El efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack , o efecto YORP para abreviar, cambia el estado de rotación de un pequeño cuerpo astronómico -es decir, la velocidad de giro del cuerpo y la oblicuidad de su (s) polo (s)- debido a la dispersión de 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 giratorios , así como de cambiar el polo de un asteroide hacia 0 ° , 90 ° o 180 ° en relación con el plano de la eclíptica y modificar así su velocidad 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 transmite impulso además de 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 para alterar la velocidad de giro del cuerpo. [3] Stephen Paddack y John O'Keefe sugirieron que el efecto YORP conduce a una explosión rotacional y, al someterse repetidamente a este proceso, los pequeños cuerpos asimétricos eventualmente se reducen a polvo. [4] [5]
En principio, la radiación electromagnética interactúa con la superficie de un asteroide de tres maneras importantes: la radiación del Sol es (1) absorbida y (2) reflejada de manera difusa por la superficie del cuerpo y la energía interna del cuerpo es (3) emitida en forma térmica. radiación . 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 consideran sólo por un corto período de tiempo, estos cambios son muy pequeños, pero durante períodos de tiempo más largos, estos cambios pueden integrarse a 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, un 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 durante el período orbital.
En 2007 hubo una 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 sólo 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 resonantes, 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 frecuencia 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 (de menos de 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 a favor de los extremos. El efecto YORP es un candidato principal. No es capaz por sí solo de modificar significativamente las velocidades de giro de los grandes asteroides, por lo que hay que buscar una explicación diferente para objetos como 253 Mathilde .
A finales de 2013 se observó que el asteroide P/2013 R3 se rompía, probablemente debido a una alta velocidad de rotación debido al 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 superficial dado del núcleo esférico será normal a la superficie, de modo que no se produzca ningún par (todos los vectores de fuerza pasan por el centro de masa).
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 masa. Ambas aletas presentan la misma sección transversal a la luz entrante (tienen la misma altura y ancho), por lo que 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 una componente ecuatorial más pequeña y una componente vertical. Las fuerzas desequilibradas sobre las dos aletas provocan un torque y el objeto gira. El par de la luz saliente no se promedia, ni siquiera durante 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 estar sujeto a fuerzas de torsión minúsculas que tenderán a girarlo hacia arriba o hacia abajo, así como a hacer que su eje de rotación precese . 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 cambiantes 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 periodo 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 Gaspra, giraría hacia arriba o hacia abajo dos veces más 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.
Tanto el tamaño como 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 en un factor de 10 (hasta un radio de 500 m), su giro se reduciría a la mitad o se duplicaría en tan sólo unos pocos millones de años. De manera similar, el efecto YORP se intensifica en los objetos más cercanos al Sol. A 1 AU, Gaspra duplicaría o reduciría a la mitad su velocidad de giro en apenas 100.000 años. Después de un millón de años, su período puede reducirse a ~2 h, momento en el cual podría comenzar a fragmentarse. [ cita necesaria ] Según un modelo de 2019, es probable que el efecto YORP cause una "fragmentación generalizada de asteroides" a medida que el Sol se expande hasta convertirse en una gigante roja luminosa , y puede explicar los discos de polvo y la aparente caída de materia observados en muchas enanas blancas . [12] [13]
Este es un mecanismo a través del cual se pueden formar asteroides binarios , y puede ser más común que las colisiones y las perturbaciones de mareas cercanas a los encuentros planetarios como medio principal de formación binaria.
El asteroide 2000 PH 5 fue posteriormente denominado 54509 YORP para honrar su papel en la confirmación de este fenómeno.