Характеристики и классификация астероидов

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

Опасность астероидов

Несмотря на то, что Земля значительно больше всех известных астероидов, столкновение с телом размером более 3 км может привести к уничтожению цивилизации. Столкновение с телом меньшего размера (но более 50 метров в диаметре) может привести к многочисленным жертвам и гигантскому экономическому ущербу.

Чем больше и тяжелее астероид, тем большую опасность он представляет, однако и обнаружить его в этом случае гораздо легче. Наиболее опасным на данный момент считается астероид Апофис, диаметром около 300 м, при столкновении с которым может быть уничтожена целая страна.
Оценки последствий падения астероидов[19]

1 июня 2013 года астероид 1998 QE2 приблизился на самое близкое расстояние к Земле за последние 200 лет. Расстояние составило 5,8 млн километров, что в 15 раз дальше чем Луна[20].

С 2020 года в России работает телескоп АЗТ-33 ВМ по обнаружению опасных небесных тел. Он способен опознать опасный астероид размером 50 метров на расстоянии до 150 миллионов километров за 30 секунд. Это даёт возможность заранее (самое малое — за месяц) заметить потенциально опасные для планеты тела, аналогичные Тунгусскому метеориту[21].

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}

Открытие и исследования Весты

Впервые Весту открыл в 1807 году Генрих Ольберс, немецкий астроном. До этого он открыл Цереру и Палладу – другие крупнейшие астероиды. Имя Весте дал Карл Гаусс, с разрешения Ольберса.

Также этот учёный открыл несколько комет и первым выдвинул версию, что астероиды произошли из-за разрушения некой планеты – Фаэтона. В честь Ольберса назван кратер на Луне и астероид Ольберсия.

Конечно, из-за большого удаления и небольшого размера изучать астероиды с Земли практически невозможно. Даже самые мощные современные телескопы мало что могут, поэтому здесь вся надежда на автоматические зонды.

Специально для исследования Весты в 2007 году NASA запустила зонд «Dawn». 3 мая 2011 года он сделал первый снимок астероида с расстояния 1.2 миллиона километров, а 16 июля вышел на орбиту около него.

Зонд прислал множество снимков Весты и много полезной информации. Так, по гравитационному воздействию учёные смогли точно рассчитать массу крупнейшего астероида. Был определён период вращения и многое другое.

Зонд проработал на орбите Весты до 5 сентября 2012 года, то есть пробыл там больше года. После этого он отправился к другому астероиду – Церере, с помощью ионных двигателей.

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».

Главный пояс

Астероиды Солнечной системы сосредоточены в нескольких зонах. Самая внушительная их часть размещается между орбитами Марса и Юпитера. Это скопление малых тел было названо Главным Масса всех размещающихся здесь объектов по космическим меркам ничтожно мала: она составляет всего 4% лунной массы. Причем определяющий вклад в этот параметр делают самые большие астероиды. И их движение, и движение их менее крупных собратьев, а также такие параметры, как состав, форма и происхождение, привлекли внимание астрономов еще в начале XIX века: Церера, ранее считавшаяся самым крупным астероидом, а сейчас относимая к числу карликовых планет, была открыта первого января 1801 года.

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.

Именование астероидов

Сначала астероидам давали имена героев римской и греческой мифологии, позднее открыватели получили право называть их как угодно — например, своим именем. Вначале астероидам давались преимущественно женские имена, мужские имена получали только астероиды, имеющие необычные орбиты (например, Икар, приближающийся к Солнцу ближе Меркурия). Позднее и это правило перестало соблюдаться.

Получить имя может не любой астероид, а лишь тот, орбита которого более или менее надёжно вычислена. Были случаи, когда астероид получал имя спустя десятки лет после открытия. До тех пор, пока орбита не вычислена, астероиду даётся временное обозначение, отражающее дату его открытия, например, 1950 DA. Цифры обозначают год, первая буква — номер полумесяца в году, в котором астероид был открыт (в приведённом примере это вторая половина февраля). Вторая буква обозначает порядковый номер астероида в указанном полумесяце, в нашем примере астероид был открыт первым. Так как полумесяцев 24, а английских букв — 26, в обозначении не используются две буквы: I (из-за сходства с единицей) и Z. Если количество астероидов, открытых в течение полумесяца, превысит 24, вновь возвращаются к началу алфавита, приписывая второй букве индекс 2, при следующем возвращении — 3, и т. д.

После получения имени официальное именование астероида состоит из числа (порядкового номера) и названия — (1) Церера, (8) Флора и т. д.

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.

Небесное тело алмазной формы

Девятнадцатого марта в журнале Nature

вышло сразу несколько статей, посвященных анализу данных, собранных автоматической межпланетной станцией OSIRIS-REx (Origins Spectral Interpretation Resource Identification Security Regolith Explorer) за полгода работы вблизи небольшого околоземного астероида (101955) Бенну. Редакция
N + 1
решила разобраться, о чем поведал ученым этот темный представитель малых тел Солнечной системы, форма которого похожа на алмаз.

Несмотря на то, что основная цель миссии — взять пробу грунта с поверхности Бенну и доставить его на Землю, научная программа по дистанционному изучению астероида, рассчитанная на два года, имеет не меньшее значение. В нее входит определение характеристик Бенну (таких как форма, масса, плотность, состав и морфология поверхности, ее тепловые и фотометрические свойства) и сравнение этих данных с результатами наземных наблюдений, а также с результатами, полученными другими исследовательскими миссиями, например японской «Хаябусой-2», изучающей астероид Рюгу.

Все это поможет не только разобраться в различиях между разными типами астероидов, но и понять, как они образовались в ранней Солнечной системе и эволюционировали на протяжении многих миллионов лет.

До прибытия OSIRIS-Rex набор известных фактов о Бенну включал в себя немногое. Это околоземный углеродистый астероид диаметром примерно 500 метров, входящий в группу Аполлонов и относящийся к спектральному классу В. Он совершает один оборот вокруг Солнца за 1,2 года, двигается по орбите, пересекающей орбиты Земли и Марса, и относится к потенциально опасным объектам.

Зато теперь мы знаем о Бенну и его параметрах гораздо больше.

Портрет астероида

Внешне Бенну похож на волчок или необработанный алмаз. Средний диаметр астероида оценивается в 490 метров, в полярных областях он у́же, а шире всего в экваториальной области, где расположен кольцевой хребет. Объем Бенну составляет 0,0615 кубического километра, а общая площадь поверхности оценивается в 0,782 квадратного километра, так что астероид прекрасно поместился бы в центре Москвы, не заняв слишком много места.

Глобальная цифровая модель рельефа Бенну

O. S. Barnouin et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Если сравнивать Бенну с другими астероидами, к которым летали межпланетные станции, то его объем в 3,5 раза больше, чем у астероида (25143) Итокава, и в шесть раз меньше, чем у астероида (162173) Рюгу.

Карта поверхности астероида Бенну

D. N. DellaGiustina et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

В августе прошлого года, когда OSIRIS-REx только подлетал к Бенну, была начата кампания по изучению его окрестностей. Астрономы при помощи бортовых камер искали пылевые шлейфы, связанные с процессами дегазации веществ в поверхностном слое Бенну, а также его естественные спутники. Это было важно не только с точки зрения науки, но и для безопасности самой межпланетной станции, которой предстояло работать вблизи астероида.

По мере приближения к Бенну области поиска все больше сужались, а точность увеличивалась, но, тем не менее, не удалось обнаружить никаких объектов диаметром свыше 24 сантиметров в сфере Хилла, чей размером составляет 31 километр. Пылевых шлейфов, по состоянию на сентябрь 2020 года, также обнаружено не было, а верхний предел пылеобразования с поверхности астероида был оценен в 150 граммов в секунду, что является очень низким значением по сравнению с другими астероидами и кометами.

Однако кое-что запечатлеть все-таки удалось. В начале января 2019 года, когда станция работала на очень низкой орбите, всего в 1,61 километра от поверхности Бенну, ей впервые удалось наблюдать поток частиц, улетающих с поверхности астероида, а в течение следующих двух месяцев эти открытия повторились. Никакой опасности для аппарата эти частицы не представляют.

Оценка массы для Бенну составляет 7,329 × 1010 килограмма, он немного тяжелее Итокавы, но на порядок легче, чем Рюгу. Знание массы и объема дают нам возможность оценить плотность астероида, которая составляет 1190 килограмм на кубический метр и сравнима со средней плотностью астероида Рюгу.

Если учесть, что объемные плотности исследованных на Земле метеоритов типа CL- и CM-хондритов лежат в диапазоне от 1570 до 2200 килограммов на кубический метр, то можно придти к выводу, что общая объемная пористость астероида составляет 50–60 процентов, что сравнимо с пористостью других углеродистых астероидов.

Это означает, что Бенну, как и Рюгу, представляет собой не монолитный объект, а «кучу щебня». О том же свидетельствует и небольшое смещение центра масс астероида. Предполагается, что в прошлом Бенну испытал столкновение с другим крупным небесным телом и прошел период вторичной аккреции, когда образовавшиеся в результате катаклизма обломки упали на его поверхность.

NASA

Были получены данные и о гравитационном поле астероида. Гравитационный параметр Бенну составляет 4,892 метра в кубе на секунду в квадрате, максимальное значение ускорения свободного падения вблизи поверхности достигается на полюсах (80 микрометров на секунду в квадрате), а минимальное — на экваторе (26 микрометров на секунду в квадрате). Таким образом, вещество на поверхности Бенну находится в микрогравитационной среде, где слабые силы сцепления частиц друг с другом сопоставимы с силами гравитации и трения.

На экваторе астероида валун с радиусом один метр будет оказывать на поверхность давление около 0,1 Паскаля (это в несколько раз меньше, чем давление, оказываемое на поверхность Земли листом бумаги формата А4), а чтобы покинуть астероид, частица на экваторе должна иметь скорость от 2 до 4 сантиметров в секунду.

Один оборот вокруг своей оси Бенну совершает за 4,27 часа, однако так будет не всегда. Оказалось, что период вращения Бенну сокращается примерно на одну секунду каждые сто лет, что объясняется эффектом Ярковского — О’Кифа — Радзиевского — Пэддэка, заключающимся в изменении скорости вращения астероида ассиметричной формы под действием солнечного излучения.

Это может привести к тому, что в течение нескольких миллионов лет скорость вращения астероида вырастет достаточно сильно для того, чтобы начался процесс его разрушения.

Благодаря OSIRIS-REx астрономы с большой точностью определили форму Бенну, способную многое рассказать о его строении и эволюции, а также построили карты рельефа и уклона поверхности в разных областях астероида. На нем наблюдаются четыре основных продольных хребта (два в северном полушарии, два в южном) в направлении север-юг и длинные линейные борозды, свидетельствующие о том, что Бенну, несмотря на свою пористость, обладает достаточной прочностью структуры.

Предполагается, что астероид, возможно, был близок к полному разрушению во время формирования экваториального пояса, который достаточно стар, судя по большому количеству покрывающих его ударных кратеров.

Если сравнить Бенну и Рюгу — два небесных тела, похожих по форме и типу, то окажется, что Рюгу обладает другим рельефом и не отличается такой же внутренней жесткостью. Это означает, что эволюция отдельных астероидов, даже похожих друг на друга размерами и типом, способна придать им совершенно разные свойства, формы и особенности рельефа. Получается, что подогнать подобные тела к единой эволюционной модели невозможно.

Царство камней и кратеров

При первом взгляде на поверхность Бенну в глаза бросается обилие валунов, кратеров и скал. Ее возраст оценивается от ста миллионов до одного миллиарда лет — в согласии с идеей о том, что небольшие околоземные астероиды имеют часто обновляемую поверхность из-за частых столкновений с другими телами, процессов, идущих под влиянием приливных сил или нагрева, и микрометеоритной бомбардировки.

Предполагается, что Бенну мог образоваться в другом месте (в Главном поясе астероидов), а в роли околоземного объекта существовать около десяти миллионов лет.

Размеры ударных кратеров на поверхности Бенну составляют от десяти до 150 метров и более, а сама поверхность усеяна более чем 200 валунами диаметром более 10 метров. Крупные валуны имеют размеры от 40 до 100 метров и, в основном, находятся вблизи полярных областей (это связано с миграцией мелких валунов и реголита к экваториальным областям). Существуют предположения, что самые большие валуны являются фрагментами родительского тела астероида.

Валуны различных размеров и форм на поверхности Бенну

K. J. Walsh et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Структура некоторых валунов похожа на ударные брекчии, что служит еще одним доказательством крупного столкновения Бенну с другим телом в прошлом и последовавшими за этим процессами вторичной аккреции. Многие из валунов покрыты трещинами, что свидетельствует об эрозии поверхности в течение длительного времени.

Одна из наблюдавшихся на Бенну темных областей

D. N. DellaGiustina et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Примеры кандидатов в ударные кратеры на Бенну (а,b,c) и оценки возраста поверхности (d) на основании распределения кратеров

K. J. Walsh et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Распределение валунов с размерами более 8 метров по поверхности астероида

K. J. Walsh et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

а) Гистограмма распределения альбедо поверхности Бенну, b) один из самых темных валунов на поверхности астероида, c) 30-метровый валун, который определяет основной меридиан, d) валун и его более яркий обломок, е) самый яркий объект, найденный на Бенну.

D. S. Lauretta et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Бенну — один из самых темных объектов в Солнечной системе с общим геометрическим альбедо 4,4 процента (рекордсменом на текущий момент является астероид Рюгу). Наиболее темные области на его поверхности наблюдаются в южном полушарии и у нескольких групп валунов.

Спектроскопические данные, собранные аппаратом в инфракрасном диапазоне, свидетельствуют о наличии гидратированных минералов, таких как филлосиликаты, углистых хондритов CM-типа, а также магнетита в составе поверхностного слоя астероида.

Сравнение спектральных характеристик поверхности Бенну со спектрами цельных пород и мелкодисперсных образцов углеродистых хондритовых метеоритов.

V. E. Hamilton et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Черно-белое (а) и цветное (b) мозаичные изображения Бенну и сравнение (с) спектра поглощения, полученного OSIRIS-REx, и спектра поглощения магнетита.

D. S. Lauretta et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Областей, покрытых реголитом, на Бенну не очень много — предполагается, что реголит образуется в ходе эрозии и разрушения валунов и скал. Частицы пыли крайне малы и могут быть связаны с поверхностью за счет электростатических сил, или же существуют механизмы постоянного возобновления запасов реголита, так как считалось, что на поверхности небольших тел, лишенных атмосферы, должны оставаться лишь достаточно крупные частицы пыли.

Малое количество мест, покрытых реголитом, осложняет задачу забора пробы грунта — из-за опасности столкновения пробоотборника станции с камнями и скалами. Тем не менее, команда миссии разработала план поиска подходящей площадки для забора грунта — диаметром не менее 50 метров с размерами зерен менее двух сантиметров. На текущий момент найдены всего четыре безопасных области с размерами от 5 до 20 метров.

Карта поверхности Бенну (цвета показывают распределение высот) и области, являющиеся кандидатами в места забора пробы грунта.

D. S. Lauretta et al./Nature Astronomy (2019)

Поделиться

Ожидается, что в начале июля 2020 года станция сблизится с поверхностью астероида и соберет с нее при помощи специального манипулятора 60 граммов пыли и фрагментов породы, после чего, в марте 2021 года, космический аппарат отправится к Земле и сбросит в атмосферу капсулу с грунтом в сентябре 2023 года.

Александр Войтюк

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.

Характеристики Весты

Веста находится в основном поясе астероидов, который расположен между Марсом и Юпитером. Она имеет почти круговую орбиту и полный оборот по ней делает за 3.63 года.

Орбита Весты проходит в главном поясе астероидов.

Крупнейший астероид имеет почти сферическую форму, но не совсем. Его размеры – 578х560х458 км, то есть не совсем правильная. Имей Веста более правильную сферическую форму, и она была бы тоже отнесена к карликовым планетам, но именно эта неправильность и мешает такой классификации.

Фотография Весты с расстояния 15000 км, переданная зондом Dawn.

Веста – не просто кусок камня гигантского размера. Её образование было похоже на рождение настоящей планеты. В её недрах также происходило расслоение на расплавленную мантию и горячее железо-никелевое ядро. Конечно, они давно остыли, но благодаря высоким температурам и давлению в прошлом Веста богата самыми разными породами и минералами. Это подтверждается исследованием падающих на Землю метеоритов — некоторые из них прибывают к нам как раз с Весты.

Веста вращается вокруг своей оси и делает полный оборот за 5 часов 20 минут. При этом температура на её поверхности меняется от -3 до -106 градусов по Цельсию.

Атмосферы у столь небольшого тела, естественно, нет.