Standardní fyzikální vlastnosti asteroidu

U většiny očíslovaných asteroidů je známo pouze několik fyzikálních parametrů. Pouze několik stovek asteroidů má své vlastní stránky Wikipedie, které obsahují název, okolnosti objevu, tabulku orbitálních prvků a očekávané fyzikální vlastnosti.

Účelem této stránky je vysvětlit původ obecných fyzikálních dat o asteroidech.

Články o asteroidech vznikaly dlouhou dobu, takže následující se na některé články nemusí vztahovat.

Rozměry

Údaje o velikosti asteroidu jsou převzaty z IRAS . U mnoha asteroidů poskytuje analýza změn odraženého světla v průběhu času informace o směru osy rotace a pořadí rozměrů.

Je možné upřesnit očekávání ohledně velikostí. Rozměry nebeského tělesa jsou znázorněny jako tříosý rotační elipsoid, jehož délky os jsou uvedeny v sestupném pořadí jako a × b × c . Pokud máme poměry průměrů μ = a / b , ν = b / c , získané z měření změn odraženého světla v čase, a středního průměru d, můžeme průměr vyjádřit jako geometrický průměr a získat tři průměry elipsoid: $d=(abc)^{\frac {1}{3}}$

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))))

Při absenci jiných údajů se průměrný průměr malých planet a planetek v km s možnou chybou v řádu několika desítek procent odhaduje z jejich absolutní velikosti (H) za předpokladu, že albedo se rovná průměrné hodnotě 0,072 [1 ] :

lgd=3,566-0,2lgH

Mše

Bez použití podrobných definic hmotnosti lze hmotnost M odvodit z průměru a (očekávaných) hodnot hustoty ρ , které spolu souvisí jako:

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

Takový výpočet je v případě nepřesnosti označen vlnovkou „~“. Kromě těchto „nepřesných“ výpočtů lze hmotnosti velkých asteroidů vypočítat z jejich vzájemné přitažlivosti, která ovlivňuje jejich oběžné dráhy, nebo když má asteroid orbitálního společníka se známým poloměrem oběžné dráhy. Hmotnosti největších asteroidů 1 Ceres, 2 Pallas a 4 Vesta lze tímto způsobem určit podle jejich vlivu na dráhu Marsu. Ačkoli změny na oběžné dráze Marsu budou nepatrné, mohou být měřeny radarem ze Země kosmickými loděmi na povrchu Marsu, jako jsou Vikingové.

Hustota

Na rozdíl od několika asteroidů s naměřenými hustotami jsou hustoty zbývajících asteroidů odvozeny.

Pro mnoho asteroidů se předpokládá hodnota hustoty ρ ~2 g/cm 3 .

Lepší odhady však lze získat zohledněním spektrálního typu asteroidu. Výpočty ukazují průměrné hustoty pro asteroidy třídy C , S a M , v tomto pořadí, 1,38, 2,71 a 5,32 g/ cm3 . Vezmeme-li tyto výpočty v úvahu, dostaneme lepší očekávanou hustotu než původní 2 g/cm 3 .

Povrchová gravitace

Gravitace na povrchu kulového tělesa

U kulového tělesa je gravitační zrychlení na povrchu ( g ) definováno jako:

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

Kde G = 6,6742⋅10 −11 m 3 s −2 kg −1 je gravitační konstanta, M je hmotnost tělesa a r je jeho poloměr.

Nekulové těleso

U nekulových těles se gravitace bude lišit v závislosti na umístění. Výše uvedený vzorec je pouze přibližný, přesné výpočty jsou velmi časově náročné. V obecném případě je hodnota g v povrchových bodech blíže k těžišti obvykle poněkud vyšší než v povrchových bodech vzdálenějších od těžiště.

Odstředivá síla

Na povrchu rotujícího tělesa se hmotnost předmětu na povrchu takového tělesa (kromě pólů) sníží o hodnotu odstředivé síly. Odstředivé zrychlení v zeměpisné šířce θ se vypočítá takto:

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

kde T je doba rotace v sekundách, r je rovníkový poloměr a θ je zeměpisná šířka. Tato hodnota je maximalizována na rovníku, kde sinθ=1. Znaménko mínus udává, že odstředivé zrychlení má opačný směr vzhledem ke gravitačnímu zrychlení g .

Efektivní zrychlení bude součtem dvou výše uvedených zrychlení:

g_{{{\rm {efektivní}}}}=g_{{{\rm {gravitační}}}}+g_{{{\rm {odstředivé}}}}\ .

Binární systémy

Pokud je dotyčné těleso součástí binárního systému a druhá složka má srovnatelnou hmotnost, může být vliv druhého tělesa významný.

Druhá úniková rychlost

Pro zrychlení volného pádu na povrchu g a poloměru r tělesa, které má sférickou symetrii, je druhá kosmická rychlost rovna:

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

Období střídání

Perioda rotace se bere z analýzy změn odraženého světla v průběhu času.

Spektrální třída

Spektrální typ asteroidu je převzat z Tholenovy klasifikace.

Absolutní velikost

Absolutní velikost je převzata z IRAS .

Albedo

Obvykle převzato z IRAS . Je tam naznačeno geometrické albedo. Pokud nejsou k dispozici žádné údaje, předpokládá se, že albedo je 0,1.

Povrchová teplota

Průměr

Nejjednodušší metodou, která dává přijatelné výsledky, je, že chování asteroidu bereme jako chování šedého tělesa v termodynamické rovnováze se slunečním zářením, které na něj dopadá. Pak lze průměrnou teplotu získat vyrovnáním průměrné přijaté a vyzařované tepelné energie. Průměrný přijatý výkon se rovná:

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

kde je albedo asteroidu (přesněji Bondovo albedo), je hlavní poloosa, je sluneční svítivost (předpokládaná 3,827×10 26 W) a je poloměr asteroidu. Výpočet také předpokládá, že koeficient absorpce je , asteroid má kulový tvar, dráha asteroidu má nulovou excentricitu a sluneční záření je izotropní. $A$ $A$ $L_0$ $r$ $1-A$

Pomocí modifikace Stefanova-Boltzmannova zákona pro šedé těleso získáme vyzářený výkon (z celého kulového povrchu planetky):

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

Kde je Stefan-Boltzmannova konstanta (5,6704×10 −8 W/m²K 4 ), je teplota v Kelvinech a je tepelná emisivita asteroidu. Přirovnávání , jeden může dostat $\sigma$ $T$ $\epsilon$ $R_{{{\mbox{in))))=R_{{{\mbox{out))))$

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

Použitá hodnota = 0,9 je odvozena z detailních pozorování některých velkých asteroidů. Přestože tato metoda dává poměrně dobrou hodnotu průměrné povrchové teploty, teplota na různých místech povrchu se může velmi lišit, což je typické pro tělesa bez atmosféry. $\epsilon$

Maximum

Hrubou aproximaci k hodnotě maximální teploty lze získat tak, že se vezme v úvahu, že sluneční paprsky dopadají na povrch kolmo a povrch je v termodynamické rovnováze s dopadajícím slunečním zářením.

Následující výpočet nám dává průměrnou teplotu "pod sluncem":

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

Kde je průměrná teplota vypočítaná dříve. $T$

V perihéliu je záření maximalizováno a

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

Kde je excentricita oběžné dráhy. $E$

Měření teploty a periodické změny teploty

Infračervené pozorování v kombinaci s albedem poskytuje přímé měření teploty. Takové měření teploty je okamžité a teplota asteroidu se bude periodicky měnit v závislosti na jeho vzdálenosti od Slunce. Na základě výše uvedených výpočtů

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

kde je v daném okamžiku vzdálenost od Slunce. Pokud je znám okamžik, od kterého se měření provádí, lze vzdálenost od Slunce získat online z NASA Orbital Calculator a odpovídající výpočet lze provést pomocí výše uvedeného výrazu. $d$

Problém s nepřesností Albedo

Použití těchto výrazů k výpočtu teploty konkrétního asteroidu má háček. Výpočet vyžaduje Bond albedo A (rozptyl dopadajícího záření ve všech směrech), zatímco IRAS udává geometrické albedo p , které udává množství světla odraženého ve směru zdroje (Slunce).

Přestože tyto údaje spolu korelují, koeficient má komplexní závislost na vlastnostech povrchu. Měření Bondova albeda není k dispozici pro většinu asteroidů, protože vyžaduje měření velkého úhlu s ohledem na dopadající světlo, které lze získat pouze pozorováním přímo z pásu asteroidů. Podrobné modelování povrchu a tepelné vlastnosti mohou na základě geometrického albeda poskytnout aproximaci Bondova albeda, ale přehled těchto metod přesahuje rámec tohoto článku. Pro některé asteroidy jej lze získat z vědeckých publikací.

Pro nedostatek lepší alternativy je nejlepší přijmout tato albeda jako rovnocenná, ale pamatujte, že výsledky výpočtů budou ze své podstaty nepřesné.

Jak velká je tato nepřesnost?

Když se podíváme na příklady albeda asteroidu, rozdíl mezi geometrickým albedem a albedem Bondovým pro každý jednotlivý asteroid není větší než 20 %. Protože se vypočítaná teplota změní o hodnotu (1- A ) 1/4 , je závislost pro typickou hodnotu A ≈ p planetky 0,05−0,3 dosti slabá.

Nepřesnost výpočtu teploty pouze z jednoho albeda bude asi 2 %, což dá teplotní rozptyl ±5 K.

Poznámky

↑ V. A. Bronshten . Planety a jejich pozorování. 1978. Pp. 43 (nedostupný odkaz) . Získáno 16. dubna 2015. Archivováno z originálu 16. dubna 2015. (neurčitý)

Odkazy

Uzel malých těles planetárního datového systému (PDS).