WikiDer > Эффект Пойнтинга – Робертсона

Poynting–Robertson effect

В Эффект Пойнтинга – Робертсона, также известен как Пойнтинг – Робертсон дрэг, названный в честь Джон Генри Пойнтинг и Говард П. Робертсон, это процесс, посредством которого солнечная радиация заставляет пылинку, вращающуюся вокруг звезды, терять угловой момент относительно ее орбиты вокруг звезды. Это связано с радиационное давление по касательной к движению зерна.

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

Пойнтинг впервые дал описание эффекта в 1903 году на основе светоносный эфир теория, которая была заменена теории относительности в 1905–1915 гг. В 1937 году Робертсон описал эффект в терминах общая теория относительности.

История

Робертсон рассмотрел движение пыли в пучке излучения, исходящего от точечного источника. A. W. Guess позже рассмотрел проблему для сферического источника излучения и обнаружил, что для частиц, далеких от источника, результирующие силы согласуются с заключенными Пойнтингом.^[1]

Источник эффекта

Эффект можно понять двояко, в зависимости от система отсчета выбрал.

Излучение звезды (S) и тепловое излучение частицы, видимое (а) от наблюдателя, движущегося вместе с частицей, и (b) 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 сила с компонентом против направления движения. Угол аберрации чрезвычайно мал, так как излучение движется по скорость света при этом 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 частицы это не влияет. Но переиздание фотонов, которая изотропна в кадре зерна (а), больше не является изотропной в кадре звезды (б). Эта анизотропный 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 к звезде, 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 - скорость зерна, c это скорость света, W мощность приходящего излучения, р радиус зерна, г универсальный гравитационная постоянная, M_s то солнцемасса, L_s это светимость Солнца и р орбитальный радиус зерна.

Отношение к другим силам

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

Эффект сильнее и ближе к солнцу. Гравитация изменяется как ${ displaystyle { frac {1} {R ^ {2}}}}$ (где R - радиус орбиты), тогда как сила Пойнтинга – Робертсона изменяется как ${ displaystyle { frac {1} {R ^ {2.5}}}}$ , поэтому эффект также становится относительно сильнее по мере приближения объекта к Солнцу. Это снижает эксцентриситет орбиты объекта в дополнение к его перетаскиванию.

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 вносить вклад в изменение углового момента, положительно или отрицательно.

Радиационное давление влияет на эффективную силу тяжести, действующую на частицу: она сильнее ощущается более мелкими частицами и уносит очень маленькие частицы от Солнца. Характеризуется безразмерным параметром пыли ${ displaystyle beta}$ , отношение силы за счет радиационное давление к силе тяжести на частице:

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

где ${ displaystyle Q _ { rm {PR}}}$ это Рассеяние Ми коэффициент, и ${ displaystyle rho}$ это плотность и ${ displaystyle s}$ - размер (радиус) пылинки.^[2]

Влияние эффекта на пылевые орбиты

Частицы с ${ displaystyle beta geq 0,5}$ имеют радиационное давление по крайней мере вдвое слабее гравитации, и выйдет за пределы Солнечной системы по гиперболическим орбитам, если бы их начальные скорости были кеплеровскими.^[3] Для каменистых частиц пыли это соответствует диаметру менее 1 мкм.^[4]

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

Частицы с ${ displaystyle beta приблизительно 0,1}$ требуется около 10 000 лет, чтобы закрутиться к Солнцу по круговой орбите в 1 Австралия. В этом режиме время вдоха и диаметр частиц примерно равны ${ displaystyle propto {1 over beta}}$ .^[5]

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

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

Смотрите также

использованная литература

^ Угадай, А. В. (1962). «Эффект Пойнтинга-Робертсона для сферического источника излучения». Астрофизический журнал. 135: 855–866. Bibcode:1962ApJ ... 135..855G. Дои:10.1086/147329.
^ Ожоги; Лами; Сотер (1979). «Радиационные силы на малых частицах Солнечной системы». Икар. 40 (1): 1–48. Bibcode:1979Icar ... 40 .... 1B. Дои:10.1016/0019-1035(79)90050-2.
^ Вятт, Марк (2006). «Теоретическое моделирование структуры диска мусора» (PDF). Кембриджский университет.
^ Флинн, Джордж Дж. (16 июня 2005 г.). «Межпланетная пылевая частица (IDP)». Британника онлайн. Получено 2017-02-17.
^ Klačka, J .; Коцифай, М. (27 октября 2008 г.). «Время вдохновения для межпланетных пылинок». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. Оксфорд. 390 (4): 1491–1495. Bibcode:2008МНРАС.390.1491К. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13801.x. Раздел 4, численные результаты
^ "Тормозить Солнцу". Системные новости Гавайского университета. 2016-12-12. Получено 2017-02-17.
^ Каннингем, Ян; Эмилио, Марсело; Кун, Джефф; Шолль, Изабель; Буш, Рок (2017). «Пойнтинг-Робертсон-подобное сопротивление на поверхности Солнца». Письма с физическими проверками. 118 (5): 051102. arXiv:1612.00873. Bibcode:2017PhRvL.118e1102C. Дои:10.1103 / PhysRevLett.118.051102. PMID 28211737.
^ Райт, Кэтрин (2017-02-03). «Фокус: фотоны тормозят солнце». Физика. 10.

Дополнительные источники

Пойнтинг, Дж. Х. (1904). "Радиация в Солнечной системе: ее влияние на температуру и давление на малые тела". Философские труды Лондонского королевского общества A. Лондонское королевское общество. 202 (346–358): 525–552. Bibcode:1904РСПТА.202..525П. Дои:10.1098 / рста.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:1903МНРАС..64А ... 1П. Дои:10.1093 / mnras / 64.1.1a. (Резюме статьи о философских трудах)

Робертсон, Х. П. (Апрель 1937 г.). «Динамические эффекты излучения в Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. Королевское астрономическое общество. 97 (6): 423–438. Bibcode:1937МНРАС..97..423Р. Дои:10.1093 / минрас / 97.6.423.

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

[2] Ожоги; Лами; Сотер (1979). «Радиационные силы на малых частицах Солнечной системы». Икар. 40 (1): 1–48. Bibcode:1979Icar ... 40 .... 1B. Дои:10.1016/0019-1035(79)90050-2.

[wyatt-3] Вятт, Марк (2006). «Теоретическое моделирование структуры диска мусора» (PDF). Кембриджский университет.

[4] Флинн, Джордж Дж. (16 июня 2005 г.). «Межпланетная пылевая частица (IDP)». Британника онлайн. Получено 2017-02-17.

[inspiral-5] Klačka, J .; Коцифай, М. (27 октября 2008 г.). «Время вдохновения для межпланетных пылинок». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. Оксфорд. 390 (4): 1491–1495. Bibcode:2008МНРАС.390.1491К. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13801.x. Раздел 4, численные результаты

[6] "Тормозить Солнцу". Системные новости Гавайского университета. 2016-12-12. Получено 2017-02-17.

[7] Каннингем, Ян; Эмилио, Марсело; Кун, Джефф; Шолль, Изабель; Буш, Рок (2017). «Пойнтинг-Робертсон-подобное сопротивление на поверхности Солнца». Письма с физическими проверками. 118 (5): 051102. arXiv:1612.00873. Bibcode:2017PhRvL.118e1102C. Дои:10.1103 / PhysRevLett.118.051102. PMID 28211737.

[8] Райт, Кэтрин (2017-02-03). «Фокус: фотоны тормозят солнце». Физика. 10.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

Navigation