Επιφανειακές Ιδιότητες Αστεροειδών
Το ηλιακό μας σύστημα περιέχει μια μυριάδα σωμάτων με μεγέθη που κυμαίνονται από λίγα μέτρα έως εκατοντάδες χιλιόμετρα. Τους λέμε αστεροειδείς. Ο πιο πολυάριθμος πληθυσμός (από τον αριθμό των ανακαλύψεων) υπάρχει μεταξύ των τροχιών του Άρη και του Δία, των λεγόμενων αστεροειδών της κύριας ζώνης (MBA). Επιπλέον, γνωρίζουμε επίσης χιλιάδες αστεροειδείς με τροχιές εντός της τροχιάς του Άρη ή της Γης. Αυτά περιλαμβάνουν, για παράδειγμα, τους βαθείς αστεροειδείς κοντά στη Γη.
Οι περισσότεροι αστεροειδείς είναι τόσο μακριά από τη Γη και τόσο μικροί που μπορούμε να τους δούμε μόνο ως κινούμενα σημεία φωτός. Μόνο μερικοί αστεροειδείς επισκέφθηκαν απευθείας διαστημόπλοια και αρκετοί ήταν αρκετά μεγάλοι για να επιλυθούν από τα μεγαλύτερα επίγεια τηλεσκόπια (W.M. Keck, VLT) ή το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble της NASA, ή πλησίασαν αρκετά ώστε να απεικονιστούν από εγκαταστάσεις ραντάρ (όπως π.χ. ως Arecibo).
Επομένως, οι αστεροειδείς παρατηρούνται συνήθως με οπτικά τηλεσκόπια. Λαμβάνουμε το ανακλώμενο ηλιακό φως (οπτική φωτομετρία), από το οποίο μπορούμε να συμπεράνουμε βασικά τροχιακά και φυσικά χαρακτηριστικά, όπως η τροχιά, μια πρόχειρη εκτίμηση του μεγέθους, μια προσέγγιση του σχήματος και μια σύντομη ιδέα για τη σύνθεση της επιφάνειας.
Ωστόσο, για να μάθετε περισσότερα σχετικά με τις φυσικές ιδιότητες και τις επιφάνειες των αστεροειδών, το εκπεμπόμενο συστατικό του φωτός είναι εξαιρετικά πολύτιμο. Συγκεκριμένα, η επιφάνεια ενός αστεροειδούς απορροφά μέρος του ορατού ηλιακού φωτός, θερμαίνεται και στη συνέχεια εκπέμπει εκ νέου την ενέργεια σε υπέρυθρα μήκη κύματος. Αυτή η θερμική ακτινοβολία αντανακλά τις φυσικές ιδιότητες του επιφανειακού υλικού όπως η θερμική αγωγιμότητα, η θερμοχωρητικότητα, η πυκνότητα ή η μακροσκοπική τραχύτητα της επιφάνειας. Η θερμική ακτινοβολία μας επιτρέπει επίσης να συμπεράνουμε το μέγεθος του αστεροειδούς και την ανακλαστικότητα της επιφάνειας (albedo).
Η θερμική ακτινοβολία είναι δύσκολο να παρατηρηθεί από τις επίγειες εγκαταστάσεις, επειδή η ατμόσφαιρα της Γης είναι σχεδόν αδιαφανής για τα τυπικά υπέρυθρα μήκη κύματος (10-30 μικρόμετρα). Ευτυχώς, το Near-Earth Object Wide-field Infrared Survey Explorer ή το διαστημικό σκάφος NEOWISE της NASA, το οποίο βρίσκεται σε τροχιά γύρω από τη Γη, παρείχε πολύτιμες θερμικές υπέρυθρες παρατηρήσεις για περισσότερους από 100.000 αστεροειδείς.
Στην πρόσφατη εργασία μας στον Ίκαρο , αναλύσαμε τα θερμικά δεδομένα του NEOWISE με τη βοήθεια ενός θερμοφυσικού μοντέλου για περισσότερους από 300 αστεροειδείς. Αυτός ο αριθμός αντικατοπτρίζει τις δύο απαραίτητες εισόδους για τη λεπτομερή θερμοφυσική μοντελοποίηση — υψηλής ποιότητας θερμικές παρατηρήσεις υπερύθρων και μια προσέγγιση ενός μοντέλου σχήματος. Ο τελευταίος είναι ο κύριος περιοριστικός παράγοντας:μοντέλα πολύπλευρων σχημάτων με αρκετά μεγάλη ανάλυση είναι διαθέσιμα για λιγότερους από 1.000 αστεροειδείς.
Η βασική ιδέα πίσω από το θερμοφυσικό μοντέλο είναι να υπολογιστεί ο χάρτης θερμοκρασίας στην επιφάνεια ενός αστεροειδούς λύνοντας την 1D εξίσωση αγωγιμότητας θερμότητας σε ένα επιφανειακό στρώμα της όψης κάθε σχήματος. Μόλις μάθουμε τη θερμοκρασία, μπορούμε στη συνέχεια να εξαγάγουμε τη ροή που εκπέμπεται προς τον παρατηρητή για οποιοδήποτε μήκος κύματος. Ο χάρτης θερμοκρασίας εξαρτάται από διάφορες φυσικές ιδιότητες, όπως η θερμική αδράνεια (η αντίσταση του επιφανειακού υλικού στην αλλαγή θερμοκρασίας, συνάρτηση της θερμικής αγωγιμότητας, της θερμοχωρητικότητας και της πυκνότητας), η μακροσκοπική τραχύτητα της επιφάνειας, το μέγεθος ή το albedo. Μεταβάλλουμε αυτές τις ιδιότητες για να βρούμε την καλύτερη συμφωνία με τις παρατηρούμενες θερμικές ροές υπερύθρων.
Η εργασία μας υπερδιπλασιάζει τον αριθμό των MBA με καθορισμένες θερμοφυσικές ιδιότητες, ιδιαίτερα θερμικές αδράνειες. Επιβεβαιώσαμε την τάση ότι η θερμική αδράνεια αυξάνεται με τη μείωση του μεγέθους, ωστόσο, παρατηρείται ένα μεγάλο εύρος τιμών θερμικής αδράνειας εντός των τιμών παρόμοιου μεγέθους μεταξύ D~10-100 km. Η τιμή της θερμικής αδράνειας πιστεύεται ότι σχετίζεται με τη δομή του επιφανειακού υλικού που ονομάζουμε ρεγόλιθο. Αποτελείται από σπασμένους βράχους και σκόνη και η θερμική αδράνεια τείνει να είναι μεγαλύτερη εάν υπάρχει λιγότερη σκόνη στον ρεγόλιθο.
Σε μια χρονική κλίμακα εκατομμυρίων ετών, τα πετρώματα στην επιφάνεια καταστρέφονται συνεχώς από μικρομετεωρίτες ή/και θερμική κόπωση, η οποία οδηγεί τη θερμική αδράνεια σε χαμηλότερες τιμές. Επομένως, οι παλαιότεροι αστεροειδείς, που συνήθως σημαίνει και μεγαλύτεροι, θα πρέπει να έχουν χαμηλότερες τιμές θερμικής αδράνειας. Εξάγαμε επίσης απροσδόκητα χαμηλές θερμικές αδράνειες για αρκετούς αστεροειδείς με μεγέθη 10
Τώρα έχουμε μια πολύ καλύτερη ιδέα για τις ιδιότητες του ρεγολίθου της επιφάνειας για MBA στην περιοχή μεγεθών D~10–100 km. Επί του παρόντος, συνεχίζουμε να βελτιώνουμε τις γνώσεις μας για τα μοντέλα σχήματος αστεροειδών, κάτι που θα μας επιτρέψει να εφαρμόσουμε το θερμοφυσικό μοντέλο σε πολλούς επιπλέον αστεροειδείς. Μόλις αυξηθεί επαρκώς ο αριθμός των λεπτομερών θερμοφυσικών λύσεων, θα έχουμε την ευκαιρία να μελετήσουμε τις επιφανειακές ιδιότητες σε μικρότερες ομάδες αστεροειδών που χαρακτηρίζονται από την παρόμοια σύστασή τους ή την προέλευση σύγκρουσης στο παρελθόν.
Αυτά τα ευρήματα περιγράφονται στο άρθρο με τίτλο Thermophysical modeling of main-belt asteroids from WISE thermal data, που δημοσιεύτηκε πρόσφατα στο περιοδικό Icarus. Αυτή η εργασία διεξήχθη από τους J. Hanuš και J. Ďurech από το Charles University, M. Delbo» από το Université Côte d'Azur και V. Alí-Lagoa από το Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik.
