Comportamiento orbital del viento solar y asteroides

Más o menos, a través de la presión de radiación y el calentamiento.

El Sol emite fotones, que llevan consigo energía e impulso. Cualquier flujo de fotones aplica presión a un objeto que golpea; este es el principio básico detrás de las velas solares . En general, cuanto más grande es el objeto, más fuerza siente, ya que la presión es fuerza por unidad de área. Hay dos formas principales en que la luz del Sol puede afectar significativamente a los planetas menores, como los asteroides:

1. El efecto Yarkovsky : para un cuerpo giratorio, hay un retraso entre el momento en que una parte del mismo recibe calor y el momento en que el calor se vuelve a irradiar. El objeto que gira tiene un desplazamiento entre los ángulos de absorción y emisión, lo que significa que la radiación aplica una fuerza neta. Esto puede causar cambios lentos pero constantes; durante 12 años, el asteroide 6489 Golevka se desvió de su trayectoria orbital prevista durante 15 kilómetros.
2. El efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack : El efecto YORP ocurre cuando las irregularidades en la superficie de un objeto hacen que la luz entrante se disperse en diferentes direcciones. Esto cambia la dirección de rotación y la velocidad del cuerpo. Esto se ha observado en los asteroides 54509 YORP (un cambio de rotación de 250 grados durante cuatro años) y 1862 Apolo .

Tomé el texto a continuación de mi pregunta actualmente sin respuesta (a la que acabo de agregar una recompensa) ¿Rosetta mejoró los modelos de efectos no gravitacionales en la órbita del cometa 67P? en otro sitio SE. Basado en la falta de claridad actual de la distinción entre cometas y asteroides como se discutió en la respuesta colorida de @zephyr, lo dejaré como está. ( ¿Este objeto es un asteroide o un cometa, y cómo puede producir tantas colas? También vale la pena ver su respuesta). Los objetos "anteriormente conocidos como" asteroides no desgasificarán tanto como los conocidos como cometas, pero las matemáticas y el fondo puede ser útil como una respuesta adicional aquí. Por supuesto, la respuesta de @HDE es agradable, concisa y directa.

Los efectos Yarkovsky y Poynting-Robertson también se mencionan a continuación. Está claro que estos están incluidos en el modelado de al menos algunos asteroides y cometas.

El cálculo de las órbitas de los cometas puede ser más difícil que el de la mayoría de los asteroides por varias razones. Algunos cometas tienen órbitas tan excéntricas que el afelio está demasiado lejos para que el cometa pueda observarse continuamente, o el período es tan largo que solo se ha observado un paso y no se puede calcular el período, o pasa tan cerca del sol que su órbita está muy modificada. Sin embargo, el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko actualmente tiene un período de solo unos 6,4 años, un perihelio/afelio de 1,2 AU y 5,7 AU respectivamente. Si bien su órbita está dentro de la llamada " línea de congelación ", permanece más lejos del sol que la órbita de la Tierra.

En esta respuesta , trazo algunos datos de una efemérides reciente de NASA JPL Horizons para el cometa 67P. La solución predeterminada actual soln ref.= JPL#K084/25, data arc: 1995-07-03 to 2016-05-30parece utilizar coeficientes de Marsden para modelar fuerzas no gravitacionales en el cometa. Brian . Marsden fue un astrónomo británico que contribuyó en gran medida al campo de las órbitas cometarias. (Consulte también aquí y aquí .) Si bien el modelado exacto de las fuerzas no gravitacionales en los cometas sería extremadamente complejo, introdujo una parametrización empírica simple que proporciona un marco para discutir la magnitud y los efectos potenciales de estas fuerzas en las órbitas de los cometas.

Usando la siguiente convención:$\hat{\mathbf{e}}_R, \ \hat{\mathbf{e}}_T, \ \hat{\mathbf{e}}_N$son vectores unitarios en la ubicación del cometa en las direcciones radial, transversal y normal donde$\hat{\mathbf{e}}_R$puntos lejos del sol,$\hat{\mathbf{e}}_N$es la dirección del vector de momento angular (perpendicular al plano de la órbita) y$\hat{\mathbf{e}}_T$es perpendicular a los dos primeros y aproximadamente en la dirección del movimiento, las aceleraciones no gravitatorias se pueden parametrizar mediante las ecuaciones empíricas:

donde:

y los coeficientes de aceleración$A_1,A_2,A_3$comúnmente tienen unidades de$AU / day^2$.

Los he reproducido aquí para ilustrar la idea básica. Hay otras consideraciones que incluyen un plazo de demora y los efectos de la rotación. Sin embargo, con esta parametrización es posible discutir y al menos controlar los efectos no gravitatorios sin un modelo físico detallado. Estos efectos podrían ser los efectos de Yarkovsky y Poynting-Robertson y, por supuesto, el retroceso del material eyectado con energía por el cometa, especialmente cuando se acerca al sol y se calienta.

Los parametros$A_1,A_2,A_3$in model se puede utilizar para expresar los efectos de los modelos físicos de los cometas, pero también se pueden utilizar como parámetros de ajuste para mejorar las soluciones orbitales de los cometas en función de los datos de observación.

arriba: gráficas lineales y semilogarítmicas de$g(r)$entre 1,2 y 5,7 UA.

arriba: Ejemplo de los parámetros no gravitacionales utilizados en las efemérides más recientes de JPL Horizons para el cometa 67P. Los coeficientes tienen unidades de$AU/day^2$. A modo de comparación, la aceleración gravitatoria a una distancia de 1,2$AU$es aproximadamente 0.0041$m/s^2$o alrededor de 2.1E-04$AU/day^2$. Esto sugiere que las fuerzas no gravitatorias utilizadas aquí tienen un efecto de partes por millón por órbita que será sustancial en un gran número de órbitas.