Стандартные физические характеристики астероида - Standard asteroid physical characteristics

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

Размеры

Данные из IRAS обзор малых планет^[1]или Промежуточный космический эксперимент (MSX) обзор малых планет^[2] (доступный в узле малых тел планетарной системы данных (PDS)) - обычный источник диаметра.

Для многих астероидов анализ кривой блеска позволяет оценить отношение направления и диаметра полюсов. Оценки до 1995 г., собранные Пер Магнуссон^[3] занесены в таблицы в СПД,^[4] причем самыми надежными данными являются синтезирует помечены в таблицах данных как «Synth». Более свежие определения нескольких десятков астероидов собраны на веб-странице Финский исследовательская группа в Хельсинки который проводит систематическую кампанию по определению полюсов и моделей форм на основе кривых света.^[5]

Эти данные можно использовать для получения более точной оценки размеров. Размеры тела обычно задаются в виде трехосного эллипсоид, оси которых перечислены в порядке убывания как а×б×c. Если у нас есть отношения диаметров μ = а/б, ν = б/c от световых кривых и среднего диаметра IRAS d, устанавливается среднее геометрическое диаметров ${ displaystyle d = (abc) ^ { frac {1} {3}} , !}$ для консистенции и получает три диаметра:

${ Displaystyle а = д , ( му ^ {2} ню) ^ { гидроразрыва {1} {3}} , !}$

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

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

Масса

За исключением детального определения массы,^[6] масса M можно оценить по диаметру и (предполагаемым) значениям плотности ρ разработано, как показано ниже.

${ Displaystyle M = { гидроразрыва { pi abc rho} {6}} , !}$

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 у астероида есть спутник с известным радиусом орбиты. Массы крупнейших астероидов 1 Церера, 2 Паллада, и 4 Веста можно также получить из возмущений Марс.^[8]Хотя эти возмущения крошечные, их можно точно измерить по данным радара от Земли до космических кораблей на поверхности Марса, таких как Лендеры викингов.

Плотность

Помимо нескольких астероидов, плотность которых была исследована,^[6] нужно прибегать к просвещенным догадкам. См. Переносить^[9] для резюме.

Для многих астероидов значение ρ~ 2 г / см³ предполагалось.

Однако плотность зависит от спектрального класса астероида. Красинский и другие. приводит расчеты средней плотности астероидов классов C, S и M как 1,38, 2,71 и 5,32 г / см³.^[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). Принимая эти значения (а не нынешние ~ 2 г / см³) - лучшее предположение.

Поверхностная гравитация

Сферическое тело

Для сферического тела гравитационное ускорение на поверхности (грамм), дан кем-то

${ displaystyle g _ { rm {spherical}} = { frac {GM} {r ^ {2}}} , !}$

Где грамм = 6.6742×10⁻¹¹ м³s⁻²кг⁻¹ это гравитационная постоянная, M масса тела, а р его радиус.

Неправильное тело

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 грамм в точках поверхности ближе к центру масс обычно несколько больше, чем в более удаленных точках поверхности.

Центростремительная сила

На вращающемся теле очевидное масса воспринимаемый предметом на поверхности уменьшается за счет центростремительная сила, когда человек находится вдали от полюсов. Центростремительное ускорение при широта θ - это

${ displaystyle g _ { rm {центробежный}} = - left ({ frac {2 pi} {T}} right) ^ {2} r sin theta}$

куда Т - период вращения в секундах, р - экваториальный радиус, θ - широта. Его величина максимальна, когда человек находится на экваторе, а sinθ = 1. Отрицательный знак указывает, что он действует в направлении, противоположном ускорению свободного падения. грамм.

Эффективное ускорение составляет

${ Displaystyle g _ { rm {эффективный}} = g _ { rm {гравитационный}} + g _ { rm {центробежный}} .}$

Закройте двоичные файлы

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

Скорость убегания

Для поверхностной гравитации грамм и радиус р для сферически-симметричного тела убегающая скорость равна:

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

Период ротации

Период ротации обычно берется из световая кривая параметры в ПДС.^[11]

Спектральный класс

Спектральный класс обычно берется из Классификация Толена в ПДС.^[12]

Абсолютная величина

Абсолютная величина обычно определяется IRAS обзор малых планет^[1] или исследование малых планет MSX^[2] (доступно в СПД).

Альбедо

Астрономические альбедо обычно даются IRAS обзор малых планет^[1] или исследование малых планет MSX^[2] (доступно в СПД). Эти геометрические альбедо. Если данные IRAS / MSX отсутствуют, можно использовать приблизительное среднее значение 0,1.

Температура поверхности

Иметь в виду

Самый простой метод, который дает разумные результаты, - это предположить, что астероид ведет себя как серое тело в равновесии с инцидентом солнечная радиация. Тогда это означает температура получается путем приравнивания средней падающей и излучаемой тепловой мощности. Общая падающая мощность составляет:

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

куда ${ Displaystyle А , !}$ это астероид альбедо (точнее, Связанное альбедо ), ${ Displaystyle а , !}$ его большая полуось, ${ Displaystyle L_ {0} , !}$ это солнечная светимость (т.е. общая выходная мощность 3,827 × 10²⁶ W) и ${ displaystyle r}$ радиус астероида. Предполагалось, что: поглощающая способность является ${ displaystyle 1-A}$, астероид имеет сферическую форму, он движется по круговой орбите, а выход энергии Солнца равен изотропный.

Используя версию серого тела Закон Стефана-Больцмана, излучаемая мощность (со всей сферической поверхности астероида) составляет:

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

куда ${ Displaystyle sigma , !}$ это Постоянная Стефана-Больцмана (5.6704×10⁻⁸ Вт / м²К⁴), ${ displaystyle T}$ это температура в кельвины, и ${ Displaystyle epsilon , !}$ инфракрасный астероид излучательная способность. Приравнивая ${ Displaystyle R _ { mathrm {in}} = R _ { mathrm {out}}}$, получается

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

Стандартное значение ${ displaystyle epsilon}$= 0,9, оцененное на основе подробных наблюдений нескольких крупных астероидов.

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

Максимум

Грубую оценку максимальной температуры можно получить, предположив, что когда Солнце находится над головой, поверхность находится в тепловое равновесие с мгновенным солнечным излучением. Это дает средний «субсолнечная» температура

${ displaystyle T_ {ss} = { sqrt {2}} , T приблизительно 1,41 , T,}$

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

В перигелий, излучение максимизируется, и

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

куда ${ Displaystyle е , !}$ это эксцентриситет орбиты.

Измерение температуры и регулярные колебания температуры

Инфракрасные наблюдения обычно сочетаются с альбедо для более точного измерения температуры. Например, L.F.Lim et al. [Икар, Vo. 173, 385 (2005)] делает это для 29 астероидов. Это измерения для конкретный день наблюдения, а температура поверхности астероида будет изменяться закономерно в зависимости от его удаленности от Солнца. Из вычисления Стефана-Больцмана выше,

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

куда ${ displaystyle d , !}$ это расстояние от Солнца в любой день. Если день соответствующих наблюдений известен, расстояние от Солнца в этот день можно получить в Интернете, например, калькулятор орбиты НАСА,^[13] и соответствующие оценки температуры в перигелии, афелии и т. д. могут быть получены из приведенного выше выражения.

Проблема неточности Альбедо

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

Хотя эти два альбедо взаимосвязаны, числовой коэффициент между ними весьма нетривиальным образом зависит от свойств поверхности. Фактические измерения альбедо Бонда не предусмотрены для большинства астероидов, 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 поверхностных 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 получаемых значениях температуры.

Насколько велика эта неточность?

Взгляните на примеры в этот стол 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-А)^1/4, зависимость довольно слабая для типичного астероида А≈п значения 0,05-0,3.

Типичная неточность расчетной температуры только из этого источника тогда обнаруживается, что он составляет около 2%. Это означает погрешность около ± 5 К. для максимальных температур.

Другие общие данные

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 предоставляет Док. Микко Каасалайнен,^[5] и может использоваться для определения осевой наклон.

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

Рекомендации

внешняя ссылка

• Узел малых тел планетарной системы данных (PDS)