Efeito Yarkovsky: órbita e rotação dos asteroides

A energia solar e os asteroides

O que é o efeito Yarkovsky?

A energia solar influencia significativamente os asteroides através de dois efeitos térmicos vizinhos: o efeito Yarkovsky, que modifica a sua órbita, e o efeito YORP, que atua sobre a sua rotação. O efeito Yarkovsky é uma força não gravitacional devida à absorção da luz solar e à sua posterior reemissão sob a forma de calor por um asteroide.

Não é a luz absorvida ou refletida que produz o efeito duradouro, mas a radiação térmica reemitida. O efeito pressupõe, portanto, uma superfície dotada de uma inércia térmica não nula, ou seja, capaz de armazenar calor antes de o restituir.

Um empuxo minúsculo mas cumulativo

A força é irrisória: no máximo cerca de 0,1 N para um asteroide próximo da Terra de 500 m, ou seja, uma aceleração da ordem de 10^-12 m/s². No entanto, soma-se a cada revolução e pode deslocar um asteroide desses várias dezenas de quilómetros numa década.

Mecanismo do empuxo térmico

Quando um asteroide está exposto ao Sol, a sua superfície absorve energia solar. Como o solo demora algum tempo a aquecer, a região mais quente é a da «tarde» e não a que está virada para o Sol. Ao rodar sobre si próprio, o asteroide emite, portanto, a sua radiação infravermelha de forma assimétrica, o que exerce um fraco empuxo de recuo. Este empuxo modifica muito lentamente a órbita do asteroide.

Componentes diurna e sazonal

Somam-se duas componentes. A componente diurna, ligada à rotação do asteroide, depende do cosseno da inclinação do seu eixo (obliquidade): um asteroide com rotação direta (prógrada) afasta-se lentamente do Sol, e um com rotação retrógrada aproxima-se dele. A componente sazonal, ligada à revolução em torno do Sol, tende, pelo contrário, a aproximar sempre o asteroide, mas é em geral mais fraca. Uma obliquidade próxima de 90° atenua fortemente o efeito diurno.

Influência do tamanho e da composição

O efeito depende do tamanho, da forma, da rotação e da composição do asteroide. A deriva do semieixo maior varia aproximadamente como o inverso do raio: quanto mais pequeno é o corpo, mais depressa deriva. O efeito diz respeito aos corpos com menos de 30 a 40 km de diâmetro e torna-se desprezável além disso. É máximo para uma inércia térmica intermédia; uma superfície de inércia muito baixa ou muito alta (regolito fino ou rocha nua, por exemplo) reduz-no.

Para asteroides de algumas centenas de metros a alguns quilómetros, provoca alterações de órbita mensuráveis em poucas décadas e deslocamentos consideráveis ao longo de milhões de anos. Pode aproximá-los ou afastá-los do Sol, modificando a sua trajetória e a sua estabilidade orbital. Para fragmentos de tamanho muito pequeno, o calor distribui-se por todo o volume do corpo e o efeito acaba por se anular.

História de uma ideia esquecida: de Yarkovsky a YORP

Um opúsculo de 1901

O efeito tem o nome de Ivan Osipovich Yarkovsky, engenheiro civil russo oriundo de uma família de origem polaca. Num opúsculo publicado por conta própria em 1901, observa que o aquecimento de um planeta em rotação direta deve produzir uma aceleração transversal no seu movimento. Pensava assim compensar o suposto atrito do éter, hipótese então em voga. Este contexto era errado e Yarkovsky só pôde estimar muito grosseiramente a amplitude do efeito, mas a sua ideia estava lançada.

Öpik, Radzievskii, Paddack e O'Keefe

Foi sobretudo Ernst Öpik quem deu a conhecer estes trabalhos na literatura ocidental, em 1951, quando o opúsculo original estava perdido. Na mesma época, Vladimir Radzievskii e os seus colaboradores publicavam na Rússia ideias semelhantes. Radzievskii foi o primeiro a considerar o efeito de um empuxo luminoso sobre a rotação de um corpo, mas supondo variações de albedo na sua superfície. Stephen Paddack e John O'Keefe compreenderam depois que são a forma irregular e a radiação térmica que modificam mais eficazmente a rotação. Nascia o efeito YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack), pouco mais de meio século depois de Yarkovsky.

O renascimento dos anos 1990

Na segunda metade dos anos 1990, David Rubincam e Paolo Farinella, que estudavam as perturbações térmicas do movimento de satélites artificiais como o LAGEOS, estabeleceram a ligação com os pequenos corpos do sistema solar. Seguiu-se uma floração de trabalhos sobre a dinâmica dos pequenos asteroides e dos meteoroides. O astrónomo amador neerlandês George Beekman encontrou além disso nos arquivos russos o opúsculo de Yarkovsky que se julgava perdido (Beekman, 2006).

Medir o efeito Yarkovsky: de Golevka a Bennu

Uma deriva a detetar ao longo de décadas

Detetar o efeito pressupõe prever a posição de um asteroide com uma precisão melhor do que a deriva esperada. Para um asteroide próximo da Terra de meio quilómetro, são necessárias pelo menos três campanhas de medições por radar espaçadas ao longo de uns dez anos, ou várias décadas de observações óticas. A observação não dá diretamente a variação do semieixo maior: revela um desfasamento da posição ao longo da órbita, que cresce como o quadrado do tempo decorrido.

Golevka, primeira deteção direta (2003)

O asteroide (6489) Golevka, com cerca de 0,5 km, forneceu a primeira deteção inequívoca. Medições de distância por radar em Arecibo, durante as suas aproximações de 1991, 1995 e 2003, revelaram uma aceleração não gravitacional conforme às previsões publicadas em 2000, com um desvio de uns quinze quilómetros relativamente a uma trajetória puramente gravitacional. A medição permitiu também estimar a densidade de Golevka, de cerca de 2,7 g/cm³ (Chesley et al., 2003).

Pesar um asteroide graças à sua deriva

A deriva depende da massa, do tamanho, da rotação e das propriedades térmicas da superfície. Medindo-a, é possível, portanto, chegar à densidade de um asteroide, desde que se conheçam os restantes parâmetros. Foi o que se fez com Bennu antes da chegada da sonda OSIRIS-REx: a partir de uma deriva de 284 ± 1,5 m/ano, a densidade foi estimada em 1260 ± 70 kg/m³, ou seja, uma macroporosidade de cerca de 40%, sinal de um aglomerado de detritos (rubble pile) (Chesley et al., 2014).

Bennu, a medição mais precisa

O acompanhamento da sonda OSIRIS-REx em torno de Bennu, de janeiro de 2019 a outubro de 2020, permitiu medir a distância Terra-Bennu com uma precisão de poucos metros. A deriva Yarkovsky obtida é de −284,6 ± 0,2 m/ano, com uma relação sinal-ruído de cerca de 1400 (Farnocchia et al., 2021). O sinal negativo indica que Bennu se aproxima lentamente do Sol, o que corresponde a uma rotação retrógrada. O efeito é comparável ao peso de algumas uvas, mas basta para modificar sensivelmente a órbita em alguns séculos.

Um excesso de asteroides com rotação retrógrada

Das 36 deteções válidas recenseadas em 2014, 28 apresentam uma deriva negativa, ou seja, cerca de 78% de asteroides com rotação retrógrada. Este desequilíbrio explica-se pelo transporte dos asteroides da cintura principal para o espaço próximo da Terra: a ressonância secular ν₆, no bordo interno da cintura, só é atingida por asteroides cujo semieixo maior diminui, logo com rotação retrógrada, ao passo que a ressonância 3:1 com Júpiter pode ser atingida nos dois sentidos.

Deteções a todas as escalas

A lista de deteções abrange uma vasta gama de tamanhos. Na síntese de 2015, o menor objeto era 2009 BD, com cerca de 4 m, enquanto (2100) Ra-Shalom e (4179) Toutatis, com 2 a 3 km, figuravam entre os maiores.

O efeito Yarkovsky em Apophis

Uma força fraca mas constante

O efeito Yarkovsky exerce uma força muito fraca mas constante sobre o asteroide Apophis, com cerca de 340 m de diâmetro (± 50 m). Graças às observações de 2004 a 2021, a deriva do seu semieixo maior é hoje medida em −199 ± 1 m/ano (Farnocchia et al., 2024). Esta força não gravitacional, embora invisível a curto prazo, provoca deslocamentos orbitais consideráveis ao longo do tempo.

Consequências na trajetória de Apophis

Uma deriva de 199 m/ano representa cerca de 200 km por milénio no semieixo maior, um desfasamento que se acumula ao longo da órbita. Após a descoberta de Apophis em 2004, um impacto em 2029 foi considerado possível (1 hipótese em 37, ou seja, 2,7%), antes de ser descartado. O efeito Yarkovsky manteve-se depois como uma fonte de incerteza importante para modelar a sua trajetória, porque a passagem de 2029 amplifica qualquer erro, o que deixava aberta a possibilidade de impactos posteriores, nomeadamente em 2036 e em 2068.

Precisão das previsões de impacto

As observações óticas do final de 2020 e as novas medições de radar de março de 2021 (Goldstone e Green Bank) reduziram a incerteza sobre a posição de Apophis em 2029 de várias centenas para alguns quilómetros. Qualquer risco de impacto foi assim descartado durante pelo menos um século, e Apophis foi retirado das listas de risco, incluindo a da ESA, a 29 de março de 2021. A sua trajetória é agora inteiramente determinista para o próximo século.

A passagem de 13 de abril de 2029

Na sexta-feira, 13 de abril de 2029, Apophis passará rente à Terra a cerca de 38 000 km do centro do planeta, ou seja, a cerca de 31 600 km de altitude, abaixo da órbita dos satélites geoestacionários. Será visível a olho nu a partir de grande parte da Europa e de África. Este encontro é uma experiência natural: a atração terrestre pode modificar a rotação de Apophis e, por conseguinte, o seu efeito Yarkovsky.

A sonda norte-americana OSIRIS-APEX, que chegará cerca de um mês após a passagem, deve medir esta eventual alteração, com uma sensibilidade da ordem de 4% na configuração atual da missão. A missão europeia Ramses, cujo lançamento está previsto entre 20 de abril e 15 de maio de 2028, alcançará o asteroide antes da passagem e acompanhá-lo-á até agosto de 2029.

N.B.:
As datas das missões Ramses e OSIRIS-APEX são as anunciadas na primavera de 2026 e podem mudar.

Yarkovsky e defesa planetária: de Bennu a 2024 YR4

Bennu e o cálculo do risco de impacto

Para alguns asteroides de órbita extremamente bem conhecida, o efeito Yarkovsky é um ingrediente essencial do cálculo de risco. Para Bennu, a medição realizada com a OSIRIS-REx melhorou por um fator 20 o conhecimento das circunstâncias da passagem próxima de 2135, que deve perturbar fortemente a sua órbita. A probabilidade de impacto acumulada até 2300 atinge 5,7×10^-4 (1 hipótese em 1750), e o cenário mais provável diz respeito a setembro de 2182, com 1 hipótese em 2700 (Farnocchia et al., 2021).

2024 YR4: quando o efeito Yarkovsky se torna desprezável

O asteroide 2024 YR4, com cerca de 60 m, descoberto no final de 2024, tinha sido associado a uma probabilidade de impacto de 4,3% com a Lua a 22 de dezembro de 2032. As observações do telescópio espacial James Webb de 18 e 26 de fevereiro de 2026 prolongaram o arco de observação em oito meses. Situam a passagem a 22 900 ± 800 km do centro da Lua, o que exclui qualquer impacto lunar. Qualquer impacto com a Terra está também descartado para os próximos 100 anos (de Wit et al., 2026).

Para um objeto tão pequeno, o efeito Yarkovsky poderia ter complicado a previsão. No entanto, os dados não mostram nenhum sinal de deriva, e a dispersão esperada só aumenta a incerteza sobre a posição de 2032 em cerca de 5%, um efeito desprezável.

Por que os asteroides pequenos colocam um novo desafio

Os futuros grandes levantamentos vão multiplicar as descobertas de asteroides de algumas dezenas de metros. Estes objetos, mais numerosos, tornam-se rapidamente demasiado ténues para os telescópios terrestres. A sua órbita permanece então incerta durante mais tempo, e o efeito Yarkovsky, mais intenso nos corpos pequenos, terá de ser tido em conta com cuidado na avaliação do seu risco.

Por que a irradiação solar modifica a rotação de um asteroide?

O efeito YORP, extensão do efeito Yarkovsky

O efeito YORP (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack) é o equivalente do efeito Yarkovsky para a rotação: a irradiação solar e a reemissão térmica modificam a rotação e a orientação do eixo de um asteroide. A sua primeira deteção direta data de 2007, em (54509) 2000 PH5, rebatizado (54509) YORP, cuja rotação se acelerava à razão de 2,0×10^-4 graus por dia ao quadrado (Lowry et al., 2007). Este asteroide, com uma centena de metros, gira sobre si próprio em cerca de doze minutos.

Assimetria térmica e binário de forças

As irregularidades na forma do asteroide (crateras, protuberâncias, etc.) provocam uma assimetria na reemissão do calor. Para um corpo de forma muito regular, como um elipsoide de revolução, o efeito anula-se. Caso contrário, esta assimetria cria um binário de forças que acelera ou trava a rotação do asteroide e faz evoluir a inclinação do seu eixo para valores extremos.

Sensibilidade dos asteroides pequenos

O efeito YORP varia como o inverso do quadrado do raio: aumenta muito depressa quando o tamanho diminui. Os asteroides pequenos são, portanto, muito mais sensíveis, ao ponto de o seu eixo de rotação poder inverter-se ou a sua rotação acelerar até à fissão. Este efeito desempenha um papel-chave na evolução a longo prazo dos asteroides próximos da Terra (NEA). Nos casos detetados até 2014, todos os asteroides em causa aceleravam a sua rotação.

Outros efeitos ligados à energia solar

Sublimação dos materiais voláteis

Alguns asteroides que contêm gelos ou materiais voláteis podem libertar gases sob o efeito do calor solar. Esta sublimação pode criar jatos que modificam a sua trajetória ou a sua rotação, segundo um mecanismo próximo do dos cometas. O fenómeno continua a ser raro e só diz respeito a uma pequena minoria de corpos.

Alteração térmica

Os ciclos de aquecimento e arrefecimento devidos à irradiação solar provocam fraturas térmicas nas rochas da superfície. A equipa de Marco Delbo (Observatório da Costa Azul) mostrou em 2014 que esta fadiga térmica quebra as rochas com mais de alguns centímetros mais depressa do que os impactos de micrometeoroides. É, portanto, o principal processo de produção do regolito dos asteroides pequenos (Delbo et al., 2014).

Implicações astrofísicas

Modificação das populações de asteroides

O efeito Yarkovsky desloca lentamente os asteroides para ressonâncias gravitacionais, nomeadamente a ressonância secular ν₆ e a ressonância 3:1 com Júpiter. Daí, podem ser ejetados ou injetados em órbitas que cruzam as dos planetas telúricos, tornando-se assim asteroides próximos da Terra.

Dispersão e datação das famílias de asteroides

As famílias de asteroides nascem de colisões. Depois, o efeito Yarkovsky espalha os seus membros de um lado e do outro da posição inicial, com os corpos pequenos a derivarem mais longe. A forma desta dispersão permite datar as famílias: a de Koronis, por exemplo, teria da ordem de 2,5 a 3 mil milhões de anos.

Asteroides binários e pares de asteroides

O efeito YORP favorece a fissão dos asteroides em rotação rápida, o que contribui para a formação de asteroides binários e de pares de asteroides. Num sistema binário, uma variante chamada BYORP modifica depois a órbita mútua dos dois corpos.

A origem dos meteoritos

Öpik pensava que o efeito Yarkovsky levava diretamente os meteoritos da cintura principal até à Terra, mas este transporte é demasiado lento. O modelo atual combina os dois mecanismos: o efeito Yarkovsky empurra os fragmentos para as ressonâncias, que os enviam depois para órbitas que cruzam a da Terra.

Riscos de impacto com a Terra

Estes efeitos são essenciais para prever a trajetória dos asteroides próximos da Terra. Ignorar estas forças pode provocar erros nos modelos de previsão e falsear a avaliação dos riscos de impacto, como mostraram os casos de Bennu e de Apophis.

Ordens de grandeza dos efeitos

Efeito Yarkovsky

A força é no máximo da ordem de 0,1 N para um asteroide de 500 m, ou seja, uma aceleração de cerca de 10^-12 m/s². Traduz-se numa deriva do semieixo maior de algumas dezenas a algumas centenas de metros por ano para um asteroide próximo da Terra de algumas centenas de metros: −284,6 m/ano para Bennu (cerca de 490 m) e −199 m/ano para Apophis (cerca de 340 m). Em um milhão de anos, uma deriva destas representa várias centenas de milhares de quilómetros.

N.B.:
As publicações exprimem frequentemente a deriva em 10^-4 ua/Ma. Esta unidade equivale a cerca de 15 m/ano.

Efeito YORP

As variações do período de rotação contam-se em milissegundos por ano: de 1,25 ms/ano para (54509) YORP a 45 ms/ano para Itokawa. Isto corresponde a variações da velocidade de rotação de cerca de 10^-10 rad/s por ano (Itokawa) a 10^-8 rad/s por ano ((54509) YORP), mas estas variações acumulam-se em efeitos significativos ao longo de milhões de anos.

O que é preciso reter

Papel principal da energia solar

A energia solar desempenha um papel principal na evolução dinâmica dos asteroides. Os efeitos Yarkovsky e YORP influenciam as suas trajetórias, a sua rotação e até a sua estrutura. Medidos diretamente desde 2003, estão hoje integrados nos cálculos de órbita dos asteroides mais bem observados.

Importância para a evolução e os riscos

Estes mecanismos são cruciais para compreender a evolução dos asteroides no sistema solar, a origem dos asteroides próximos da Terra e dos meteoritos, e para avaliar os riscos de impacto na Terra. A passagem de Apophis em 2029, observada pelas sondas Ramses e OSIRIS-APEX, oferecerá um teste único para afinar estes modelos.