En el caso de la mayoría de los asteroides numerados , prácticamente no se sabe nada, salvo algunos parámetros físicos y elementos orbitales. Algunas características físicas solo se pueden estimar. Los datos físicos se determinan a partir de ciertas suposiciones estándar.
En el caso de muchos asteroides, el análisis de las curvas de luz proporciona estimaciones de la dirección de los polos y de las relaciones de diámetros. Las estimaciones anteriores a 1995 recopiladas por Per Magnusson [1] están tabuladas en el PDS [2] , siendo los datos más fiables las síntesis etiquetadas en las tablas de datos. En la página web de un grupo de investigación finlandés en Helsinki que está llevando a cabo una campaña sistemática para determinar polos y modelos de forma a partir de curvas de luz se recogen determinaciones más recientes para varias docenas de asteroides. [3]
Estos datos se pueden utilizar para obtener una mejor estimación de las dimensiones. Las dimensiones de un cuerpo se dan normalmente como un elipsoide triaxial , cuyos ejes se enumeran en orden decreciente como . Si tenemos las razones de diámetro , a partir de curvas de luz, y un diámetro medio IRAS , se establece la media geométrica de los diámetros para que haya coherencia y se obtienen los tres diámetros:
Salvo determinaciones de masa detalladas, [4] la masa se puede estimar a partir del diámetro y los valores de densidad asumidos que se calculan a continuación.
Además de estas estimaciones, se pueden obtener las masas de los asteroides más grandes resolviendo las perturbaciones que causan en las órbitas de los demás, [5] o cuando el asteroide tiene un compañero en órbita de radio orbital conocido. Las masas de los asteroides más grandes 2 Pallas y 4 Vesta también se pueden obtener a partir de perturbaciones de Marte . [6] Si bien estas perturbaciones son minúsculas, se pueden medir con precisión a partir de datos de radar desde la Tierra a naves espaciales en la superficie de Marte, como los módulos de aterrizaje Viking .
Aparte de unos pocos asteroides cuya densidad se ha investigado, [4] hay que recurrir a conjeturas esclarecedoras. Véase Carry [7] para un resumen.
Para muchos asteroides, se ha asumido un valor de .
Sin embargo, la densidad depende del tipo espectral del asteroide. Krasinsky et al. proporciona cálculos para las densidades medias de asteroides de clase C, S y M como 1,38, 2,71 y 5,32 g/cm 3 . [8] (Aquí "C" incluía las clases de Tholen C, D, P, T, B, G y F, mientras que "S" incluía las clases de Tholen S, K, Q, V, R, A y E). Suponer estos valores (en lugar de los ~2 g/cm 3 actuales ) es una mejor estimación.
Para un cuerpo esférico, la aceleración gravitacional en la superficie está dada por
donde es la constante gravitacional , es la masa del cuerpo y es su radio.
En el caso de cuerpos con formas irregulares, la gravedad superficial variará considerablemente según la ubicación. La fórmula anterior es solo una aproximación, ya que los cálculos se vuelven más complejos. El valor de en los puntos de la superficie más cercanos al centro de masas suele ser algo mayor que en los puntos de la superficie más alejados.
En un cuerpo en rotación, el peso aparente que experimenta un objeto en la superficie se reduce por la fuerza centrípeta cuando uno se aleja de los polos. La aceleración centrípeta experimentada en una latitud es
donde es el período de rotación en segundos, es el radio ecuatorial y es la latitud. Su magnitud se maximiza cuando uno está en el ecuador y . El signo negativo indica que actúa en dirección opuesta a la aceleración gravitacional '.
La aceleración efectiva es
Si el cuerpo en cuestión es miembro de un binario cercano con componentes de masa comparable, el efecto del segundo cuerpo también puede ser no despreciable.
El método más simple que da resultados razonables es suponer que el asteroide se comporta como un cuerpo gris en equilibrio con la radiación solar incidente. Luego, su temperatura media se obtiene igualando la potencia calorífica media incidente y radiada. La potencia calorífica total incidente es:
donde es el albedo del asteroide (precisamente, el albedo de Bond ), su semieje mayor es la luminosidad solar y el radio del asteroide. Se ha supuesto que: la absortividad es , el asteroide es esférico , está en una órbita circular y que la salida de energía del Sol es isotrópica .
Utilizando una versión de cuerpo gris de la ley de Stefan-Boltzmann , la potencia radiada (de toda la superficie esférica del asteroide) es:
donde es la constante de Stefan-Boltzmann , es la temperatura en kelvins , y es la emisividad infrarroja del asteroide . Igualando , se obtiene
Se utiliza el valor estándar de , estimado a partir de observaciones detalladas de algunos de los asteroides grandes.
Si bien este método proporciona una estimación bastante buena de la temperatura superficial promedio, la temperatura local varía enormemente, como es típico en cuerpos sin atmósfera .
Se puede obtener una estimación aproximada de la temperatura máxima suponiendo que cuando el Sol está en lo alto, la superficie está en equilibrio térmico con la radiación solar instantánea. Esto da una temperatura "subsolar" media de
¿Dónde está la temperatura media calculada como arriba?
En el perihelio, la radiación se maximiza y
¿Dónde está la excentricidad de la órbita?
Las observaciones infrarrojas se suelen combinar con el albedo para medir la temperatura de forma más directa. Por ejemplo, LF Lim et al. hace esto para 29 asteroides. [9] Estas mediciones son contingentes para un día particular de observación y la temperatura de la superficie del asteroide cambiará de forma regular dependiendo de su distancia del Sol. Del cálculo de Stefan-Boltzmann anterior,
donde es la distancia al Sol en un día determinado, y es una constante. Si se conoce el día de las observaciones pertinentes, la distancia al Sol en ese día se puede obtener de fuentes como la calculadora de órbitas de la NASA, [10] y las estimaciones de temperatura correspondientes en el perihelio, afelio, etc. se pueden derivar de la expresión anterior.
Existe un problema al utilizar estas expresiones para estimar la temperatura de un asteroide en particular. El cálculo requiere el albedo de Bond (la proporción de la energía entrante total reflejada, teniendo en cuenta todas las direcciones), mientras que los datos de albedo de IRAS y MSX disponibles para asteroides solo brindan el albedo geométrico , que caracteriza únicamente la intensidad de la luz reflejada hacia la fuente (el Sol).
Si bien estos dos albedos están correlacionados, el factor numérico entre ellos depende de una manera muy no trivial de las propiedades de la superficie. No se pueden obtener mediciones reales del albedo de Bond para la mayoría de los asteroides porque requieren mediciones desde ángulos de fase altos que solo pueden adquirirse mediante naves espaciales que pasan cerca o más allá del cinturón de asteroides . Algunos modelos complicados de las propiedades térmicas y de la superficie pueden llevar a estimaciones del albedo de Bond dado el geométrico, pero esto está más allá del alcance de una estimación rápida. Se puede obtener para algunos asteroides a partir de publicaciones científicas.
A falta de una alternativa mejor para la mayoría de los asteroides, lo mejor que se puede hacer es asumir que los dos albedos son iguales, teniendo en cuenta la inexactitud inherente presente en los valores de temperatura resultantes.
La tabla muestra que, para los cuerpos en el rango del albedo de los asteroides, la diferencia típica entre el albedo de Bond y el geométrico es del 20 % o menos, y cualquiera de las dos cantidades puede ser mayor. Dado que la temperatura calculada varía como , la dependencia es bastante débil para los valores típicos de asteroides de 0,05 a 0,3.
Se ha descubierto que la inexactitud típica en el cálculo de la temperatura a partir de esta fuente únicamente es de alrededor del 2 %. Esto se traduce en una incertidumbre de aproximadamente ±5 K para las temperaturas máximas.
Los datos del estudio de planetas menores IRAS [11] o del estudio de planetas menores Midcourse Space Experiment (MSX) [12] son la fuente habitual del diámetro.
El período de rotación se suele tomar de los parámetros de la curva de luz en el PDS. La clase espectral se suele tomar de la clasificación de Tholen en el PDS. [13] La magnitud absoluta suele darse mediante el sondeo de planetas menores IRAS [11] o el sondeo de planetas menores MSX. [12] Los albedos astronómicos suelen darse mediante el sondeo de planetas menores IRAS o MSX. Estos son albedos geométricos . A menudo, si no hay datos del sondeo, se puede utilizar un promedio aproximado de 0,1.
Para la gravedad superficial y el radio de un cuerpo esféricamente simétrico, la velocidad de escape es:
Se puede encontrar más información sobre un gran número de asteroides en el Nodo de Cuerpos Pequeños del Sistema de Datos Planetarios. [14] Doc. Mikko Kaasalainen proporciona información actualizada sobre la orientación de los polos de varias docenas de asteroides [3] y se puede utilizar para determinar la inclinación axial .
