Эффект Пойнтинга-Робертсона

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

Это приводит к тому, что пыль, которая достаточно мала, чтобы на нее воздействовало это сопротивление, но слишком велика, чтобы ее можно было сдуть от звезды радиационным давлением, медленно по спирали проникает в звезду. В случае Солнечной системы это можно рассматривать как воздействие на пылинки от 1 мкм до 1 мм диаметром . Более крупная пыль, скорее всего, столкнется с другим объектом задолго до того, как такое сопротивление сможет оказать 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 в терминах общей теории относительности .

История

Робертсон рассмотрел движение пыли в пучке излучения, исходящего от точечного источника. Позже А.В.Гесс рассмотрел задачу для сферического источника излучения и обнаружил, что для частиц, удаленных от источника, результирующие силы согласуются с выводами Пойнтинга. ^{[ 1 ]}

Источник эффекта

Эффект можно понимать двояко, в зависимости от выбранной системы отсчета .

С точки зрения пылинки, вращающейся вокруг звезды (панель (а) рисунка), кажется, что излучение звезды исходит немного вперед ( аберрация света ). Поэтому поглощение этого излучения приводит к возникновению силы , составляющая которой направлена против направления движения. Угол аберрации чрезвычайно мал, поскольку излучение движется со скоростью света , а пылинка движется на много порядков медленнее.

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

Обратите внимание, что это анизотропное излучение не означает, что изолированное излучающее тело в движении будет замедляться (что нарушало бы принцип относительности ). В этом случае чистая сила замедления все равно будет существовать (т. е. уменьшение количества движения с течением времени), но поскольку масса тела уменьшается по мере излучения энергии, его скорость может оставаться постоянной.

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

Сила Пойнтинга-Робертсона равна:

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 - скорость зерна, c - скорость света , W мощность падающего излучения, r - радиус зерна, G - универсальная гравитационная постоянная , M _{s -} L - масса Солнца, s _- солнечная светимость и R радиус орбиты зерна.

Отношение к другим силам

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

Эффект также усиливается ближе к Солнцу. Гравитация меняется как ${\frac {1}{R^{2}}}$ (где R — радиус орбиты), тогда как сила Пойнтинга–Робертсона изменяется как ${\frac {1}{R^{2.5}}}$ , поэтому эффект также становится относительно сильнее по мере приближения объекта к Солнцу. Это имеет тенденцию уменьшать эксцентриситет орбиты объекта, а также втягивать его внутрь.

Кроме того, по мере увеличения размера частицы температура поверхности перестает быть примерно постоянной, а давление излучения больше не является изотропным в системе отсчета частицы. Если частица вращается медленно, радиационное давление может способствовать изменению углового момента как положительно, так и отрицательно.

Давление излучения влияет на эффективную силу гравитации, действующую на частицу: оно сильнее ощущается более мелкими частицами и сдувает очень мелкие частицы от Солнца. Характеризуется безразмерным параметром пыли $\beta$ , отношение силы радиационного давления к силе тяжести, действующей на частицу:

\beta ={F_{\rm {r}} \over F_{\rm {g}}}={3LQ_{\rm {PR}} \over {16\pi GMc\rho s}}

где $Q_{\rm {PR}}$ – коэффициент рассеяния Ми , $\rho$ плотность и $s$ — размер (радиус) пылинки. ^{[ 2 ]}

Влияние эффекта на пылевые орбиты

Частицы с $\beta \geq 0.5$ имеют радиационное давление как минимум вполовину меньше гравитационного и будут покидать Солнечную систему по гиперболическим орбитам, если их начальные скорости были кеплеровскими. ^{[ 3 ]} Для частиц каменной пыли это соответствует диаметру менее 1 мкм . ^{[ 4 ]}

Частицы с $0.1<\beta <0.5$ могут двигаться по спирали внутрь или наружу в зависимости от их размера и вектора начальной скорости; они имеют тенденцию оставаться на эксцентрических орбитах.

Частицы с $\beta \approx 0.1$ потребуется около 10 000 лет, чтобы спиралью приблизиться к Солнцу с круговой орбиты на расстоянии а.е. 1 В этом режиме время вдыхания и диаметр частиц примерно равны $\propto {1 \over \beta }$ . ^{[ 5 ]}

Обратите внимание, что если начальная скорость зерна не была кеплеровской, то для него возможна круговая или любая ограниченная орбита. $\beta <1$ .

Было высказано предположение, что замедление вращения внешнего слоя Солнца может быть вызвано аналогичным эффектом. ^{[ 6 ]}^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}

См. также

Ссылки

^ Угадай, AW (1962). «Эффект Пойнтинга-Робертсона для сферического источника излучения». Астрофизический журнал . 135 : 855–866. Бибкод : 1962ApJ...135..855G . дои : 10.1086/147329 .
^ Бернс; Лами; Сотер (1979). «Радиационные силы на малых частицах в Солнечной системе». Икар . 40 (1): 1–48. Бибкод : 1979Icar...40....1B . дои : 10.1016/0019-1035(79)90050-2 .
^ Вятт, Марк (2006). «Теоретическое моделирование структуры диска обломков» (PDF) . Кембриджский университет. Архивировано (PDF) из оригинала 27 июля 2014 г. Проверено 16 июля 2014 г.
^ Флинн, Джордж Дж. (16 июня 2005 г.). «Межпланетная пыль (МВП)» . Британика Онлайн . Архивировано из оригинала 17 февраля 2017 г. Проверено 17 февраля 2017 г.
^ Клачка, Дж.; Кочифай, М. (27 октября 2008 г.). «Времена спирали межпланетных пылинок» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 390 (4). Оксфорд: 1491–1495 гг. Бибкод : 2008MNRAS.390.1491K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13801.x . Разд. 4. Численные результаты
^ «Дать Солнцу тормоз» . Системные новости Гавайского университета . 12 декабря 2016 г. Архивировано из оригинала 1 июня 2022 г. Проверено 17 февраля 2017 г.
^ Каннингем, Ян; Эмилио, Марсело; Кун, Джефф; Шолль, Изабель; Буш, Рок (2017). «Сопротивление поверхности Солнца, подобное Пойнтингу-Робертсону». Письма о физических отзывах . 118 (5): 051102.arXiv : 1612.00873 . Бибкод : 2017PhRvL.118e1102C . doi : 10.1103/PhysRevLett.118.051102 . ПМИД 28211737 . S2CID 206285189 .
^ Райт, Кэтрин (3 февраля 2017 г.). «Фокус: фотоны тормозят Солнце» . Физика . 10:13 . doi : 10.1103/Физика.10.13 . Архивировано из оригинала 17 февраля 2017 г. Проверено 17 февраля 2017 г.

Дополнительные источники

Пойнтинг, Дж. Х. (1904). «Радиация в Солнечной системе: ее влияние на температуру и давление на малые тела» . Философские труды Лондонского королевского общества А. 202 (346–358). Лондонское королевское общество: 525–552. Бибкод : 1904RSPTA.202..525P . дои : 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 . 64 (Приложение). Королевское астрономическое общество: 1a–5a. Бибкод : 1903MNRAS..64A...1P . дои : 10.1093/mnras/64.1.1a . (Резюме статьи «Философские труды»)

Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты радиации в Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 97 (6). Королевское астрономическое общество: 423–438. Бибкод : 1937МНРАС..97..423Р . дои : 10.1093/mnras/97.6.423 .

[1] Угадай, AW (1962). «Эффект Пойнтинга-Робертсона для сферического источника излучения». Астрофизический журнал . 135 : 855–866. Бибкод : 1962ApJ...135..855G . дои : 10.1086/147329 .

[2] Бернс; Лами; Сотер (1979). «Радиационные силы на малых частицах в Солнечной системе». Икар . 40 (1): 1–48. Бибкод : 1979Icar...40....1B . дои : 10.1016/0019-1035(79)90050-2 .

[wyatt-3] Вятт, Марк (2006). «Теоретическое моделирование структуры диска обломков» (PDF) . Кембриджский университет. Архивировано (PDF) из оригинала 27 июля 2014 г. Проверено 16 июля 2014 г.

[4] Флинн, Джордж Дж. (16 июня 2005 г.). «Межпланетная пыль (МВП)» . Британика Онлайн . Архивировано из оригинала 17 февраля 2017 г. Проверено 17 февраля 2017 г.

[inspiral-5] Клачка, Дж.; Кочифай, М. (27 октября 2008 г.). «Времена спирали межпланетных пылинок» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 390 (4). Оксфорд: 1491–1495 гг. Бибкод : 2008MNRAS.390.1491K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13801.x . Разд. 4. Численные результаты

[6] «Дать Солнцу тормоз» . Системные новости Гавайского университета . 12 декабря 2016 г. Архивировано из оригинала 1 июня 2022 г. Проверено 17 февраля 2017 г.

[7] Каннингем, Ян; Эмилио, Марсело; Кун, Джефф; Шолль, Изабель; Буш, Рок (2017). «Сопротивление поверхности Солнца, подобное Пойнтингу-Робертсону». Письма о физических отзывах . 118 (5): 051102.arXiv : 1612.00873 . Бибкод : 2017PhRvL.118e1102C . doi : 10.1103/PhysRevLett.118.051102 . ПМИД 28211737 . S2CID 206285189 .

[8] Райт, Кэтрин (3 февраля 2017 г.). «Фокус: фотоны тормозят Солнце» . Физика . 10:13 . doi : 10.1103/Физика.10.13 . Архивировано из оригинала 17 февраля 2017 г. Проверено 17 февраля 2017 г.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]