El efecto Poynting-Robertson , también conocido como arrastre de Poynting-Robertson , que lleva el nombre de John Henry Poynting y Howard P. Robertson , es un proceso mediante el cual la radiación solar hace que un grano de polvo que orbita una estrella pierda momento angular en relación con su órbita alrededor de la estrella. . Esto está relacionado con la presión de radiación tangencial al movimiento del grano.
Esto hace que el polvo que es lo suficientemente pequeño como para verse afectado por este arrastre, pero demasiado grande para alejarse de la estrella por la presión de la radiación, caiga en espiral lentamente hacia la estrella. En el caso del Sistema Solar, se puede pensar que esto afecta a los granos de polvo de1 μm hasta1 mm de diámetro. Es probable que el polvo más grande choque con otro objeto mucho antes de que dicho arrastre pueda tener efecto.
Poynting dio inicialmente una descripción del efecto en 1903 basada en la teoría del éter luminífero , que fue reemplazada por las teorías de la relatividad en 1905-1915. En 1937, Robertson describió el efecto en términos de relatividad general .
Historia
Robertson consideró el movimiento del polvo en un haz de radiación que emana de una fuente puntual. AW Guess consideró más tarde el problema de una fuente esférica de radiación y descubrió que para las partículas alejadas de la fuente, las fuerzas resultantes están de acuerdo con las concluidas por Poynting. [1]
Fuente del efecto
El efecto se puede entender de dos formas, dependiendo del marco de referencia elegido.
Desde la perspectiva del grano de polvo que rodea una estrella (panel (a) de la figura), la radiación de la estrella parece provenir de una dirección ligeramente hacia adelante ( aberración de la luz ). Por lo tanto, la absorción de esta radiación conduce a una fuerza con un componente en contra de la dirección del movimiento. El ángulo de aberración es extremadamente pequeño ya que la radiación se mueve a la velocidad de la luz mientras que el grano de polvo se mueve muchos órdenes de magnitud más lento que eso.
Desde la perspectiva de la estrella (panel (b) de la figura), el grano de polvo absorbe la luz solar completamente en una dirección radial, por lo que el momento angular del grano no se ve afectado por él. Pero la reemisión de fotones, que es isótropa en el marco del grano (a), ya no lo es en el marco de la estrella (b). Esta emisión anisotrópica hace que los fotones se lleven el momento angular del grano de polvo.
El arrastre de Poynting-Robertson puede entenderse como una fuerza efectiva opuesta a la dirección del movimiento orbital del grano de polvo, que conduce a una caída en el momento angular del grano. Mientras que el grano de polvo gira lentamente en espiral hacia la estrella, su velocidad orbital aumenta continuamente.
La fuerza de Poynting-Robertson es igual a:
donde v es la velocidad del grano, c es la velocidad de la luz , W es la potencia de la radiación entrante, r el radio del grano, G es la constante gravitacional universal , M s la masa del Sol , L s es la luminosidad solar y R el radio orbital del grano.
Relación con otras fuerzas
El efecto Poynting-Robertson es más pronunciado para objetos más pequeños. La fuerza gravitacional varía con la masa, que es (dónde es el radio del polvo), mientras que la potencia que recibe e irradia varía con el área de la superficie (). Entonces, para objetos grandes, el efecto es insignificante.
El efecto también es más fuerte más cerca del sol. La gravedad varía a medida que (donde R es el radio de la órbita) mientras que la fuerza de Poynting-Robertson varía como , por lo que el efecto también se vuelve relativamente más fuerte a medida que el objeto se acerca al Sol. Esto tiende a reducir la excentricidad de la órbita del objeto además de arrastrarlo.
Además, a medida que aumenta el tamaño de la partícula, la temperatura de la superficie ya no es aproximadamente constante y la presión de radiación ya no es isotrópica en el marco de referencia de la partícula. Si la partícula gira lentamente, la presión de radiación puede contribuir al cambio en el momento angular, ya sea positiva o negativamente.
La presión de la radiación afecta la fuerza efectiva de la gravedad sobre la partícula: las partículas más pequeñas la sienten con más fuerza y las partículas muy pequeñas se alejan del Sol. Se caracteriza por el parámetro de polvo adimensional, la relación entre la fuerza debida a la presión de radiación y la fuerza de gravedad sobre la partícula:
dónde es el coeficiente de dispersión de Mie , y es la densidad y es el tamaño (el radio) del grano de polvo. [2]
Impacto del efecto en las órbitas del polvo.
Partículas con tienen una presión de radiación al menos la mitad de fuerte que la gravedad, y saldrán del Sistema Solar en órbitas hiperbólicas si sus velocidades iniciales fueran keplerianas. [3] Para las partículas de polvo rocoso, esto corresponde a un diámetro de menos de 1 µm . [4]
Partículas con pueden girar hacia adentro o hacia afuera dependiendo de su tamaño y vector de velocidad inicial; tienden a permanecer en órbitas excéntricas.
Partículas con tardan unos 10.000 años en llegar al Sol en espiral desde una órbita circular a 1 AU . En este régimen, el tiempo de inspiración y el diámetro de partícula son aproximadamente. [5]
Tenga en cuenta que, si la velocidad inicial del grano no fue kepleriana, entonces es posible circular o cualquier órbita confinada para .
Se ha teorizado que la ralentización de la rotación de la capa exterior del sol puede deberse a un efecto similar. [6] [7] [8]
Ver también
Referencias
- ^ Adivina, AW (1962). "Efecto Poynting-Robertson para una fuente de radiación esférica". Revista astrofísica . 135 : 855–866. Código Bibliográfico : 1962ApJ ... 135..855G . doi : 10.1086 / 147329 .
- ^ Quemaduras Lamy; Soter (1979). "Fuerzas de radiación sobre partículas pequeñas en el sistema solar". Ícaro . 40 (1): 1–48. Código Bibliográfico : 1979Icar ... 40 .... 1B . doi : 10.1016 / 0019-1035 (79) 90050-2 .
- ^ Wyatt, Mark (2006). "Modelado teórico de la estructura del disco de desechos" (PDF) . Universidad de Cambridge.
- ^ Flynn, George J. (16 de junio de 2005). "Partícula de polvo interplanetario (IDP)" . Britannica Online . Consultado el 17 de febrero de 2017 .
- ^ Klačka, J .; Kocifaj, M. (27 de octubre de 2008). "Tiempos de inspiración para granos de polvo interplanetarios" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . Oxford. 390 (4): 1491-1495. Código bibliográfico : 2008MNRAS.390.1491K . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13801.x .
Segundo. 4, resultados numéricos
- ^ "Dando un freno al sol" . Noticias del sistema de la Universidad de Hawai . 2016-12-12 . Consultado el 17 de febrero de 2017 .
- ^ Cunnyngham, Ian; Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff; Scholl, Isabelle; Bush, Rock (2017). "Arrastre tipo Poynting-Robertson en la superficie del sol". Cartas de revisión física . 118 (5): 051102. arXiv : 1612.00873 . Código bibliográfico : 2017PhRvL.118e1102C . doi : 10.1103 / PhysRevLett.118.051102 . PMID 28211737 .
- ^ Wright, Katherine (3 de febrero de 2017). "Enfoque: los fotones frenan el sol" . Física . 10 .
Fuentes adicionales
- Poynting, JH (1904). "Radiación en el sistema solar: su efecto sobre la temperatura y su presión sobre los cuerpos pequeños" . Philosophical Transactions de la Royal Society de Londres Una . Royal Society de Londres. 202 (346–358): 525–552. Código bibliográfico : 1904RSPTA.202..525P . doi : 10.1098 / rsta.1904.0012 .
- Poynting, JH (noviembre de 1903). "Radiación en el sistema solar: su efecto sobre la temperatura y su presión sobre los cuerpos pequeños" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . Real Sociedad Astronómica. 64 (Apéndice): 1a – 5a. Código bibliográfico : 1903MNRAS..64A ... 1P . doi : 10.1093 / mnras / 64.1.1a . (Resumen del artículo de Transacciones Filosóficas)
- Robertson, HP (abril de 1937). "Efectos dinámicos de la radiación en el sistema solar" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . Real Sociedad Astronómica. 97 (6): 423–438. Código bibliográfico : 1937MNRAS..97..423R . doi : 10.1093 / mnras / 97.6.423 .