Standard fysiska egenskaper hos en asteroid

För de flesta av de numrerade asteroiderna är endast ett fåtal fysiska parametrar kända. Endast några hundra asteroider har sina egna Wikipedia-sidor, som innehåller namn, upptäcktsförhållanden, en tabell över orbitalelement och förväntade fysiska egenskaper.

Syftet med den här sidan är att förklara ursprunget till allmänna fysiska data om asteroider.

Artiklar om asteroider har skapats under lång tid, så följande kanske inte gäller för vissa artiklar.

Dimensioner

Asteroidstorleksdata är hämtade från IRAS . För många asteroider ger analys av förändringarna i reflekterat ljus över tiden information om rotationsaxelns riktning och dimensionsordningen.

Det går att förtydliga förväntningarna om storlekarna. Dimensionerna av en himlakropp representeras som en triaxiell rotationsellipsoid, vars längder av axlarna är listade i fallande ordning, som en × b × c . Om vi har förhållanden mellan diametrarna μ = a / b , ν = b / c , erhållna från att mäta förändringarna i reflekterat ljus över tiden, och medeldiametern d, kan vi uttrycka diametern som ett geometriskt medelvärde och få tre diametrar av ellipsoiden: $d=(abc)^{\frac {1}{3))$

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))))

I avsaknad av andra data uppskattas medeldiametern för små planeter och asteroider i km med ett möjligt fel i storleksordningen flera tiotals procent från deras absoluta magnitud (H) under antagande av en albedo lika med ett medelvärde på 0,072 [1] ] :

lgd=3.566-0.2lgH

Mass

Utan att tillgripa detaljerade massadefinitioner kan massan M härledas från diametern och de (förväntade) densitetsvärdena ρ , som är relaterade till:

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

En sådan beräkning, i händelse av felaktighet, markeras med en tilde "~". Bortsett från sådana "oprecisa" beräkningar kan massorna av stora asteroider beräknas utifrån deras ömsesidiga attraktion, som påverkar deras banor, eller när asteroiden har en orbitalföljeslagare med en känd omloppsradie. Massorna av de största asteroiderna 1 Ceres, 2 Pallas och 4 Vesta kan bestämmas på detta sätt genom deras inflytande på Mars omloppsbana. Även om förändringar i Mars omloppsbana kommer att vara små, kan de mätas med radar från jorden med rymdfarkoster på Mars yta, till exempel vikingarna.

Densitet

Till skillnad från ett fåtal asteroider med uppmätta densiteter, härleds tätheterna för de återstående asteroiderna.

För många asteroider antas densitetsvärdet ρ ~2 g/cm 3 .

Bättre gissningar kan dock erhållas genom att ta hänsyn till asteroidens spektraltyp. Beräkningar visar medeldensiteter för asteroider av klass C , S och M på 1,38, 2,71 och 5,32 g/cm 3 . Med hänsyn till dessa beräkningar får vi en bättre densitetsförväntning än de ursprungliga 2 g/cm 3 .

Ytgravitation

Tyngdkraften på ytan av en sfärisk kropp

För en sfärisk kropp definieras accelerationen på grund av gravitationen på ytan ( g ) som:

{\displaystyle g_{\rm {sfärisk}}={\frac {GM}{r^{2))))

Där G = 6,6742⋅10 −11 m 3 s −2 kg −1 är gravitationskonstanten, M är kroppens massa och r är dess radie.

Icke-sfärisk kropp

För icke-sfäriska kroppar kommer gravitationen att skilja sig beroende på plats. Ovanstående formel är bara en uppskattning, noggranna beräkningar är mycket tidskrävande. I det allmänna fallet är värdet på g vid ytpunkterna närmare masscentrum vanligtvis något högre än vid ytpunkterna längre bort från masscentrum.

Centrifugalkraft

På ytan av en roterande kropp kommer vikten av ett föremål på ytan av en sådan kropp (förutom polerna) att minska med värdet på centrifugalkraften. Centrifugalacceleration vid latitud θ beräknas enligt följande:

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

där T är rotationsperioden i sekunder, r är ekvatorialradien och θ är latituden. Detta värde är maximerat vid ekvatorn, där sinθ=1. Minustecknet indikerar att centrifugalaccelerationen har motsatt riktning med avseende på gravitationsaccelerationen g .

Den effektiva accelerationen kommer att vara summan av ovanstående två accelerationer:

g_{{{\rm {effektiv}}}}=g_{{{\rm {gravitation}}}}+g_{{{\rm {centrifugal}}}}\ .

Binära system

Om kroppen i fråga är en komponent i ett binärt system och den andra komponenten har en jämförbar massa, kan påverkan från den andra kroppen vara betydande.

Andra utrymningshastighet

För det fria fallaccelerationen på ytan g och radien r för en kropp med sfärisk symmetri är den andra kosmiska hastigheten lika med:

v_{e}={\sqrt {2gr))

Rotationsperiod

Rotationsperioden är hämtad från analysen av förändringar i det reflekterade ljuset över tiden.

Spektralklass

Asteroidens spektraltyp är hämtad från Tholens klassificering.

Absolut magnitud

Den absoluta magnituden är hämtad från IRAS .

Albedo

Vanligtvis taget från IRAS . Den geometriska albedon anges där. Om det inte finns några data antas albedo vara 0,1.

Yttemperatur

Genomsnittlig

Den enklaste metoden, som ger acceptabla resultat, är att vi tar asteroidens beteende som beteendet hos en grå kropp i termodynamisk jämvikt med solstrålningen som faller på den. Då kan medeltemperaturen erhållas genom att likställa medelvärdet för mottagen och utstrålad termisk energi. Den genomsnittliga mottagna effekten är lika med:

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

var är asteroiden albedo (närmare bestämt Bonds albedo), är den halvstora axeln, är solens ljusstyrka (antas vara 3.827×10 26 W), och är asteroidens radie. Beräkningen förutsätter också att absorptionskoefficienten är , asteroiden har en sfärisk form, asteroidens bana har noll excentricitet och solstrålningen är isotrop. $A$ $a$ $L_0$ $r$ $1-A$

Genom att använda modifieringen av Stefan-Boltzmann-lagen för en grå kropp får vi den utstrålade kraften (från hela sfäriska ytan av asteroiden):

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

Var är Stefan-Boltzmann-konstanten (5,6704×10 −8 W/m²K 4 ), är temperaturen i Kelvin, och är asteroidens termiska emissivitet. Likställande kan man få $\sigma$ $T$ $\epsilon$ $R_{{{\mbox{in))))=R_{{{\mbox{ut))))$

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

Värdet som används = 0,9 är härlett från detaljerade observationer av några stora asteroider. Även om denna metod ger ett ganska bra värde för den genomsnittliga yttemperaturen kan temperaturen på olika ställen på ytan variera mycket, vilket är typiskt för kroppar utan atmosfär. $\epsilon$

Maximalt

En grov approximation av maxtemperaturens värde kan erhållas genom att ta hänsyn till att solens strålar träffar ytan vinkelrätt och ytan är i termodynamisk jämvikt med den infallande solstrålningen.

Följande beräkning ger oss medeltemperaturen "under solen":

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

Var är medeltemperaturen beräknad tidigare. $T$

Vid perihelium är strålningen maximerad, och

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

Var är omloppsbanans excentricitet. $e$

Temperaturmätning och periodiska temperaturförändringar

Infraröd observation i kombination med albedo ger en direkt mätning av temperaturen. En sådan temperaturmätning är omedelbar, och asteroidens temperatur kommer att ändras med jämna mellanrum beroende på dess avstånd från solen. Baserat på ovanstående beräkningar,

T={{\rm {konstant}}}\ gånger {\frac {1}{{\sqrt {d}}}},

var är avståndet från solen vid ett givet ögonblick. Om ögonblicket från vilket mätningen görs är känt, kan avståndet från solen erhållas online från NASAs orbitalräknare och motsvarande beräkning kan göras med ovanstående uttryck. $d$

Albedo-felaktighetsproblem

Det finns en hake i att använda dessa uttryck för att beräkna temperaturen på en viss asteroid. Beräkningen kräver en Bond albedo A (spridning av den infallande strålningen i alla riktningar), medan IRAS ger en geometrisk albedo p som anger mängden ljus som reflekteras i källans riktning (solen).

Även om dessa data korrelerar med varandra har koefficienten ett komplext beroende av ytegenskaper. Bond albedo-mätningen är inte tillgänglig för de flesta asteroider eftersom den kräver en stor vinkelmätning med avseende på det infallande ljuset, vilket endast kan erhållas genom att observera direkt från asteroidbältet. Detaljerad ytmodellering och termiska egenskaper kan, baserat på den geometriska albedon, ge en approximation av Bond-albedon, men en genomgång av dessa metoder ligger utanför ramen för denna artikel. Det kan erhållas för vissa asteroider från vetenskapliga publikationer.

I brist på ett bättre alternativ är det bästa man kan göra att acceptera dessa albedos som lika, men kom ihåg att resultaten av beräkningarna kommer att vara felaktiga.

Hur stor är denna felaktighet?

Om man tittar på exempel på asteroidalbedo är skillnaden mellan den geometriska albedon och Bond-albedon för varje enskild asteroid inte mer än 20 %. Eftersom den beräknade temperaturen kommer att ändras med värdet (1- A ) 1/4 , är beroendet ganska svagt för ett typiskt värde A ≈ p för asteroiden 0,05−0,3.

Oexaktheten i temperaturberäkningen från endast en albedo kommer att vara cirka 2 %, vilket ger en temperaturspridning på ±5 K.

Anteckningar

↑ V. A. Bronshten . Planeter och deras observation. 1978. sid. 43 (inte tillgänglig länk) . Hämtad 16 april 2015. Arkiverad från originalet 16 april 2015. (obestämd)

Länkar

The Planetary Data System (PDS) Small Bodies Node