Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack etkisi

Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack etkisi ya da kısaca YORP etkisi, küçük bir astronomik cismin dönüş durumunu, yani cismin dönüş hızını ve kutup(lar)ının eğikliğini, yüzeyinden güneş radyasyonunun saçılması ve kendi termal radyasyonunun yayılması nedeniyle değişmesini ifade eden bir argümandır.

YORP etkisi tipik olarak Güneş Sistemi'nde güneş merkezli yörüngeye sahip asteroitler için düşünülür. Bu etki, ikili ve takla atan asteroitlerin oluşumundan ve bir asteroidin kutbunun ekliptik düzleme göre 0°, 90° veya 180°'ye doğru değişmesinden ve böylece Yarkovsky etkisi nedeniyle güneş merkezli radyal sürüklenme oranının değişmesinden sorumludur.

Bu terim David P. Rubincam tarafından 2000 yılında[1] YORP etkisi olarak adlandırılan kavramın arkasındaki dört önemli katkıyı onurlandırmak için ortaya atılmıştır. 19. yüzyılda Ivan Yarkovsky, Güneş tarafından ısıtılan bir cisimden kaçan termal radyasyonun ısının yanı sıra momentum da taşıdığını fark etti. Modern fiziğe çevrildiğinde, yayılan her foton p = E/c momentumuna sahiptir; burada E onun enerjisi ve c ise ışık hızıdır. Vladimir Radzievskii bu fikri albedodaki değişikliklere dayanarak dönme süresine uygulamış ve Stephen Paddack da şeklin bir cismin dönüş hızını değiştirmede çok daha etkili bir araç olduğunu fark etmiştir.[2] Stephen Paddack ve John O'Keefe YORP etkisinin rotasyonel patlamaya yol açtığını ve bu sürecin tekrar tekrar yaşanmasıyla küçük asimetrik cisimlerin sonunda toza dönüştüğünü öne sürmüşlerdir.[3]

Prensipte, elektromanyetik radyasyon bir asteroidin yüzeyi ile üç önemli şekilde etkileşime girer: Güneş'ten gelen radyasyon (1) emilir ve (2) cismin yüzeyi tarafından difüzyonla yansıtılır ve cismin iç enerjisi (3) termal radyasyon olarak yayılır. Fotonlar momentuma sahip olduğundan, bu etkileşimlerin her biri cismin kütle merkezine göre açısal momentumunda değişikliklere yol açar. Sadece kısa bir süre için düşünüldüğünde bu değişiklikler çok küçüktür, ancak daha uzun sürelerde bu değişiklikler cismin açısal momentumunda önemli değişikliklere yol açabilir. Güneş merkezli bir yörüngedeki cisimler için ilgili uzun zaman periyodu yörünge periyodudur (yani yıl), çünkü çoğu asteroit yörünge periyotlarından daha kısa dönme periyotlarına (yani günlere) sahiptir. Dolayısıyla, çoğu asteroit için YORP etkisi, güneş radyasyonu torklarının önce dönme periyodu ve sonra yörünge periyodu boyunca ortalamasının alınmasından sonra asteroidin dönme durumundaki seküler değişimdir.

2007 yılında 54509 YORP (daha sonra 2000 PH5 olarak adlandırıldı)[4][5] ve 1862 Apollo[6] adlı küçük asteroitler üzerinde YORP etkisinin doğrudan gözlemsel doğrulaması yapıldı. 54509 YORP'un spin oranı sadece 600.000 yıl içinde iki katına çıkacak ve YORP etkisi eksenel eğimi ve presesyon oranını da değiştirebilir hale gelecek, böylece YORP fenomenlerinin tamamı asteroitlerin ilginç rezonans spin durumlarına sürüklenmesini ve ikili asteroitlerin varlığını açıklamaya yardımcı olur.[7]

Gözlemler, çapı 125 km'den büyük asteroitlerin Maxwellian frekans dağılımını izleyen dönme hızlarına sahip olduğunu gösterirken, daha küçük asteroitler (50 ila 125 km boyut aralığında) hızlı dönenlerin küçük bir fazlalığını göstermektedir. En küçük asteroitler (50 km'den küçük) çok hızlı ve yavaş dönenlerin belirgin bir fazlalığını gösterir ve daha küçük boyutlu popülasyonlar ölçüldükçe bu daha da belirgin hale gelir. Bu sonuçlar, bir ya da daha fazla boyuta bağlı mekanizmanın, dönüş hızı dağılımının merkezini aşırı uçlar lehine nüfus kaybına uğrattığını göstermektedir. YORP etkisi başlıca adaydır. Tek başına büyük asteroitlerin spin hızlarını önemli ölçüde değiştiremez, bu nedenle 253 Mathilde gibi nesneler için farklı bir açıklama aranmalıdır.

2013 yılının sonlarında P/2013 R3 asteroidinin muhtemelen YORP etkisinden kaynaklanan yüksek dönüş hızı nedeniyle parçalandığı gözlemlenmiştir.[8]

Dönen küresel bir asteroidin ekvatoruna bağlı, paralel güneş ışığı ışınlarıyla ışınlanan kama şeklinde iki kanadı olduğunu varsayalım. Küresel çekirdeğin herhangi bir yüzey elemanından çıkan fotonlardan kaynaklanan tepki kuvveti yüzeye normal olacaktır, öyle ki hiçbir tork üretilmeyecektir (kuvvet vektörlerinin hepsi kütle merkezinden geçer).

Bununla birlikte, kamaların kenarlarından termal olarak yayılan fotonlar, normal vektörler kütle merkezinden geçmediği için bir tork üretebilir. Her iki kanat da gelen ışığa aynı kesiti sunar (aynı yükseklik ve genişliğe sahiptirler) ve bu nedenle her biri aynı miktarda enerjiyi emer ve yansıtır ve eşit bir kuvvet üretir. Ancak kanatçık yüzeylerinin eğik olması nedeniyle, yeniden yayılan fotonlardan kaynaklanan normal kuvvetler iptal olmaz. Diyagramda, Fin A'nın giden radyasyonu gelen ışığa paralel bir ekvatoral kuvvet üretir ve dikey kuvvet üretmez, ancak Fin B'nin kuvveti daha küçük bir ekvatoral bileşene ve dikey bir bileşene sahiptir. İki kanatçık üzerindeki dengesiz kuvvetler torka yol açar ve nesne döner. Giden ışıktan kaynaklanan tork, tam bir dönüşte bile ortalama bir değer almaz, bu nedenle dönüş zamanla hızlanır.[1]

Bu nedenle bir miktar "yel değirmeni" asimetrisine sahip bir nesne, dönme eksenini eğik hale getirmenin yanı sıra onu yukarı veya aşağı döndürme eğiliminde olacak küçük tork kuvvetlerine maruz kalabilir. Yüzey sıcaklığı ya da albedosunda herhangi bir düzensizlik yoksa dönen bir elipsoid için YORP etkisi sıfırdır.

Uzun vadede, cismin değişen eğikliği ve dönme hızı çeşitli faktörlere bağlı olarak rastgele, düzensiz veya düzenli olarak değişebilir. Örneğin, Güneş'in ekvatorunda kaldığı varsayıldığında, yarıçapı 6 km ve yarı büyük ekseni 2,21 AU olan 951 Gaspra asteroidi 240 Ma (240 milyon yıl) içinde 12 saatlik bir dönüş periyodundan 6 saate düşecek veya tam tersi olacaktır. Eğer 243 Ida'ya Gaspra ile aynı yarıçap ve yörünge değerleri verilseydi, iki kat daha hızlı yukarı veya aşağı dönerken, Phobos'un şekline sahip bir cismin dönüşünü aynı miktarda değiştirmesi birkaç milyar yıl alırdı.

Boyutun yanı sıra şekil de etkinin miktarını etkiler. Daha küçük cisimler çok daha hızlı yukarı ya da aşağı dönecektir. Gaspra 10 kat daha küçük olsaydı (500 m yarıçapına kadar), dönüşü sadece birkaç milyon yıl içinde yarıya inecek veya iki katına çıkacaktır. Benzer şekilde, YORP etkisi Güneş'e daha yakın cisimler için yoğunlaşır. Gaspra 1 AU'da sadece 100.000 yıl içinde dönüş hızını ikiye katlayacak/yarılayacaktır. Bir milyon yıl sonra periyodu ~2 saate düşebilir ve bu noktada parçalanmaya başlayabilir. 2019 modeline göre, Güneş parlak bir kırmızı deve dönüşürken YORP etkisinin "asteroitlerin yaygın parçalanmasına" neden olması muhtemeldir ve birçok beyaz cücede gözlemlenen toz disklerini ve görünürdeki infalling maddesini açıklayabilir.[9][10]

Bu, ikili asteroitlerin oluşabileceği mekanizmalardan biridir ve ikili oluşumunun birincil yolu olarak çarpışmalardan ve gezegensel yakın karşılaşma gelgit bozulmasından daha yaygın olabilir.

Asteroid 2000 PH5 daha sonra bu fenomenin doğrulanmasındaki rolünü onurlandırmak için 54509 YORP olarak adlandırılmıştır.