Características físicas estándar de un asteroide

Para la mayoría de los asteroides numerados, solo se conocen algunos parámetros físicos. Solo unos pocos cientos de asteroides tienen sus propias páginas de Wikipedia, que contienen el nombre, las circunstancias del descubrimiento, una tabla de elementos orbitales y características físicas esperadas.

El propósito de esta página es explicar el origen de los datos físicos generales sobre los asteroides.

Los artículos sobre asteroides se han creado durante un largo período de tiempo, por lo que es posible que lo siguiente no se aplique a algunos artículos.

Dimensiones

Los datos de tamaño de asteroides se toman de IRAS . Para muchos asteroides, el análisis de los cambios en la luz reflejada a lo largo del tiempo brinda información sobre la dirección del eje de rotación y el orden de las dimensiones.

Es posible aclarar la expectativa sobre los tamaños. Las dimensiones de un cuerpo celeste se representan como un elipsoide de revolución triaxial, cuyas longitudes de eje se enumeran en orden descendente, como a × b × c . Si tenemos relaciones de diámetros μ = a / b , ν = b / c , obtenidas al medir los cambios en la luz reflejada a lo largo del tiempo, y el diámetro promedio d, podemos expresar el diámetro como una media geométrica y obtener tres diámetros de el elipsoide: $d=(abc)^{\frac {1}{3}}$

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))))

A falta de otros datos, el diámetro medio de los pequeños planetas y asteroides en km con un posible error del orden de varias decenas porcentuales se estima a partir de su magnitud absoluta (H) suponiendo un albedo igual a un valor medio de 0,072 [1 ] :

lgd=3.566-0.2lgH

Misa

Sin recurrir a definiciones de masa detalladas, la masa M se puede derivar del diámetro y los valores de densidad (esperados) ρ , que se relacionan como:

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

Dicho cálculo, en caso de inexactitud, se marca con una tilde "~". Aparte de estos cálculos "imprecisos", las masas de los grandes asteroides se pueden calcular a partir de su atracción mutua, que afecta a sus órbitas, o cuando el asteroide tiene un compañero orbital con un radio orbital conocido. Las masas de los asteroides más grandes 1 Ceres, 2 Pallas y 4 Vesta se pueden determinar de esta manera por su influencia en la órbita de Marte. Aunque los cambios en la órbita de Marte serán pequeños, pueden ser medidos por radar desde la Tierra por naves espaciales en la superficie de Marte, como los Vikings.

Densidad

A diferencia de algunos asteroides con densidades medidas, las densidades de los asteroides restantes se infieren.

Para muchos asteroides, se asume el valor de densidad ρ ~2 g/cm 3 .

Sin embargo, se pueden obtener mejores conjeturas teniendo en cuenta el tipo espectral del asteroide. Los cálculos muestran densidades promedio para los asteroides de clase C , S y M , respectivamente, de 1,38, 2,71 y 5,32 g/cm 3 . Teniendo en cuenta estos cálculos, obtenemos una expectativa de densidad mejor que la original de 2 g/cm 3 .

Gravedad superficial

Gravedad en la superficie de un cuerpo esférico

Para un cuerpo esférico, la aceleración debida a la gravedad en la superficie ( g ) se define como:

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

Donde G = 6.6742⋅10 −11 m 3 s −2 kg −1 es la constante gravitacional, M es la masa del cuerpo y r es su radio.

Cuerpo no esférico

Para cuerpos no esféricos, la gravedad diferirá según la ubicación. La fórmula anterior es solo una aproximación, los cálculos precisos requieren mucho tiempo. En el caso general, el valor de g en los puntos de la superficie más cercanos al centro de masa suele ser algo mayor que en los puntos de la superficie más alejados del centro de masa.

Fuerza centrífuga

En la superficie de un cuerpo giratorio, el peso de un objeto en la superficie de dicho cuerpo (a excepción de los polos) disminuirá por el valor de la fuerza centrífuga. La aceleración centrífuga en la latitud θ se calcula de la siguiente manera:

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

donde T es el período de rotación en segundos, r es el radio ecuatorial y θ es la latitud. Este valor se maximiza en el ecuador, donde senθ=1. El signo menos indica que la aceleración centrífuga tiene la dirección opuesta con respecto a la aceleración gravitatoria g .

La aceleración efectiva será la suma de las dos aceleraciones anteriores:

g_{{{\rm {efectivo}}}}=g_{{{\rm {gravitacional}}}}+g_{{{\rm {centrífugo}}}}\ .

Sistemas binarios

Si el cuerpo en cuestión es un componente de un sistema binario y el otro componente tiene una masa comparable, la influencia del segundo cuerpo puede ser significativa.

Segunda velocidad de escape

Para la aceleración de caída libre sobre la superficie g y el radio r de un cuerpo que tiene simetría esférica, la segunda velocidad cósmica es igual a:

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

Período de rotación

El período de rotación se toma del análisis de los cambios en la luz reflejada a lo largo del tiempo.

Clase espectral

El tipo espectral del asteroide se toma de la clasificación de Tholen.

Magnitud absoluta

La magnitud absoluta se toma de IRAS .

Albedo

Usualmente tomado de IRAS . Allí se indica el albedo geométrico. Si no hay datos, se supone que el albedo es 0,1.

Temperatura superficial

Promedio

El método más simple, que da resultados aceptables, es que tomamos el comportamiento del asteroide como el comportamiento de un cuerpo gris en equilibrio termodinámico con la radiación solar que incide sobre él. Entonces, la temperatura promedio se puede obtener igualando la energía térmica promedio recibida y radiada. La potencia media recibida es igual a:

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

donde está el albedo del asteroide (más precisamente, el albedo de Bond), es el eje semi-mayor, es la luminosidad solar (se supone que es 3,827 × 10 26 W) y es el radio del asteroide. El cálculo también supone que el coeficiente de absorción es , el asteroide tiene una forma esférica, la órbita del asteroide tiene una excentricidad cero y la radiación solar es isotrópica. $A$ $a$ $L_0$ $r$ $1-A$

Usando la modificación de la ley de Stefan-Boltzmann para un cuerpo gris, obtenemos la potencia radiada (de toda la superficie esférica del asteroide):

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

Donde es la constante de Stefan-Boltzmann (5.6704×10 −8 W/m²K 4 ), es la temperatura en Kelvin y es la emisividad térmica del asteroide. Igualando , se puede obtener $\sigma$ $T$ $\epsilon$ $R_{{{\mbox{entrada))))=R_{{{\mbox{salida))))$

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

El valor utilizado = 0,9 se deriva de observaciones detalladas de algunos asteroides grandes. Aunque este método da un valor bastante bueno para la temperatura promedio de la superficie, la temperatura en diferentes lugares de la superficie puede variar mucho, lo cual es típico de los cuerpos sin atmósfera. $\epsilon$

Máximo

Se puede obtener una aproximación aproximada al valor de la temperatura máxima teniendo en cuenta que los rayos del sol inciden en la superficie perpendicularmente y la superficie está en equilibrio termodinámico con la radiación solar incidente.

El siguiente cálculo nos da la temperatura media "bajo el sol":

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

¿Dónde está la temperatura promedio calculada anteriormente? $T$

En el perihelio, la radiación se maximiza y

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

Donde es la excentricidad de la órbita. $mi$

Medición de temperatura y cambios periódicos de temperatura

La observación infrarroja combinada con el albedo da una medida directa de la temperatura. Tal medición de temperatura es instantánea, y la temperatura del asteroide cambiará periódicamente dependiendo de su distancia al Sol. Con base en los cálculos anteriores,

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

donde es la distancia al Sol en un momento dado. Si se conoce el momento a partir del cual se realiza la medición, la distancia al Sol se puede obtener en línea de la Calculadora Orbital de la NASA y se puede realizar el cálculo correspondiente mediante la expresión anterior. $d$

Problema de inexactitud de albedo

Hay una trampa en el uso de estas expresiones para calcular la temperatura de un asteroide en particular. El cálculo requiere un albedo de Bond A (dispersión de la radiación incidente en todas las direcciones), mientras que IRAS da un albedo geométrico p que indica la cantidad de luz reflejada en la dirección de la fuente (el Sol).

Aunque estos datos se correlacionan entre sí, el coeficiente tiene una dependencia compleja de las propiedades de la superficie. La medida del albedo de Bond no está disponible para la mayoría de los asteroides porque requiere una medida de gran ángulo con respecto a la luz incidente, que solo se puede obtener observando directamente desde el cinturón de asteroides. El modelado detallado de la superficie y las propiedades térmicas pueden, basándose en el albedo geométrico, dar una aproximación del albedo de Bond, pero una revisión de estos métodos está más allá del alcance de este artículo. Se puede obtener para algunos asteroides de publicaciones científicas.

A falta de una alternativa mejor, lo mejor que se puede hacer es aceptar estos albedos como iguales, pero recuerde que los resultados de los cálculos serán intrínsecamente inexactos.

¿Qué tan grande es esta imprecisión?

Mirando ejemplos de albedo de asteroides, la diferencia entre el albedo geométrico y el albedo de Bond para cada asteroide individual no es más del 20%. Dado que la temperatura calculada cambiará en el valor (1- A ) 1/4 , la dependencia es bastante débil para un valor típico A ≈ p del asteroide 0.05−0.3.

La imprecisión del cálculo de la temperatura a partir de un solo albedo será de alrededor del 2 %, lo que dará una diferencia de temperatura de ±5 K.

Notas

↑ V. A. Bronshten . Los planetas y su observación. 1978. págs. 43 (enlace no disponible) . Consultado el 16 de abril de 2015. Archivado desde el original el 16 de abril de 2015. (indefinido)

Enlaces

El nodo de cuerpos pequeños del sistema de datos planetarios (PDS)