Эффект Пойнтинга – Робертсона - Poynting–Robertson effect

Эффект Пойнтинга-Робертсона , также известный как сопротивление Пойнтинга-Робертсона , названный в честь Джона Генри Пойнтинга и Говарда П. Робертсона , представляет собой процесс, при котором солнечное излучение заставляет пылинку, вращающуюся вокруг звезды, терять угловой момент относительно ее орбиты вокруг звезды. . Это связано с касательным к движению зерна радиационным давлением .

Это приводит к тому, что пыль, достаточно малая, чтобы на нее воздействовать этим сопротивлением, но слишком большая, чтобы ее сдуло от звезды радиационным давлением, медленно закручивается в звезду. В случае Солнечной системы это можно рассматривать как влияние на частицы пыли от От 1  мкм до 1  мм в диаметре. Более крупная пыль может столкнуться с другим объектом задолго до того, как такое сопротивление окажет влияние.

Первоначально Пойнтинг дал описание эффекта в 1903 году на основе теории светоносного эфира , которая была заменена теориями относительности в 1905–1915 годах. В 1937 году Робертсон описал эффект с точки зрения общей теории относительности .

История

Робертсон рассмотрел движение пыли в пучке излучения, исходящего от точечного источника. AW Guess позже рассмотрел проблему для сферического источника излучения и обнаружил, что для частиц, далеких от источника, результирующие силы согласуются с заключенными Пойнтингом.

Источник эффекта

Эффект можно понять двумя способами, в зависимости от выбранной системы отсчета .

Излучение звезды (S) и тепловое излучение частицы, видимое (а) от наблюдателя, движущегося вместе с частицей, и (б) от наблюдателя, покоящегося по отношению к звезде.

С точки зрения пылинки, вращающейся вокруг звезды (панель (а) рисунка), кажется, что излучение звезды идет немного вперед ( аберрация света ). Следовательно, поглощение этого излучения приводит к возникновению силы, составляющей против направления движения. Угол аберрации чрезвычайно мал, поскольку излучение движется со скоростью света, в то время как пылинка движется на много порядков медленнее, чем это.

С точки зрения звезды (панель (b) рисунка) пылинка полностью поглощает солнечный свет в радиальном направлении, поэтому на угловой момент частицы это не влияет. Но переизлучение фотонов, которое является изотропным в системе координат зерна (а), больше не является изотропным в системе координат звезды (б). Это анизотропное излучение заставляет фотоны уносить угловой момент от пылинки.

Сопротивление Пойнтинга – Робертсона можно понимать как эффективную силу, противоположную направлению орбитального движения пылинки, приводящую к падению углового момента частицы. Таким образом, пылинка медленно движется по спирали в звезду, но ее орбитальная скорость постоянно увеличивается.

Сила Пойнтинга – Робертсона равна:

${\ displaystyle F _ {\ rm {PR}} = {\ frac {v} {c ^ {2}}} W = {\ frac {r ^ {2} L _ {\ rm {s}}} {4c ^ { 2}}} {\ sqrt {\ frac {GM _ {\ rm {s}}} {R ^ {5}}}}}$

где v это скорость зерна, в с есть скорость света , W представляет собой мощность падающего излучения, г радиуса зерна, в G является универсальной гравитационной постоянная , М _с вс массы «с, л _ы солнечной светимости и R радиус орбиты зерна.

Отношение к другим силам

Эффект Пойнтинга – Робертсона более выражен для более мелких объектов. Гравитационная сила зависит от массы, которая равна (где - радиус пыли), а мощность, которую она получает и излучает, зависит от площади поверхности ( ). Так что для больших объектов эффект незначителен. ${\ displaystyle \ propto r ^ {3}}$${\ displaystyle r}$${\ displaystyle \ propto r ^ {2}}$

Эффект тем сильнее, чем ближе к солнцу. Гравитация изменяется как (где R - радиус орбиты), тогда как сила Пойнтинга-Робертсона изменяется как , так что эффект также становится относительно сильнее по мере приближения объекта к Солнцу. Это имеет тенденцию уменьшать эксцентриситет орбиты объекта в дополнение к его перетаскиванию. ${\ displaystyle {\ frac {1} {R ^ {2}}}}$${\ displaystyle {\ frac {1} {R ^ {2.5}}}}$

Кроме того, по мере увеличения размера частицы температура поверхности перестает быть приблизительно постоянной, и давление излучения перестает быть изотропным в системе отсчета частицы. Если частица вращается медленно, радиационное давление может способствовать изменению углового момента, положительно или отрицательно.

Радиационное давление влияет на эффективную силу тяжести, действующую на частицу: оно сильнее ощущается более мелкими частицами и уносит очень мелкие частицы от Солнца. Он характеризуется безразмерным параметром пыли , отношением силы радиационного давления к силе тяжести на частицу: ${\ displaystyle \ beta}$

${\ displaystyle \ beta = {F _ {\ rm {r}} \ over F _ {\ rm {g}}} = {3LQ _ {\ rm {PR}} \ over {16 \ pi GMc \ rho s}}}$

где - коэффициент рассеяния Ми , - плотность, - размер (радиус) пылинки. ${\ displaystyle Q _ {\ rm {PR}}}$${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle s}$

Влияние эффекта на пылевые орбиты

Частицы имеют радиационное давление по меньшей мере половину , как сильна как сила тяжести, и будут выходить из Солнечной системы гиперболических орбит , если их начальные скорости были кеплеровскими. Для каменистых частиц пыли это соответствует диаметру менее 1 мкм . ${\ displaystyle \ beta \ geq 0,5}$

Частицы могут закручиваться внутрь или наружу в зависимости от их размера и вектора начальной скорости; они стремятся оставаться на эксцентрических орбитах. ${\ Displaystyle 0,1 <\ бета <0,5}$

Частицы с взятием около 10000 лет до спирали в солнце с круговой орбиты на расстоянии 1 а.е. . В этом режиме время вдоха и диаметр частиц примерно равны . ${\ displaystyle \ beta \ приблизительно 0,1}$${\ displaystyle \ propto {1 \ over \ beta}}$

Обратите внимание, что если начальная скорость зерна не была кеплеровской, тогда возможна круговая или любая ограниченная орбита . ${\ Displaystyle \ бета <1}$

Было высказано предположение, что замедление вращения внешнего слоя Солнца может быть вызвано аналогичным эффектом.

Смотрите также

• Дифференциальный эффект Доплера
• Радиационное давление
• Эффект Ярковского
• Скорость гравитации

Рекомендации

Дополнительные источники

• Пойнтинг, Дж. Х (1904). «Радиация в Солнечной системе: ее влияние на температуру и давление на малые тела» . Философские труды Королевского общества Лондона A . Лондонское королевское общество. 202 (346–358): 525–552. Bibcode : 1904RSPTA.202..525P . DOI : 10,1098 / rsta.1904.0012 .

• Пойнтинг, Дж. Х. (ноябрь 1903 г.). «Радиация в солнечной системе: ее влияние на температуру и давление на малые тела» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Королевское астрономическое общество. 64 (Приложение): 1а – 5а. Bibcode : 1903MNRAS..64A ... 1P . DOI : 10.1093 / MNRAS / 64.1.1a . (Резюме статьи о философских трудах)

• Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты излучения в Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Королевское астрономическое общество. 97 (6): 423–438. Bibcode : 1937MNRAS..97..423R . DOI : 10.1093 / MNRAS / 97.6.423 .