표준 소행성 물리적 특성

번호가 매겨진 소행성의 경우, 몇 가지 물리적 매개 변수와 궤도 요소 외에는 거의 아무것도 알려져 있지 않습니다.일부 물리적 특성은 추정할 수 있습니다.물리적 데이터는 특정 표준 가정을 통해 결정됩니다.

치수

IRAS 소행성 조사^[1] 또는 MSX(Midcourse Space Experiment) 소행성 조사^[2](Planetary Data System Small Bodies Node(PDS)에서 사용 가능)의 데이터는 일반적으로 지름의 원천이다.

많은 소행성의 경우 광곡선 분석을 통해 극 방향과 직경 비율을 추정할 수 있습니다.Per Magnusson에^[3] 의해 수집된 1995년 이전의 추정치는 PDS에 ^[4]표로 작성되었으며, 가장 신뢰할 수 있는 데이터는 데이터 표에 "Synth"로 표시된 합성 데이터이다.수십 개의 소행성에 대한 보다 최근의 결정은 광선 ^[5]곡선에서 극과 모양 모델을 결정하는 체계적인 캠페인을 운영하는 헬싱키에 있는 핀란드 연구 그룹의 웹 페이지에 수집되어 있다.

이러한 데이터를 사용하여 치수를 더 잘 추정할 수 있습니다.물체의 치수는 보통 3축 타원체로 주어지며 축은 a×b×c로 내림차순으로 나열되어 있다.직경 비율 μ = a/b, 광선 곡선의 직경 θ = b/c 및 IRAS 평균 직경 ${\displaystyle d}$를 갖는 경우 일관성을 위해 $직경{\displaystyle }$ d$=$ ($a$c )${\displaystyle {}^{}}{\displaystyle {\frac{1}{}}^{}}$ 3 ${{\frac {1$}{$3}},\!}$의 기하 평균을 설정하고 3개의 직경을 구합니다.

${\displaystyle a=d,(\mu^{2}\nu)^{\frac {1}{3}},\!}$

${\displaystyle b=d,\left\frac {\mu }}\right}^{\frac {1}{3}}$

${{displaystyle c=mufrac {d}{{nu ^{2}\mu}^{\frac {1}{3}}}},\!}$

덩어리

질량 M은 상세한 질량 ^[6]결정을 제외하고 다음과 같이 직경 및 (가정된) 밀도값 θ에서 추정할 수 있다.

${\displaystyle M=syslogfrac {pi abc\rho}{6},\!}$

이러한 추정치는 칠드 "~"를 사용하여 근사치로 표시할 수 있다.이러한 "계측량" 외에도, 더 큰 소행성들이 서로의 궤도에서 일으키는 ^[7]섭동을 해결하거나 소행성에 알려진 궤도 반지름의 궤도 동반자가 있을 때 질량을 얻을 수 있다.가장 큰 소행성 1 세레스, 2 팔라스, 4 베스타의 질량은 ^[8]화성의 섭동을 통해 얻을 수 있다.이러한 동요는 매우 작지만, 지구에서부터 바이킹 착륙선과 같은 화성 표면의 우주선까지의 레이더 데이터를 통해 정확하게 측정할 수 있다.

밀도

밀도가 ^[6]조사된 몇몇 소행성들을 제외하고, 사람들은 계몽된 추측에 의존해야 한다.요약은 Relay를 참조하십시오^[9].

많은 소행성의 경우, µ~2 g/cm의³ 값을 가정했다.

그러나 밀도는 소행성의 스펙트럼 유형에 따라 달라진다.크라신스키 외는 C, S, M급 소행성의 평균 밀도를 1.38, 2.71, 5.32g/^[10]cm로³ 계산했다. (여기서 "C"는 톨렌 등급 C, D, P, T, B, G, F를 포함했고, "S"는 톨렌 등급 S, K, Q)이러한 값(현재의 ~2³ g/cm가 아니라)을 가정하는 것이 더 나은 추측입니다.

표면 중력

구면체

구형 물체에 대해 표면에서의 중력 가속도 g는 다음과 같이 주어진다.

${\displaystyle g_{\rm {brm}}=black {GM}{r^{2}},\!}$

여기서 G = 6.6742×10mskg은^{−113−2−1} 중력 상수, M은 물체의 질량, r 반지름이다.

불규칙한 신체

불규칙한 형상의 물체는 위치에 따라 표면 중력이 현저하게 다릅니다.위의 공식은 계산이 더 복잡해짐에 따라 근사치에 불과합니다.질량 중심에 가까운 표면 지점의 g 값은 일반적으로 더 먼 표면 지점보다 다소 큽니다.

구심력

회전체에서는 극에서 떨어져 있을 때 표면상의 물체가 경험하는 외관상 중량이 구심력에 의해 감소한다.위도 †에서 발생하는 구심 가속도는 다음과 같다.

${\displaystyle g_{\rm {pi}=-\leftfrac {2\pi}{T}\r}\sin \theta }$

여기서 T는 회전 주기(초), r은 적도 반지름, θ는 위도입니다.그 크기는 적도에 있을 때 최대이고 sin θ=1이다.음의 부호는 중력 가속도 g와 반대 방향으로 작용함을 나타냅니다.

유효 가속은

$({displaystyle g_{\rm {effective}}=g_{\rm {effective}}+g_{\rm {effectivegual}}\ .})$

바이너리 닫기

해당 물체가 유사한 질량의 성분을 가진 근접 바이너리의 구성원인 경우, 두 번째 물체의 효과도 지워지지 않을 수 있습니다.

탈출 속도

표면 중력 g와 구형 대칭 물체의 반지름 r의 경우, 탈출 속도는 다음과 같다.

${\displaystyle v_{e}=\frac {2}이(가) 없습니다.GM}{r}}}}:$

회전 주기

회전 주기는 일반적으로 PDS의 ^[11]광원곡선 파라미터에서 가져옵니다.

스펙트럼 클래스

스펙트럼 등급은 보통 PDS의 ^[12]톨렌 분류에서 취한다.

절대 등급

절대 매그니튜드는 보통 IRAS 소행성^[1] 조사 또는 MSX^[2] 소행성 조사(PDS에서 이용 가능)에 의해 지정된다.

알베도

천문학적 알베도는 보통 IRAS 소행성 조사^[1] 또는 MSX 소행성 조사^[2](PDS에서 이용 가능)를 통해 제공됩니다.이것들은 기하학적 알베도입니다.IRAS/MSX 데이터가 없는 경우 대략 0.1의 평균을 사용할 수 있습니다.

표면 온도

의미하다

합리적인 결과를 제공하는 가장 간단한 방법은 소행성이 입사한 태양 복사와 평형을 이루는 회색 물체처럼 행동한다고 가정하는 것이다.그런 다음 평균 입사와 복사 열 출력을 동일하게 하여 평균 온도를 구한다.사고 전력의 합계는 다음과 같습니다.

${\displaystyle R_{\mathrm {in}}=blac {(1-A)L_{0}\pi r^{2}}{4\pi a^{2}}}$

$여기$서$A$는 소행성 알베도$($$정확히는 본드$ $알베도$$),$L$0$은 태양 광도(즉, 총출력 3.827²⁶×$10$ W$)$이며$, L은 소행성$ 반지름이다.흡수율은 $1$-$A이고,$ 소행성은 구형이며, 원형 궤도에 있으며, 태양의 에너지 출력은 등방성이라는 가정 하에 있습니다.

스테판-볼츠만 법칙의 회색체 버전을 사용하면 (소행성의 전체 구형 표면에서) 복사력은 다음과 같다.

${\displaystyle R_{\mathrm {out}}=4\pi r^{2}\ilon T^{4}{\frac {}},$

$여기$서 ${\displaystyle \{\backslash }$ {\$displaystyle \sigma \,\!}$는 스테판-볼츠만 상수(5.6704×10⁻⁸ W/mK²⁴),$T{\displaystyle }$ {\$displaystyle$ T$}$는 켈빈 단위 온도, ${\displaystyle \{\backslash }$ {\$displaystyle \epsilon \,\!}$은 소행성의 적외선 방사율입니다.${\displaystyle {\mathrm{Ri}}_{}}$ n ${\displaystyle {=}_{}}$ ${\displaystyle {R\mathrm{}}_{}}$ ${\displaystyle {\mathrm{o}}_{}}$ t$${\$displaystyle$R_${\mathrm {in$}} $= R_{\mathrm${out$\}\}\}$과 $같으면{\displaystyle {}_{}}$ 다음을 얻는다.

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

일부 대형 소행성의 상세한 관측을 통해 추정된 $(\displaystyle\silon)$ $=$ 0.9의 표준값을 사용한다.

이 방법은 평균 표면 온도를 꽤 잘 추정하지만, 대기가 없는 물체에 일반적인 것처럼 국소 온도는 크게 다릅니다.

최대치

태양이 머리 위에 있을 때 표면은 순간적인 태양 복사와 열 평형 상태에 있다고 가정함으로써 최대 온도의 대략적인 추정을 얻을 수 있다.이것은 평균 "태양 아래" 온도를 제공합니다.

$({displaystyle T_{ss}=sqrt {2}},T\약 1.41,T,}$

$여기$서 T$${\$displaystyle$ T$}$는 위와 같이 계산된 평균 온도입니다.

근일점에서는 방사선이 최대화된다.

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

$여기$서$e$는 궤도의 이심률입니다$.$

온도 측정 및 규칙적인 온도 변화

적외선 관측은 일반적으로 온도를 더 직접적으로 측정하기 위해 알베도와 결합된다.예를 들어 L.F.입니다.림 등[Icarus, Vo. 173, 385 (2005)]29개의 소행성에 대해 이렇게 한다.이것은 특정 관측일에 대한 측정치이며, 소행성의 표면 온도는 태양과의 거리에 따라 규칙적으로 변화할 것이다.위의 Stefan-Boltzmann 계산에 따르면

$({displaystyle T=time {frac}}\times {frac {1}{\timert {d}}})$

$여기$서 d$displaystyle$ d$,\!$는 특정 요일의 태양으로부터의 거리입니다.관련 관측일이 알려진 경우, NASA 궤도 ^[13]계산기를 통해 그날 태양으로부터의 거리를 온라인으로 구할 수 있으며, 근일점, 근일점 등의 온도 추정치는 위의 식에서 구할 수 있다.

알베도 부정확성 문제

특정 소행성의 온도를 추정하기 위해 이러한 표현들을 사용할 때 문제가 있다.계산에는 본드 알베도 A(모든 방향을 고려하여 반사된 총 유입 힘의 비율)가 필요한 반면, 소행성에 사용할 수 있는 IRAS와 MSX 알베도 데이터는 소스(태양)에 반사된 빛의 세기만 특징짓는 기하학적 알베도 p만 제공한다.

이 두 알베도는 상관관계가 있지만, 그들 사이의 수치 인수는 표면 특성에 따라 매우 중요하지 않은 방식으로 좌우된다.본드 알베도의 실제 측정은 소행성 벨트 근처나 그 위를 통과하는 우주선에 의해서만 획득할 수 있는 높은 위상각의 측정이 필요하기 때문에 대부분의 소행성들에 대해 이루어질 수 없다.표면 및 열적 성질의 일부 복잡한 모델링은 기하학적 성질을 고려할 때 결합 알베도의 추정으로 이어질 수 있지만, 이는 이러한 기사에 대한 빠른 추정 범위를 벗어난다.그것은 과학 출판물에서 몇몇 소행성에 대해 얻을 수 있다.

대부분의 소행성에 대한 더 나은 대안이 없기 때문에, 여기서 할 수 있는 가장 좋은 방법은 이 두 알베도가 같다고 가정하는 것이지만, 결과적인 온도 값에 내재적인 부정확성이 있다는 것을 명심하세요.

이 오차는 얼마나 큰가요?

이 표의 예시를 보면 소행성 알베도 범위에 있는 물체의 경우, 본드와 기하학적 알베도의 일반적인 차이는 20% 이하이며, 어느 쪽이든 더 클 수 있다.계산된 온도는 (1-A)^1/4와 같기 때문에 0.05-0.3의 전형적인 소행성 Aµp 값에 대한 의존성은 상당히 약하다.

이 선원에서만 계산한 온도의 일반적인 부정확성은 약 2%입니다.이는 최대 온도에서 약 ±5K의 불확실성을 의미합니다.

기타 공통 데이터

많은 수의 소행성에 대한 다른 정보는 행성 데이터 시스템 작은 물체 ^[14]노드에서 찾을 수 있습니다.수십 개의 소행성의 극방향에 대한 최신 정보가 Doc에 의해 제공됩니다.Mikko Kaasalainen,^[5] 축 방향 기울기를 결정하는 데 사용할 수 있습니다.

유용한 정보의 또 다른 원천은 나사의 궤도 계산기입니다.^[13]

레퍼런스

외부 링크

• 행성 데이터 시스템(PDS) 소형 물체 노드