Efecto YORP

El efecto Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack , o efecto YORP para abreviar, cambia el estado de rotación de un cuerpo astronómico pequeño (es decir, la velocidad de giro del cuerpo y la oblicuidad de su (s) polo (s)) debido a la dispersión de la radiación solar de su superficie y la emisión de su propia radiación térmica .

El efecto YORP se considera típicamente para asteroides con su órbita heliocéntrica en el Sistema Solar . El efecto es responsable de la creación de asteroides binarios y en movimiento , así como de cambiar el polo de un asteroide hacia 0 ° , 90° o 180° en relación con el plano de la eclíptica y, por lo tanto, modificar su tasa de deriva radial heliocéntrica debido al efecto Yarkovsky .

El término fue acuñado por David P. Rubincam en 2000 ^[1] para honrar a cuatro importantes contribuyentes a los conceptos detrás del llamado efecto YORP. En el siglo XIX, Ivan Yarkovsky se dio cuenta de que la radiación térmica que escapa de un cuerpo calentado por el Sol se lleva tanto momento como calor . Traducido a la física moderna, cada fotón emitido posee un momento p = E/c donde E es su energía y c es la velocidad de la luz . Vladimir Radzievskii aplicó la idea a la rotación basándose en cambios en el albedo ^[2] y Stephen Paddack se dio cuenta de que la forma era un medio mucho más eficaz de alterar la velocidad de giro de un cuerpo. ^[3] Stephen Paddack y John O'Keefe sugirieron que el efecto YORP conduce a un estallido rotacional y al sufrir repetidamente este proceso, los pequeños cuerpos asimétricos finalmente se reducen a polvo. ^{[4] [5]}

En principio, la radiación electromagnética interactúa con la superficie de un asteroide de tres maneras significativas: la radiación del Sol es (1) absorbida y (2) reflejada difusamente por la superficie del cuerpo y la energía interna del cuerpo es (3) emitida como radiación térmica . Dado que los fotones poseen momento , cada una de estas interacciones conduce a cambios en el momento angular del cuerpo en relación con su centro de masa . Si se considera solo por un corto período de tiempo, estos cambios son muy pequeños, pero en períodos de tiempo más largos, estos cambios pueden integrarse en cambios significativos en el momento angular del cuerpo. Para los cuerpos en una órbita heliocéntrica , el período de tiempo largo relevante es el período orbital (es decir, año), ya que la mayoría de los asteroides tienen períodos de rotación (es decir, días) más cortos que sus períodos orbitales. Por lo tanto, para la mayoría de los asteroides, el efecto YORP es el cambio secular en el estado de rotación del asteroide después de promediar los pares de radiación solar primero durante el período de rotación y luego el período orbital.

En 2007 hubo confirmación observacional directa del efecto YORP en los pequeños asteroides 54509 YORP (entonces designado 2000 PH 5 ) ^{[6] [7]} y 1862 Apollo . ^[8] La velocidad de giro de 54509 YORP se duplicará en solo 600.000 años, y el efecto YORP también puede alterar la inclinación axial y la velocidad de precesión , de modo que todo el conjunto de fenómenos YORP puede enviar asteroides a interesantes estados de giro resonante y ayuda a explicar la existencia de asteroides binarios . ^[9]

Las observaciones muestran que los asteroides de más de 125 km de diámetro tienen velocidades de rotación que siguen una distribución de frecuencias maxwelliana , mientras que los asteroides más pequeños (en el rango de tamaño de 50 a 125 km) muestran un pequeño exceso de rotadores rápidos. Los asteroides más pequeños (tamaño inferior a 50 km) muestran un claro exceso de rotadores muy rápidos y lentos, y esto se vuelve aún más pronunciado a medida que se miden poblaciones de menor tamaño. Estos resultados sugieren que uno o más mecanismos dependientes del tamaño están despoblando el centro de la distribución de la velocidad de giro en favor de los extremos. El efecto YORP es un candidato principal. No es capaz de modificar significativamente las velocidades de giro de los asteroides grandes por sí solo, por lo que se debe buscar una explicación diferente para objetos como 253 Mathilde .

A finales de 2013 se observó que el asteroide P/2013 R3 se estaba desintegrando, probablemente debido a una alta velocidad de rotación provocada por el efecto YORP. ^[10]

Supongamos que un asteroide esférico en rotación tiene dos aletas en forma de cuña unidas a su ecuador, irradiadas por rayos de luz solar paralelos. La fuerza de reacción de los fotones que salen de cualquier elemento de la superficie del núcleo esférico será normal a la superficie, de modo que no se produce ningún par (todos los vectores de fuerza pasan por el centro de masas).

Sin embargo, los fotones emitidos térmicamente y reirradiados desde los lados de las cuñas pueden producir un par, ya que los vectores normales no pasan por el centro de masas. Ambas aletas presentan la misma sección transversal a la luz entrante (tienen la misma altura y anchura), y por lo tanto absorben y reflejan la misma cantidad de energía cada una y producen una fuerza igual. Sin embargo, debido a que las superficies de las aletas son oblicuas, las fuerzas normales de los fotones reirradiados no se cancelan. En el diagrama, la radiación saliente de la aleta A produce una fuerza ecuatorial paralela a la luz entrante y ninguna fuerza vertical, pero la fuerza de la aleta B tiene un componente ecuatorial menor y un componente vertical. Las fuerzas desequilibradas en las dos aletas generan un par y el objeto gira. El par de la luz saliente no se promedia, incluso en una rotación completa, por lo que el giro se acelera con el tiempo. ^[11]

Por lo tanto, un objeto con cierta asimetría de "molino de viento" puede verse sometido a fuerzas de torsión minúsculas que tenderán a hacerlo girar hacia arriba o hacia abajo, así como a hacer que su eje de rotación se mueva en precesión . El efecto YORP es cero para un elipsoide giratorio si no hay irregularidades en la temperatura de la superficie o el albedo .

A largo plazo, la oblicuidad y la velocidad de rotación del objeto pueden variar de forma aleatoria, caótica o regular, dependiendo de varios factores. Por ejemplo, suponiendo que el Sol permanezca en su ecuador , el asteroide 951 Gaspra , con un radio de 6 km y un semieje mayor de 2,21 UA , pasaría en 240 Ma (240 millones de años) de un período de rotación de 12 h a 6 h y viceversa. Si a 243 Ida se le dieran los mismos valores de radio y órbita que a Gaspra, giraría hacia arriba o hacia abajo el doble de rápido, mientras que un cuerpo con la forma de Fobos tardaría varios miles de millones de años en cambiar su giro en la misma cantidad.

El tamaño y la forma afectan la cantidad del efecto. Los objetos más pequeños girarán hacia arriba o hacia abajo mucho más rápidamente. Si Gaspra fuera más pequeño por un factor de 10 (hasta un radio de 500 m), su giro se reduciría a la mitad o duplicaría en solo unos pocos millones de años. De manera similar, el efecto YORP se intensifica para los objetos más cercanos al Sol. A 1 UA, Gaspra duplicaría/reduciría a la mitad su velocidad de giro en solo 100.000 años. Después de un millón de años, su período puede reducirse a ~2 h, momento en el que podría comenzar a desintegrarse. ^{[ cita requerida ]} Según un modelo de 2019, es probable que el efecto YORP cause una "fragmentación generalizada de asteroides" a medida que el Sol se expande en un gigante rojo luminoso , y puede explicar los discos de polvo y la materia aparente que cae observada en muchas enanas blancas . ^{[ 12 ] [ 13 ]}

Este es un mecanismo a través del cual pueden formarse asteroides binarios , y puede ser más común que las colisiones y las disrupciones de marea por encuentros planetarios cercanos como medios principales de formación binaria.

El asteroide 2000 PH ₅ fue posteriormente llamado 54509 YORP en honor a su papel en la confirmación de este fenómeno.

• 101955 Bennu  – Asteroide carbonoso
• 25143 Itokawa : el asteroide más pequeño que haya sido visitado por una nave espacial
• 54509 YORP  – Asteroide coorbital de la Tierra
• Presión de radiación  : Presión ejercida sobre cualquier superficie expuesta a radiación electromagnética.
• Radiómetro  – Dispositivo para medir el flujo radiante (potencia) de la radiación electromagnética.
• Efecto Yarkovsky  : Fuerza que actúa sobre un cuerpo giratorio en el espacio

• O'Keefe, John A. (1976). Tectitas y su origen . Elsevier.Borrador de manuscrito/informe.
• Paddack, Stephen J (1969). "Estallido rotacional de cuerpos celestes pequeños: efectos de la presión de radiación". J. Geophys. Res . 74 (17): 4379–4381. Bibcode :1969JGR....74.4379P. doi :10.1029/jb074i017p04379.
• Radzievskii, VV (1954). "Un mecanismo para la desintegración de asteroides y meteoritos". Doklady Akademii Nauk SSSR . 97 : 49–52.
• Rubincam, David P (2000). "Aumento y descenso radiativos del espín de pequeños asteroides". Icarus . 148 (1): 2–11. Bibcode :2000Icar..148....2R. doi :10.1006/icar.2000.6485.

• Statler, Thomas S. (5 de marzo de 2009). "Sensibilidad extrema del efecto YORP a la topografía a pequeña escala". Icarus . 202 (2): 502–513. arXiv : 0903.1119 . Código Bibliográfico :2009Icar..202..502S. doi :10.1016/j.icarus.2009.03.003. S2CID  18935544.
• Vokrouhlicky, David; Bottke, William F. (2012). "Efectos Yarkovsky y YORP". Scholarpedia . 7 (5): 10599. arXiv : 1502.01249 . Código Bibliográfico :2012SchpJ...710599B. doi : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch027 .

• Klotz, Irene (7 de marzo de 2007). "La luz solar altera la rotación de un asteroide". Discovery Communications, LLC. Archivado desde el original el 26 de abril de 2008.
• Se ha descubierto la rotación de un asteroide