Poynting – Robertsonův efekt - Poynting–Robertson effect

The Poynting – Robertsonův efekt, také známý jako Poynting – Robertson táhnout, pojmenoval podle John Henry Poynting a Howard P. Robertson, je proces, kterým solární radiace způsobí, že prachové zrno obíhající kolem hvězdy ztrácí moment hybnosti vzhledem k její oběžné dráze kolem hvězdy. To souvisí s radiační tlak tangenciální k pohybu zrna.

To způsobí, že prach, který je dostatečně malý na to, aby byl ovlivněn tímto odporem, ale příliš velký na to, aby byl odfouknut od hvězdy radiačním tlakem, se pomalu spiráloval do hvězdy. V případě sluneční soustavy to lze považovat za ovlivnění prachových zrn z 1 μm na 1 mm v průměru. Větší prach se pravděpodobně srazí s jiným objektem dlouho předtím, než takový tah může mít účinek.

Poynting původně popsal účinek v roce 1903 na základě světelný éter teorie, kterou nahradila teorie relativity v letech 1905–1915. V roce 1937 popsal Robertson účinek z hlediska obecná relativita.

Dějiny

Robertson uvažoval o pohybu prachu v paprsku záření vycházejícího z bodového zdroje. A. W. Guess později uvažoval o problému sférického zdroje záření a zjistil, že pro částice daleko od zdroje jsou výsledné síly v souladu s těmi, které uzavřel Poynting.[1]

Zdroj účinku

Efekt lze chápat dvěma způsoby, v závislosti na referenční rámec zvolen.

Záření z hvězdy (S) a tepelné záření z částice pozorované (a) od pozorovatele pohybujícího se s částicemi a (b) od pozorovatele v klidu vzhledem ke hvězdě.

Z pohledu zrnka prachu kroužícího kolem hvězdy (panel (a) na obrázku) se zdá, že záření hvězdy přichází z mírně dopředu (aberace světla ). Absorpce tohoto záření proto vede k a platnost s komponentou proti směru pohybu. Úhel aberace je extrémně malý, protože záření se pohybuje na rychlost světla zatímco se prachové zrno pohybuje o mnoho řádů pomaleji.

Z pohledu hvězdy (panel (b) na obrázku) prachové zrno absorbuje sluneční světlo úplně v radiálním směru, takže moment hybnosti zrna tím není ovlivněn. Ale opětovné emise fotonů, který je izotropní v rámci zrna (a), již není izotropní v rámci hvězdy (b). Tento anizotropní emise způsobí, že fotony odnesou moment hybnosti z prachového zrna.

Poynting-Robertsonův odpor lze chápat jako efektivní sílu opačnou proti směru orbitálního pohybu prachového zrna, což vede k poklesu momentu hybnosti zrna. Zatímco prachové zrno tak pomalu spirálovitě přechází do hvězdy, jeho orbitální rychlost se neustále zvyšuje.

Síla Poynting-Robertson se rovná:

kde proti je rychlost zrna, C je rychlost světla, Ž je síla přicházejícího záření, r poloměr zrna, G je univerzální gravitační konstanta, Ms the slunce hmota, Ls je sluneční svítivost a R orbitální poloměr zrna.

Vztah k ostatním silám

Poynting-Robertsonův efekt je výraznější u menších objektů. Gravitační síla se mění s hmotností, což je (kde je poloměr prachu), zatímco síla, kterou přijímá a vyzařuje, se liší podle povrchu (). U velkých objektů je tedy účinek zanedbatelný.

Účinek je také silnější blíže ke slunci. Gravitace se mění podle (kde R je poloměr oběžné dráhy), zatímco síla Poynting-Robertson se mění jako , takže účinek se také relativně zesiluje, když se objekt blíží ke Slunci. To má tendenci snižovat excentricita na oběžné dráze objektu kromě jeho přetažení dovnitř.

Kromě toho, jak se zvětšuje velikost částice, povrchová teplota již není přibližně konstantní a radiační tlak již není izotropní v referenčním rámci částice. Pokud se částice otáčí pomalu, může radiační tlak přispívat ke změně momentu hybnosti, a to buď pozitivně, nebo negativně.

Radiační tlak ovlivňuje efektivní gravitační sílu na částici: menší částice ji silněji pociťují a velmi malé částice odfoukne od Slunce. Vyznačuje se bezrozměrným parametrem prachu , poměr síly způsobené radiační tlak gravitační síle na částice:

kde je Mie rozptyl koeficient, a je hustota a je velikost (poloměr) prachového zrna.[2]

Dopad účinku na oběžné dráhy prachu

Částice s mít radiační tlak nejméně o polovinu silnější než gravitace, a projde ze sluneční soustavy na hyperbolických drahách, pokud jejich počáteční rychlosti budou Keplerian.[3] U kamenných prachových částic to odpovídá průměru menšímu než 1 μm.[4]

Částice s mohou spirálovitě směřovat dovnitř nebo ven v závislosti na jejich velikosti a počátečním vektoru rychlosti; mají tendenci zůstat na excentrických drahách.

Částice s trvat přibližně 10 000 let, než se z kruhové oběžné dráhy v 1 spirála do slunce AU. V tomto režimu je inspirační čas i průměr částic zhruba stejné .[5]

Všimněte si, že pokud počáteční rychlost zrna nebyla kepleriánská, pak je možná kruhová nebo jakákoli omezená oběžná dráha .

Předpokládalo se, že zpomalení rotace vnější vrstvy Slunce může být způsobeno podobným účinkem.[6][7][8]

Viz také

Reference

  1. ^ Guess, A. W. (1962). „Poynting-Robertsonův efekt pro sférický zdroj záření“. Astrofyzikální deník. 135: 855–866. Bibcode:1962ApJ ... 135..855G. doi:10.1086/147329.
  2. ^ Popáleniny; Lamy; Soter (1979). „Radiační síly na malé částice ve sluneční soustavě“. Icarus. 40 (1): 1–48. Bibcode:1979 Icar ... 40 .... 1B. doi:10.1016/0019-1035(79)90050-2.
  3. ^ Wyatt, Mark (2006). „Teoretické modelování struktury disku trosek“ (PDF). Univerzita v Cambridge.
  4. ^ Flynn, George J. (2005-06-16). „Meziplanetární prachové částice (IDP)“. Britannica Online. Citováno 2017-02-17.
  5. ^ Klačka, J .; Kocifaj, M. (27. října 2008). „Doby inspirace pro meziplanetární prachová zrna“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. Oxford. 390 (4): 1491–1495. Bibcode:2008MNRAS.390.1491K. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13801.x. Sec. 4, Numerické výsledky
  6. ^ „Dát slunci brzdu“. University of Hawai 'i System News. 2016-12-12. Citováno 2017-02-17.
  7. ^ Cunnyngham, Ian; Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff; Scholl, Isabelle; Bush, Rock (2017). „Poynting-Robertson-like Drag at the Sun's Surface“. Dopisy o fyzické kontrole. 118 (5): 051102. arXiv:1612.00873. Bibcode:2017PhRvL.118e1102C. doi:10.1103 / PhysRevLett.118.051102. PMID  28211737.
  8. ^ Wright, Katherine (03.02.2017). „Focus: Photons Brake the Sun“. Fyzika. 10.

Další zdroje