Standard fysiske karakteristika for en asteroide

For de fleste af de nummererede asteroider kendes kun nogle få fysiske parametre. Kun et par hundrede asteroider har deres egne Wikipedia-sider, som indeholder navn, opdagelsesforhold, en tabel over orbitale elementer og forventede fysiske egenskaber.

Formålet med denne side er at forklare oprindelsen af generelle fysiske data om asteroider.

Artikler om asteroider er blevet lavet over lang tid, så det følgende gælder muligvis ikke for nogle artikler.

Dimensioner

Asteroidestørrelsesdata er taget fra IRAS . For mange asteroider giver analyse af ændringerne i reflekteret lys over tid information om retningen af rotationsaksen og dimensionernes rækkefølge.

Det er muligt at afklare forventningen til størrelserne. Dimensionerne af et himmellegeme er repræsenteret som en treakset omdrejningsellipsoide, hvis længder af akserne er anført i faldende rækkefølge, som en × b × c . Hvis vi har forhold mellem diametre μ = a / b , ν = b / c , opnået ved at måle ændringerne i reflekteret lys over tid, og den gennemsnitlige diameter d, kan vi udtrykke diameteren som en geometrisk middelværdi og få tre diametre af 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 mangel af andre data estimeres gennemsnitsdiameteren af små planeter og asteroider i km med en mulig fejl i størrelsesordenen adskillige ti procent ud fra deres absolutte størrelse (H) under antagelse af en albedo lig med en gennemsnitsværdi på 0,072 [1] ] :

lgd=3.566-0.2lgH

Masse

Uden at ty til detaljerede massedefinitioner kan massen M udledes af diameteren og de (forventede) tæthedsværdier ρ , som er relateret som:

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

En sådan beregning er i tilfælde af unøjagtighed markeret med en tilde "~". Bortset fra sådanne "upræcise" beregninger, kan masserne af store asteroider beregnes ud fra deres gensidige tiltrækning, som påvirker deres baner, eller når asteroiden har en orbital ledsager med en kendt orbital radius. Masserne af de største asteroider 1 Ceres, 2 Pallas og 4 Vesta kan bestemmes på denne måde ved deres indflydelse på kredsløbet om Mars. Selvom ændringer i Mars' kredsløb vil være små, kan de måles med radar fra Jorden af rumfartøjer på Mars' overflade, såsom vikingerne.

Tæthed

I modsætning til nogle få asteroider med målte tætheder, udledes tæthederne af de resterende asteroider.

For mange asteroider antages tæthedsværdien ρ ~2 g/cm 3 .

Bedre gæt kan dog opnås ved at tage hensyn til asteroidens spektraltype. Beregninger viser gennemsnitlige tætheder for henholdsvis C , S og M klasse asteroider på 1,38, 2,71 og 5,32 g/cm 3 . Tager vi disse beregninger i betragtning, får vi en bedre tæthedsforventning end de oprindelige 2 g/cm 3 .

Overfladetyngdekraft

Tyngdekraften på overfladen af et sfærisk legeme

For et sfærisk legeme er tyngdeaccelerationen på overfladen ( g ) defineret som:

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

Hvor G = 6,6742⋅10 −11 m 3 s −2 kg −1 er gravitationskonstanten, M er kroppens masse og r er dets radius.

Ikke-sfærisk krop

For ikke-sfæriske legemer vil tyngdekraften variere afhængigt af placering. Ovenstående formel er kun en tilnærmelse, nøjagtige beregninger er meget tidskrævende. I det generelle tilfælde er værdien af g ved overfladepunkterne tættere på massecentret sædvanligvis noget højere end ved overfladepunkterne længere væk fra massecentret.

Centrifugalkraft

På overfladen af et roterende legeme vil vægten af en genstand på overfladen af et sådant legeme (undtagen polerne) falde med værdien af centrifugalkraften. Centrifugalacceleration ved breddegrad θ beregnes som følger:

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

hvor T er rotationsperioden i sekunder, r er ækvatorial radius, og θ er breddegraden. Denne værdi er maksimeret ved ækvator, hvor sinθ=1. Minustegnet angiver, at centrifugalaccelerationen har den modsatte retning i forhold til gravitationsaccelerationen g .

Den effektive acceleration vil være summen af de to ovenstående accelerationer:

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

Binære systemer

Hvis det pågældende legeme er en komponent af et binært system, og den anden komponent har en sammenlignelig masse, kan påvirkningen af det andet legeme være betydelig.

Anden flugthastighed

For fritfaldsaccelerationen på overfladen g og radius r af et legeme med sfærisk symmetri er den anden kosmiske hastighed lig med:

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

Rotationsperiode

Rotationsperioden er taget fra analysen af ændringer i det reflekterede lys over tid.

Spektralklasse

Asteroidens spektraltype er taget fra Tholens klassifikation.

Absolut størrelse

Den absolutte størrelse er taget fra IRAS .

Albedo

Normalt taget fra IRAS . Den geometriske albedo er angivet der. Hvis der ikke er nogen data, antages albedoen at være 0,1.

Overfladetemperatur

Gennemsnit

Den enkleste metode, som giver acceptable resultater, er, at vi tager asteroidens opførsel som opførselen af et gråt legeme i termodynamisk ligevægt med den solstråling, der falder på den. Derefter kan gennemsnitstemperaturen opnås ved at sidestille den gennemsnitlige modtagne og udstrålede termiske energi. Den gennemsnitlige modtagne effekt er lig med:

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

hvor er asteroiden albedo (mere præcist, Bonds albedo), er semi-hovedaksen, er solens lysstyrke (antaget at være 3.827×10 26 W), og er asteroidens radius. Beregningen forudsætter også, at absorptionskoefficienten er , asteroiden har en sfærisk form, asteroidens bane har nul excentricitet, og solstrålingen er isotrop. $EN$ $-en$ $L_0$ $r$ $1-A$

Ved at bruge modifikationen af Stefan-Boltzmann-loven for et gråt legeme opnår vi den udstrålede kraft (fra hele den sfæriske overflade af asteroiden):

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

Hvor er Stefan-Boltzmann-konstanten (5,6704×10 −8 W/m²K 4 ), er temperaturen i Kelvin og er asteroidens termiske emissivitet. Ligestilling kan man få $\sigma$ $T$ $\epsilon$ $R_{{{\mbox{ind))))=R_{{{\mbox{ud))))$

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

Den anvendte værdi = 0,9 er afledt af detaljerede observationer af nogle store asteroider. Selvom denne metode giver en ret god værdi for den gennemsnitlige overfladetemperatur, kan temperaturen forskellige steder på overfladen variere meget, hvilket er typisk for kroppe uden atmosfære. $\epsilon$

Maksimum

En grov tilnærmelse til værdien af den maksimale temperatur kan opnås ved at tage højde for, at solens stråler rammer overfladen vinkelret, og overfladen er i termodynamisk ligevægt med den indfaldende solstråling.

Følgende beregning giver os gennemsnitstemperaturen "under solen":

T_{ss}={\sqrt {2}}\,T\ca. 1.41\,T,

Hvor er gennemsnitstemperaturen beregnet tidligere. $T$

Ved perihelium er strålingen maksimeret, og

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

Hvor er kredsløbets excentricitet. $e$

Temperaturmåling og periodiske temperaturændringer

Infrarød observation kombineret med albedo giver en direkte måling af temperatur. En sådan temperaturmåling er øjeblikkelig, og asteroidens temperatur vil ændre sig periodisk afhængigt af dens afstand fra Solen. Baseret på ovenstående beregninger,

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

hvor er afstanden fra Solen på et givet tidspunkt. Hvis tidspunktet, hvorfra målingen foretages, er kendt, kan afstanden fra Solen fås online fra NASA Orbital Calculator, og den tilsvarende beregning kan foretages ved hjælp af ovenstående udtryk. $d$

Albedo unøjagtighedsproblem

Der er en hage ved at bruge disse udtryk til at beregne temperaturen på en bestemt asteroide. Beregningen kræver en Bond albedo A (spredning af den indfaldende stråling i alle retninger), mens IRAS giver en geometrisk albedo p som angiver mængden af lys, der reflekteres i kildens retning (Solen).

Selvom disse data korrelerer med hinanden, har koefficienten en kompleks afhængighed af overfladeegenskaber. Bond albedo-målingen er ikke tilgængelig for de fleste asteroider, fordi den kræver en stor vinkelmåling i forhold til det indfaldende lys, som kun kan opnås ved at observere direkte fra asteroidebæltet. Detaljeret overflademodellering og termiske egenskaber kan, baseret på den geometriske albedo, give en tilnærmelse af Bond-albedoen, men en gennemgang af disse metoder ligger uden for denne artikels rammer. Det kan fås for nogle asteroider fra videnskabelige publikationer.

I mangel af et bedre alternativ er den bedste ting at gøre at acceptere disse albedoer som ligeværdige, men husk at resultaterne af beregningerne i sagens natur vil være unøjagtige.

Hvor stor er denne unøjagtighed?

Ser man på eksempler på asteroide albedo, er forskellen mellem den geometriske albedo og Bond albedo for hver enkelt asteroide ikke mere end 20%. Da den beregnede temperatur vil ændre sig med værdien (1- A ) 1/4 , er afhængigheden ret svag for en typisk værdi A ≈ p for asteroiden 0,05−0,3.

Unøjagtigheden af temperaturberegning fra kun én albedo vil være omkring 2 %, hvilket vil give en temperaturspredning på ±5 K.

Noter

↑ V. A. Bronshten . Planeter og deres observation. 1978. S. 43 (ikke tilgængeligt link) . Hentet 16. april 2015. Arkiveret fra originalen 16. april 2015. (ubestemt)