포인팅 – 로버트슨 효과
Poynting–Robertson effect포인팅-로버트슨 효과는 존 헨리 포인팅과 하워드 P의 이름을 따서 포인팅-로버트슨 드래그라고도 알려져 있습니다. 로버트슨(Robertson)은 태양 복사로 인해 별 주위를 도는 먼지 알갱이가 별 주위를 도는 궤도에 비해 각운동량을 잃는 과정입니다. 이것은 알갱이의 운동에 접선하는 복사압과 관련이 있습니다.
이로 인해 이 항력의 영향을 받기에는 충분히 작지만, 복사압에 의해 별에서 날아갈 수 없을 정도로 큰 먼지가 천천히 별 안으로 소용돌이치게 됩니다. 태양계의 경우 이는 지름 1μm에서 1mm 사이의 먼지 알갱이에 영향을 주는 것으로 생각할 수 있습니다. 더 큰 먼지는 그러한 드래그가 영향을 미치기 훨씬 전에 다른 물체와 충돌할 가능성이 있습니다.
포인팅은 1905-1915년 상대성 이론으로 대체된 발광 에테르 이론에 기초하여 1903년에 처음으로 그 효과에 대한 설명을 제공했습니다. 1937년 로버트슨은 이 효과를 일반 상대성 이론의 관점에서 설명했습니다.
역사
로버트슨은 점원에서 나오는 방사선 빔의 먼지 운동을 고려했습니다. A. W. 추측은 나중에 구형 복사원에 대한 문제를 고려했고, 복사원에서 멀리 떨어진 입자의 경우 결과 힘이 포인팅에 의해 결론지어진 힘과 일치한다는 것을 발견했습니다.[1]
효과의 근원
그 효과는 선택한 기준 프레임에 따라 두 가지 방법으로 이해할 수 있습니다.

별 주위를 돌고 있는 먼지 알갱이(그림의 패널(a))의 관점에서 볼 때, 별의 복사는 약간 앞 방향에서 오는 것처럼 보입니다. 따라서 이 방사선의 흡수는 운동 방향에 대해 성분을 갖는 힘으로 이어집니다. 복사는 빛의 속도로 움직이고 먼지 알갱이는 그보다 몇 배나 느리게 움직이기 때문에 수차의 각도는 매우 작습니다.
별(그림의 패널(b))의 관점에서 보면 먼지 알갱이는 햇빛을 방사 방향으로 완전히 흡수하기 때문에 알갱이의 각운동량은 영향을 받지 않습니다. 그러나 결정립(a)의 프레임에서 등방성인 광자의 재방출은 더 이상 별의 프레임에서 등방성이 아닙니다(b). 이 이방성 방출은 광자가 먼지 알갱이로부터 각운동량을 빼앗아가게 합니다.
이 이방성 방출이 운동 중인 고립된 복사체가 감속한다는 것을 의미하지는 않습니다(상대성 원리에 위배됨). 이 경우 여전히 순감속력(즉, 시간이 지남에 따라 운동량이 감소하는 것)이 존재하지만, 에너지가 복사됨에 따라 신체의 질량이 감소하기 때문에 속도는 일정하게 유지될 수 있습니다.
포인팅-로버트슨 항력은 먼지 알갱이의 궤도 운동 방향과 반대로 작용하여 알갱이의 각운동량을 감소시키는 효과적인 힘으로 이해될 수 있습니다. 따라서 먼지 알갱이가 천천히 나선형으로 별 안으로 들어가는 동안 궤도 속도는 계속해서 증가합니다.
포인팅-로버트슨 힘은 다음과 같습니다.
여기서 v는 알갱이의 속도, c는 빛의 속도, W는 들어오는 복사의 힘, 알갱이의 반지름, G는 만유인력 상수, M은s 태양의 질량, L은s 태양 광도, R은 알갱이의 궤도 반지름입니다.
다른 세력과의 관계
포인팅-로버트슨 효과는 더 작은 물체에서 더 두드러집니다. ∝r 3 {\^{3}}(여기서 r {\displaystyle r}은 먼지의 반지름)인 질량에 따라 달라지는 반면, 수신 및 방사되는 전력은 표면적에 따라 달라집니다(∝r 2 displaystyle \propotor^{2}}). 따라서 큰 물체의 경우 효과는 무시할 수 있습니다.
효과도 태양에 가까울수록 더 강합니다. 중력은 여기서 R은 궤도의 반지름)로 변화하는 반면, 포인팅-로버트슨 은 2.{\{\}로 변화합니다 따라서 물체가 태양에 가까워질수록 효과도 상대적으로 강해집니다. 이것은 물체를 끌어당기는 것뿐만 아니라 물체의 궤도 이심률을 감소시키는 경향이 있습니다.
또한 입자의 크기가 커짐에 따라 표면 온도는 더 이상 거의 일정하지 않으며, 복사압은 더 이상 입자의 기준틀에서 등방성이 아닙니다. 입자가 느리게 회전하면 복사압이 양 또는 음의 각운동량 변화에 기여할 수 있습니다.
복사압은 입자에 작용하는 중력의 유효한 힘에 영향을 줍니다. 더 작은 입자들에 의해 더 강하게 느껴지고, 아주 작은 입자들을 태양으로부터 멀리 날려 보냅니다. 먼지 파라미터 β 입자에 대한 중력에 대한 복사 압력으로 인한 힘의 비율:
서 는 Mie 산란 계수이고ρ\rho}는이고 s s}는 먼지 알갱이의 크기(반지름)입니다.
먼지궤도에 대한 영향
≥ 0.5 0.5}인 입자는 복사 압력이 적어도 중력의 절반만큼 강하며, 초기 속도가 케플러식이라면 쌍곡 궤도를 따라 태양계를 벗어날 것입니다. 암석 먼지 입자의 경우 직경이 1μm 미만에 해당합니다.[4]
< < 0 0< 0의 입자는 크기와 초기 속도 벡터에 따라 안쪽 또는 바깥쪽으로 나선형으로 변할 수 있습니다. 이들은 편심 궤도에 머무르는 경향이 있습니다.
≈ 0.1 \0.1}인 입자는 1AU의 원형 궤도에서 태양으로 나선형으로 진입하는 데 약 10,000년이 걸립니다. 이 체제에서 영감을 주는 시간과 입경은 모두 ∝ 1 β {1 beta}}입니다.
초기 입자 속도가 케플러가 아닌 경우 < < 에 대해 원형 또는 제한된 궤도가 가능합니다
태양 외층의 회전 속도가 느려지는 것도 비슷한 효과 때문일 수 있다는 이론이 나왔습니다.[6][7][8]
참고 항목
참고문헌
- ^ Guess, A. W. (1962). "Poynting-Robertson Effect for a Spherical Source of Radiation". Astrophysical Journal. 135: 855–866. Bibcode:1962ApJ...135..855G. doi:10.1086/147329.
- ^ Burns; Lamy; Soter (1979). "Radiation Forces on Small Particles in the Solar System". Icarus. 40 (1): 1–48. Bibcode:1979Icar...40....1B. doi:10.1016/0019-1035(79)90050-2.
- ^ Wyatt, Mark (2006). "Theoretical Modeling of Debris Disk Structure" (PDF). University of Cambridge. Archived (PDF) from the original on 2014-07-27. Retrieved 2014-07-16.
- ^ Flynn, George J. (2005-06-16). "Interplanetary dust particle (IDP)". Britannica Online. Archived from the original on 2017-02-17. Retrieved 2017-02-17.
- ^ Klačka, J.; Kocifaj, M. (27 October 2008). "Times of inspiralling for interplanetary dust grains". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford. 390 (4): 1491–1495. Bibcode:2008MNRAS.390.1491K. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13801.x.
Sec. 4, Numerical results
- ^ "Giving the Sun a brake". University of Hawaiʻi System News. 2016-12-12. Archived from the original on 2022-06-01. Retrieved 2017-02-17.
- ^ Cunnyngham, Ian; Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff; Scholl, Isabelle; Bush, Rock (2017). "Poynting-Robertson-like Drag at the Sun's Surface". Physical Review Letters. 118 (5): 051102. arXiv:1612.00873. Bibcode:2017PhRvL.118e1102C. doi:10.1103/PhysRevLett.118.051102. PMID 28211737. S2CID 206285189.
- ^ Wright, Katherine (2017-02-03). "Focus: Photons Brake the Sun". Physics. 10: 13. doi:10.1103/Physics.10.13. Archived from the original on 2017-02-17. Retrieved 2017-02-17.
추가 출처
- Poynting, J. H. (1904). "Radiation in the Solar System: its Effect on Temperature and its Pressure on Small Bodies". Philosophical Transactions of the Royal Society of London A. Royal Society of London. 202 (346–358): 525–552. Bibcode:1904RSPTA.202..525P. doi:10.1098/rsta.1904.0012.
- Poynting, J. H. (November 1903). "Radiation in the solar system: its Effect on Temperature and its Pressure on Small Bodies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Royal Astronomical Society. 64 (Appendix): 1a–5a. Bibcode:1903MNRAS..64A...1P. doi:10.1093/mnras/64.1.1a. (철학적 거래지 초본)
- Robertson, H. P. (April 1937). "Dynamical effects of radiation in the solar system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Royal Astronomical Society. 97 (6): 423–438. Bibcode:1937MNRAS..97..423R. doi:10.1093/mnras/97.6.423.