Poynting-Robertson-Effekt

Der Poynting-Robertson-Effekt , benannt nach John Henry Poynting und Howard Percy Robertson , ist ein Prozess, bei dem durch Sonnenstrahlung Staubpartikel in einem Sonnensystem nach unten gewunden werden . Der Effekt beruht auf der Tatsache, dass die Umlaufbewegung der Staubkörner eine leichte Verschiebung des Radialdrucks der Sonnenstrahlung verursacht, was ihre Umlaufbahn verlangsamt. Der Effekt kann je nach gewähltem Referenzrahmen auf zwei Arten interpretiert werden .

Beschreibung

Unter dem Gesichtspunkt des Staubkorns scheint die Sonnenstrahlung leicht vor der direkten Linie in Richtung der Mitte ihrer Umlaufbahn zu kommen, da sich der Staub senkrecht zur Ausbreitung des Lichts bewegt. Dieser Aberrationswinkel ist extrem klein, da sich die Strahlung mit Lichtgeschwindigkeit ausbreitet und die Bewegung des Staubkorns um mehrere Größenordnungen langsamer ist.

Aus Sicht des gesamten Sonnensystems absorbiert der Staubfleck das Sonnenlicht aus einer perfekt radialen Richtung. Die Verschiebung des Staubkorns relativ zur Sonne führt jedoch dazu, dass die Reemission von Energie ungleichmäßig verteilt ist (mehr vorwärts als rückwärts), was zu einer äquivalenten Änderung des Drehimpulses führt (ähnlich wie beim Rückstoß einer Waffe ).

Die Poynting-Robertson-Kraft ist gleich:

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

Wo ist die vom Teilchen abgestrahlte Leistung (gleich der einfallenden Strahlung), ist die Geschwindigkeit des Teilchens, ist die Lichtgeschwindigkeit , ist der Radius des Objekts, ist die universelle Gravitationskonstante , ist die Masse der Sonne , ist die solare Leuchtkraft und ist der Umlaufradius des Objekts. $W.$ $v$ $vs.$ $r$ $G$ $MS}$ $L_s$ $R.$

Da sich die Gravitationskraft mit dem Würfel des Radius des Objekts entwickelt (da es eine Funktion seiner Masse , also seines Volumens ist ), während sich die Kraft, die es empfängt und ausstrahlt, als Quadrat desselben Radius entwickelt (eine Funktion von seiner Oberfläche ) ist der Poyting-Robertson-Effekt bei kleinen Objekten stärker ausgeprägt. Da sich die Schwerkraft der Sonne um eins ändert, während sich die Poynting-Robertson-Kraft um eins ändert , wird letztere stärker, wenn sich das Objekt der Sonne nähert, was dazu neigt, die Exzentrizität der Umlaufbahn des Objekts zu verringern und es zusätzlich zum zu ziehen Star. $R ^ {2}$ $R ^ {2.5}$

Daher benötigen Staubpartikel von wenigen Mikrometern einige tausend Jahre, um von einer Entfernung von einer AE zu einer Entfernung zu gelangen, in der sie verdampfen und sich einigen Millionen km von der Sonne nähern.

Es gibt eine kritische Größe, unterhalb derer kleine Objekte so stark vom Strahlungsdruck betroffen sind, dass dieser die Schwerkraft der Sonne vollständig aufhebt. Im Sonnensystem hat diese Größe einen Durchmesser von etwa 0,1 Mikrometern . Wenn die Partikel bei ihrer Erzeugung bereits in Bewegung sind, muss der Strahlungsdruck die Schwerkraft nicht vollständig aufheben, um die Partikel aus dem Sonnensystem auszustoßen, sodass die kritische Größe etwas größer ist. Der Poynting-Robertson-Effekt wirkt sich immer noch auf diese kleinen Partikel aus, sie werden jedoch durch Sonnenlicht aus dem System ausgeblasen, bevor die Poynting-Robertson-Kraft eine signifikante Änderung ihrer Bewegung bewirkt.

1903 demonstrierte Poynting diese Kraft als Teil der Theorie des Äthers , die damals das dominierende Modell für die Ausbreitung von Licht war. Robertson ist derjenige, der den Beweis 1937 in einem relativistischen Rahmen überarbeitet und die Ergebnisse bestätigt hat.

Anmerkungen und Referenzen

(de) Druckstrahlung

Literaturverzeichnis

Poynting, JH (November 1903 ). Strahlung im Sonnensystem: ihre Auswirkung auf die Temperatur und ihren Druck auf kleine Körper , Monthly Notices der Royal Astronomical Society, Vol. 3, No. 64, Anhang, S. 1-5
Robertson, HP (April 1937 ). Dynamische Auswirkungen von Strahlung im Sonnensystem , Monthly Notices der Royal Astronomical Society, Vol. 3, No. 97, pp. 423-437