Orbitalverhalten von Sonnenwind und Asteroiden

Sozusagen über Strahlungsdruck und Erwärmung.

Die Sonne sendet Photonen aus, die Energie und Impuls mit sich führen. Jeder Photonenfluss übt Druck auf ein Objekt aus, auf das er trifft; Das ist das Grundprinzip von Sonnensegeln . Im Allgemeinen gilt: Je größer das Objekt, desto mehr Kraft fühlt es an, da Druck Kraft pro Flächeneinheit ist. Es gibt zwei Möglichkeiten, wie das Licht der Sonne kleinere Planeten wie Asteroiden erheblich beeinflussen kann:

1. Der Yarkovsky-Effekt : Bei einem rotierenden Körper gibt es eine Verzögerung zwischen dem Zeitpunkt, an dem ein Teil davon Wärme aufnimmt, und dem Zeitpunkt, zu dem die Wärme wieder abgestrahlt wird. Das sich drehende Objekt hat dann einen Versatz zwischen den Absorptions- und Emissionswinkeln, was bedeutet, dass die Strahlung eine Nettokraft ausübt. Dies kann zu langsamen, aber stetigen Änderungen führen; Über 12 Jahre ist der Asteroid 6489 Golevka 15 Kilometer von seiner vorhergesagten Umlaufbahn abgewichen.
2. Der Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack-Effekt : Der YORP-Effekt tritt auf, wenn Unregelmäßigkeiten in der Oberfläche eines Objekts dazu führen, dass einfallendes Licht in verschiedene Richtungen gestreut wird. Dies ändert die Rotationsrichtung und -rate des Körpers. Dies wurde bei den Asteroiden 54509 YORP (eine Rotationsänderung von 250 Grad über vier Jahre) und 1862 Apollo beobachtet .

Ich habe den folgenden Text aus meiner derzeit unbeantworteten Frage herausgenommen (zu der ich gerade eine Prämie hinzugefügt habe) Hat Rosetta die Modelle der nicht-gravitativen Effekte auf der Umlaufbahn des Kometen 67P verbessert? an einem anderen SE-Standort. Aufgrund der derzeitigen Unklarheit der Unterscheidung zwischen Kometen und Asteroiden, wie in @zephyrs bunter Antwort besprochen, werde ich es so lassen, wie es ist. ( Ist dieses Objekt ein Asteroid oder Komet, und wie kann es so viele Schweife produzieren? Und seine Antwort ist ebenfalls einen Blick wert.) Objekte, die "früher als" Asteroiden bekannt waren, werden nicht so viel ausgasen wie die als Kometen bekannten, aber die Mathematik und Hintergrund kann hier als zusätzliche Antwort hilfreich sein. Natürlich ist die Antwort von @HDE nett und prägnant und auf den Punkt gebracht.

Der Yarkovsky- und der Poynting-Robertson- Effekt werden ebenfalls unten erwähnt. Es ist klar, dass diese in der Modellierung zumindest einiger Asteroiden und Kometen enthalten sind.

Die Berechnung der Umlaufbahnen von Kometen kann aus mehreren Gründen schwieriger sein als die der meisten Asteroiden. Einige Kometen haben so stark exzentrische Umlaufbahnen, dass das Aphel zu weit entfernt ist, als dass der Komet kontinuierlich beobachtet werden könnte, oder die Periode ist so lang, dass nur ein Durchgang beobachtet wurde und eine Periode nicht berechnet werden kann, oder er zieht so nahe an der Sonne vorbei, dass Seine Umlaufbahn ist stark modifiziert. Der Komet 67P/Churyumov–Gerasimenko hat jedoch derzeit eine Periode von nur etwa 6,4 Jahren und ein Perihel/Aphel von 1,2 AE bzw. 5,7 AU. Während sich seine Umlaufbahn innerhalb einer sogenannten " Frostgrenze " befindet, bleibt sie weiter von der Sonne entfernt als die Umlaufbahn der Erde.

In dieser Antwort zeichne ich einige Daten einer kürzlich erschienenen Ephemeride von NASA JPL Horizons für den Kometen 67P. Die aktuelle Standardlösung soln ref.= JPL#K084/25, data arc: 1995-07-03 to 2016-05-30scheint Marsden-Koeffizienten zu verwenden, um nicht-gravitative Kräfte auf den Kometen zu modellieren. Brian. Marsden war ein britischer Astronom, der viel zum Gebiet der Kometenbahnen beigetragen hat. (Siehe auch hier und hier .) Während eine exakte Modellierung von nichtgravitativen Kräften auf Kometen äußerst komplex wäre, führte er eine einfache empirische Parametrisierung ein, die einen Rahmen bietet, um die Größe und potenziellen Auswirkungen dieser Kräfte auf die Umlaufbahnen von Kometen zu diskutieren.

Unter Verwendung der folgenden Konvention:$\hat{\mathbf{e}}_R, \ \hat{\mathbf{e}}_T, \ \hat{\mathbf{e}}_N$Einheitsvektoren am Ort des Kometen in radialer, transversaler und normaler Richtung sind, wo$\hat{\mathbf{e}}_R$weist von der Sonne weg,$\hat{\mathbf{e}}_N$ist die Richtung des Drehimpulsvektors (senkrecht zur Bahnebene) und$\hat{\mathbf{e}}_T$senkrecht zu den ersten beiden und ungefähr in Bewegungsrichtung steht, können nicht-gravitative Beschleunigungen mit den empirischen Gleichungen parametrisiert werden:

wo:

und die Beschleunigungskoeffizienten$A_1,A_2,A_3$haben üblicherweise Einheiten von$AU / day^2$.

Ich habe diese hier wiedergegeben, um die Grundidee zu veranschaulichen. Es gibt weitere Überlegungen, einschließlich eines Verzögerungsterms und Rotationseffekten. Mit dieser Parametrisierung ist es jedoch möglich, nicht-gravitative Effekte ohne ein detailliertes physikalisches Modell zu diskutieren und zumindest in den Griff zu bekommen. Diese Effekte könnten die Yarkovsky- und Poynting-Robertson- Effekte sein und natürlich von Material abprallen, das energetisch vom Kometen ausgestoßen wird, insbesondere wenn er sich der Sonne nähert und erhitzt wird.

Die Parameter$A_1,A_2,A_3$im Modell können verwendet werden, um Effekte von physikalischen Modellen von Kometen auszudrücken, sie können aber auch als Anpassungsparameter verwendet werden, um Orbitallösungen für Kometen basierend auf Beobachtungsdaten zu verbessern.

oben: lineare und halblogarithmische Diagramme von$g(r)$zwischen 1,2 und 5,7 AE.

oben: Beispiel der nicht-gravitativen Parameter, die in den jüngsten Ephemeriden von JPL Horizons für den Kometen 67P verwendet werden. Die Koeffizienten haben Einheiten von$AU/day^2$. Zum Vergleich die Erdbeschleunigung im Abstand von 1,2$AU$ist etwa 0,0041$m/s^2$oder etwa 2.1E-04$AU/day^2$. Dies deutet darauf hin, dass die hier verwendeten Nicht-Gravitationskräfte einen ppm-Effekt pro Umlaufbahn haben, der über eine große Anzahl von Umlaufbahnen erheblich wird.