YORP 효과

야르콥스키-오키프-라지옙스키-패댁 효과(Yarkovsky–O'Keefe–Radzievskii–Paddack effect) 또는 줄여서 YORP 효과(YORP effect)는 작은 천체의 자전 상태, 즉 물체의 회전 속도와 자전축 기울기를 표면에서 산란되는 태양 복사와 자체 열복사의 방출로 인해 변화시킨다.

YORP 효과는 일반적으로 태양계에서 태양 주회 궤도를 가진 소행성에 대해 고려된다. 이 효과는 쌍성 소행성과 텀블링 소행성의 생성은 물론, 황도면에 대한 소행성의 극을 0°, 90° 또는 180°로 변경하여 야르콥스키 효과로 인한 태양 주회 방사형 표류 속도를 수정하는 원인이 된다.

 용어 
이 용어는 2000년에 데이비드 P. 루빈캠에 의해 소위 YORP 효과의 배경이 되는 개념에 중요한 기여를 한 네 사람에게 경의를 표하기 위해 만들어졌다. 19세기, 이반 야르콥스키는 태양에 의해 가열된 물체에서 방출되는 열복사가 열뿐만 아니라 운동량도 전달한다는 것을 깨달았다. 현대 물리학으로 번역하면, 방출되는 각 광자는 운동량 p = E/c를 가지며, 여기서 E는 에너지이고 c는 빛의 속력이다. 블라디미르 라지옙스키는 알베도 변화에 기반한 회전에 이 아이디어를 적용했으며Radzievskii (1954) 스티븐 패댁은 모양이 물체의 회전 속도를 변경하는 훨씬 더 효과적인 수단이라는 것을 깨달았다. 스티븐 패댁과 존 오키프는 YORP 효과가 회전 파열을 일으키며, 이 과정을 반복적으로 겪으면서 작은 비대칭 물체가 결국 먼지로 줄어든다고 제안했다.S. J. Paddack, J. W. Rhee, Geophys. Res. Lett 2, 365 (1975)

 물리적 메커니즘 
원칙적으로, 전자기파는 소행성의 표면과 세 가지 중요한 방식으로 상호 작용한다: 태양으로부터의 복사는 (1) 물체 표면에 의해 흡수되고 (2) 난반사되며, 물체의 내부 에너지는 (3) 열복사로 방출된다. 광자는 운동량을 가지므로, 이러한 각 상호 작용은 물체의 질량 중심에 대한 각운동량의 변화를 초래한다. 짧은 시간 동안만 고려한다면 이러한 변화는 매우 작지만, 긴 시간 동안 이러한 변화는 물체의 각운동량에 상당한 변화를 통합할 수 있다. 태양 주회 궤도를 도는 물체의 경우, 대부분의 소행성은 공전 주기보다 짧은 자전 주기를 가지기 때문에 관련 긴 시간은 공전 주기(즉, 연)이다. 따라서 대부분의 소행성에게 YORP 효과는 먼저 자전 주기 동안, 그리고 공전 주기 동안 태양 복사 돌림힘을 평균한 후의 소행성 자전 상태의 장기적인 변화이다.

 관측 
2007년에 소행성 54509 YORP (당시 로 지정) 및 1862 아폴로에서 YORP 효과에 대한 직접적인 관측 확인이 있었다. 54509 YORP의 자전 속도는 불과 60만 년 만에 두 배가 될 것이며, YORP 효과는 또한 자전축 기울기와 세차 운동 속도를 변경할 수 있으므로, YORP 현상 전체가 소행성을 흥미로운 공명 자전 상태로 만들 수 있으며, 쌍성 소행성의 존재를 설명하는 데 도움이 된다.

관측에 따르면 지름 125km보다 큰 소행성은 맥스웰 분포를 따르는 회전율을 가지는 반면, 더 작은 소행성(50~125km 크기 범위)은 빠른 회전체의 약간의 초과를 보인다. 가장 작은 소행성(50km 미만)은 매우 빠르고 느린 회전체의 명확한 초과를 보이며, 이는 더 작은 크기 개체군이 측정될수록 더욱 두드러진다. 이러한 결과는 하나 이상의 크기 의존적 메커니즘이 회전율 분포의 중심을 극단 쪽으로 탈선시키고 있음을 시사한다. YORP 효과가 주요 후보이다. YORP 효과는 큰 소행성의 회전율을 스스로 크게 수정할 수 없으므로, 253 마틸데와 같은 물체에 대해서는 다른 설명이 필요하다.

2013년 후반에 소행성 P/2013 R3이 YORP 효과로 인한 높은 회전 속도 때문에 분해되는 것이 관측되었다.

 예시 
회전하는 구형 소행성이 적도에 두 개의 쐐기형 지느러미를 가지고 있고, 평행한 햇빛에 의해 조사된다고 가정해 보자. 구형 핵의 특정 표면 요소에서 벗어나는 광자들의 반작용 힘은 표면에 수직이므로 돌림힘은 생성되지 않는다(힘 벡터는 모두 질량 중심을 통과한다).섬네일|두 개의 쐐기형 돌출부가 있는 구형 소행성. "B" 지느러미에서 재방출된 빛은 "A" 지느러미와 같은 크기이지만, 들어오는 빛과 평행하지 않다. 이것은 물체에 돌림힘을 생성한다.

그러나 쐐기 옆면에서 재방출되는 열 방출 광자는 돌림힘을 생성할 수 있다. 이는 법선 벡터가 질량 중심을 통과하지 않기 때문이다. 두 지느러미는 들어오는 빛에 대해 동일한 단면(같은 높이와 너비)을 제시하므로, 각각 동일한 양의 에너지를 흡수하고 반사하며 동일한 힘을 생성한다. 그러나 지느러미 표면이 비스듬하므로 재방출된 광자로부터의 법선 힘은 상쇄되지 않는다. 다이어그램에서 지느러미 A의 나가는 복사는 들어오는 빛과 평행한 적도 힘을 생성하고 수직 힘은 생성하지 않지만, 지느러미 B의 힘은 더 작은 적도 성분과 수직 성분을 갖는다. 두 지느러미의 불균형한 힘은 돌림힘으로 이어지고 물체는 회전한다. 나가는 빛으로부터의 돌림힘은 전체 회전 주기 동안에도 평균화되지 않으므로, 시간이 지남에 따라 회전이 가속된다.

따라서 어떤 "풍차" 비대칭을 가진 물체는 미세한 돌림힘을 받게 되어 회전 속도를 올리거나 낮추고 회전축을 세차하게 만들 수 있다. YORP 효과는 표면 온도나 반사율에 불규칙성이 없다면 회전하는 타원면에 대해 0이다.

장기적으로, 물체의 변화하는 자전축 기울기와 회전 속도는 여러 요인에 따라 무작위로, 혼란스럽게 또는 규칙적으로 변동할 수 있다. 예를 들어, 태양이 적도에 남아 있다고 가정할 때, 반지름이 6km이고 긴반지름이 2.21 천문단위인 소행성 951 가스프라는 2억 4천만 년 (240 Ma) 안에 12시간에서 6시간으로 회전 주기가 변하고 그 반대도 마찬가지이다. 243 이다가 가스프라와 동일한 반지름 및 궤도 값을 가졌다면 두 배 빠르게 회전 속도가 증가하거나 감소할 것이며, 포보스 모양의 물체는 동일한 양만큼 회전 속도를 변경하는 데 수십 억 년이 걸릴 것이다.

크기와 모양 모두 효과의 양에 영향을 미친다. 작은 물체는 훨씬 더 빠르게 회전 속도가 증가하거나 감소한다. 가스프라가 10배 작았다면 (반지름 500m), 몇 백만 년 안에 회전 속도가 절반으로 줄거나 두 배로 늘어날 것이다. 마찬가지로, YORP 효과는 태양에 더 가까운 물체에 대해 강해진다. 1AU에서 가스프라는 불과 10만 년 만에 회전 속도를 두 배로 늘리거나 절반으로 줄일 것이다. 100만 년 후에는 주기가 약 2시간으로 줄어들 수 있으며, 그 시점에서 분해되기 시작할 수 있다. 2019년 모델에 따르면, YORP 효과는 태양이 빛나는 적색거성으로 팽창함에 따라 "소행성의 광범위한 파편화"를 일으킬 가능성이 높으며, 많은 백색왜성에서 관측되는 먼지 원반과 명백한 낙하 물질을 설명할 수 있다.

이것은 쌍성 소행성이 형성될 수 있는 한 가지 메커니즘이며, 충돌 및 행성 근접 조석 교란보다 쌍성 형성의 주요 수단으로서 더 흔할 수 있다.

소행성 는 나중에 이 현상의 확인에 기여한 공로를 인정하여 54509 YORP로 명명되었다.

 같이 보기 

 25143 이토카와—우주선이 방문한 가장 작은 소행성




 각주 

 일반 및 인용된 참고 문헌 
  Draft manuscript/report.




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 외부 링크 

 소행성 자전 발견 보고서

분류:소행성
분류:회전