맨위로가기

포인팅-로버트슨 효과

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
목차

1. 개요

포인팅-로버트슨 효과는 항성을 공전하는 먼지 입자가 별빛을 흡수하고 재방출하면서 각운동량을 잃어 항성으로 나선형으로 접근하는 현상이다. 1903년 존 헨리 포인팅이 에테르 이론을 바탕으로 처음 설명했고, 1937년 하워드 퍼시 로버트슨이 일반 상대성 이론을 사용하여 재해석했다. 이 효과는 먼지가 별빛을 흡수하여 운동 방향과 반대 방향으로 힘을 받아 각운동량이 감소하면서 발생하며, 먼지의 크기가 작을수록, 항성에 가까울수록, 복사압이 클수록 두드러진다.

2. 역사

1903년 존 헨리 포인팅이 처음 에테르 이론에 근거하여 이 효과를 설명했고[18], 1937년 하워드 퍼시 로버트슨이 일반 상대성이론을 사용해 다시 설명하였다.[18] 로버트슨은 점광원에서 복사하는 광선 속에서 먼지의 움직임을 고려하였는데, 이후 A. W. 게스가 구형 광원으로 다시 계산한 결과 광원에서 멀리 떨어진 경우 포인팅이 계산한 결과와 일치함을 밝혔다.[1]

3. 원인

포인팅-로버트슨 효과는 기준틀을 어떻게 설정하느냐에 따라 두 가지 방식으로 설명할 수 있다.

항성 S로부터의 복사광과 입자에서 방출되는 열복사를 (a) 입자와 함께 움직이는 관측자, (b) 항성에 대해 정지한 관측자로부터 각각 관측한 모습.

3. 1. 먼지 입자의 관점

항성 주위를 공전하는 먼지 입자의 관점에서 보면, 광행차 때문에 별빛이 약간 앞쪽에서 오는 것처럼 보인다. 따라서 별빛의 복사압으로 발생하는 힘은 먼지가 운동하는 방향과 반대 방향으로 작용한다. 먼지의 이동 속도는 빛의 속력보다 매우 작기 때문에, 광행차로 생기는 각도 차이는 매우 작다.

3. 2. 항성의 관점

항성의 관점에서 보면, 먼지는 복사광을 고루 흡수하여 이로 인한 각운동량 변화는 생기지 않는다. 하지만 먼지 자체의 열복사는 항성 관점에서는 비등방성을 가지며, 이로 인해 광자가 먼지의 각운동량을 가져가 감소한다.

결과적으로 포인팅-로버트슨 효과는 운동 방향과 반대되는 힘이 작용해 각운동량이 감소하는 것으로, 먼지는 서서히 항성으로 나선을 그리며 떨어지고 궤도 속도는 증가한다.

포인팅-로버트슨 힘은 다음과 같다.

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

여기서 v는 먼지의 속도, c는 빛의 속력, W는 들어오는 복사광의 일률, r은 먼지의 반지름, G는 중력 상수, M_{\rm s}는 항성의 질량, L_{\rm s}는 항성의 광도, R은 먼지의 궤도 반지름이다.

4. 다른 힘과의 관련성

포인팅-로버트슨 효과는 중력, 복사압 등 다른 힘들과 복잡한 관계를 맺고 있다. 이 효과는 특히 작은 먼지 입자에서 두드러지게 나타나며, 입자의 크기, 궤도, 표면 온도 등에 영향을 미친다.

4. 1. 중력과 복사광의 관계

포인팅-로버트슨 효과는 작은 물체에서 더 두드러지게 나타난다. 중력은 먼지 입자의 반지름(r)의 세제곱(r^3)에 비례하지만, 먼지가 흡수하고 방출하는 복사(광)는 반지름의 제곱(r^2)에 비례한다. 따라서 입자의 크기가 커질수록 중력의 영향이 더 커져서, 큰 물체에서는 이 효과를 무시할 수 있다.[19] [2] [12]

중력은 궤도 반지름(R)의 제곱(\frac{1}{R^2})에 반비례하지만, 포인팅-로버트슨 효과는 궤도 반지름의 2.5제곱(\frac{1}{R^{2.5}})에 반비례한다. 따라서 항성(태양)에 가까워질수록 포인팅-로버트슨 효과가 더 커진다. 이 때문에 궤도 근일점 부근에서 먼지의 감속 효과가 커져 궤도 이심률이 감소하는 경향을 보인다.[19] [2] [12]

입자의 크기가 커지면 표면 온도가 균일하지 않아, 입자의 기준틀에서 복사가 등방성을 띄지 않는다. 입자가 천천히 회전한다면 복사광으로 인해 입자의 각운동량이 커지거나 작아질 수 있다.[19] [2] [12]

복사압은 먼지에 작용하는 중력의 유효력에 영향을 미치는데, 작은 입자일수록 복사압이 상대적으로 커서 항성에서 먼 쪽으로 밀어낸다. 이 효과는 무차원 먼지 변수 \beta 로 나타내며, 복사압과 중력 사이의 비율을 의미한다.[19] [2] [12]

:

\beta = { F_{\rm r} \over F_{\rm g} }

= { 3L Q_{\rm PR} \over { 16 \pi GMc \rho s } }



여기서 Q_{\rm PR} 은 미 산란 계수, \rho 는 밀도, s는 먼지 입자의 크기(반지름)이다.[19] [2] [12]

4. 2. 궤도 이심률

포인팅-로버트슨 효과는 항성에 가까워질수록 커진다. 중력은 \( \frac{1}{R^2} \)에 비례하지만 포인팅-로버트슨 효과는 \( \frac{1}{R^{2.5}} \)에 비례하기 때문이다. 이로 인해 효과를 받는 먼지는 궤도 근점에서 감속 효과가 더 커져 궤도 이심률이 감소하는 경향을 보인다.[19]

4. 3. 입자 크기와 표면 온도

입자의 크기가 커질수록 표면 온도는 균일하지 않게 되며, 입자의 기준틀에서도 복사가 등방성을 갖지 못한다. 만약 입자가 천천히 회전한다면 복사광으로 인해 입자의 각운동량은 커질 수도, 작아질 수도 있다.[19][2][12]

4. 4. 복사압과 중력의 유효력

복사압은 먼지에 작용하는 중력의 유효력에 영향을 주는데, 작은 입자일수록 복사압이 상대적으로 커 항성에서 먼 쪽으로 불어 내보낸다. 이 효과는 먼지에 작용하는 복사압과 중력 사이의 비율인, 무차원 먼지 변수 \beta 로 나타낸다.[19]

:

\beta = { F_{\rm r} \over F_{\rm g} }

= { 3L Q_{\rm PR} \over { 16 \pi GMc \rho s } }



여기서 Q_{\rm PR} 은 미 산란 계수, \rho 은 밀도, s는 먼지 입자의 크기(반지름)이다.[19]

4. 5. 먼지의 궤도에 가해지는 영향

\beta \ge 0.5인 입자는 복사압이 중력의 반 이상이 되어, 쌍곡선 궤도를 그리며 태양계를 벗어난다.[20] 암석질 먼지의 경우 이 크기는 약 1 μm 이하에 해당한다.[21]

0.1 < \beta < 0.5인 입자는 크기와 최초 속도에 따라 안쪽이나 바깥쪽으로 나선형 궤도를 그리며, 보통 타원 궤도에 남는 경향이 있다.

\beta \approx 0.1인 입자는 1 AU 거리에서 태양으로 낙하하는 데 약 10,000년이 걸린다. 낙하 시간과 입자의 크기는 모두 {1 \over \beta}에 비례한다.[22]

태양 바깥층의 감속 현상도 이와 유사한 효과로 설명할 수 있다는 가능성이 제기되었다.[23][24][25]

참조

[1] 학술지 Poynting-Robertson Effect for a Spherical Source of Radiation
[2] 학술지 Radiation Forces on Small Particles in the Solar System
[3] 웹사이트 Theoretical Modeling of Debris Disk Structure http://www.ast.cam.a[...] University of Cambridge 2006
[4] 백과사전 Interplanetary dust particle (IDP) https://www.britanni[...] 2005-06-16
[5] 학술지 Times of inspiralling for interplanetary dust grains 2008-10-27
[6] 뉴스 Giving the Sun a brake http://www.hawaii.ed[...] 2016-12-12
[7] 학술지 Poynting-Robertson-like Drag at the Sun's Surface
[8] 학술지 Focus: Photons Brake the Sun https://physics.aps.[...] 2017-02-03
[9] 백과사전 Interplanetary dust particle (IDP) https://www.britanni[...] 2005-06-16
[10] 웹사이트 天文学辞典 » ポインティング-ロバートソン効果 https://astro-dic.jp[...] 日本天文学会 2019-11-23
[11] 학술지 Poynting-Robertson effect for a spherical source of radiation
[12] 학술지 Radiation forces on small particles in the solar system
[13] 웹사이트 Theoretical Modeling of Debris Disk Structure http://www.ast.cam.a[...] University of Cambridge 2006
[14] 학술지 Times of inspiralling for interplanetary dust grains
[15] 뉴스 Giving the Sun a brake http://www.hawaii.ed[...] 2016-12-12
[16] 학술논문 Poynting-Robertson-like Drag at the Sun's Surface
[17] 웹사이트 Physics - Focus: Photons Brake the Sun https://physics.aps.[...] 2017-02-03
[18] 학술지 Poynting-Robertson Effect for a Spherical Source of Radiation
[19] 학술지 Radiation Forces on Small Particles in the Solar System
[20] 웹인용 Theoretical Modeling of Debris Disk Structure http://www.ast.cam.a[...] University of Cambridge 2006
[21] 백과사전 Interplanetary dust particle (IDP) https://www.britanni[...] 2005-06-16
[22] 학술지 Times of inspiralling for interplanetary dust grains http://mnras.oxfordj[...] 2008-10-27
[23] 뉴스 Giving the Sun a brake http://www.hawaii.ed[...] 2016-12-12
[24] 학술지 Poynting-Robertson-like Drag at the Sun's Surface
[25] 학술지 Focus: Photons Brake the Sun https://physics.aps.[...] 2017-02-03


본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com