Стандартные физические характеристики астероида

Для большинства пронумерованных астероидов известны всего несколько физических параметров. Всего несколько сотен астероидов имеют собственные страницы в Википедии, на которых содержится название, обстоятельства открытия, таблица элементов орбиты и ожидаемые физические характеристики.

Цель этой страницы — объяснить происхождение общих физических данных об астероидах.

Статьи об астероидах создавались на протяжении большого времени, поэтому всё нижеизложенное может не относиться к некоторым статьям.

Содержание

  • 1 Размеры
  • 2 Масса
  • 3 Плотность
  • 4 Гравитация на поверхности 4.1 Гравитация на поверхности сферического тела
  • 4.2 Несферическое тело
  • 4.3 Центробежная сила
  • 4.4 Двойные системы
  • 5 Вторая космическая скорость
  • 6 Период вращения
  • 7 Спектральный класс
  • 8 Абсолютная звёздная величина
  • 9 Альбедо
  • 10 Температура поверхности
      10.1 Средняя
  • 10.2 Максимальная
  • 10.3 Измерение температуры и периодические изменения температуры
  • 10.4 Проблема неточности альбедо
  • 11 Примечания
  • Планеты сокровищ

    Однако, похоже, что краткие данные о движении астероидов могут со временем начать появляться в новостях экономики. В последнее время интерес к их изучению обусловлен планами (пока, правда, весьма далекими) на разработку их в будущем как месторождений полезных ископаемых.

    Так приблизительно подсчитано, что в недрах Эроса содержится редкоземельных металлов в несколько раз больше, чем добыла и использовала за всю свою историю человеческая цивилизация.

    самые большие астероиды и их движение

    Однако для гипотетической разработки залежей золота и платины на поверхности космического тела желательно, чтобы там имелась хоть небольшая сила тяжести. Этим качеством обладают лишь самые большие астероиды. И их движение и стабильная, почти круговая орбита делают, например, Цереру и Весту, первыми кандидатами на освоение. Не исключено, что через пару-тройку сотен лет на Эрос будут летать молодые пары в свадебное путешествие, недаром же такое название ему придумали…

    Размеры

    Данные о размерах астероидов берутся из IRAS. Для многих астероидов, анализ изменений отражённого света во времени предоставляет информацию о направлении оси вращения и порядке размеров.

    Существует возможность уточнить ожидание о размерах. Размеры небесного тела представляются в виде трехосного эллипсоида вращения, длины осей которого перечислены в порядке убывания, в виде a

    ×
    b
    ×
    c
    . Если мы имеем соотношения диаметров
    μ
    =
    a
    /
    b
    ,
    ν
    =
    b
    /
    c
    , полученных из измерения изменений отражённого света во времени, и средний диаметр d, можно выразить диаметр в виде среднего геометрического d = ( a b c ) 1 3 {\displaystyle d=(abc)^{\frac {1}{3}}} , и получить три диаметра эллипсоида:
    a = d ( μ 2 ν ) 1 3 {\displaystyle a=d\,(\mu ^{2}\nu )^{\frac {1}{3}}} b = d ( ν μ ) 1 3 {\displaystyle b=d\,\left({\frac {\nu }{\mu }}\right)^{\frac {1}{3}}} c = d ( ν 2 μ ) 1 3 {\displaystyle c={\frac {d}{(\nu ^{2}\mu )^{\frac {1}{3}}}}}
    При отсутствии других данных, оценку среднего диаметра малых планет и астероидов в км с возможной погрешностью порядка нескольких десятков процентов делают по их абсолютной звёздной величине (H) в предположении альбедо, равного средней величине 0,072[1]:

    l g d = 3 , 566 − 0 , 2 l g H {\displaystyle lgd=3,566-0,2lgH}

    Масса

    Если не прибегать к подробным определениям массы, масса M

    может быть получена из диаметра и (ожидаемых) значений плотности
    ρ
    , которые соотносятся как:
    M = π a b c ρ 6 {\displaystyle M={\frac {\pi abc\rho }{6}}}
    Такой расчёт, в случае неточности, помечается тильдой «~». Кроме таких «неточных» расчётов, массы крупных астероидов могут быть рассчитаны из их взаимного притяжения, что оказывает влияние на их орбиты, или когда астероид имеет орбитального компаньона с известным радиусом орбиты. Массы наибольших астероидов 1 Церера, 2 Паллада и 4 Веста могут быть определены таким образом по их вилянию на орбиту Марса. Хотя изменения орбиты Марса будут крошечными, они могут быть измерены радиолокацией с Земли космических аппаратов на поверхности Марса, например, «Викингов».

    Что будет, если астероид столкнется с Землей?

    Астероиды навевают ужас на все человечество с момента их открытия. И не зря. Астрономы давно говорят: не надо спрашивать, возможно ли это, надо думать, когда это случится. В NASA и Европейском космическом агентстве посчитали, что в 2022 году к Земле приблизится опасный астероид 65803 Дидим и его спутник Дидимун. Диаметр Дидима около 780 метров, а Дидимуна примерно 170 метров. Меньший из них вращается вокруг большего раз в 11,9 часа, а расстояние между ними всего 1100 метров.

    Чтобы избежать столкновения, к Дидиму и Дидимуну отправят два зонда Asteroid Impact Monitor (AIM), полет запланирован на конец 2020 года, и Double Asteroid Redirection Test (DART), его пуск назначен на 2021 год. Первый зонд подойдет к астероиду, чтобы изучить состав небесного тела. Второй зонд предполагается разбить о Дидимун, а первый будет наблюдать за происходящим, заодно измерив изменение параметров его орбиты. По данным NASA, на сегодня открыто около 15 тысяч «потенциально опасных» астероидов. Каждую неделю в этот каталог добавляют еще около 30 новых объектов. Но это чуть больше четверти от всех угрожающих нашей планете небесных тел.

    Последний раз крупное столкновение астероидов с Землей произошло, а, точнее, закончилось на территории России. В 2013 году на высоте 30 км метеорит (осколок крупного астероида) разорвался над Челябинском. Из окон повыбивало стекла, 1400 человек получили травмы. Мощность взрыва была эквивалентна примерно 500 килотоннам это где-то в 30 раз больше мощности атомной бомбы, сброшенной на Хиросиму, но он произошел довольно высоко над землей, что позволило избежать серьезных разрушений.

    Плотность

    В отличие от нескольких астероидов с измеренной плотностью, плотность остальных астероидов является предполагаемой.

    Для многих астероидов предполагается значение плотности ρ

    ~2 г/см3.

    Тем не менее, лучшие догадки могут быть получены, если принимать во внимание спектральный класс астероида. Расчёты показывают средние плотности для астероидов C, S, и M класса соответственно 1,38, 2,71, и 5,32 г/см3. Принимая во внимание эти расчёты, мы получим лучшее ожидание плотности, чем исходные 2 г/см3.

    Гравитация на поверхности

    Гравитация на поверхности сферического тела

    Для сферического тела, ускорение свободного падения на поверхности (g

    ) определяется так:
    g s p h e r i c a l = G M r 2 {\displaystyle g_{\rm {spherical}}={\frac {GM}{r^{2}}}}
    Где G

    = 6,6742·10−11 м3с−2кг−1 — это гравитационная постоянная,
    M
    — это масса тела и
    r
    — это его радиус.

    Несферическое тело

    Для тел несферической формы гравитация будет отличаться в зависимости от местоположения. Указанная выше формула это всего лишь приближение, точные расчёты становятся трудоёмкими. В общем случае величина g

    в более близких к центру масс точках поверхности обычно несколько выше, чем в более удалённых от центра масс точках поверхности.

    Центробежная сила

    На поверхности вращающегося тела вес объекта на поверхности такого тела (кроме полюсов) будет уменьшаться на величину центробежной силы. Центробежное ускорение на широте θ вычисляется так:

    g c e n t r i f u g a l = − ( 2 π T ) 2 r sin ⁡ θ {\displaystyle g_{\rm {centrifugal}}=-\left({\frac {2\pi }{T}}\right)^{2}r\sin \theta }

    где T

    это период вращения в секундах,
    r
    это экваториальный радиус, и θ это широта. Эта величина максимизируется на экваторе, где sinθ=1. Знак «минус» показывает, что центробежное ускорение имеет обратное направление по отношению к ускорению свободного падения
    g
    .

    Эффективное ускорение будет являться суммой двух вышеуказанных ускорений:

    g e f f e c t i v e = g g r a v i t a t i o n a l + g c e n t r i f u g a l . {\displaystyle g_{\rm {effective}}=g_{\rm {gravitational}}+g_{\rm {centrifugal}}\ .}

    Двойные системы

    Если тело, о котором идёт речь, является компонентом двойной системы и другой компонент имеет сравнимую массу, влияние второго тела может быть значительным.

    Что такое астероид?

    Астероиды это достаточно миниатюрные по космическим меркам тела. Это может быть и камень размером с кулак, и довольно крупное образование до нескольких сотен километров в диаметре. Если больше это уже малая планета (к ним относится, например, Плутон).

    Само слово астероид в переводе с греческого означает «подобный звезде». В большинстве случаев астероиды имеют неправильную форму, а вариантов их происхождения несколько. В одних случаях речь идет о веществе, которое так и не смогло сформировать достаточно крупное небесное тело, в других об обломках некогда существовавших протопланет, которые в результате столкновения превратились в миллиарды осколков.

    Точно посчитать количество астероидов, вращающихся вокруг Солнца, невозможно. Основная сложность в их чрезвычайно малом для наблюдения размере. Только между Марсом и Юпитером специалистами открыто порядка 750 тысяч малых небесных тел, которые составляют хорошо известный Пояс астероидов. Один из крупнейших объектов в это части Солнечной системы Церера, которую иногда называют карликовой планетой. Ее диаметр 940 километров.

    У астероидов нет атмосферы, хотя многие из них достаточно велики, чтобы притягивать объекты поменьше. У некоторых астероидов встречаются спутники, другие образуют так называемые «двойные системы», вращающиеся вокруг единого центра масс.

    Температура поверхности

    Средняя

    Простейший метод, который даёт приемлемые результаты состоит в том, что мы принимаем поведение астероида за поведение серого тела в термодиномическом равновесии с попадающим на него солнечным излучением. Потом среднюю температуру можно получить приравнивая среднюю получаемую и излучаемую тепловую энергию. Средняя получаемая мощность равна:

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

    где A {\displaystyle A} это альбедо астероида (точнее, альбедо Бонда), a {\displaystyle a} это большая полуось, L 0 {\displaystyle L_{0}} это солнечная светимость (принимается равной 3,827×1026 Вт) и r {\displaystyle r} это радиус астероида. В расчёте также принимается, что коэффициент поглощения равен 1 − A {\displaystyle 1-A} , астероид имеет сферическую форму, орбита астероида имеет нулевой эксцентриситет, и излучение Солнца изотропно.

    Используя модификацию закона Стефана — Больцмана для серого тела, получаем излучаемую мощность (со всей сферической поверхности астероида):

    R out = 4 π r 2 ϵ σ T 4 , {\displaystyle R_{\mbox{out}}=4\pi r^{2}\epsilon \sigma T^{4}{\frac {}{}},}

    Где σ {\displaystyle \sigma } это константа Стефана — Больцмана (5,6704×10−8 Вт/м²K4), T {\displaystyle T} это температура в кельвинах, и ϵ {\displaystyle \epsilon } это тепловая излучательная способность астероида. Приравнивая R in = R out {\displaystyle R_{\mbox{in}}=R_{\mbox{out}}} , можно получить

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

    Используемое значение ϵ {\displaystyle \epsilon } =0,9 получено из подробных наблюдений некоторых больших астероидов. Хотя этот метод даёт довольно хорошее значение средней температуры поверхности, температура в разных местах поверхности может сильно отличаться, что характерно для тел без атмосферы.

    Максимальная

    Грубое приближение к значению максимальной температуры можно получить, принимая в расчёт что солнечные лучи попадают на поверхность перпендикулярно и поверхность в термодинамическом равновесии с падающим солнечным излучением.

    Следующий расчет даёт нам среднюю температуру «под солнцем»:

    T s s = 2 T ≈ 1 , 41 T , {\displaystyle T_{ss}={\sqrt {2}}\,T\approx 1,41\,T,}

    Где T {\displaystyle T} это средняя температура, рассчитанная ранее.

    В перигелии излучение максимизируется, и

    T s s m a x = 2 1 − e T , {\displaystyle T_{ss}^{\rm {max}}={\sqrt {\frac {2}{1-e}}}\ T,}

    Где e {\displaystyle e} это эксцентриситет орбиты.

    Измерение температуры и периодические изменения температуры

    Наблюдение в инфракрасном спектре в сочетании с альбедо даёт прямое измерение температуры. Такое измерение температуры является моментальным, и температура астероида будет периодически меняться в зависимости от его расстояния от Солнца. Исходя из вышеизложенных расчётов,

    T = c o n s t a n t × 1 d , {\displaystyle T={\rm {constant}}\times {\frac {1}{\sqrt {d}}},}

    где d {\displaystyle d} это расстояние от Солнца в данный конкретный момент. Если известен момент, относительно которого производится измерение, расстояние от Солнца может быть получено онлайн из орбитального калькулятора НАСА, и соответствующий расчет может быть сделан с помощью вышеприведенного выражения.

    Проблема неточности альбедо

    Существует загвоздка в использовании этих выражений для расчёта температуры конкретного астероида. Расчёт требует альбедо Бонда A

    (рассеяние падающего излучения во всех направлениях), в то время как IRAS даёт геометрическое альбедо
    p
    , которое показывает количество света, отражённого в направлении источника (Солнца).

    Хотя эти данные коррелируют между собой, коэффициент имеет сложную зависимость от свойств поверхности. Измерение альбедо Бонда недоступно для большинства астероидов, поскольку требует измерения с большим углом относительно падающего света, что может быть получено только наблюдением непосредственно из пояса астероидов. Детализация моделирования поверхности и температурных свойств могут, базируясь на геометрическом альбедо, дать приближённое значение альбедо Бонда, но обозрение этих методов находятся за пределами этой статьи. Оно может быть получено для некоторых астероидов из научных публикаций.

    За неимением лучшей альтернативы, лучшее из всего, что можно сделать, это принять эти альбедо равными, но помнить, что результатам расчётов будет присуща неточность.

    Насколько велика эта неточность?

    Глядя на примеры альбедо астероидов, разница между геометрическим альбедо и альбедо Бонда у каждого отдельного астероида бывает не больше 20 %. Поскольку рассчитываемая температура будет изменяться на значение (1-A

    )1/4, зависимость достаточно слабая для типичного значения
    A

    p
    астероида 0,05−0,3.

    Неточность расчёта температуры только по одному альбедо составит около 2 %, что даст разброс в температуре ±5 K.

    Рейтинг
    ( 1 оценка, среднее 4 из 5 )
    Понравилась статья? Поделиться с друзьями: