Efecto Poynting-Robertson
El efecto Poynting-Robertson , que lleva el nombre de John Henry Poynting y Howard Percy Robertson , es un proceso mediante el cual la radiación solar hace que las partículas de polvo caigan en espiral hacia abajo en un sistema solar . El efecto se debe al hecho de que el movimiento orbital de los granos de polvo provoca un ligero cambio en la presión radial de la radiación solar, lo que ralentiza su órbita. El efecto se puede interpretar de dos formas, dependiendo del marco de referencia elegido.
Descripción
Desde el punto de vista del grano de polvo, la radiación del Sol parece estar avanzando ligeramente de la línea directa hacia el centro de su órbita porque el polvo se mueve perpendicular a la propagación de la luz. Este ángulo de aberración es extremadamente pequeño porque la radiación viaja a la velocidad de la luz y el movimiento del grano de polvo es varios órdenes de magnitud más lento.
Desde el punto de vista del sistema solar en su conjunto, la mota de polvo absorbe la luz solar desde una dirección perfectamente radial. Sin embargo, el desplazamiento del grano de polvo con respecto al Sol hace que la reemisión de energía se distribuya de manera desigual (más hacia adelante que hacia atrás), lo que provoca un cambio equivalente en el momento angular (un poco como el retroceso de un arma ).
La fuerza de Poynting-Robertson es igual a:
¿Dónde es la potencia irradiada por la partícula (igual a la radiación incidente), es la velocidad de la partícula, es la velocidad de la luz , es el radio del objeto, es la constante gravitacional universal, es la masa del Sol , es la luminosidad solar y es el radio orbital del objeto.
Dado que la fuerza gravitacional evoluciona con el cubo del radio del objeto (ya que es función de su masa , por lo tanto de su volumen ) mientras que la potencia que recibe e irradia evoluciona como el cuadrado de este mismo radio (siendo función de su superficie ), el efecto Poyting-Robertson es más pronunciado para objetos pequeños. Del mismo modo, dado que la gravedad del Sol varía en un sur, mientras que la fuerza de Poynting-Robertson varía en un sur , esta última se vuelve más fuerte a medida que el objeto se acerca al Sol, lo que tiende a reducir la excentricidad. De la órbita del objeto además de tirarlo hacia la estrella.
Así, las partículas de polvo de unos pocos micrómetros necesitan unos miles de años para pasar de una distancia de una UA a una distancia a la que se evaporan, acercándose a unos pocos millones de kilómetros del Sol.
Existe un tamaño crítico por debajo del cual los objetos pequeños se ven tan afectados por la presión de la radiación que esta última anula por completo la gravedad del Sol. En el sistema solar, este tamaño es de aproximadamente 0,1 micrómetros de diámetro. Si las partículas ya están en movimiento cuando se crean, la presión de radiación no necesita cancelar completamente la gravedad para expulsar las partículas del sistema solar, por lo que el tamaño crítico es un poco mayor. El efecto Poynting-Robertson todavía afecta a estas pequeñas partículas, pero serán expulsadas del sistema por la luz solar antes de que la fuerza de Poynting-Robertson provoque un cambio significativo en su movimiento.
En 1903, Poynting demostró esta fuerza como parte de la teoría del éter , que era entonces el modelo dominante para la propagación de la luz. Robertson es quien rehizo la prueba en 1937 en un marco relativista y confirmó los resultados.
Notas y referencias
- (en) Radiación de presión
Bibliografía
- Poynting, JH , (noviembre de 1903 ). Radiación en el sistema solar: su efecto sobre la temperatura y su presión sobre cuerpos pequeños , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, vol. 64, Apéndice, págs. 1-5
- Robertson, HP , (abril de 1937 ). Efectos dinámicos de la radiación en el sistema solar , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, vol. 97, págs. 423-437