Стандартные физические характеристики астероида

Для большинства пронумерованных астероидов почти ничего не известно, кроме нескольких физических параметров и элементов орбиты. Некоторые физические характеристики можно только оценить. Физические данные определяются путем принятия определенных стандартных допущений.

Размеры

Для многих астероидов анализ кривых блеска позволяет оценить направление полюсов и соотношение диаметров. Оценки до 1995 года, собранные Пером Магнуссоном ^[1] сведены в таблицу PDS, ^[2] при этом наиболее надежными данными являются синтезы, указанные в таблицах данных. Более поздние данные по нескольким десяткам астероидов собраны на веб-странице финской исследовательской группы в Хельсинки , которая проводит систематическую кампанию по определению полюсов и формированию моделей на основе кривых блеска. ^[3]

Эти данные можно использовать для получения более точной оценки размеров. Размеры тела обычно представляют в виде трехосного эллипсоида , оси которого указаны в порядке убывания: $a\times b\times c$ . Если мы имеем отношения диаметров $\mu ={a \over b}\,$ , $\nu ={b \over c}$ из кривых блеска и среднего диаметра IRAS $d$ , задается среднее геометрическое диаметров $d=(abc)^{\frac {1}{3}}\,\!$ для согласованности и получает три диаметра:

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

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

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

Масса

За исключением детальных массовых определений, ^[4] масса $M\,$ можно оценить по диаметру и предполагаемым значениям плотности $\rho \,$ получилось, как показано ниже.

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

Помимо этих оценок, массы более крупных астероидов можно получить, решая возмущения, которые они вызывают на орбитах друг друга. ^[5] или когда у астероида есть спутник с известным орбитальным радиусом. Массы крупнейших астероидов 2 Паллады и 4 Весты также можно получить из возмущений Марса . ^[6]Хотя эти возмущения крошечные, их можно точно измерить по радиолокационным данным от Земли до космических кораблей на поверхности Марса, таких как спускаемые аппараты «Викинг» .

Плотность

За исключением нескольких астероидов, плотность которых была исследована, ^[4] приходится прибегать к просвещенным догадкам. См. Керри ^[7] для резюме.

Для многих астероидов значение $\rho =2\,{\rm {g\cdot cm^{-3}}}$ было предположено.

Однако плотность зависит от спектрального класса астероида. Красинский и др. приведены расчеты средней плотности астероидов классов C, S и M как 1,38, 2,71 и 5,32 г/см. ³. ^[8] (Здесь «C» включала классы Толена C, D, P, T, B, G и F, а «S» включала классы Толена S, K, Q, V, R, A и E). Если предположить, что эти значения (а не нынешние ~2 г/см ³) — лучшее предположение.

Поверхностная гравитация

Сферическое тело

Для сферического тела ускорение свободного падения на поверхности $g$ дается

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

где $G\approx 6.674\times 10^{-11}\,{\rm {m^{3}\cdot s^{-2}\cdot kg^{-1}}}$ гравитационная постоянная , $M$ - масса тела, а $r$ это его радиус.

Неправильное тело

Для тел неправильной формы поверхностная сила тяжести будет существенно различаться в зависимости от местоположения. Приведенная выше формула является лишь приближением, поскольку вычисления становятся более сложными. Стоимость $g$ в точках поверхности, расположенных ближе к центру масс, обычно несколько больше, чем в точках поверхности, расположенных дальше.

Центростремительная сила

На вращающемся теле кажущийся вес , испытываемый объектом на поверхности, уменьшается за счет центростремительной силы , когда объект находится вдали от полюсов. Центростремительное ускорение, испытываемое на широте $\theta \,\!$ является

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

где $T$ - период вращения в секундах, $r$ – экваториальный радиус, а $\theta \,\!$ это широта. Его величина максимальна, когда человек находится на экваторе, и $\sin \theta =1$ . Знак минус указывает на то, что он действует в направлении, противоположном ускорению свободного падения. $g$ '.

Эффективное ускорение

g_{\rm {effective}}=g_{\rm {gravitational}}+g_{\rm {centrifugal}}

Закрыть двоичные файлы

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

Температура поверхности

Иметь в виду

Самый простой метод, дающий разумные результаты, — предположить, что астероид ведет себя как серое тело, находящееся в равновесии с падающим солнечным излучением . Затем его средняя температура получается путем приравнивания средней падающей и излучаемой тепловой мощности. Полная падающая мощность равна:

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

где $A\,\!$ астероида — альбедо (точнее, альбедо Бонда ), $a\,\!$ его большая полуось , $L_{\odot }\approx 3.827\times 10^{26}\,{\rm {W}}$ - светимость Солнца , а $r$ радиус астероида. Предполагалось, что: поглощающая способность равна $1-A$ , астероид имеет сферическую форму, он находится на круговой орбите, и что выходная энергия Солнца изотропна .

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

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

где $\sigma \approx 5.67\times 10^{-8}\,{\rm {W\cdot m^{-2}\cdot K^{-4}}}$ – постоянная Стефана–Больцмана , $T$ температура в кельвинах , а $\epsilon \,\!$ — инфракрасная излучательная способность астероида . Приравнивание $R_{\mathrm {in} }=R_{\mathrm {out} }$ , получается

T={{(1-A)L_{\odot }} \over {16\pi a^{2}\epsilon \sigma }}^{1 \over 4}

Стандартное значение $\epsilon =0.9$ используется оценка, полученная на основе детальных наблюдений нескольких крупных астероидов.

Хотя этот метод дает довольно хорошую оценку средней температуры поверхности, локальная 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 тепловом равновесии с мгновенным солнечным излучением. Это дает среднюю «подсолнечную» температуру

T_{ss}={\sqrt {2}}T

где $T$ — средняя температура, рассчитанная, как указано выше.

В перигелии излучение максимально, и

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

где $e\,\!$ – эксцентриситет орбиты.

Измерения температуры и регулярные колебания температуры

Инфракрасные наблюдения обычно сочетаются с альбедо для более прямого измерения температуры. Например, LF Lim et al. делает это для 29 астероидов. ^[9] Эти измерения условны для конкретного дня наблюдения. а температура поверхности астероида будет закономерно меняться в зависимости от его расстояния от Солнца. Из приведенного выше расчета Стефана-Больцмана:

T={\frac {c}{\sqrt {d}}}

где $d\,\!$ расстояние от Солнца в любой конкретный день, и $c\,\!$ является константой. Если день соответствующих наблюдений известен, расстояние от Солнца в этот день можно получить из таких источников, как орбитальный калькулятор НАСА. ^[10] и соответствующие оценки температуры в перигелии, афелии и т. д. могут быть получены из вышеизложенного. выражение

Проблема неточности Альбедо

При использовании этих выражений для оценки температуры конкретного астероида возникает проблема. Для расчета требуется альбедо Бонда. $A$ (доля отраженной общей приходящей энергии с учетом всех направлений), тогда как данные об альбедо IRAS и MSX, доступные для астероидов, дают только геометрическое альбедо. $p$ которая характеризует лишь силу света, отраженного обратно к источнику (Солнцу).

Хотя эти два альбедо коррелируют, числовой коэффициент между ними весьма нетривиальным образом зависит от свойств поверхности. Фактические измерения альбедо Бонда для большинства астероидов не проводятся, поскольку они требуют измерений с большими фазовыми углами, которые могут быть получены только с помощью космических кораблей, проходящих рядом или за пределами пояса астероидов . Некоторое сложное моделирование поверхностных и тепловых свойств может привести к оценкам альбедо Бонда с учетом геометрического, но это выходит за рамки быстрой оценки. Для некоторых астероидов его можно получить из научных публикаций.

Из-за отсутствия лучшей альтернативы для большинства астероидов лучшее, что можно сделать, — это предположить, что два альбедо равны, учитывая при этом присущую результирующим значениям температуры неточность.

Таблица 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 $(1-A)^{1 \over 4}$ , зависимость достаточно слабая для типичного астероида $A\approx p$ значения 0,05-0,3.

Типичная погрешность расчета температуры только по этому источнику составляет около 2%. Это соответствует погрешности около ±5 К для максимальных температур.

Данные и производные параметры

Данные IRAS. исследования малых планет ^[11] или исследование малых планет Midcourse Space Experiment (MSX) ^[12] является обычным источником диаметра.

Период вращения обычно берется из параметров кривой блеска на PDS. Спектральный класс обычно берется из классификации Толена PDS. ^[13] Абсолютная звездная величина обычно определяется обзором IRAS. малых планет ^[11] или обзор малых планет MSX. ^[12] Астрономические альбедо обычно определяются исследованиями малых планет IRAS или MSX. Это геометрические альбедо . Часто, если нет данных обследования, можно использовать грубое среднее значение 0,1.

Для поверхностной гравитации $g$ и радиус $r$ Для сферически-симметричного тела скорость убегания равна:

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

Некоторую другую информацию о большом количестве астероидов можно найти в узле малых тел системы планетарных данных. ^[14] Актуальную информацию о ориентации полюсов нескольких десятков астероидов предоставил Док. Микко Каасалайнен, ^[3] и может использоваться для определения осевого наклона .

Ссылки

^ Магнуссон, Пер (1989). «Определение полюсов астероидов». У Ричарда П. Бинцеля ; Том Герелс ; Милдред С. Мэтьюз (ред.). Астероиды II . Тусон: Издательство Университета Аризоны . стр. 1180–1190.
^ «Векторы вращения астероидов» . Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.
^ Jump up to: ^а ^б Моделирование астероидов. rni.helsinki.fi . 18 июня 2006 г.
^ Jump up to: ^а ^б Например «Подборка плотностей астероидов» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.
^ Хилтон, Джеймс Л. (30 ноября 1999 г.). «Массы крупнейших астероидов» . Архивировано из оригинала 12 февраля 2009 года . Проверено 5 сентября 2009 г.
^ Питьева, Е.В. (2004). Оценки масс крупнейших астероидов и главного пояса астероидов от планет, марсианских орбитальных аппаратов и посадочных модулей . 35-я Научная ассамблея КОСПАР. Состоялось 18–25 июля 2004 г. Париж, Франция . п. 2014. Бибкод : 2004cosp...35.2014P .
↑ Бенуа Кэрри, «Плотность астероидов» , «Планетная и космическая наука» , которая будет опубликована, по состоянию на 20 декабря 2013 г.
^ Красинский, Г.А. ; Питьева, Е.В. Васильев, М.В.; Ягудина, Е.И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар . 158 (1): 98–105. Бибкод : 2002Icar..158...98K . дои : 10.1006/icar.2002.6837 .
^ Икар, Том №. 173, 385 (2005)
^ «Диаграммы орбит» . НАСА . Архивировано из оригинала 17 августа 2000 г. Проверено 18 июня 2006 г.
^ Jump up to: ^а ^б «Дополнительный обзор малых планет IRAS» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.
^ Jump up to: ^а ^б «Инфракрасное исследование малых планет на промежуточном космическом эксперименте (MSX)» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.
^ Таксономии астероидов Архив астероидов / пыли PDS . 21 октября 2006 г.
^ «Наборы данных об астероидах» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 28 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.

Внешние ссылки

[1] Магнуссон, Пер (1989). «Определение полюсов астероидов». У Ричарда П. Бинцеля ; Том Герелс ; Милдред С. Мэтьюз (ред.). Астероиды II . Тусон: Издательство Университета Аризоны . стр. 1180–1190.

[2] «Векторы вращения астероидов» . Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.

[models-3] Jump up to: ^а ^б Моделирование астероидов. rni.helsinki.fi . 18 июня 2006 г.

[density-4] Jump up to: ^а ^б Например «Подборка плотностей астероидов» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.

[5] Хилтон, Джеймс Л. (30 ноября 1999 г.). «Массы крупнейших астероидов» . Архивировано из оригинала 12 февраля 2009 года . Проверено 5 сентября 2009 г.

[6] Питьева, Е.В. (2004). Оценки масс крупнейших астероидов и главного пояса астероидов от планет, марсианских орбитальных аппаратов и посадочных модулей . 35-я Научная ассамблея КОСПАР. Состоялось 18–25 июля 2004 г. Париж, Франция . п. 2014. Бибкод : 2004cosp...35.2014P .

[7] Бенуа Кэрри, «Плотность астероидов» , «Планетная и космическая наука» , которая будет опубликована, по состоянию на 20 декабря 2013 г.

[8] Красинский, Г.А. ; Питьева, Е.В. Васильев, М.В.; Ягудина, Е.И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар . 158 (1): 98–105. Бибкод : 2002Icar..158...98K . дои : 10.1006/icar.2002.6837 .

[9] Икар, Том №. 173, 385 (2005)

[orbits-10] «Диаграммы орбит» . НАСА . Архивировано из оригинала 17 августа 2000 г. Проверено 18 июня 2006 г.

[simps-11] Jump up to: ^а ^б «Дополнительный обзор малых планет IRAS» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.

[mimps-12] Jump up to: ^а ^б «Инфракрасное исследование малых планет на промежуточном космическом эксперименте (MSX)» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 2 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.

[13] Таксономии астероидов Архив астероидов / пыли PDS . 21 октября 2006 г.

[14] «Наборы данных об астероидах» . Архив астероидов и пыли PDS. Архивировано из оригинала 28 сентября 2006 г. Проверено 21 октября 2006 г.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]