ポインティング・ロバートソン効果
β ≥ 0.5 {\displaystyle \beta \geq 0.5} となる粒子の場合、輻射圧による力は少なくとも重力の半分あることになり、粒子の初期速度がケプラー速度であった場合、太陽系から双曲線軌道を描きながら脱出する。岩石質の塵粒子の場合、この条件を満たす粒子サイズは1マイクロメートル未満である。
0.1 < β < 0.5 {\displaystyle 0.1<\beta <0.5} となる粒子の場合は、粒子のサイズと初期の速度ベクトルによって内側にも外側にも移動しうる。このような粒子は離心軌道に留まりながら公転し続ける傾向にある。
β ≈ 0.1 {\displaystyle \beta \approx 0.1} となる粒子は、初期に 1 au の円軌道にあった場合、およそ 1 万年かけて太陽へと落下する。この状況では、内側への落下時間と粒子の直径はどちらもおおむね ∝ 1 β {\displaystyle \propto {1 \over \beta }} という依存性を持つ。
なお、もし粒子の初期速度がケプラー速度ではない場合は、 β < 1 {\displaystyle \beta <1} となっている粒子でも円軌道や太陽の重力に束縛された軌道をとることが可能である。
塵粒子だけではなく、太陽の外層の減速もポインティング・ロバートソン効果に似た効果によって減速するという理論が提唱されている。
ポインティング・ロバートソン効果は、基準座標系の選び方によって2通りの方法で理解することができる。
恒星の周りを公転する粒子の立場から見た場合 (図の (a) で示されている状況)、恒星からの放射はわずかに前方からやってくるように見える (光行差)。そのためこの放射を吸収することで、粒子は輻射圧によって運動する方向とは逆向きの力を受けることになる。輻射は光速でやってくる一方で塵粒子の速度はそれより何桁も小さいものであるため、光行差の角度は極めて小さいものになる。
恒星の立場から見た場合 (図の (b) で示されている状況)、塵粒子は輻射を全て半径方向から、すなわち進行方向の真横から吸収することになるため、粒子の角運動量は輻射によって影響を受けない。しかし粒子からの光子の「再放射」は,(a) の座標系で見た場合は等方的であるが、(b) の恒星の座標系から見た場合は等方的ではなくなる。粒子からのこの異方的な放射によって、粒子から角運動量が持ち去られることになる。