İçeriğe atla

Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack etkisi

Yarkovsky etkisi ile karıştırılmamalıdır.
İki kama şeklinde çıkıntısı olan küresel bir asteroit. "B" kanadından yeniden yayılan ışık "A" kanadıyla aynı büyüklüğe sahiptir, ancak gelen ışığa paralel değildir. Bu da nesne üzerinde bir tork oluşturur.

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]

Fiziksel mekanizma

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.

Gözlemler

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]

Örnekler

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.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ a b Rubincam, David Parry (1 Kasım 2000). "Radiative Spin-up and Spin-down of Small Asteroids". Icarus (İngilizce). 148 (1): 2-11. doi:10.1006/icar.2000.6485. ISSN 0019-1035. 
  2. ^ Paddack, Stephen J. (15 Ağustos 1969). "Rotational bursting of small celestial bodies: Effects of radiation pressure". Journal of Geophysical Research (İngilizce). 74 (17): 4379-4381. doi:10.1029/JB074i017p04379. 
  3. ^ Okeefe, J. A. (1 Nisan 1975). "Tektites and their origin". NASA STI/Recon Technical Report N. 75: 23444. 7 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  4. ^ Lowry, Stephen C.; Fitzsimmons, Alan; Pravec, Petr; Vokrouhlický, David; Boehnhardt, Hermann; Taylor, Patrick A.; Margot, Jean-Luc; Galád, Adrian; Irwin, Mike; Irwin, Jonathan; Kusnirák, Peter (13 Nisan 2007). "Direct Detection of the Asteroidal YORP Effect". Science (İngilizce). 316 (5822): 272-274. doi:10.1126/science.1139040. ISSN 0036-8075. 27 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  5. ^ Taylor, Patrick A.; Margot, Jean-Luc; Vokrouhlický, David; Scheeres, Daniel J.; Pravec, Petr; Lowry, Stephen C.; Fitzsimmons, Alan; Nolan, Michael C.; Ostro, Steven J.; Benner, Lance A. M.; Giorgini, Jon D. (1 Nisan 2007). "Spin Rate of Asteroid (54509) 2000 PH5 Increasing Due to the YORP Effect". Science. 316: 274. doi:10.1126/science.1139038. ISSN 0036-8075. 7 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  6. ^ Kaasalainen, Mikko; Ďurech, Josef; Warner, Brian D.; Krugly, Yurij N.; Gaftonyuk, Ninel M. (Mart 2007). "Acceleration of the rotation of asteroid 1862 Apollo by radiation torques". Nature (İngilizce). 446 (7134): 420-422. doi:10.1038/nature05614. ISSN 1476-4687. 27 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  7. ^ Rubincam, David P.; Paddack, Stephen J. (13 Nisan 2007). "As Tiny Worlds Turn". Science (İngilizce). 316 (5822): 211-212. doi:10.1126/science.1141930. ISSN 0036-8075. 27 Nisan 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  8. ^ "Hubble witnesses an asteroid mysteriously disintegrating | Press Releases | ESA/Hubble". web.archive.org. 12 Mart 2014. 12 Mart 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  9. ^ Veras, Dimitri; Scheeres, Daniel J. (21 Şubat 2020). "Post-main-sequence debris from rotation-induced YORP break-up of small bodies II: multiple fissions, internal strengths and binary production". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 492 (2): 2437-2445. doi:10.1093/mnras/stz3565. ISSN 0035-8711. 7 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 
  10. ^ "When the Sun expands, it will trash all the asteroids | Ars Technica". web.archive.org. 20 Şubat 2020. 20 Şubat 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Nisan 2023. 

Kaynakça

Konuyla ilgili yayınlar

Dış bağlantılar

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Dış merkezlik (astronomi)</span>

Astrodinamikte, bir astronomik cismin yörünge eksantrikliği, başka cisim etrafındaki yörüngesinin mükemmel bir daireden ne kadar saptığını belirleyen boyutsuz bir parametredir.

<span class="mw-page-title-main">Truvalı (gök cismi)</span>

Truvalı veya truva asteroidi, astronomide daha büyük bir cismin yörüngesini paylaşan, ana cismin yaklaşık 60° ilerisinde veya gerisinde bulunan L4 ve L5 Lagrange noktalarından birinin yakınında kararlı bir yörüngede kalan küçük boyutlu bir gök cismidir (çoğunlukla asteroitler). Truva cisimleri gezegenlerin ya da büyük uyduların yörüngelerini paylaşabilirler.

<span class="mw-page-title-main">Yörüngeler listesi</span> Vikimedya liste maddesi

Yörünge çeşitleri aşağıda listelenmiştir:

<span class="mw-page-title-main">Dünya'ya yakın cisim</span>

Dünya'ya Yakın Cisimler, yörüngeleri günberi noktasında Dünya'ya 1,3 Astronomik Birim (AB) mesafeden daha yakın olup Dünya'nın çok yakınına gelen gök cisimleridirler. Bunlar birkaç bin Dünya'ya Yakın Asteroit (DYA), Dünya'ya Yakın Kuyruklu yıldız (DYK), bir miktar Güneş etrâfında dolanan uzay aracı ve uzayda Dünya'yla çarpışmadan tâkip edilebilecek büyüklükte meteoritlerden oluşurlar. Makbul olan görüşe göre DYC'lerin geçmişte Dünya'yla çarpışmalarının gezegenimizin jeolojik ve biyolojik târihinde kayda değer rolü olduğu merkezindedir. Dünya'mıza getireceği tehlikelerin farkına varılmasıyla 1980'lerden beri gittikçe artan ilgiyle bu cisimler izlenmişler, gelebilecek tehlikeleri aktif olarak azaltmak için çözümler aranmaya başlamışlardır.

<span class="mw-page-title-main">Geri ve ileri yönlü hareket</span> Bir astronomik cismin yörünge veya kendi ekseni etrafında, ana cismine göre ters yönde dönüşü

Geri yönlü hareket, genel olarak, astronomik bir nesnenin kütle çekimi altında bulunduğu birincil cismin dönüş yönüne göre tam tersi yönündeki yörünge veya dönme hareketi olarak tanımlanmaktadır. Ayrıca bir nesnenin dönme ekseninin salınımı veya üğrümü gibi diğer hareketleri de tanımlayabilir.

<span class="mw-page-title-main">At nalı yörünge</span>

At nalı yörünge, kendisine göre çok daha büyük bir cisimle eş-yörünge hareketi yapan cismin yörüngesine verilen addır. Küçük cismin yörünge periyodu neredeyse büyük cismin yörünge periyoduna eşittir ve büyük cisimden bakıldığında dönen referans çerçevesinde izlediği yol at nalına benzer.

<span class="mw-page-title-main">243 Ida</span> Asteroit

243 Ida, asteroit kuşağında Koronis ailesinden bir asteroittir, 29 Eylül 1884 tarihinde Avusturyalı astronom Johann Palisa tarafından keşfedildi. Daha sonraki teleskobik araştırmalar sonucunda Ida S-tipi asteroit olarak kategorilendirilmiştir. 28 Ağustos 1993 tarihinde Jüpiter'e gitmekte olan Galileo uzay aracı Ida'nın fotoğraflarını çekmiştir. Bu, bir uzay aracı tarafından ziyaret edilen ikinci asteroittir ve doğal bir uyduya sahip olduğu tespit edilen ilk asteroittir. Adını Yunan mitolojisindeki bir su perisinden almıştır.

<span class="mw-page-title-main">Küçük gezegen</span>

Uluslararası Astronomi Birliği'ne (IAU) göre küçük gezegen, Güneş'in etrafında doğrudan yörüngede dönen ve ne gezegen ne de kuyruklu yıldız olarak sınıflandırılmayan bir gök cismidir. IAU, 2006 yılından önce resmen küçük gezegen terimini kullanmaktaydı, fakat o yıl yapılan toplantıda küçük gezegenler ve kuyruklu yıldızlar; cüce gezegenler ve Küçük Güneş Sistemi Cisimleri (SSSB) olarak yeniden sınıflandırıldı.

Russia, büyük bir ana kuşak asteroitidir. C-tipi asteroit olarak sınıflandırılır. Muhtemelen ilkel karbonlu bileşimlerden oluşmuştur. Johann Palisa tarafından 31 Ocak 1883'te Viyana'da keşfedilmiştir. Adını Rusya'dan almıştır.

<span class="mw-page-title-main">94 Aurora</span> Asteroit

Aurora, en büyük ana kuşak asteroitlerinden birisidir. Sadece 0,04'lük bir albedo ile kurumdan daha koyudur ve karbonlu malzemeden oluşan ilkel bir bileşime sahiptir. 6 Eylül 1867 tarihinde James Craig Watson tarafından Ann Arbor'da keşfedildi ve adını Roma şafak tanrıçası Aurora'dan aldı.

774 Armor, ana kuşakta Güneş'in yörüngesinde dolanan bir küçük gezegendir. Fransız astronom Charles le Morvan tarafından 13 Aralık 1913'te Paris'te keşfedilmiş ve adını Kelt bölgesi Armorica'dan almıştır. Asteroit 3,05 AU uzaklıkta, 5,32 yıllık bir yörünge periyodu ve 0,169'luk bir dışmerkezlikle dönmektedir. Yörünge düzlemi eliptik düzlemine 5,56°'lik bir açı ile eğimlidir.

<span class="mw-page-title-main">118 Peitho</span> Asteroit

Peitho bir ana kuşak asteroididir. Muhtemelen S-tipi bir asteroittir ve silisli bir mineralojiye sahip olduğu düşünülmektedir. 15 Mart 1872'de R. Luther tarafından keşfedilmiş ve adını Yunan mitolojisindeki iki Peitho'dan birinin adıyla anmıştır. Sönük bir yıldızın iki gözlemlenmiş Peitho örtülmesi vardır: biri 2000'de, diğeri 2003'te gözlemlenmiştir.

<span class="mw-page-title-main">180 Garumna</span> Asteroit

Garumna, 29 Ocak 1878'de Fransız astronom Henri Joseph Perrotin tarafından keşfedilen bir ana kuşak asteroididir. Adını, Fransa'daki Garonne Nehri'nin antik Latince adından almaktadır. Tholen sınıflandırma sisteminde taşlı S-tipi asteroid olarak kategorize edilirken, Bus asteroid taksonomi sisteminde Sr alt tipi ile listelenir.

Eucharis, Fransız astronom Pablo Cottenot tarafından 2 Şubat 1878'de Marsilya Gözlemevi'nden keşfedilen büyük, yavaş dönen bir ana kuşak asteroididir. Bu Cottenot'un tek asteroit keşfiydi. Bu nesne, bir Yunan perisi olan Eucharis'in adını almıştır.

Keşfedilip adlandırılan veya numaralandırılan asteroitlere ilişkin olarak birkaç fiziksel parametre ile yörünge elementleri dışında çok az şey bilinmektedir. Bazı fiziksel özellikleri yalnızca tahmin edilebilmekte, bu nedenle fiziksel veriler bazı genel geçer kabul gören varsayımlar vasıtasıyla belirlenmektedir.

Uranüs Truva asteroidi, güneş merkezli yörüngesi Uranüs gezegenininki ile 1:1 ortalama hareket rezonansında olan ve Güneş-Uranüs çiftinin iki kararlı Lagrange noktasından (L4 veya L5) birinin etrafında bulunan, yani Uranüs'ün 60° önünde veya arkasındaki bir yörüngede seyreden asteroidlere verilen genel isimdir.

<span class="mw-page-title-main">Amor asteroitleri</span>

Amor asteroitleri, adını 1221 Amor örnek cisminden alan Dünya'ya yakın bir asteroit grubudur. Bu cisimlerin yörüngesel günberi noktası Dünya'nın yörünge günberisine yakın, fakat ondan daha büyüktür. Bu nedenle, bu cisimler Dünya'nın yörüngesini kesmez, fakat çoğu Amor asteroidi Mars'ın yörüngesini kesmektedir. Amor asteroidi 433 Eros, robotik bir uzay sondası NEAR Shoemaker tarafından yörüngelenen ve üzerine iniş gerçekleştirilen ilk asteroittir.

<span class="mw-page-title-main">İkili asteroit</span>

İkili asteroit, ortak merkez etrafında dönen iki asteroitden oluşan bir sistemdir. İlk olarak, 243 Ida'nın ikili yapısı 1993 yılında Galileo uzay aracının asteroidin yakınından geçmesiyle keşfedilmiştir. O zamandan beri çok sayıda ikili ve birkaç üçlü asteroit sistemi tespit edilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Yarkovsky etkisi</span>

Yarkovsky etkisi momentum taşıyan termal fotonların anizotropik emisyonlarının neden olduğu uzayda hareket eden cisimlerin üzerinde etkili olan bir kuvvettir. Üzerindeki etkisi çok daha etkin olması dolayısıyla en fazla 10 km çapındaki asteroitler ve meteorlar ile bağlantılı olduğu genellikle kabul edilir.

Asteroit çifti veya asteroit kümesi, geçmişte bir dönem çok düşük izafi hızlara sahip olan ve genellikle ya bir ana cismin çarpışma sonucu parçalanmasıyla ya da birbirine kütleçekimsel olarak bağlı olmayan, ancak Güneş etrafında benzer fakat farklı yörüngeleri takip eden ikili asteroitlerin ayrılmasıyla oluşmuş asteroitlerdir. Kütleçekimsel olmayan etkiler nedeniyle ömürleri birkaç yüz bin yılla sınırlıdır. Asteroit çiftinin aksine, kütleçekimsel bir bağ olduğunda ikili asteroitden söz edilir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.