Az aszteroida standard fizikai jellemzői

A legtöbb számozott aszteroida esetében csak néhány fizikai paraméter ismert. Csak néhány száz aszteroidának van saját Wikipédia-oldala, amely tartalmazza a nevét, a felfedezés körülményeit, a pályaelemek táblázatát és a várható fizikai jellemzőket.

Ennek az oldalnak az a célja, hogy elmagyarázza az aszteroidákkal kapcsolatos általános fizikai adatok eredetét.

Az aszteroidákról szóló cikkek hosszú időn keresztül születtek, ezért előfordulhat, hogy az alábbiak nem vonatkoznak egyes cikkekre.

Méretek

Az aszteroida méretére vonatkozó adatok az IRAS -ból származnak . Sok aszteroida esetében a visszavert fény időbeli változásának elemzése ad információt a forgástengely irányáról és a méretek sorrendjéről.

A méretekkel kapcsolatos elvárás tisztázása lehetséges. Egy égitest méreteit háromtengelyű forgásellipszoidként ábrázoljuk, amelynek tengelyeinek hosszát csökkenő sorrendben a × b × c alakban soroljuk fel . Ha rendelkezünk a visszavert fény időbeli változásának mérésével kapott átmérők μ = a / b , ν = b / c arányával és a d átlagos átmérővel, akkor az átmérőt geometriai átlagként fejezhetjük ki , és három átmérőt kapunk. az ellipszoid: $d=(abc)^{\frac {1}{3))$

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))))

Egyéb adatok hiányában a kisbolygók és aszteroidák átlagos átmérőjét km-ben, több tíz százalékos nagyságrendű lehetséges hibával abszolút nagyságukból (H) becsüljük, 0,072 átlagos albedót feltételezve [1 ] :

lgd=3,566-0,2lgH

Mise

Részletes tömegmeghatározások igénybevétele nélkül az M tömeg származtatható az átmérőből és a (várható) sűrűségértékekből ρ , amelyek a következőképpen kapcsolódnak egymáshoz:

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

Az ilyen számításokat pontatlanság esetén "~" tilde jelöli. Az ilyen "pontatlan" számításokon kívül a nagy aszteroidák tömege kiszámítható kölcsönös vonzásukból, ami befolyásolja pályájukat, vagy ha az aszteroidának van ismert pályasugarú pályatársa. A legnagyobb aszteroidák (1 Ceres, 2 Pallas és 4 Vesta) tömegét a Mars pályájára gyakorolt hatásuk alapján határozhatjuk meg. Bár a Mars pályáján végbemenő változások aprók lesznek, a Földről radarral mérhetők a Mars felszínén lévő űrhajók, például a Vikingek.

Sűrűség

Ellentétben néhány mért sűrűségű aszteroidával, a fennmaradó aszteroidák sűrűségére következtetnek.

Sok aszteroidánál a ρ ~2 g/cm 3 sűrűségértéket feltételezzük .

Az aszteroida spektrális típusának figyelembe vételével azonban jobb találgatások születhetnek. A számítások szerint a C , S és M osztályú aszteroidák átlagos sűrűsége 1,38, 2,71 és 5,32 g/ cm3 . Ezeket a számításokat figyelembe véve az eredeti 2 g/cm 3 -nél jobb sűrűségelvárást kapunk .

Felszíni gravitáció

Gravitáció egy gömb alakú test felületén

Gömb alakú test esetén a felszínen a gravitáció által okozott gyorsulás ( g ) a következőképpen definiálható:

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

Ahol G = 6,6742⋅10 −11 m 3 s −2 kg −1 a gravitációs állandó, M a test tömege és r a sugara.

Nem gömb alakú test

A nem gömb alakú testek esetében a gravitáció a helytől függően eltérő lehet. A fenti képlet csak közelítés, a pontos számítások nagyon időigényesek. Általános esetben a tömegközépponthoz közelebbi felületi pontokban a g értéke általában valamivel nagyobb, mint a tömegközépponttól távolabbi felületi pontokban.

Centrifugális erő

Egy forgó test felületén az ilyen test felületén lévő tárgy súlya (a pólusok kivételével) a centrifugális erő értékével csökken. A centrifugális gyorsulást a θ szélességi fokon a következőképpen kell kiszámítani:

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

ahol T a forgási periódus másodpercben, r az egyenlítői sugár és θ a szélesség. Ez az érték az egyenlítőn van maximalizálva, ahol sinθ=1. A mínusz jel azt jelzi, hogy a centrifugális gyorsulás a g gravitációs gyorsulással ellentétes irányú .

Az effektív gyorsulás a fenti két gyorsulás összege lesz:

g_{{{\rm {effective}}}}=g_{{{\rm {gravitációs}}}}+g_{{{\rm {centrifugális}}}}\ .

Bináris rendszerek

Ha a kérdéses test egy bináris rendszer alkotóeleme, és a másik komponens hasonló tömegű, akkor a második test hatása jelentős lehet.

Második szökési sebesség

Egy gömbszimmetriájú test g felületén bekövetkező szabadesési gyorsuláshoz és r sugarához a második kozmikus sebesség egyenlő:

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

Forgatási időszak

A forgási periódus a visszavert fény időbeli változásának elemzéséből származik.

Spektrális osztály

Az aszteroida spektrális típusát Tholen osztályozásából vettük.

Abszolút nagyságrend

Az abszolút magnitúdó az IRAS -ból származik .

Albedo

Általában az IRAS -ból vették . Ott a geometriai albedó látható. Ha nincs adat, akkor az albedó értéke 0,1.

Felületi hőmérséklet

Átlagos

A legegyszerűbb módszer, amely elfogadható eredményt ad, az, hogy az aszteroida viselkedését egy szürke test viselkedésének tekintjük termodinamikai egyensúlyban a rá eső napsugárzással. Ekkor az átlaghőmérsékletet az átlagos vett és kisugárzott hőenergia egyenlővé tételével kaphatjuk meg. Az átlagos vett teljesítmény egyenlő:

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

hol van az aszteroida albedója (pontosabban Bond albedója), a fél-nagy tengely, a napfény fényessége (3,827 × 10 26 W-nak feltételezve), és az aszteroida sugara. A számítás azt is feltételezi, hogy az abszorpciós együttható , az aszteroida gömb alakú, az aszteroida pályája nulla excentricitású, és a napsugárzás izotróp. $A$ $a$ $L_0$ $r$ $1-A$

A Stefan-Boltzmann törvény szürke testre vonatkozó módosítását felhasználva megkapjuk a kisugárzott teljesítményt (az aszteroida teljes gömbfelületéről):

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

Hol van a Stefan-Boltzmann állandó (5,6704 × 10 -8 W/m²K 4 ), a hőmérséklet Kelvinben és az aszteroida hőemissziós tényezője. Egyenlő , lehet kapni $\sigma$ $T$ $\epsilon$ $R_{{{\mbox{in))))=R_{{{\mbox{out))))$

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

A használt érték = 0,9 néhány nagy aszteroida részletes megfigyeléséből származik. Bár ez a módszer meglehetősen jó értéket ad az átlagos felületi hőmérsékletre, a felszín különböző helyein a hőmérséklet nagymértékben változhat, ami jellemző a légkör nélküli testekre. $\epsilon$

Maximum

A maximális hőmérséklet értékéhez durva közelítést kaphatunk, ha figyelembe vesszük, hogy a napsugarak merőlegesen érik a felületet, és a felület termodinamikai egyensúlyban van a beeső napsugárzással.

A következő számítás a „nap alatti” átlaghőmérsékletet adja meg:

T_{ss}={\sqrt {2}}\,T\kb. 1,41\,T,

Hol van a korábban számított átlaghőmérséklet. $T$

A perihéliumnál a sugárzás maximalizálódik, és

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

Hol van a pálya excentricitása. $e$

Hőmérsékletmérés és időszakos hőmérsékletváltozások

Az albedóval kombinált infravörös megfigyelés közvetlen hőmérsékletmérést ad. Az ilyen hőmérsékletmérés pillanatnyi, és az aszteroida hőmérséklete időszakosan változik a Naptól való távolságától függően. A fenti számítások alapján

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

hol van a Nap távolsága egy adott pillanatban. Ha ismert a mérés időpontja, a Naptól mért távolság online lekérdezhető a NASA Orbital Calculator segítségével, és a megfelelő számítás elvégezhető a fenti kifejezéssel. $d$

Albedo pontatlansági probléma

Van egy bökkenő, ha ezeket a kifejezéseket egy adott aszteroida hőmérsékletének kiszámítására használjuk. A számításhoz szükség van egy Bond albedóra ( a beeső sugárzás minden irányba szóródása), míg az IRAS geometriai albedót ad, amely a forrás (Nap) irányában visszavert fény mennyiségét jelzi.

Noha ezek az adatok korrelálnak egymással, az együttható komplex módon függ a felület tulajdonságaitól. A Bond-albedó mérés a legtöbb aszteroidánál nem érhető el, mert nagy szögmérést igényel a beeső fényhez képest, amely csak az aszteroidaövből történő közvetlen megfigyeléssel érhető el. A felület részletes modellezése és termikus tulajdonságai a geometriai albedó alapján közelíthetik a Bond-albedót, de ezeknek a módszereknek az áttekintése túlmutat e cikk keretein. Tudományos publikációkból beszerezhető egyes aszteroidákra.

Jobb alternatíva híján a legjobb, ha ezeket az albedókat egyenlőnek fogadjuk el, de ne feledjük, hogy a számítások eredményei eredendően pontatlanok lesznek.

Mekkora ez a pontatlanság?

Az albedó aszteroida példáit tekintve a geometriai albedó és a Bond-albedó közötti különbség minden egyes aszteroida esetében nem haladja meg a 20%-ot. Mivel a számított hőmérséklet (1- A ) 1/4 értékkel fog változni , a függés meglehetősen gyenge az aszteroida 0,05-0,3 tipikus A ≈ p értékére.

A hőmérséklet-számítás pontatlansága csak egy albedóból körülbelül 2%, ami ±5 K hőmérséklet-szórást ad.

Jegyzetek

↑ V. A. Bronshten . Bolygók és megfigyelésük. 1978. Pp. 43 (nem elérhető link) . Letöltve: 2015. április 16. Az eredetiből archiválva : 2015. április 16.. (határozatlan)

Linkek

A Planetary Data System (PDS) kis testek csomópontja