私たちの太陽系には、数メートルから数百キロメートルのサイズの無数の天体が含まれています。私たちはそれらを小惑星と呼んでいます。最も多くの個体群 (発見数による) は、火星と木星の軌道の間に存在し、いわゆるメインベルト小惑星 (MBA) です。さらに、火星または地球の軌道内に軌道を持つ何千もの小惑星も知られています。これらには、たとえば、深遠な近地球小惑星が含まれます。
ほとんどの小惑星は地球から遠く離れており、非常に小さいため、移動する光の点としてしか見ることができません。宇宙船が直接訪れた小惑星はごくわずかで、最大の地上望遠鏡 (W.M. ケック、VLT) や NASA のハッブル宇宙望遠鏡で解像できるほど大きなものや、レーダー施設 (そのようなもの) で画像化できるほど接近した小惑星もいくつかあります。アレシボとして）
したがって、小惑星は通常、光学望遠鏡で観測されます。反射した太陽光 (光学測光法) を取得します。そこから、軌道、サイズの大まかな推定、形状の概算、表面組成の簡単なアイデアなどの基本的な軌道および物理的特性を推測できます。
ただし、小惑星の物理的特性と表面について詳しく知るには、光の放射成分が非常に貴重です。特に、小惑星の表面は可視太陽光の一部を吸収し、加熱され、赤外線波長のエネルギーを再放射します。この熱放射は、熱伝導率、熱容量、密度、巨視的な表面粗さなどの表面材料の物理的特性を反映しています。熱放射により、小惑星のサイズと表面の反射率 (アルベド) を推測することもできます。
地球の大気は典型的な赤外線波長 (10 ～ 30 マイクロメートル) に対してほとんど不透明であるため、地上の施設から熱放射を観測することは困難です。幸いなことに、地球を周回する NASA の近地球物体広視野赤外線サーベイ エクスプローラー、または地球を周回する NEOWISE 宇宙船は、100,000 を超える小惑星の貴重な熱赤外線観測を提供しました。
Icarus での最近の作業 、300以上の小惑星の熱物理モデルを使用して、NEOWISE熱データを分析しました。この数値は、詳細な熱物理モデリングに必要な 2 つの入力 (高品質の熱赤外線観測と形状モデルの近似) を反映しています。後者が主な制限要因です。1,000 個未満の小惑星については、十分な解像度を持つ多面的な形状モデルを利用できます。
熱物理モデルの背後にある基本的な考え方は、各形状のファセットの表面層で 1D 熱伝導方程式を解くことによって、小惑星の表面の温度マップを計算することです。温度がわかれば、任意の波長で観測者に向かって放出されるフラックスを導き出すことができます。温度マップは、熱慣性 (温度変化に対する表面材料の抵抗、熱伝導率、熱容量、および密度の関数)、巨視的な表面粗さ、サイズ、またはアルベドなどのいくつかの物理的特性に依存します。観測された熱赤外線フラックスとの最良の一致を見つけるために、これらの特性を変化させます。
私たちの研究により、決定された熱物理特性、特に熱慣性を持つ MBA の数が 2 倍以上になりました。サイズが小さくなると熱慣性が増加する傾向が確認されましたが、D〜10〜100 kmの同様のサイズ範囲内で大きな範囲の熱慣性値が観察されます。熱慣性の値は、レゴリスと呼ばれる表面物質の構造に関係していると考えられています。それは壊れた岩石と塵で構成されており、レゴリス内の塵が少ないと熱慣性が大きくなる傾向があります.
数百万年の時間スケールで、表面の岩石は微小隕石および/または熱疲労によって継続的に破壊され、熱慣性をより低い値に駆動します。したがって、通常は同様に大きいことを意味する古い小惑星は、熱慣性値が低いはずです。また、サイズが 10
D〜10〜100 kmのサイズ範囲のMBAの表面レゴリスの特性について、より良いアイデアが得られました。現在、私たちは小惑星の形状モデルに関する知識を改善し続けており、これにより、熱物理モデルを多くの追加の小惑星に適用できるようになります。詳細な熱物理解の数が十分に増えると、同様の組成または過去の衝突起源によって特徴付けられる、より小さな小惑星グループ内の表面特性を研究する機会が得られます。
これらの調査結果は、ジャーナル Icarus に最近掲載された、WISE 熱データからのメインベルト小惑星の熱物理モデリングというタイトルの記事で説明されています。 この作業は、シャルル大学の J. ハヌシュと J. ジュレック、コート ダジュール大学の M. デルボ、マックス プランク研究所 地球外物理学の V. アリ ラゴアによって実施されました。
