Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Стандартні фізичні характеристики астероїда



План:


Введення

Для більшості пронумерованих астероїдів відомі лише кілька фізичних параметрів. Усього кілька сотень астероїдів мають власні сторінки в Вікіпедії, на яких міститься назва, обставини відкриття, таблиця елементів орбіти і очікувані фізичні характеристики.

Мета цієї сторінки - пояснити походження загальних фізичних даних про астероїди.

Статті про астероїди створювалися протягом великого часу, тому все нижчевикладене може не ставитися до деяких статей.


1. Розміри

Дані про розміри астероїдів беруться з IRAS. Для багатьох астероїдів, аналіз змін відбитого світла в часі надає інформацію про направлення осі обертання і порядку розмірів.

Існує можливість уточнити очікування про розміри. Розміри небесного тіла представляються у вигляді тривісного еліпсоїда обертання, довжини осей якого перераховані в порядку убування, у вигляді a b c. Якщо ми маємо співвідношення діаметрів μ = a / b, ν = b / c, отриманих з вимірювання змін відбитого світла в часі, і середній діаметр d, можна висловити діаметр у вигляді середнього геометричного d = (abc) ^ \ frac {1} {3} \, \! , І отримати три діаметра еліпсоїда:

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}}} \, \!

2. Маса

Якщо не вдаватися до докладним визначенням маси, маса M може бути отримана з діаметра і (очікуваних) значень щільності ρ, які співвідносяться як:

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

Такий розрахунок, у разі неточності, позначається тильдою "~". Крім таких "неточних" розрахунків, маси великих астероїдів можуть бути розраховані з їх взаємного тяжіння, що впливає на їх орбіти, або коли астероїд має орбітального компаньйона з відомим радіусом орбіти. Маси найбільших астероїдів 1 Церера, 2 Паллада і 4 Веста можуть бути визначені таким чином за їх виляння на орбіту Марса. Хоча зміни орбіти Марса будуть крихітними, вони можуть бути виміряні радіолокацією із Землі космічних апаратів на поверхні Марса, наприклад, Вікінгів.


3. Щільність

На відміну від кількох астероїдів з виміряної щільністю, щільність інших астероїдів є передбачуваною.

Для багатьох астероїдів передбачається значення щільності ρ ~ 2 г / см 3.

Тим не менш, кращі здогадки можуть бути отримані, якщо брати до уваги спектральний клас астероїда. Розрахунки показують середні щільності для астероїдів C, S, і M класу відповідно 1.38, 2.71, і 5.32 г / см 3. Беручи до уваги ці розрахунки, ми отримаємо краще очікування щільності, ніж вихідні 2 г / см 3.


4. Гравітація на поверхні

4.1. Гравітація на поверхні сферичного тіла

Для сферичного тіла, прискорення вільного падіння на поверхні (g) визначається так:

g_ {\ rm spherical} = \ frac {GM} {r ^ 2} \, \!

Де G = 6.6742 10 -11 м 3 с -2 кг -1 це гравітаційна постійна, M це маса тіла і r це його радіус.

4.2. Несферіческой тіло

Для тел несферіческой форми гравітація буде відрізнятися в залежності від місця розташування. Зазначена вище формула це всього лише наближення, точні розрахунки стають трудомісткими. В загальному випадку величина g в ближчих до центру мас точках поверхні зазвичай трохи вище, ніж у більш віддалених від центру мас точках поверхні.

4.3. Відцентрова сила

На поверхні тіла, що обертається вага об'єкта на поверхні такого тіла (крім полюсів) буде зменшуватися на величину відцентрової сили. Відцентрове прискорення на широті θ обчислюється так:

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

де T це період обертання в секундах, r це екваторіальний радіус, і θ це широта. Ця величина максимізується на екваторі, де sinθ = 1. Знак "мінус" показує, що відцентрове прискорення має зворотний напрямок по відношенню до прискорення вільного падіння g.

Ефективне прискорення буде сумою двох вищевказаних прискорень:

g_ {\ rm effective} = g_ {\ rm gravitational} + g_ {\ rm centrifugal} \.

4.4. Подвійні системи

Якщо тіло, про яке йде мова, є компонентом подвійної системи і інший компонент має порівнянну масу, вплив другого тіла може бути значним.

5. Друга космічна швидкість

Для прискорення вільного падіння на поверхні g і радіуса r тіла, яке має сферичну симетрію, друга космічна швидкість дорівнює:

v_e = \ sqrt {2gr}

6. Період обертання

Період обертання береться з аналізу змін відбитого світла в часі.

7. Спектральний клас

Спектральний клас астероїда береться з класифікації Толена.

8. Абсолютна зоряна величина

Абсолютна зоряна величина береться з IRAS.

9. Альбедо

Зазвичай береться з IRAS. Там зазначено геометричне альбедо. Якщо даних немає, то альбедо приймається рівним 0.1.

10. Температура поверхні

10.1. Середня

Найпростіший метод, який дає прийнятні результати полягає в тому, що ми приймаємо поведінка астероїда за поведінку сірого тіла в термодіноміческом рівновазі з потрапляє на нього сонячним випромінюванням. Потім середню температуру можна отримати прирівнюючи середню одержувану і випромінювану теплову енергію. Середня отримується потужність дорівнює:

R_ {\ mbox {in}} = \ frac {(1-A) L_0 \ pi r ^ 2} {4 \ pi a ^ 2},

де A \, \! це альбедо астероїда (точніше, альбедо Бонда), a \, \! це велика піввісь, L_0 \, \! це сонячна світність (приймається рівної 3.827 10 26 Вт) і r це радіус астероїда. У розрахунку також приймається, що коефіцієнт поглинання дорівнює 1-A , Астероїд має сферичну форму, орбіта астероїда має нульовий ексцентриситет, і випромінювання Сонця изотропно.

Використовуючи модифікацію закону Стефана - Больцмана для сірого тіла, отримуємо випромінювану потужність (з усією сферичної поверхні астероїда):

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

Де \ Sigma \, \! це константа Стефана - Больцмана (5.6704 10 -8 Вт / м K 4), T це температура в кельвінах, і \ Epsilon \, \! це теплова випромінювальна здатність астероїда. Прирівнюючи R_ {\ mbox {in}} = R_ {\ mbox {out}} , Можна отримати

T = \ left (\ frac {(1 - A) L_0} {\ epsilon \ sigma 16 \ pi a ^ 2} \ right) ^ {1/4} \, \!

Використовуване значення \ Epsilon = 0.9 отримано з докладних спостережень деяких великих астероїдів. Хоча цей метод дає досить хороше значення середньої температури поверхні, температура в різних місцях поверхні може сильно відрізнятися, що характерно для тіл без атмосфери.


10.2. Максимальна

Грубе наближення до значення максимальної температури можна отримати, беручи до уваги що сонячні промені потрапляють на поверхню перпендикулярно і поверхня в термодинамічній рівновазі з падаючим сонячним випромінюванням.

Наступний розрахунок дає нам середню температуру "під сонцем":

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

Де T це середня температура, розрахована раніше.

У перигелії випромінювання максимізується, і

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

Де e \, \! це ексцентриситет орбіти.


10.3. Вимірювання температури і періодичні зміни температури

Спостереження в інфрачервоному спектрі в поєднанні з альбедо дає пряме вимірювання температури. Таке вимір температури є моментальним, і температура астероїда буде періодично змінюватися в залежності від його відстані від Сонця. Виходячи з вищевикладених розрахунків,

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

де d \, \! це відстань від Сонця в даний конкретний момент. Якщо відомий момент, щодо якого проводиться вимір, відстань від Сонця може бути отримано онлайн з орбітального калькулятора НАСА, і відповідний розрахунок може бути зроблений за допомогою вищенаведеного вираження.


10.4. Проблема неточності альбедо

Існує проблема в використанні цих виразів для розрахунку температури конкретного астероїда. Розрахунок вимагає альбедо Бонда A (розсіювання падаючого випромінювання у всіх напрямках), у той час як IRAS дає геометричне альбедо p, яке показує кількість світла, відбитого в напрямку джерела (Сонця).

Хоча ці дані корелюють між собою, коефіцієнт має складну залежність від властивостей поверхні. Вимірювання альбедо Бонда недоступно для більшості астероїдів, оскільки вимагає вимірювання з великим кутом щодо падаючого світла, що може бути отримано тільки спостереженням безпосередньо з пояса астероїдів. Деталізація моделювання поверхні і температурних властивостей можуть, базуючись на геометричному альбедо, дати наближене значення альбедо Бонда, але огляд цих методів знаходяться за межами цієї статті. Воно може бути отримано для деяких астероїдів з наукових публікацій.

Через брак кращої альтернативи, краще зі всього, що можна зробити, це прийняти ці альбедо рівними, але пам'ятати, що результатами розрахунків буде притаманна неточність.

Наскільки велика ця неточність?

Дивлячись на приклади альбедо астероїдів, різниця між геометричним альбедо і альбедо Бонда у кожного окремого астероїда буває не більше 20%. Оскільки розраховується температура буде змінюватися на значення (1 - A) 1/4, залежність досить слабка для типового значення Ap астероїда 0.05-0.3.

Неточність розрахунку температури тільки по одному альбедо складе близько 2%, що дасть розкид в температурі 5 K.


Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Тактико-технічні характеристики
Супутник астероїда
Тимчасове позначення астероїда
Стандартні умови
Нормальні і стандартні умови
Стандартні марки СРСР
Фізичні властивості
Фізичні науки
Фундаментальні фізичні постійні
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru