos de tiempo, este efecto limpia gran parte del polvo del Sistema Solar.

Si bien es relativamente pequeña en comparación con otras fuerzas, la presión de radiación es inexorable. A lo largo de extensos periodos de tiempo, su efecto neto es considerable. Estas presiones, por débiles que sean, pueden producir efectos notables en partículas minúsculas como iones de gas y electrones , y son fundamentales en la teoría de la emisión de electrones del Sol, del material cometario , etc.

Debido a que la relación entre la superficie y el volumen (y, por lo tanto, la masa) aumenta al disminuir el tamaño de las partículas, las partículas de polvo ( de tamaño micrométrico ) son susceptibles a la presión de la radiación incluso en el sistema solar exterior. Por ejemplo, la evolución de los anillos exteriores de Saturno se ve significativamente influenciada por la presión de la radiación.

Como consecuencia de la presión de la luz, Einstein ^{[ 25 ]} predijo en 1909 la existencia de la «fricción por radiación», que se opondría al movimiento de la materia. Escribió: «La radiación ejercerá presión en ambos lados de la placa. Las fuerzas de presión ejercidas en ambos lados son iguales si la placa está en reposo. Sin embargo, si está en movimiento, se reflejará más radiación en la superficie que está delante durante el movimiento (superficie frontal) que en la superficie posterior. Por lo tanto, la fuerza de presión que actúa hacia atrás sobre la superficie frontal es mayor que la fuerza de presión que actúa sobre la posterior. De ahí que, como resultante de las dos fuerzas, quede una fuerza que contrarresta el movimiento de la placa y que aumenta con la velocidad de la misma. Llamaremos a esta resultante "fricción por radiación" en resumen».

La navegación solar, un método experimental de propulsión espacial , utiliza la presión de la radiación solar como fuerza motriz. La idea de los viajes interplanetarios mediante la luz fue mencionada por Julio Verne en su novela de 1865, De la Tierra a la Luna .

Una vela refleja aproximadamente el 90 % de la radiación incidente. El 10 % restante se irradia desde ambas superficies, y la proporción emitida por la superficie no iluminada depende de la conductividad térmica de la vela. Una vela presenta curvatura, irregularidades superficiales y otros factores menores que afectan su rendimiento.

La Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial ( JAXA ) ha desplegado con éxito una vela solar en el espacio, que ya ha logrado impulsar su carga útil con el proyecto IKAROS .

La época fotónica es una fase en la que la energía del universo estuvo dominada por fotones, entre 10 segundos y 380.000 años después del Big Bang . ^{[ 27 ]}

El proceso de formación y evolución de las galaxias comenzó en los albores de la historia del cosmos. Las observaciones del universo primitivo sugieren firmemente que los objetos crecieron de abajo hacia arriba (es decir, objetos más pequeños se fusionaron para formar otros más grandes). A medida que se forman las estrellas y se convierten en fuentes de radiación electromagnética, la presión de radiación de las estrellas se convierte en un factor en la dinámica del material circunestelar restante . ^{[ 28 ]}

La compresión gravitacional de las nubes de polvo y gases está fuertemente influenciada por la presión de la radiación, especialmente cuando las condensaciones dan lugar al nacimiento de estrellas. Las estrellas jóvenes más grandes que se forman dentro de las nubes comprimidas emiten altos niveles de radiación que desplazan las nubes, provocando su dispersión o condensación en regiones cercanas, lo que influye en las tasas de natalidad estelar en dichas regiones.

Las estrellas se forman predominantemente en regiones de grandes nubes de polvo y gases, dando origen a cúmulos estelares . La presión de radiación de las estrellas que los componen acaba dispersando las nubes, lo que puede tener un profundo efecto en la evolución del cúmulo.

Muchos cúmulos abiertos son inherentemente inestables, con una masa lo suficientemente pequeña como para que la velocidad de escape del sistema sea inferior a la velocidad promedio de las estrellas que lo componen. Estos cúmulos se dispersarán rápidamente en cuestión de millones de años. En muchos casos, la presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes, al desprender el gas a partir del cual se formó el cúmulo, reduce su masa lo suficiente como para permitir una rápida dispersión.

La formación estelar es el proceso por el cual regiones densas dentro de nubes moleculares en el espacio interestelar colapsan para formar estrellas . Como rama de la astronomía , la formación estelar incluye el estudio del medio interestelar y las nubes moleculares gigantes (CMG) como precursores del proceso de formación estelar, y el estudio de protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. La teoría de la formación estelar, además de explicar la formación de una sola estrella, también debe tener en cuenta la estadística de las estrellas binarias y la función de masa inicial .

Generalmente se cree que los sistemas planetarios se forman como parte del mismo proceso que da lugar a la formación estelar . Un disco protoplanetario se forma por el colapso gravitacional de una nube molecular , llamada nebulosa solar , y luego evoluciona hasta convertirse en un sistema planetario mediante colisiones y captura gravitacional. La presión de radiación puede despejar una región en las inmediaciones de la estrella. A medida que el proceso de formación continúa, la presión de radiación sigue influyendo en la distribución de la materia. En particular, el polvo y los granos pueden caer en espiral hacia la estrella o escapar del sistema estelar bajo la acción de la presión de radiación.

En el interior de las estrellas, las temperaturas son muy elevadas. Los modelos estelares predicen una temperatura de 15  MK en el centro del Sol , y en los núcleos de las estrellas supergigantes la temperatura puede superar 1  GK. Dado que la presión de radiación aumenta con la cuarta potencia de la temperatura, se vuelve importante a estas altas temperaturas. En el Sol, la presión de radiación sigue siendo bastante pequeña en comparación con la presión del gas. En las estrellas no degeneradas más masivas, la presión de radiación es el componente de presión dominante. ^{[ 29 ]}

La presión de la radiación solar influye notablemente en las colas de los cometas . El calentamiento solar provoca la liberación de gases del núcleo del cometa , que también arrastran partículas de polvo. La presión de la radiación y el viento solar empujan entonces el polvo y los gases en dirección opuesta al Sol. Los gases forman una cola generalmente recta, mientras que las partículas de polvo, al moverse más lentamente, crean una cola más ancha y curva.

Los láseres pueden utilizarse como fuente de luz monocromática con longitud de onda${\displaystyle \lambda }$. Con un conjunto de lentes, se puede enfocar el rayo láser a un punto que sea${\displaystyle \lambda }$en diámetro (o${\displaystyle r=\lambda /2}$).

Por lo tanto, la presión de radiación de un láser P = 30  mW con λ = 1064  nm se puede calcular de la siguiente manera.

Área: $${\displaystyle A=\pi \left({\frac {\lambda }{2}}\right)^{2}\approx 10^{-12}{\text{ m}}^{2},}$$

fuerza: $${\displaystyle F={\frac {P}{c}}={\frac {30{\text{ mW}}}{299792458{\text{ m/s}}}}\approx 10^{-10}{\text{ N}},}$$

presión: $${\displaystyle p={\frac {F}{A}}\approx {\frac {10^{-10}{\text{ N}}}{10^{-12}{\text{ m}}^{2}}}=100{\text{ Pa}}.}$$

Esto se utiliza para atrapar o levitar partículas en pinzas ópticas .

La reflexión de un pulso láser en la superficie de un sólido elástico puede generar diversos tipos de ondas elásticas que se propagan en su interior. En otras palabras, la luz puede excitar y/o amplificar el movimiento de los materiales. Este es el objeto de estudio en el campo de la optomecánica. Las ondas más débiles son generalmente las generadas por la presión de radiación que actúa durante la reflexión de la luz. Dichas ondas elásticas inducidas por la presión de la luz se han observado, por ejemplo, en el interior de un espejo dieléctrico de ultra alta reflectividad . ^{[ 30 ]} Estas ondas constituyen la huella dactilar más básica de la interacción luz-materia sólida a escala macroscópica. ^{[ 31 ]} En el campo de la optomecánica de cavidades , la luz se atrapa y se amplifica resonantemente en cavidades ópticas , por ejemplo, entre espejos. Esto permite aumentar considerablemente la potencia de la luz y la presión de radiación que puede ejercer sobre objetos y materiales. Se ha logrado el control óptico (es decir, la manipulación del movimiento) de una gran variedad de objetos: desde haces de kilómetros de longitud (como en el interferómetro LIGO ) ^{[ 32 ]} hasta nubes de átomos, ^{[ 33 ]} y desde trampolines microdiseñados ^{[ 34 ]} hasta superfluidos . ^{[ 35 ] [ 36 ]}

A diferencia de excitar o amplificar el movimiento, la luz también puede amortiguar el movimiento de los objetos. El enfriamiento láser es un método para enfriar materiales a temperaturas muy cercanas al cero absoluto mediante la conversión de parte de la energía cinética del material en luz. La energía cinética y la energía térmica del material son sinónimas en este contexto, ya que representan la energía asociada al movimiento browniano del material. Los átomos que se desplazan hacia una fuente de luz láser perciben un efecto Doppler sintonizado con la frecuencia de absorción del elemento objetivo. La presión de radiación sobre el átomo ralentiza su movimiento en una dirección determinada hasta que el efecto Doppler se sale del rango de frecuencia del elemento, lo que provoca un efecto de enfriamiento general. ^{[ 38 ]}

Otra área de investigación activa de la interacción láser-materia es la aceleración por presión de radiación de iones o protones desde blancos de lámina delgada. ^{[ 39 ]} Se pueden generar haces de iones de alta energía para aplicaciones médicas (por ejemplo, en la terapia con haces de iones ^{[ 40 ]} ) mediante la presión de radiación de pulsos láser cortos sobre láminas ultrafinas.