Efect Poynting-Robertson

Efectul Poynting-Robertson , numit după John Henry Poynting și Howard Percy Robertson , este un proces prin care radiația solară face ca particulele de praf să spiraleze în jos într-un sistem solar . Efectul se datorează faptului că mișcarea orbitală a boabelor de praf provoacă o ușoară schimbare a presiunii radiale a radiației solare, care le încetinește orbita. Efectul poate fi interpretat în două moduri, în funcție de cadrul de referință ales.

Descriere

Din punctul de vedere al bobului de praf, radiația Soarelui pare să vină ușor înainte de linia directă spre centrul orbitei sale, deoarece praful se mișcă perpendicular pe propagarea luminii. Acest unghi de aberație este extrem de mic, deoarece radiația se deplasează cu viteza luminii și mișcarea bobului de praf este cu câteva ordine de mărime mai lentă.

Din punctul de vedere al sistemului solar în ansamblu, pata de praf absoarbe lumina soarelui dintr-o direcție perfect radială. Cu toate acestea, deplasarea bobului de praf în raport cu Soarele face ca reemisia de energie să fie distribuită inegal (mai mult înainte decât înapoi), ceea ce determină o schimbare echivalentă a impulsului unghiular (un pic ca reculul unei arme ).

Forța Poynting-Robertson este egală cu:

F_ {PR} = \ frac {Wv} {c ^ 2} = \ frac {r ^ 2} {4 c ^ 2} \ sqrt {\ frac {G M_s L_s ^ 2} {R ^ 5}}

Unde este puterea radiată de particulă (egală cu radiația incidentă), este viteza particulelor, este viteza luminii , este raza obiectului, este constanta gravitațională universală, este masa Soarelui , este luminozitatea solară și este raza orbitală a obiectului. $W$ $v$ $vs.$ $r$ $G$ $Domnișoară}$ $L_s$ $R$

Deoarece forța gravitațională evoluează odată cu cubul razei obiectului (deoarece este o funcție a masei sale , deci a volumului său ) în timp ce puterea pe care o primește și o radiază evoluează ca pătratul aceleiași raze (fiind o funcție a suprafața sa ), efectul Poyting-Robertson este mai pronunțat pentru obiectele mici. De asemenea, deoarece gravitația Soarelui variază într - o singură sur , în timp ce forța Poynting-Robertson variază într - o singură sur , acesta din urmă devine mai puternic ca obiect se apropie de Soare, care tinde să reducă excentricitate. Orbitei obiectului în plus față de trăgându - l spre stea. $R ^ {2}$ $R ^ {2.5}$

Astfel, particulele de praf de câțiva micrometri au nevoie de câteva mii de ani pentru a trece de la o distanță de un UA la o distanță la care se evaporă, apropiindu-se de câteva milioane de km de Soare.

Există o dimensiune critică sub care obiectele mici sunt atât de afectate de presiunea radiației încât aceasta din urmă anulează complet gravitația Soarelui. În sistemul solar, această dimensiune are aproximativ 0,1 micrometri în diametru. Dacă particulele sunt deja în mișcare atunci când sunt create, presiunea radiației nu trebuie să anuleze complet gravitația pentru a scoate particulele din sistemul solar, astfel încât dimensiunea critică este puțin mai mare. Efectul Poynting-Robertson afectează încă aceste particule mici, dar acestea vor fi suflate din sistem de lumina soarelui înainte ca forța Poynting-Robertson să provoace o schimbare semnificativă a mișcării lor.

În 1903, Poynting a demonstrat această forță ca parte a teoriei eterului , care era atunci modelul dominant pentru propagarea luminii. Robertson este cel care a refăcut dovada în 1937 într-un cadru relativist și a confirmat rezultatele.

Note și referințe

(ro) Radiația de presiune

Bibliografie

Poynting, JH , (noiembrie 1903 ). Radiații în sistemul solar: efectul său asupra temperaturii și presiunea asupra corpurilor mici , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society, vol. 64, Anexă, pp. 1-5
Robertson, HP , (aprilie 1937 ). Efectele dinamice ale radiațiilor în sistemul solar , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society, Vol. 97, pp. 423-437