Efecte YORP: diferència entre les revisions
m neteja i estandardització de codi |
m Correcció nom "Iarkovski" |
||
| Línia 1: | Línia 1: | ||
{{millorar traducció|fr|Effet YORP|data=desembre de 2017}} |
{{millorar traducció|fr|Effet YORP|data=desembre de 2017}} |
||
L''''efecte YORP''' (de les inicials de |
L''''efecte YORP''' (de les inicials de Iarkovski - O'Keefe - Radzievskii - Paddack), és una variació de segon ordre de l'[[efecte Iarkovski]] que causa que un cos petit (com un [[asteroide]]) giri molt ràpid o molt lent. El terme el va introduir el Dr. [[David P. Rubincam]] l'any [[2000]].<ref name="dr">{{en}} David Rubincam : « ''Radiative spin-up and spin-down of small asteroids'' », Icarus (2000).</ref> |
||
Concretament, la influència d'aquest efecte en un cos està molt unida a la superfície i la formació: és absolutament zero, per exemple, un [[el·lipsoide]] perfecte o un cos [[conductor elèctric|perfectament conductor]]. |
Concretament, la influència d'aquest efecte en un cos està molt unida a la superfície i la formació: és absolutament zero, per exemple, un [[el·lipsoide]] perfecte o un cos [[conductor elèctric|perfectament conductor]]. |
||
| Línia 7: | Línia 7: | ||
== Història == |
== Història == |
||
[[Fitxer:YarkovskyEeffect.png|miniatura|L'efecte YORP és una conseqüència de la radiació [[anisotropia|anisotròpica]] d'un cos en moviment escalfada pel [[Sol]]]] |
[[Fitxer:YarkovskyEeffect.png|miniatura|L'efecte YORP és una conseqüència de la radiació [[anisotropia|anisotròpica]] d'un cos en moviment escalfada pel [[Sol]]]] |
||
Al segle XIX, [[Ivan Osipovich Yarkovsky]] (1844-1902) va observar que la [[radiació infraroja]] que escapa d'un cos escalfat pel [[Sol]] acumula una certa [[quantitat de moviment]]. |
Al segle XIX, [[Ivan Osipovich Yarkovsky|Ivan Osipovich Iarkovski]] (1844-1902) va observar que la [[radiació infraroja]] que escapa d'un cos escalfat pel [[Sol]] acumula una certa [[quantitat de moviment]]. |
||
En termes moderns, es mostra que tots els [[fotó|fotons]] de la [[mecànica quàntica]] porta un [[impuls]]: |
En termes moderns, es mostra que tots els [[fotó|fotons]] de la [[mecànica quàntica]] porta un [[impuls]]: |
||
:<math>p = \frac{E}{c} \,</math> |
:<math>p = \frac{E}{c} \,</math> |
||
amb ''E'' = ''[[constant de Planck|h]][[freqüència|ν]]'' la seva [[energia]] i ''c'' la [[velocitat de la llum]]. Depenent de com s'emet el fotó, pot ser el resultat de la interacció de la [[força]] i un [[parell de forces]] en l'objecte i en el molt llarg termini, canviï per complet la seva trajectòria. Aquesta força és responsable de l'[[efecte Yarkovsky]], i en general domina en gran manera l'efecte del parell de torsió. Aquest últim, d'ordre 2, també resulta molt més difícil d'estudiar. |
amb ''E'' = ''[[constant de Planck|h]][[freqüència|ν]]'' la seva [[energia]] i ''c'' la [[velocitat de la llum]]. Depenent de com s'emet el fotó, pot ser el resultat de la interacció de la [[força]] i un [[parell de forces]] en l'objecte i en el molt llarg termini, canviï per complet la seva trajectòria. Aquesta força és responsable de l'[[efecte Yarkovsky|efecte Iarkovski]], i en general domina en gran manera l'efecte del parell de torsió. Aquest últim, d'ordre 2, també resulta molt més difícil d'estudiar. |
||
Radzievskii va aplicar la idea de [[fotó]] a la [[Moviment de rotació|rotació]], basant-se en variacions de l'[[albedo]].<ref>{{en}}/{{ru}} V.V. Radzievskii : « ''A mechanism for the disintegration of asteroids and meteorites'' », Dokl. Akad. Nauk SSSR (1954).</ref> Paddack i [[John O'Keffe]] van descobrir que la forma del cos influeix en molt alt grau a la [[velocitat de rotació]] d'aquest.<ref>{{en}} John O'Keefe : « ''Tektites and Their Origin'' », Elsevier, [[Amsterdam]] (1976).</ref> Paddack i Rhee suggereixen que l'efecte YORP podria ser la causa de l'obertura a les [[òrbita|òrbites]] de certs [[asteroide|asteroides]], així com de l'eliminació eventual de petites partícules asimètriques dins del [[sistema solar]].<ref>{{en}} S.J. Paddack, J. W. Rhee, ''Geophys. Res. Lett'' '''2''', 365 (1975).</ref> |
Radzievskii va aplicar la idea de [[fotó]] a la [[Moviment de rotació|rotació]], basant-se en variacions de l'[[albedo]].<ref>{{en}}/{{ru}} V.V. Radzievskii : « ''A mechanism for the disintegration of asteroids and meteorites'' », Dokl. Akad. Nauk SSSR (1954).</ref> Paddack i [[John O'Keffe]] van descobrir que la forma del cos influeix en molt alt grau a la [[velocitat de rotació]] d'aquest.<ref>{{en}} John O'Keefe : « ''Tektites and Their Origin'' », Elsevier, [[Amsterdam]] (1976).</ref> Paddack i Rhee suggereixen que l'efecte YORP podria ser la causa de l'obertura a les [[òrbita|òrbites]] de certs [[asteroide|asteroides]], així com de l'eliminació eventual de petites partícules asimètriques dins del [[sistema solar]].<ref>{{en}} S.J. Paddack, J. W. Rhee, ''Geophys. Res. Lett'' '''2''', 365 (1975).</ref> |
||
| Línia 22: | Línia 23: | ||
Tot i que es tracta d'una força feble i incommensurable, el seu efecte al llarg de milions d'anys està lluny de ser insignificant. Els astrònoms pensen que l'efecte YORP podria ser responsable de fer rotar als asteroides a velocitats capaços de destruir-los, i potser permetre així la formació d'asteroides dobles. Altres poden ser frenats fins a aconseguir que triguin diversos dies en completar un gir al voltant del seu [[moviment circular|eix]]. |
Tot i que es tracta d'una força feble i incommensurable, el seu efecte al llarg de milions d'anys està lluny de ser insignificant. Els astrònoms pensen que l'efecte YORP podria ser responsable de fer rotar als asteroides a velocitats capaços de destruir-los, i potser permetre així la formació d'asteroides dobles. Altres poden ser frenats fins a aconseguir que triguin diversos dies en completar un gir al voltant del seu [[moviment circular|eix]]. |
||
La mida i la forma afecta la quantitat de l'efecte. Els objectes més petits canviaran el seu gir molt més ràpidament. Així l'asteroide [[(951) Gaspra]], amb un radi de 6 quilòmetres i un [[semieix major]] de 2,21 [[Unitat astronòmica | |
La mida i la forma afecta la quantitat de l'efecte. Els objectes més petits canviaran el seu gir molt més ràpidament. Així l'asteroide [[(951) Gaspra]], amb un radi de 6 quilòmetres i un [[semieix major]] de 2,21 [[Unitat astronòmica |UA]], trigaria 240 milions d'anys a canviar el seu període de rotació de 12 a 6 hores i viceversa. Si Gaspra fos més petit en un factor de 10 (amb un radi de 500 metres), el seu gir el partiria en dos en només uns milions d'anys. L'efecte de YORP s'intensifica quan els objectes estan més a prop del Sol 1 UA, Gaspra hauria doblat o partit per dos la seva proporció del gir en només 100 000 anys. Aquest és un mecanisme comú perquè es puguin formar els [[Sistema binari (astronomia)|asteroides binaris]], i pot ser més corrent que el mecanisme de les col·lisions. |
||
Aquest efecte també juga un paper important en l'intercanvi d'asteroides entre [[Mart (planeta)|Mart]] i [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], on s'inclouen la producció d'[[òrbita|òrbites]] que creuen els [[planeta|planetes]], com ara les dels [[asteroides propers a la Terra]] (NEO). |
Aquest efecte també juga un paper important en l'intercanvi d'asteroides entre [[Mart (planeta)|Mart]] i [[Júpiter (planeta)|Júpiter]], on s'inclouen la producció d'[[òrbita|òrbites]] que creuen els [[planeta|planetes]], com ara les dels [[asteroides propers a la Terra]] (NEO). |
||
| Línia 28: | Línia 29: | ||
== Vegeu també == |
== Vegeu també == |
||
* [[Rotació en l'espai]] |
* [[Rotació en l'espai]] |
||
* [[Efecte Yarkovsky]] |
* [[Efecte Yarkovsky|Efecte Iarkovski]] |
||
* [[Efecte Magnus]], encara que afectada per les forces de molt diferent naturalesa, també es refereix a un canvi de trajectòria de rotació de l'objecte en moviment. |
* [[Efecte Magnus]], encara que afectada per les forces de molt diferent naturalesa, també es refereix a un canvi de trajectòria de rotació de l'objecte en moviment. |
||
Revisió del 20:39, 22 abr 2020
 |
Aquest article o secció necessita millorar una traducció deficient. fr |
L'efecte YORP (de les inicials de Iarkovski - O'Keefe - Radzievskii - Paddack), és una variació de segon ordre de l'efecte Iarkovski que causa que un cos petit (com un asteroide) giri molt ràpid o molt lent. El terme el va introduir el Dr. David P. Rubincam l'any 2000.[1]
Concretament, la influència d'aquest efecte en un cos està molt unida a la superfície i la formació: és absolutament zero, per exemple, un el·lipsoide perfecte o un cos perfectament conductor.
Història
Al segle XIX, Ivan Osipovich Iarkovski (1844-1902) va observar que la radiació infraroja que escapa d'un cos escalfat pel Sol acumula una certa quantitat de moviment.
En termes moderns, es mostra que tots els fotons de la mecànica quàntica porta un impuls:
amb E = hν la seva energia i c la velocitat de la llum. Depenent de com s'emet el fotó, pot ser el resultat de la interacció de la força i un parell de forces en l'objecte i en el molt llarg termini, canviï per complet la seva trajectòria. Aquesta força és responsable de l'efecte Iarkovski, i en general domina en gran manera l'efecte del parell de torsió. Aquest últim, d'ordre 2, també resulta molt més difícil d'estudiar.
Radzievskii va aplicar la idea de fotó a la rotació, basant-se en variacions de l'albedo.[2] Paddack i John O'Keffe van descobrir que la forma del cos influeix en molt alt grau a la velocitat de rotació d'aquest.[3] Paddack i Rhee suggereixen que l'efecte YORP podria ser la causa de l'obertura a les òrbites de certs asteroides, així com de l'eliminació eventual de petites partícules asimètriques dins del sistema solar.[4]
Observacions
L'any 2007, l'efecte YORP va ser confirmat per mitjà de l'observació directa, per als petits asteroides (54509) YORP (fins llavors anomenat 2000 PH5)[5] · [6] i (1862) Apol·lo.[7] · [8] van confirmar les prediccions fetes a priori[9] · [10] La velocitat de rotació de (54509) YORP es duplicarà en un període de 600.000 anys, i es creu que l'efecte YORP podria alterar l'obliqüitat de l'eclíptica i el moviment de precessió de l'asteroide. La conseqüència a llarg termini és que els asteroides de ressonància, el que podria explicar de l'existència d'asteroides binaris.[11] Les observacions mostren que els asteroides de més de 125 quilòmetres de diàmetre, tenen períodes de rotació que segueixen una distribució estadística de Maxwell-Boltzmann, mentre que els asteroides més petits (de 50 a 125 quilòmetres de grandària) presenten un petit excés de rotacions ràpides. Els asteroides encara més petits (de mida menor que 50 quilòmetres) mostren un excés clar de períodes rotatoris molt ràpids i lents. Aquests resultats suggereixen que un o més mecanismes dependents de la mida s'estan despoblant el centre de la distribució de períodes de gir en benefici dels extrems. L'efecte de YORP és el candidat més probable. Tanmateix, per si mateix no és capaç de modificar significativament el gir d'asteroides grans, de manera que s'ha de cercar una explicació diferent per als asteroides grans com ara (253) Matilde.
Conseqüències de l'efecte YORP
Tot i que es tracta d'una força feble i incommensurable, el seu efecte al llarg de milions d'anys està lluny de ser insignificant. Els astrònoms pensen que l'efecte YORP podria ser responsable de fer rotar als asteroides a velocitats capaços de destruir-los, i potser permetre així la formació d'asteroides dobles. Altres poden ser frenats fins a aconseguir que triguin diversos dies en completar un gir al voltant del seu eix.
La mida i la forma afecta la quantitat de l'efecte. Els objectes més petits canviaran el seu gir molt més ràpidament. Així l'asteroide (951) Gaspra, amb un radi de 6 quilòmetres i un semieix major de 2,21 UA, trigaria 240 milions d'anys a canviar el seu període de rotació de 12 a 6 hores i viceversa. Si Gaspra fos més petit en un factor de 10 (amb un radi de 500 metres), el seu gir el partiria en dos en només uns milions d'anys. L'efecte de YORP s'intensifica quan els objectes estan més a prop del Sol 1 UA, Gaspra hauria doblat o partit per dos la seva proporció del gir en només 100 000 anys. Aquest és un mecanisme comú perquè es puguin formar els asteroides binaris, i pot ser més corrent que el mecanisme de les col·lisions.
Aquest efecte també juga un paper important en l'intercanvi d'asteroides entre Mart i Júpiter, on s'inclouen la producció d'òrbites que creuen els planetes, com ara les dels asteroides propers a la Terra (NEO).
Vegeu també
- Rotació en l'espai
- Efecte Iarkovski
- Efecte Magnus, encara que afectada per les forces de molt diferent naturalesa, també es refereix a un canvi de trajectòria de rotació de l'objecte en moviment.
Referències
- ↑ (anglès) David Rubincam : « Radiative spin-up and spin-down of small asteroids », Icarus (2000).
- ↑ (anglès)/(rus) V.V. Radzievskii : « A mechanism for the disintegration of asteroids and meteorites », Dokl. Akad. Nauk SSSR (1954).
- ↑ (anglès) John O'Keefe : « Tektites and Their Origin », Elsevier, Amsterdam (1976).
- ↑ (anglès) S.J. Paddack, J. W. Rhee, Geophys. Res. Lett 2, 365 (1975).
- ↑ (anglès) S. C. Lowry et. al. Science 316 272 (2007) (introduction).
- ↑ (anglès) P.A. Taylor et. al. Science 316 274 (2007) (introduction).
- ↑ (anglès) M. Kaasalenien et. al. Nature 446, 420 (2007).
- ↑ (anglès) New Scientist Space : « Sun sends bumpy asteroids into a spin »
- ↑ (anglès) Discovery News : « Asteroid Spin Changed by Sunlight ».
- ↑ (alemany) Berliner Zeitung : « Die Strahlung der Sonne versetzt kleine Himmelskörper ganz langsam in Schwung ».
- ↑ (anglès) D.P. Rubincam, S. J. Paddack, Science 316 211 (2007).