Effet Poynting-Robertson

L'effet Poynting-Robertson, nommé d'après John Henry Poynting et Howard Percy Robertson est un processus par lequel la radiation solaire provoque la descente en spirale des particules de poussière dans un système solaire. L'effet est dû au fait que le mouvement orbital des grains de poussières provoque un léger décalage de la pression radiale de la radiation solaire, ce qui ralentit leur orbite. L'effet peut être interprété de deux manières, selon le référentiel choisi.

Radiation du Soleil (S) et radiation thermique d'une particule vues (a) d'un observateur se déplaçant avec la particule et (b) d'un observateur au repos par rapport au Soleil.

Du point de vue du grain de poussière, la radiation du Soleil apparait comme provenant légèrement avancée par rapport à la ligne directe vers le centre de son orbite parce que la poussière se déplace perpendiculairement au mouvement de radiation. Cet angle d'aberration est extrêmement petit parce que la radiation se déplace à la vitesse de la lumière et que le mouvement du grain de poussière est plus lent de plusieurs ordres de grandeur.

Du point de vue du système solaire dans son ensemble, le grain de poussière absorbe la lumière du Soleil venant d'une direction parfaitement radiale. Cependant, le déplacement du grain de poussière par rapport au Soleil fait que la ré-émission de l'énergie est inégalement distribuée (plus vers l'avant que vers l'arrière), ce qui provoque un changement équivalent du moment angulaire (un peu comme le recul d'une arme à feu).

La force de Poynting-Robertson est égale à :

Où W est la puissance irradiée par la particule (égale à la radiation incidente), v est la vitesse de la particule, c est la vitesse de la lumière, r est le rayon de l'objet, G est la constante de gravitation universelle, M_s est la masse du Soleil, L_s est la luminosité solaire et R est le rayon orbital de l'objet.

Puisque la force gravitationnelle évolue avec le cube du rayon de l'objet (puisqu'elle est une fonction de sa masse, donc de son volume) alors que la puissance qu'il reçoit et irradie évolue comme le carré de ce même rayon (étant une fonction de sa surface), l'effet Poyting-Robertson est plus prononcé pour les petits objets. De même, puisque la gravité du Soleil varie en un sur R² alors que la force de Poynting-Robertson varie en un sur R^2.5, cette dernière devient plus forte à mesure que l'objet s'approche du Soleil, ce qui tend à réduire l'excentricité de l'orbite de l'objet en plus de le tirer vers l'étoile.

Ainsi les particules de poussières de quelques micromètres ont besoin de quelques milliers d'années pour passer d'une distance d'une UA à une distance à laquelle elles s'évaporent, en s'approchant à quelques millions de km du Soleil.

Il y a une taille critique en dessous de laquelle les petits objets sont tellement affectés par la pression de radiation que cette dernière annule complètement la gravitation du Soleil. Dans le système solaire, cette taille est d'environ 0,1 micromètre de diamètre^[1]. Si les particules sont déjà en mouvement à leur création, la pression de radiation n'a pas besoin d'annuler complètement la gravitation pour éjecter les particules en dehors du système solaire, donc la taille critique est un peu plus grande. L'effet Poynting-Robertson affecte toujours ces petites particules, mais elles seront soufflées à l'extérieur du système par la lumière du Soleil avant que la force de Poynting-Robertson ne provoque de changement significatif dans leur mouvement.

Poynting a mis en évidence cette force dans le cadre de la théorie de l'Éther, qui était alors le modèle dominant de la propagation de la lumière. Robertson est celui qui refit la démonstration dans un cadre relativiste et confirma les résultats.

Références

• Poynting, J. H., (Nov 1903). Radiation in the solar system: its effect on temperature and its pressure on small bodies, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 64, Appendix, pp. 1-5
• Robertson, H. P., (April 1937). Dynamical effects of radiation in the solar system, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 97, pp. 423-437

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