Введение

Процесс, при котором солнечное излучение заставляет пылевое зерно, обращающееся вокруг звезды, терять угловой момент. Эффект Пойнтинга — Робертсона, также известный как сопротивление Пойнтинга — Робертсона, названный в честь Джона Генри Пойнтинга и Говарда П. Робертсона, — это процесс, посредством которого солнечное излучение вызывает потерю углового момента пылевым зерном, обращающимся вокруг звезды, относительно его орбиты. Это связано с радиационным давлением, касательным к движению зерна. В результате пыль, достаточно малая, чтобы испытывать это сопротивление, но слишком большая, чтобы быть сдутой от звезды радиационным давлением, медленно спиральново падает на звезду. В случае Солнечной системы, это можно рассматривать как воздействие на пылевые зерна диаметром от 1 до 1 микрометра. Более крупная пыль, вероятно, столкнется с другим объектом задолго до того, как это сопротивление успеет оказать влияние. Пойнтинг впервые описал этот эффект в 1903 году, основываясь на теории светоносного эфира, которая была вытеснена теориями относительности в 1905–1915 годах. В 1937 году Робертсон описал эффект с точки зрения общей теории относительности.

История

Робертсон рассматривал движение пыли в луче излучения, исходящем из точечного источника. А. У. Гесс позже рассмотрел эту проблему для сферического источника излучения и обнаружил, что для частиц, находящихся далеко от источника, полученные силы согласуются с выводами Пойнтинга.

Отношение к другим силам

Эффект Пойнтинга-Робертсона более выражен для небольших объектов. Гравитационная сила изменяется пропорционально массе, которая (где – радиус пылинки), в то время как получаемая и излучаемая мощность изменяется пропорционально площади поверхности . Таким образом, для крупных объектов эффект пренебрежимо мал. Эффект также сильнее вблизи Солнца. Гравитация изменяется как (где R – радиус орбиты), а сила Пойнтинга-Робертсона изменяется как , поэтому эффект также становится относительно сильнее по мере приближения объекта к Солнцу. Это приводит к уменьшению эксцентриситета орбиты объекта, помимо его стягивания к Солнцу. Кроме того, с увеличением размера частицы температура поверхности перестает быть приблизительно постоянной, а давление излучения перестает быть изотропным в системе отсчета частицы. Если частица вращается медленно, давление излучения может вносить вклад в изменение углового момента, как положительный, так и отрицательный. Давление излучения влияет на эффективную силу гравитации, действующую на частицу: оно ощущается сильнее для меньших частиц и выталкивает очень маленькие частицы от Солнца. Оно характеризуется безразмерным параметром пыли , представляющим собой отношение силы, обусловленной давлением излучения, к силе гравитации, действующей на частицу:

где – коэффициент рассеяния Ми, – плотность и – размер (радиус) пылевой частицы.

Влияние воздействия на пылевые орбиты

Частицы, у которых радиационное давление по крайней мере вдвое сильнее гравитации, покинут Солнечную систему по гиперболическим орбитам, если их начальные скорости были кеплеровскими. Для частиц скалистой пыли это соответствует диаметру менее 1 мкм. Частицы с могут спирально двигаться как к центру, так и от Солнца, в зависимости от их размера и начального вектора скорости; они, как правило, остаются на эксцентрических орбитах. Частицам требуется около 10 000 лет, чтобы спирально упасть на Солнце с круговой орбиты на расстоянии 1 а.е. В этом режиме время спирального движения и диаметр частицы приблизительно пропорциональны друг другу. Следует отметить, что если начальная скорость зерна не была кеплеровской, то возможны круговая или любая замкнутая орбита. Было высказано предположение, что замедление вращения внешних слоев Солнца может быть вызвано аналогичным эффектом.