Poyntinq-Robertson effekti

Poyntinq- Robertson  effekti —Günəş şüalarını izotrop səpən ,Günəşin ətrafında hərəkət edən, çox da böyük olmayan cisimlərin hərəkət miqdarı momentinin azalması nəticəsində orbitinin kiçilməsi hadisəsidir. Buraya intensiv şüalanma verən mənbələri də aid etmək olar.Belə bir hadisənin varlığını 1903-cü ildə ingilis fiziki J.H.Poyntinq kəşf etmişdir; hadisənin dəqiq relyativistik nəzəriyyəsini isə  H.Robertson 1937-ci ildə vermişdir. Poyntinq- Robertson  effek-tinin mahiyyəti onunla bağlıdır ki, Günəş şüalarını udana qədər Günəşə nəzərən hərəkət miqdarı momenti sıfır olan cisim radial hərəkət edir.Cisim Günəşlə bağlı koordinat sistemində düşən işığı izotrop şüalandırmaqla elə hərəkət edir ki,  şüalanan fotonların nisbi hərəkət miqdarı momenti cismin nisbi impuls momentinə bərabərdir.  Fotonların yenidən şüalandırılması zamanı cismin hərəkət miqdarı momentinin qismən itirilməsi və nəticədə cismin spiral boyunca Günəşə yaxınlaşması baş verir.Udulan fotonun bir necə kiçik istilik tezliklərində yenidən şüalandırılması zamanı hərəkət istiqamətini saxlasa da bucaq momenti azalır.

Radiusu a və sıxlığı d olan kürəvi cisim R qədər məsafədə kvazi çevrəyə bənzəyən orbitdə hərəkət edərkən, nəzəri olaraq t=7*10⁶adR² ildən sonra Günəşin üzərinə düşür.Faktiki olaraq cisim Günəşin ətrafında buxarlanır və onun atmosferində buxar buluduna çevrilir. Elliptik orbit üzrə hərəkət edən cisimlərin həm öz ölçüləri, həm də orbitin ekssentrisiteti azalır.

1950-ci ildə V.V. Radzievski planetosentrik Poyntinq- Robertson  effektinin olmasını da  aşkar etdi. O, göstərdi ki, planetin ətrafında da hərəkət edən cisimlər üçün Günəş şüalarını əks etdirməsi hesabına da cismin orbitinin kiçilməsi baş verir.

John Henry Poynting və Howard P. Robertson'ın adını daşıyan Poynting-Robertson sürgüsü olaraq da bilinən Poynting-Robertson təsiri, günəş radiasiyasının bir ulduzun ətrafında dönən bir toz dənəsinə səbəb olduğu və ulduz ətrafındakı orbitinə görə bucaq momentumu itirməsinə səbəb olan bir müddətdir.

Bu, bu sürünməyi təsirlənəcək qədər kiçik, ancaq radiasiya təzyiqi ilə ulduzdan uzaqlaşaraq ulduzun içinə yavaşca spiralleşen çox böyük toz səbəb olur. Günəş Sistemi söz mövzusu olduğunda, bunun diametri 1 um ila 1 mm arasındakı toz dənələrini təsir etdiyi düşünülür. Böyük sürtünmə təsirinə məruz qalmadan çox əvvəl başqa bir cisim ilə daha böyük toz toqquşması ehtimal olunur.

Poynting başlanğıcda, 1905-1915 arasındakı nisbilik nəzəriyyələrinin yerini alan "luminifer Aether" nəzəriyyəsinə əsaslanaraq 1903-də təsirin bir şərhi verdi. 1937-ci ildə Robertson effekti ümumi nisbilik baxımından açıqladı.

Poynting-sürükləməsi partikülün açar momentumunda azalma yaradan toz hissəciklərinin orbital hərəkətinə zidd olan təsirli bir qüvvə kimi başa düşülə bilər. Torpağın toz hissəcəyi ulduza yavaşca spiral kimi, orbital sürət də daim artır.Robertson

Poynting-Robertson gücə bərabərdir:

$F_{\rm {PR}}={\frac {v}{c^{2}}}W={\frac {r^{2}L_{\rm {s}}}{4c^{2}}}{\sqrt {\frac {GM_{\rm {s}}}{R^{5}}}}$

V - parçacığın sürəti, c - işıq sürəti, W - daxil olan radiasiyanın gücü, r - parçacığın radiusudur, G - universal qravitasiya sabitidir, Ms günəş kütləsidir, Ls günəşin parlaqlığı, R isə orbital radiusdur.

Tozun orbitə təsiri.

Β ≥ 0.5 olan parçacıqlar çəkisi qədər azı yarım radiasiya təzyiqinə malik olacaq və Kepler isə günəş sistemindən başlanğıc sürətlərin hiperbolik orbitlərdən keçiriləcəkdir . Qaya toz hissəcikləri üçün bu diametri 1 mikrondan azdır.

0.1 <β <0.5 0.1 <<beta <0.5 olan hissəciklər onların ölçüsünə və ilkin sürət vektorlarına görə spiral ola bilər; onlar öz eksantrik orbitində qalmağı düşünürlər.

B ≈ 0.1 \ beta \ təxminən 0.1 hissəcik 1 AU-da dairəvi orbital günəşə spiral etmək üçün təxminən 10,000 il çəkə bilər. Bu rejimdə ilham zamanı və hissəcik diametri təxminən göstərilir.

Qeyd edək ki, ilkin toxum sürəti Kepleran deyilsə, β <1 üçün dairəvi və ya məhdudlaşdırılmış trajectory mümkündür.

Günəşin xarici təbəqəsinin yavaşlamağa bənzər təsir göstərə biləcəyi nəzəriyyəsi irəli sürülmüşdür.