Pentru majoritatea asteroizilor numerotați, sunt cunoscuți doar câțiva parametri fizici. Doar câteva sute de asteroizi au propriile pagini Wikipedia, care conțin numele, circumstanțele descoperirii, un tabel cu elementele orbitale și caracteristicile fizice așteptate.
Scopul acestei pagini este de a explica originea datelor fizice generale despre asteroizi.
Articole despre asteroizi au fost create de-a lungul unei perioade lungi de timp, așa că este posibil ca următoarele articole să nu se aplice.
Datele privind dimensiunea asteroizilor sunt preluate de la IRAS . Pentru mulți asteroizi, analiza modificărilor luminii reflectate în timp oferă informații despre direcția axei de rotație și ordinea dimensiunilor.
Este posibil să clarificăm așteptările cu privire la dimensiuni. Dimensiunile unui corp ceresc sunt reprezentate ca un elipsoid triaxial de revoluție, ale cărui lungimi ale axelor sunt enumerate în ordine descrescătoare, ca a × b × c . Dacă avem rapoarte ale diametrelor μ = a / b , ν = b / c , obținute din măsurarea modificărilor luminii reflectate în timp și diametrul mediu d, putem exprima diametrul ca medie geometrică și obținem trei diametre de elipsoidul:
În lipsa altor date, diametrul mediu al planetelor mici și asteroizilor în km cu o posibilă eroare de ordinul a câteva zeci de procente este estimat din magnitudinea lor absolută (H) presupunând un albedo egal cu o valoare medie de 0,072 [1] ] :
Fără a recurge la definiții detaliate ale masei, masa M poate fi derivată din diametrul și valorile (așteptate) densității ρ , care sunt legate ca:
Un astfel de calcul, în caz de inexactitate, este marcat cu un tilde „~”. În afară de astfel de calcule „imprecise”, masele asteroizilor mari pot fi calculate din atracția lor reciprocă, care le afectează orbitele, sau atunci când asteroidul are un însoțitor orbital cu o rază orbitală cunoscută. Masele celor mai mari asteroizi 1 Ceres, 2 Pallas și 4 Vesta pot fi determinate în acest fel prin influența lor asupra orbitei lui Marte. Deși schimbările în orbita lui Marte vor fi mici, ele pot fi măsurate cu ajutorul radarului de pe Pământ de către nave spațiale de pe suprafața lui Marte, cum ar fi vikingii.
Spre deosebire de câțiva asteroizi cu densități măsurate, densitățile asteroizilor rămași sunt deduse.
Pentru mulți asteroizi, se presupune valoarea densității ρ ~2 g/cm 3 .
Cu toate acestea, ipoteze mai bune pot fi obținute luând în considerare tipul spectral al asteroidului. Calculele arată densități medii pentru asteroizii din clasa C , S și M , respectiv, de 1,38, 2,71 și 5,32 g/ cm3 . Luând în considerare aceste calcule, obținem o densitate mai bună decât cea originală de 2 g/cm 3 .
Pentru un corp sferic, accelerația datorată gravitației pe suprafață ( g ) este definită ca:
Unde G = 6,6742⋅10 −11 m 3 s −2 kg −1 este constanta gravitațională, M este masa corpului și r este raza acestuia.
Pentru corpurile nesferice, gravitația va diferi în funcție de locație. Formula de mai sus este doar o aproximare, calculele precise necesită foarte mult timp. În cazul general, valoarea lui g în punctele de suprafață mai apropiate de centrul de masă este de obicei ceva mai mare decât în punctele de suprafață mai îndepărtate de centrul de masă.
Pe suprafața unui corp în rotație, greutatea unui obiect pe suprafața unui astfel de corp (cu excepția polilor) va scădea cu valoarea forței centrifuge. Accelerația centrifugă la latitudinea θ se calculează după cum urmează:
unde T este perioada de rotație în secunde, r este raza ecuatorială și θ este latitudinea. Această valoare este maximizată la ecuator, unde sinθ=1. Semnul minus indică faptul că accelerația centrifugă are sens invers față de accelerația gravitațională g .
Accelerația efectivă va fi suma celor două accelerații de mai sus:
Dacă corpul în cauză este o componentă a unui sistem binar, iar cealaltă componentă are o masă comparabilă, influența celui de-al doilea corp poate fi semnificativă.
Pentru accelerația de cădere liberă pe suprafața g și raza r a unui corp cu simetrie sferică, a doua viteză cosmică este egală cu:
Perioada de rotație este luată din analiza modificărilor luminii reflectate în timp.
Tipul spectral al asteroidului este luat din clasificarea lui Tholen.
Mărimea absolută este luată de la IRAS .
De obicei luate de la IRAS . Acolo este indicat albedo geometric. Dacă nu există date, atunci se presupune că albedo este 0,1.
Cea mai simplă metodă, care dă rezultate acceptabile, este că luăm comportamentul asteroidului drept comportamentul unui corp gri aflat în echilibru termodinamic cu radiația solară care cade pe acesta. Apoi temperatura medie poate fi obținută prin echivalarea energiei termice medii primite și radiate. Puterea medie primită este egală cu:
unde este albedo-ul asteroidului (mai precis, albedo-ul lui Bond), este semi-axa majoră, este luminozitatea solară (presupusă a fi 3,827×10 26 W) și este raza asteroidului. De asemenea, calculul presupune că coeficientul de absorbție este , asteroidul are o formă sferică, orbita asteroidului are excentricitate zero, iar radiația solară este izotropă.
Folosind modificarea legii Stefan-Boltzmann pentru un corp gri, obținem puterea radiată (de pe întreaga suprafață sferică a asteroidului):
Unde este constanta Stefan-Boltzmann (5,6704×10 −8 W/m²K 4 ), este temperatura în Kelvin și este emisivitatea termică a asteroidului. Echivalând , se poate obține
Valoarea utilizată = 0,9 este derivată din observațiile detaliate ale unor asteroizi mari. Deși această metodă oferă o valoare destul de bună pentru temperatura medie a suprafeței, temperatura în diferite locuri de pe suprafață poate varia foarte mult, ceea ce este tipic pentru corpurile fără atmosferă.
O aproximare aproximativă a valorii temperaturii maxime poate fi obținută ținând cont de faptul că razele solare lovesc suprafața perpendicular și suprafața este în echilibru termodinamic cu radiația solară incidentă.
Următorul calcul ne oferă temperatura medie „sub soare”:
Unde este temperatura medie calculată mai devreme.
La periheliu, radiația este maximizată și
Unde este excentricitatea orbitei.
Observația în infraroșu combinată cu albedo oferă o măsurare directă a temperaturii. O astfel de măsurare a temperaturii este instantanee, iar temperatura asteroidului se va schimba periodic în funcție de distanța acestuia de la Soare. Pe baza calculelor de mai sus,
unde este distanța de la Soare la un moment dat. Dacă se cunoaște momentul de la care se face măsurarea, distanța față de Soare poate fi obținută online din Calculatorul Orbital NASA și calculul corespunzător se poate face folosind expresia de mai sus.
Există o captură în utilizarea acestor expresii pentru a calcula temperatura unui anumit asteroid. Calculul necesită un albedo Bond A (difuzarea radiației incidente în toate direcțiile), în timp ce IRAS oferă un albedo geometric p care indică cantitatea de lumină reflectată în direcția sursei (Soarele).
Deși aceste date se corelează între ele, coeficientul are o dependență complexă de proprietățile suprafeței. Măsurarea albedo Bond nu este disponibilă pentru majoritatea asteroizilor deoarece necesită o măsurare a unghiului mare în raport cu lumina incidentă, care poate fi obținută doar prin observarea directă din centura de asteroizi. Modelarea detaliată a suprafeței și proprietățile termice pot, pe baza albedo-ului geometric, să ofere o aproximare a albedo-ului Bond, dar o revizuire a acestor metode depășește scopul acestui articol. Poate fi obținut pentru unii asteroizi din publicații științifice.
În lipsa unei alternative mai bune, cel mai bun lucru de făcut este să acceptați aceste albedouri ca fiind egale, dar amintiți-vă că rezultatele calculelor vor fi în mod inerent inexacte.
Cât de mare este această inexactitate?
Privind exemple de albedo de asteroid, diferența dintre albedo geometric și albedo Bond pentru fiecare asteroid individual nu este mai mare de 20%. Deoarece temperatura calculată se va modifica cu valoarea (1- A ) 1/4 , dependența este destul de slabă pentru o valoare tipică A ≈ p a asteroidului 0,05−0,3.
Inexactitatea calculului temperaturii de la un singur albedo va fi de aproximativ 2%, ceea ce va da o distribuție a temperaturii de ±5 K.