Стандартные физические характеристики астероида

Для большинства пронумерованных астероидов почти ничего не известно, кроме нескольких физических параметров и орбитальных элементов, а некоторые физические характеристики часто только оцениваются. Физические данные определяются на основе определенных стандартных допущений.

Размеры [ править ]

Данные обзора малых планет IRAS ^[1] или обзора малых планет в рамках космического эксперимента Мидкурс (MSX) ^[2] (доступные в узле малых тел системы планетарных данных (PDS)) являются обычным источником диаметра.

Для многих астероидов анализ кривой блеска позволяет оценить соотношение направления и диаметра полюсов. Оценки до 1995 года, собранные Пером Магнуссоном ^[3] , сведены в таблицы в PDS ^[4], причем наиболее надежными данными являются обобщения, помеченные в таблицах как «Synth». Последние определения нескольких десятков астероидов собраны на веб-странице финской исследовательской группы в Хельсинки, которая проводит систематическую кампанию по определению полюсов и моделей форм по кривым света. ^[5]

Эти данные можно использовать для получения более точной оценки размеров. Размеры тела обычно задаются в виде трехосного эллипсоида , оси которого перечислены в порядке убывания как a × b × c . Если у нас есть отношения диаметров μ = a / b , ν = b / c из кривых блеска и средний диаметр d IRAS, для согласованности устанавливается среднее геометрическое диаметров и получается три диаметра:${\ displaystyle d = (abc) ^ {\ frac {1} {3}} \, \!}$

${\displaystyle a=d\,(\mu ^{2}\nu )^{\frac {1}{3}}\,\!}$

${\displaystyle b=d\,\left({\frac {\nu }{\mu }}\right)^{\frac {1}{3}}\,\!}$

${\displaystyle c={\frac {d}{(\nu ^{2}\mu )^{\frac {1}{3}}}}\,\!}$

Масса [ править ]

За исключением детального определения массы ^[6], масса M может быть оценена по диаметру и (предполагаемым) значениям плотности ρ, рассчитанным , как показано ниже.

${\displaystyle M={\frac {\pi abc\rho }{6}}\,\!}$

Такие оценки могут быть обозначены как приблизительные с помощью тильды "~". Помимо этих «приблизительных оценок», массы более крупных астероидов могут быть получены путем решения возмущений, которые они вызывают на орбитах друг друга ^[7], или когда астероид имеет спутника на орбите с известным радиусом орбиты. Массы крупнейших астероидов 1 Церера , 2 Паллада и 4 Веста также могут быть получены из возмущений Марса . ^[8] Хотя эти возмущения крошечные, их можно точно измерить с помощью данных радара от Земли до космических кораблей на поверхности Марса, таких как посадочные аппараты «Викинг» .

Плотность [ править ]

Помимо нескольких астероидов, плотность которых была исследована ^[6], приходится прибегать к просвещенным догадкам. См. Резюме в Carry ^[9] .

Для многих астероидов принято значение ρ ~ 2 г / см ³ .

Однако плотность зависит от спектрального класса астероида. Красинский и др. приводит расчеты для средних плотностей астероидов классов C, S и M как 1,38, 2,71 и 5,32 г / см ³ . ^[10] (Здесь «C» включает классы Толена C, D, P, T, B, G и F, а «S» включает классы Толена S, K, Q, V, R, A и E). Принятие этих значений (а не нынешних ~ 2 г / см ³ ) является лучшим предположением.

Поверхностная гравитация [ править ]

Сферическое тело [ править ]

Для сферического тела ускорение свободного падения на поверхности ( g ) определяется выражением

${\displaystyle g_{\rm {spherical}}={\frac {GM}{r^{2}}}\,\!}$

Где G = 6,6742 × 10 ⁻¹¹ м ³ с ⁻² кг ⁻¹ - гравитационная постоянная , M - масса тела, а r - его радиус.

Неправильное тело [ править ]

Для тел неправильной формы сила тяжести на поверхности будет заметно различаться в зависимости от местоположения. Приведенная выше формула является только приближением, поскольку вычисления становятся более сложными. Значение g в точках поверхности ближе к центру масс обычно несколько больше, чем в точках поверхности дальше.

Центростремительная сила [ править ]

На вращающемся теле видимый вес, испытываемый объектом на поверхности, уменьшается за счет центростремительной силы , когда человек находится вдали от полюсов. Центростремительное ускорение на широте θ равно

${\displaystyle g_{\rm {centrifugal}}=-\left({\frac {2\pi }{T}}\right)^{2}r\sin \theta }$

где T - период вращения в секундах, r - экваториальный радиус, а θ - широта. Его величина максимальна, когда человек находится на экваторе, а sin θ = 1. Отрицательный знак указывает на то, что он действует в направлении, противоположном ускорению свободного падения g .

Эффективное ускорение

${\displaystyle g_{\rm {effective}}=g_{\rm {gravitational}}+g_{\rm {centrifugal}}\ .}$

Закройте двоичные файлы [ править ]

Если рассматриваемое тело является членом тесной двойной системы с компонентами сопоставимой массы, влияние второго тела также может быть значительным.

Скорость побега [ править ]

Для поверхностной силы тяжести g и радиуса r сферически симметричного тела убегающая скорость равна:

${\displaystyle v_{e}={\sqrt {\frac {2GM}{r}}}}$

Период ротации [ править ]

Период вращения обычно берется из параметров кривой блеска на PDS. ^[11]

Спектральный класс [ править ]

Спектральный класс обычно берется из классификации Толена в PDS. ^[12]

Абсолютная величина [ править ]

Абсолютная звездная величина обычно дается обзором малых планет IRAS ^[1] или обзором малых планет MSX ^[2] (доступным в PDS).

Альбедо [ править ]

Астрономические альбедо обычно даются обзором малых планет IRAS ^[1] или обзором малых планет MSX ^[2] (доступным в PDS). Это геометрические альбедо . Если нет данных IRAS / MSX, можно использовать приблизительное среднее значение 0,1.

Температура поверхности [ править ]

Среднее [ править ]

Самый простой метод, который дает разумные результаты, - это предположить, что астероид ведет себя как серое тело в равновесии с падающим солнечным излучением . Затем его средняя температура получается путем приравнивания средней падающей и излучаемой тепловой мощности. Общая падающая мощность составляет:

${\displaystyle R_{\mathrm {in} }={\frac {(1-A)L_{0}\pi r^{2}}{4\pi a^{2}}},}$

где - альбедо астероида (точнее, альбедо Бонда ), его большая полуось , - светимость Солнца (т.е. общая выходная мощность 3,827 × 10 ²⁶ Вт) и радиус астероида. Предполагалось, что: поглощающая способность равна , астероид сферический, он находится на круговой орбите и что выход энергии Солнца изотропен .${\displaystyle A\,\!}$${\displaystyle a\,\!}$${\displaystyle L_{0}\,\!}$${\displaystyle r}$${\displaystyle 1-A}$

Используя версию закона Стефана-Больцмана в форме серого тела , излучаемая мощность (от всей сферической поверхности астероида) равна:

${\displaystyle R_{\mathrm {out} }=4\pi r^{2}\epsilon \sigma T^{4}{\frac {}{}},}$

где - постоянная Стефана-Больцмана (5,6704 × 10 ⁻⁸ Вт / м ² · К ⁴ ), - температура в градусах Кельвина , - инфракрасная излучательная способность астероида . Приравнивая , получаем${\displaystyle \sigma \,\!}$${\displaystyle T}$${\displaystyle \epsilon \,\!}$${\displaystyle R_{\mathrm {in} }=R_{\mathrm {out} }}$

${\displaystyle T=\left({\frac {(1-A)L_{0}}{\epsilon \sigma 16\pi a^{2}}}\right)^{1/4}\,\!}$

Используется стандартное значение = 0,9, полученное на основе подробных наблюдений нескольких крупных астероидов.${\displaystyle \epsilon }$

Хотя этот метод дает довольно хорошую оценку средней температуры поверхности, местная температура сильно варьируется, что типично для тел без атмосферы .

Максимум [ править ]

Грубую оценку максимальной температуры можно получить, если предположить, что когда Солнце находится над головой, поверхность находится в тепловом равновесии с мгновенным солнечным излучением. Это дает среднюю «субсолнечную» температуру около

${\displaystyle T_{ss}={\sqrt {2}}\,T\approx 1.41\,T,}$

где - средняя температура, рассчитанная, как указано выше.${\displaystyle T}$

В перигелии радиация максимальна, и

${\displaystyle T_{ss}^{\rm {max}}={\sqrt {\frac {2}{1-e}}}\ T,}$

где - эксцентриситет орбиты.${\displaystyle e\,\!}$

Измерения температуры и регулярные колебания температуры [ править ]

Инфракрасные наблюдения обычно сочетаются с альбедо для более точного измерения температуры. Например, LFLim et al. [Икар, Vo. 173, 385 (2005)] делает это для 29 астероидов. Это измерения для определенного дня наблюдений , и температура поверхности астероида будет регулярно меняться в зависимости от его расстояния от Солнца. Из вычисления Стефана-Больцмана выше,

${\displaystyle T={\rm {constant}}\times {\frac {1}{\sqrt {d}}},}$

где расстояние от Солнца в любой день. Если день соответствующих наблюдений известен, расстояние от Солнца в этот день можно получить в режиме онлайн, например, из калькулятора орбиты НАСА ^[13], а соответствующие оценки температуры в перигелии, афелии и т. Д. Можно получить из приведенного выше выражения. .${\displaystyle d\,\!}$

Проблема неточности Альбедо [ править ]

При использовании этих выражений для оценки температуры конкретного астероида возникает загвоздка. Для расчета требуется альбедо Бонда A (доля общей входящей мощности, отраженной с учетом всех направлений), в то время как данные альбедо IRAS и MSX, доступные для астероидов, дают только геометрическое альбедо p, которое характеризует только силу отраженного назад света. к источнику (Солнцу).

Хотя эти два альбедо коррелированы, числовой коэффициент между ними весьма нетривиальным образом зависит от свойств поверхности. Фактические измерения альбедо Бонда для большинства астероидов не проводятся, потому что они требуют измерений с высоких фазовых углов, которые могут быть получены только космическими аппаратами, которые проходят вблизи или за поясом астероидов. Некоторое сложное моделирование поверхности и тепловых свойств может привести к оценке альбедо Бонда с учетом геометрического, но это далеко выходит за рамки быстрой оценки для этих статей. Для некоторых астероидов его можно получить из научных публикаций.

Из-за отсутствия лучшей альтернативы для большинства астероидов лучшее, что можно сделать здесь, - это предположить, что эти два альбедо равны, но имейте в виду, что есть внутренняя неточность в результирующих значениях температуры.

Насколько велика эта неточность?

Взгляд на примеры в этой таблице показывает, что для тел в диапазоне альбедо астероидов типичная разница между альбедо Бонда и геометрическим альбедо составляет 20% или меньше, при этом любое количество может быть больше. Поскольку расчетная температура изменяется как (1- A ) ^1/4 , зависимость довольно слабая для типичных астероидов A ≈ p значений 0,05-0,3.

Таким образом, типичная погрешность расчетов температуры только для этого источника составляет около 2%. Это означает погрешность около ± 5 К. для максимальных температур.

Другие общие данные [ править ]

Некоторую другую информацию о большом количестве астероидов можно найти в узле малых тел системы планетарных данных. ^[14] Актуальную информацию об ориентации полюсов нескольких десятков астероидов предоставил Док. Микко Каасалайнен, ^[5] и может использоваться для определения осевого наклона .

Еще один источник полезной информации - калькулятор орбиты НАСА. ^[13]

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

• Узел малых тел планетарной системы данных (PDS)