Efecto YORP

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 la radiación solar en su superficie y la emisión de su propia radiación térmica .

El efecto YORP se suele considerar para asteroides con órbita heliocéntrica en el Sistema Solar . Este efecto es responsable de la creación de asteroides binarios y rotatorios , así como del cambio del polo de un asteroide hacia 0 ° , 90° o 180° con respecto al plano de la eclíptica , modificando 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 de este efecto. En el siglo XIX, Ivan Yarkovsky se dio cuenta de que la radiación térmica que escapa de un cuerpo calentado por el Sol transporta 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 efectivo para alterar la velocidad de rotación de un cuerpo. ^{[ 3 ]} Stephen Paddack y John O'Keefe sugirieron que el efecto YORP conduce a la explosión rotacional y, al someterse repetidamente a este proceso, los cuerpos pequeños asimétricos se reducen finalmente 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 produce cambios en el momento angular del cuerpo con respecto a su centro de masa . Si se consideran solo durante un corto período de tiempo, estos cambios son muy pequeños, pero durante períodos de tiempo más largos, estos cambios pueden integrarse en cambios significativos en el momento angular del cuerpo. Para cuerpos en una órbita heliocéntrica , el período de tiempo largo relevante es el período orbital (es decir, el 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 torsión de la radiación solar primero durante el período de rotación y luego durante 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 rotación de 54509 YORP se duplicará en tan solo 600 000 años, y el efecto YORP también puede alterar la inclinación axial y la velocidad de precesión , de modo que el conjunto completo de fenómenos YORP puede enviar a los asteroides a interesantes estados de rotación resonante, y ayuda a explicar la existencia de asteroides binarios . ^{[ 9 ]}

Las observaciones muestran que los asteroides de más de 125 km (78 mi) 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 (31 a 78 mi) muestran un pequeño exceso de rotadores rápidos. Los asteroides más pequeños (tamaño menor a 50 km (31 mi) ) 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 rotación en favor de los extremos. El efecto YORP es un candidato principal. No es capaz de modificar significativamente las velocidades de rotación 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 desintegraba, probablemente debido a una alta velocidad de rotación 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 solares paralelos. La fuerza de reacción de los fotones que parten de cualquier elemento superficial del núcleo esférico será normal a la superficie, de modo que no se produce ningún torque (los vectores de fuerza pasan todos por el centro de masa).

Sin embargo, los fotones emitidos térmicamente y re-irradiados desde los lados de las cuñas pueden producir un par de torsión, ya que los vectores normales no pasan por el centro de masa. Ambas aletas presentan la misma sección transversal a la luz incidente (tienen la misma altura y anchura), por lo que absorben y reflejan la misma cantidad de energía y producen una fuerza igual. No obstante, debido a que las superficies de las aletas son oblicuas, las fuerzas normales de los fotones re-irradiados no se anulan. En el diagrama, la radiación saliente de la aleta A produce una fuerza ecuatorial paralela a la luz incidente y ninguna fuerza vertical, mientras que la fuerza de la aleta B tiene una componente ecuatorial menor y una componente vertical. Las fuerzas desequilibradas en las dos aletas generan un par de torsión, y el objeto gira. El par de torsión de la luz saliente no se anula en promedio, ni siquiera durante una rotación completa, por lo que el giro se acelera con el tiempo. ^{[ 11 ]}

Un objeto con cierta asimetría tipo "molino de viento" puede, por lo tanto, estar sometido a fuerzas de torsión minúsculas que tenderán a hacerlo girar hacia arriba o hacia abajo, así como a provocar la precesión de su eje de rotación . El efecto YORP es nulo para un elipsoide giratorio si no existen irregularidades en la temperatura superficial 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 millones de años de un período de rotación de 12 h a 6 h y viceversa. Si al asteroide 243 Ida se le asignaran 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 rotación en la misma medida.

El tamaño y la forma afectan la magnitud del efecto. Los objetos más pequeños girarán mucho más rápido, acelerando o desacelerando su rotación. Si Gaspra fuera diez veces más pequeño (con un radio de 500 m), su rotación se reduciría a la mitad o se duplicaría en tan 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 o reduciría a la mitad su velocidad de rotación en apenas 100 000 años. Después de un millón de años, su período podría reducirse a aproximadamente 2 h, momento en el que podría comenzar a fragmentarse. 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 podría explicar los discos de polvo y la aparente materia que cae hacia el Sol observados en muchas enanas blancas . ^{[ 12 ] [ 13 ]}

Este es uno de los mecanismos mediante los cuales se pueden formar asteroides binarios , y puede ser más común que las colisiones y la disrupción mareal por encuentro cercano planetario como principal medio de formación de sistemas binarios.

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

• 101955 Bennu - Asteroide carbonoso Apolo 
• 25143 Itokawa : el asteroide más pequeño visitado por una nave espacial.
• 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 celeste en rotación debido a la radiación térmica asimétrica. 

• O'Keefe, John A. (1976). Tectitas y su origen . Elsevier. ISBN 978-0-444-41350-5.Borrador del manuscrito/informe .
• Paddack, Stephen J (1969). "Rotational bursting of small heaven bodies: Effects of radiation pressure". 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). "Aceleración y desaceleración radiativa de asteroides pequeños" . Icarus . 148 (1): 2– 11. Bibcode : 2000Icar..148....2R . doi : 10.1006/icar.2000.6485 .

• Statler, Thomas S. (5 de marzo de 2009). "Extrema sensibilidad del efecto YORP a la topografía a pequeña escala". Icarus . 202 (2): 502– 513. arXiv : 0903.1119 . Bibcode : 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 . Bibcode : 2012SchpJ...710599B . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch027 .

• Klotz, Irene (7 de marzo de 2007). "La rotación de un asteroide cambia por la luz solar" . Discovery Communications, LLC. Archivado del original el 26 de abril de 2008.
• «Se informa del descubrimiento de la rotación de un asteroide» (PDF) . sunflower-astronomy.com . United Press International . 8 de marzo de 2007. Archivado del original (PDF) el 28 de febrero de 2024. Consultado el 4 de febrero de 2026 .