辐射压（亦称光压）是
电磁辐射对所有暴露在其下的物体表面所施加的
压力。在这种场合下最好把电磁辐射看成对物体进行推撞的光子流。太空中尘埃颗粒受到辐射压可能超过引力，人们一度认为彗星的稀薄尾巴为何总是背离太阳——它是被辐射压推出来的，但是后来证明是错误的，因为太阳光的辐射压力太小了，真正的原因是
太阳风。
辐射压(radiation pressure)是指物体吸收辐射时，所感受到的力。如果被吸收，压力是流量密度除以光速；如果完全被反射，辐射压将会加倍。例如，太阳辐射的能量在地球的流量密度是1370 W/m2，所以吸收状态下的辐射压是 4.6μPa（参考气候模型）。
1871年，英国物理学家
麦克斯韦从理论上推论出
电磁辐射会对所有暴露在其下的物体表面施加压力的事实，并且先后于1900年被苏联物理学家列别捷夫、1901年被尼古拉斯和赫尔经由实验证实。这种压力非常微弱，但能在保持精确平衡下反射电磁辐射的金属翻版（尼古拉斯辐射计）查出可经由精确的实验查出辐射压的踪迹。
或许由电磁学理论显示，在
量子论或
热力学都没有对辐射本质做任何的假设，暴露在空间的物体表面，每单位体积所承受的压力是在该空间内来自四面八方的总压力的三分之一。
对于黑体辐射，被暴露的表面是平衡的，辐射能量密度符合斯忒藩-玻耳兹曼定律：；压强则是辐射能量密度的三分之一，即：；此处σ是斯忒藩-玻耳兹曼常数，c是光速，T是该处空间的绝对温度。
例如，在
水的
沸点（373.15K），辐射压只有3微巴（约为每平方英里两磅的力）。如果辐射具有方向性（在
行星际空间，来自
太阳的能量流占有压倒性的份量），辐射压可增强三倍，达到σT/c；如果物体是理想的反射体，压力还可以倍增成为2σT/c。一个
太阳帆位于辐射温度相当于水的沸点之处，会承受到22微巴的辐射压，或是接近13 lbf/sqmi。如此微弱的辐射压，还是可以对微小的质点，像是
气体、
离子和
电子，产生明显的作用， 并且对来自
太阳、
彗星物质等等发射电子的理论是很重要的（参考
亚尔科夫斯基效应、
YORP效应）。
在
恒星内部的温度非常高，恒星模型预测
太阳在核心的温度约1500万K，
超巨星核心的温度更高达10亿K。辐射压与温度的四次方成正比，因此在这样的高温下温度是很重要的因素。在太阳，辐射压力与气体压力比较仍是微不足道的；但在大质量的恒星，辐射压是所有压力中最主要的成分。
太阳帆是被提出作为太空船推进的一种方法，将使用太阳辐射压力做为动力的来源，民间的太空船
宇宙1号已经在尝试使用这种形式的动力。
射电类星体间的
射电辐射存在巨大的差异，根据这一差异可将射电类星体分为射电噪类星体（RLQs）和射电宁静类星体（RQQs）。一般使用射电噪度R来区分RQQs和RLQs，通常使用5GHz的光度与B波段的光度之比来计算射电噪度，即R=Lv(6cm)/Lv(B)，取R=10为RQQs和RLQs的分界线，R>10为RLQs，R<10为RQQs。另外一种分类的标准是依据射电光度L6cm， 取L6cm≈1024W·Hz-1·Sr-1为RQQs和RLQs的分界线，射电光度大于10W·Hz-1·Sr-1是RLQs，反之是RQQs。Strittmatter等人发现电噪度R分布呈双峰状，Kellermann等人证实了这一结论，miller等人对光学选类星体样本研究发现，大多数光学选类星体是RQQs，仅仅只有10%-20%的光学选类星体是 RLQs。一些人研究射电选类星体发现射电噪度R分布在一个很宽的范围，其分布呈双峰状的结论受到质疑。大多数的研究发现RLQs的射电辐射是由喷流形成的，而RQQs的射电辐射是由吸积盘形成的，其内禀因素仍然不清楚。对于RLQs和RQQs，许多人研究了
黑洞质量与射电噪度R或射电光度之间的关系， 一部分研究结果显示它们之间有关系，而另外的一些研究结果却显示它们之间没有关系。黑洞质量通常被作为研究RLQs和RQQs的重要参量，大多数研究发现
射电辐射产生的相对论电子形成了喷流，用黑洞质量来了解喷流的起源和射电类星体的性质具有重要的意义。Marconi等人指出辐射压对宽线气体云的运动有重要影响，在进行黑洞质量估算时应考虑辐射压的影响。根据这些研究背景，计算了RLQs和RQQs考虑辐射压的影响时的黑洞质量。应用一元线性回归方法对黑洞质量、射电光学强度比、热光度、 红移、5GHz射电光度之间的相关性进行分析，并研究了考虑辐射压的爱丁顿吸积、 Hβ发射线宽度、黑洞质量等的分布，得到一些结果和结论。