Кіріспе

Күн сәулесі жұлдызды айналып жүрген шаң түйіршігінің бұрыштық импульсін жоғалтуына себеп болатын процесс – Пойнтинг-Робертсон эффектісі, сондай-ақ Пойнтинг-Робертсон серпілісі деп те аталады. Ол Джон Генри Пойнтинг және Говард П. Робертсонның есімдерімен аталған. Бұл процесс арқылы күн сәулесі жұлдызды айналып жүрген шаң түйіршігінің жұлдызға қатысты бұрыштық импульсін жоғалтуына себеп болады. Бұл түйіршіктің қозғалысына жанама сәулелену қысымымен байланысты. Бұл, осы серпіліс әсеріне жеткілікті кішкентай, бірақ сәулелену қысымымен жұлдыздан ығыстырылмайтын шаңның жұлдызға айналма тәрізді баяу қозғалысын қамтамасыз етеді. Күн жүйесінде бұл эффектіге 1-ден 1 дейінгі диаметрдегі шаң түйіршіктері ұшырауы мүмкін. Ірі шаңдар мұндай серпіліс әсер етуге үлкермес бұрын басқа нысанмен соқтығысуы мүмкін. Пойнтинг алғаш рет 1903 жылы жарық эфирі теориясына негізделген осы эффектіні сипаттады, бірақ ол 1905-1915 жылдары салыстырмалылық теориясымен ығыстырылды. 1937 жылы Робертсон бұл эффектіні жалпы салыстырмалылық теориясы тұрғысынан сипаттады.

Тарих

Робертсон нүктелік көзден шығатын сәуледегі шаң қозғалысын қарастырды. А. У. Гесс кейіннен сфералық сәуле көзі үшін осы мәселені зерттеді және көзден алыс жатқан бөлшектерге әсер ететін күштер Пойнтингтың қорытындыларымен сәйкес екенін анықтады.

Басқа күштермен қатынасы

Пойнтинг-Робертсон эффектісі кішірек нысандарда жақсы байқалады. Гравитациялық күш массаға байланысты өзгереді, яғни (мұндағы – тозаң радиусы), ал нысан қабылдайтын және сәулелендіретін қуат бетінің ауданына байланысты өзгереді. Сондықтан, үлкен нысандар үшін бұл эффект елеусіз болады. Бұл эффект Күнге жақын жерде де күштірек. Гравитация (мұндағы R – орбита радиусы) ретімен өзгереді, ал Пойнтинг-Робертсон күші ретімен өзгереді, демек нысан Күнге жақындаған сайын эффект салыстырмалы түрде күшейеді. Бұл нысан орбитасының эксцентриситетін азайтуға және оны Күнге тартуға ықпал етеді. Бөлішектің мөлшері артқан сайын, беткі температура тұрақты болмайды және сәулелену қысымы енді бөліше координат жүйесінде изотропты емес. Егер бөлшек баяу айналса, сәулелену қысымы бұрыштық импульстің өзгеруіне оң немесе теріс үлес қосуы мүмкін. Сәулелену қысымы бөлшектің гравитациялық күшіне әсер етеді: оны кішірек бөлшектер күштірек сезінеді, ал өте кіші бөлшектерді Күннен қашықтыққа шығарады. Ол өлшемсіз шаң параметрі арқылы сипатталады, бұл сәулелену қысымынан туындаған күш пен бөлшектің гравитациялық күшінің арақатынасы:

мұндағы – Mie шашырау коэффициенті, – тығыздық және – шаң түйіршігінің мөлшері (радиусы).

Тозаң орбиталарына әсері

Бөлшектерде радиациялық қысым гравитациядан кемінде жартылай күшті болады, егер олардың бастапқы жылдамдықтары Кеплерлік болса, онда олар Күн жүйесінен гиперболалық орбиталармен шығады. Тас шаң бөлшектері үшін бұл диаметрі 1 мкм-ден кем болуға сәйкес келеді. Бөлшектер олардың мөлшері мен бастапқы жылдамдық векторына байланысты ішке немесе сыртқа спиральмен қозғалуы мүмкін; олар эксцентрлі орбиталарда қалуға бейім. 1 АЕ-дегі дөңгелек орбитадан Күнге спиральмен жақындауға бөлшектерге шамамен 10 000 жыл уақыт кетеді. Бұл жағдайда спиральға түсу уақыты мен бөлшектің диаметрі шамамен бірдей болады. Егер бастапқы түйірдің жылдамдығы Кеплерлік болмаса, онда дөңгелек немесе кез келген шектелген орбита мүмкін. Күннің сыртқы қабатының айналуының баяулауы осыған ұқсас әсерден туындауы мүмкін деген теория бар.