Солнечный ветер и орбитальное поведение астероидов

Вроде как, через радиационное давление и нагрев.

Солнце излучает фотоны, несущие с собой энергию и импульс. Любой поток фотонов оказывает давление на объект, с которым он сталкивается; это основной принцип солнечных парусов . В общем, чем больше объект, тем большую силу он ощущает, поскольку давление — это сила, приходящаяся на единицу площади. Есть два основных способа воздействия солнечного света на малые планеты, такие как астероиды:

1. Эффект Ярковского : для вращающегося тела существует задержка между тем, когда его часть получает тепло, и когда тепло излучается повторно. Тогда вращающийся объект имеет смещение между углами поглощения и излучения, а это означает, что излучение прикладывает результирующую силу. Это может вызвать медленные, но устойчивые изменения; За 12 лет астероид 6489 Голевка отклонился от своей предсказанной орбитальной траектории на 15 километров.
2. Эффект Ярковского-О'Кифа-Радзиевского-Паддака : эффект YORP возникает, когда неровности на поверхности объекта вызывают рассеяние входящего света в разных направлениях. Это изменяет направление вращения и скорость тела. Это наблюдалось на астероидах 54509 YORP (изменение вращения на 250 градусов за четыре года) и 1862 Аполлон .

Я взял приведенный ниже текст из моего вопроса, на который в настоящее время нет ответа (к которому я только что добавил награду). Улучшила ли Розетта модели негравитационных эффектов на орбите кометы 67P? на другом сайте SE. Основываясь на текущей неясности различия между кометами и астероидами, как обсуждалось в красочном ответе @zephyr, я оставлю все как есть. ( Является ли этот объект астероидом или кометой, и как он может производить так много хвостов? И его ответ также заслуживает внимания.) Объекты, «ранее известные как» астероиды, выделяют не так много газа, как те, которые известны как кометы, но математика и background может быть полезен в качестве дополнительного ответа здесь. Конечно, ответ @HDE хорош, лаконичен и по существу.

Ниже также упоминаются эффекты Ярковского и Пойнтинга-Робертсона . Понятно, что они включены в моделирование по крайней мере некоторых астероидов и комет.

---

Расчет орбит комет может быть более сложным, чем расчет орбит большинства астероидов по ряду причин. Некоторые кометы имеют такой большой эксцентриситет орбиты, что афелий находится слишком далеко для непрерывного наблюдения за кометой, или период настолько велик, что наблюдался только один проход, и период не может быть рассчитан, или она проходит так близко к Солнцу, что его орбита сильно изменена. Однако комета 67P/Чурюмова-Герасименко в настоящее время имеет период всего около 6,4 года с перигелием/афелием 1,2 а.е. и 5,7 а.е. соответственно. Хотя его орбита находится в пределах так называемой « линии мороза », она остается дальше от Солнца, чем орбита Земли.

В этом ответе я привожу некоторые данные из недавних эфемерид NASA JPL Horizons для кометы 67P. Текущее решение по умолчанию soln ref.= JPL#K084/25, data arc: 1995-07-03 to 2016-05-30использует коэффициенты Марсдена для моделирования негравитационных сил на комете. Брайан. Марсден был британским астрономом, внесшим большой вклад в изучение кометных орбит. (См. также здесь и здесь .) Хотя точное моделирование негравитационных сил на кометах было бы чрезвычайно сложным, он представил простую эмпирическую параметризацию, которая обеспечивает основу для обсуждения величины и потенциального воздействия этих сил на орбиты комет.

Используя следующее соглашение:$\hat{\mathbf{e}}_R, \ \hat{\mathbf{e}}_T, \ \hat{\mathbf{e}}_N$— единичные векторы в месте нахождения кометы в радиальном, поперечном и нормальном направлениях, где$\hat{\mathbf{e}}_R$указывает от солнца,$\hat{\mathbf{e}}_N$- направление вектора углового момента (перпендикулярно плоскости орбиты) и$\hat{\mathbf{e}}_T$перпендикулярно первым двум и примерно в направлении движения, негравитационные ускорения можно параметризовать с помощью эмпирических уравнений:

$$\mathbf{a}_{NG} = ( A_1\hat{\mathbf{e}}_R \ + \ A_2\hat{\mathbf{e}}_T \ + \ A_3\hat{\mathbf{e}}_N) \ g(r),$$

куда:

$$g(r)= 0.111262\left(\frac{r}{2.808}\right)^{-2.15} \left(1+\left(\frac{r}{2.808}\right)^{5.093}\right)^{-4.6142},$$

и коэффициенты ускорения$A_1,A_2,A_3$обычно имеют единицы$AU / day^2$.

Я воспроизвел их здесь, чтобы проиллюстрировать основную идею. Есть и другие соображения, включая срок задержки и эффекты вращения. Однако с этой параметризацией можно обсудить и, по крайней мере, получить представление о негравитационных эффектах без подробной физической модели. Эти эффекты могут быть эффектами Ярковского и Пойнтинга-Робертсона и, конечно же, отдачей от материала, энергично выбрасываемого кометой, особенно когда она приближается к Солнцу и нагревается.

Параметры$A_1,A_2,A_3$в модели можно использовать для выражения эффектов физических моделей комет, но их также можно использовать в качестве подгоночных параметров для улучшения орбитальных решений для комет на основе данных наблюдений.

---

выше: линейные и полулогарифмические графики$g(r)$между 1,2 и 5,7 а.е.

выше: Пример негравитационных параметров, использованных в самых последних эфемеридах JPL Horizons для кометы 67P. Коэффициенты имеют единицы$AU/day^2$. Для сравнения: ускорение свободного падения на расстоянии 1,2$AU$составляет около 0,0041$m/s^2$или около 2.1E-04$AU/day^2$. Это говорит о том, что негравитационные силы, используемые здесь, имеют эффект миллионных долей на орбиту, который станет существенным на большом количестве орбит.