الهيئة الفيزيائية المعيارية للكويكبات  الهيئة الفيزيائية المعيارية للكويكبات لا شيء تقريبا معروف بالنسبة لغالبية الكويكبات التي تم احصاؤها سوى بعض المعطيات المادية والعناصر المدارية وبعض الخصائص الفيزيائية وغالبا ما يتم تقديرها فقط. يتم تحديد البيانات الفعلية من خلال وضع افتراضات قياسية معينة.  المصدر المعتاد للقطر هو البيانات من القمر الصناعي إراس لمسح الكواكب الصغيرة. و لمسح الكواكب الصغيرة (متاحة في نظام البيانات الكوكبية وحدة الأجسام الصغيرة).  بالنسبة للكثير من الكويكبات، يوفر تحليل المنحنيات الضوئية تقديرات عن اتجاه القطب ونسبة القطر. قبل عام 1995 تمت جدولة التقديرات التي تم جمعها بير ماجنوسون في نظام البيانات الكويكبية مع البيانات الأكثر موثوقية والتي جري توليفها وسميت في جداول البيانات باسم موالفة . يتم جمع القرارات الأكثر حداثة عن العشرات من الكويكبات في الموقع الاليكتروني لمجموعة الأبحاث الفنلندية في هلسنكي والتي تدير حملة منهجية لتحديد الاقطاب ونماذج الاشكال عبرالمنحنيات الضوئية.  ويمكن استخدام هذه البيانات للحصول على تقدير أفضل للأبعاد. وعادة ما تعطى أبعاد الجسم كشكل سطح إهليلجي ثلاثي المحور، المحاور التي يتم سردها بترتيب متناقص . إذا كان لدينا نسب القطر "μ" = "a"/"b" و "ν" = "b"/"c"من المنحنيات الضوئية، ومتوسط القطر d من إراس، واحد يحدد المتوسط الهندسي للأقطار formula_1 لتحقيق الاتساق، ويحصل على الأقطار الثلاثة:  ما لم يتم تحديد الكتلة التفصيلية، على سبيل المثال يمكن تقدير الكتلة "M" من قطر وقيمة الكثافة "ρ" (المفترضة) ليتم العمل بها على النحو التالي: formula_5 ويمكن الإشارة إلى هذه التقديرات على أنها تقريبية باستخدام التلدة "~". إلى جانب هذه «التقديرات»، يمكن الحصول على كتل الكويكبات الكبيرة عن طريق حل الاضطرابات التي تسببها في مدارات بعضها البعض، أو عندما يكون للكويكب رفيق يدور حول دائرة نصف قطرها المداري معروف. كتل الكويكبات الأكبر سيريس، 2 باللاس، 4 فيستا يمكن الحصول عليها أيضًا من اضطرابات كوكب المريخ. في حين أن هذه الاضطرابات صغيرة، إلا أنه يمكن قياسها بدقة من بيانات قياس الرادار المرسلة من الأرض إلى المركبة الفضائية على سطح المريخ، على سبيل المثال برنامج فايكينغ لناسا.  بغض النظر عن العدد القليل من الكويكبات التي تم التحقيق في كثافاتها، على المرء أن يلجأ إلى التخمين المستنير. انظر كاري للحصول على ملخص.  بالنسبة للعديد من الكويكبات قيمة "ρ"~2 g/cm كانت افتراضية. ومع ذلك، تعتمد الكثافة على النوع الطيفي للكويكب. كراسينسكي "وآخرون" يعطون حسابات لمتوسط كثافات الكويكبات من الفئة C و S و M ك 1.38 و 2.71 و 5.32 g/cm. (هنا "C" شملت الفئات ثولين C و D و P و T و B و G و F ، بينما "S" شملت الفئات ثولين S و K و Q و V و R و A و E). على افتراض أن هذه القيم (بلاد من القيمة الحالية ~2 g/cm) هي تخمين أفضل.  بالنسبة للجسم الكروي، يتم إعطاء تسارع الجاذبية على السطح (g) باستخدام: formula_6  حيث أن "G" = 6.6742 mskg هي ثابت الجاذبية، "M" هي كتلة الجسم، و"r" نصف قطره.  تختلف الجاذبية السطحية اللأجسام ذات الشكل غير المنتظم بشكل ملحوظ مع الموقع. والصيغة أعلاه إذا هي مجرد تقريب حيث أن الحسابات تصبح أكثر تشاركية. عادة ما تكون قيمة "g" في النقاط السطحية الأقرب إلى مركز الكتلة أكبر إلى حد ما مما هي عليه في النقاط السطحية الأبعد.  على الجسم الدوار، يقل الوزن الظاهري للجسم الموجود على السطح بفعل قوة الجذب المركزي عندما يكون المرء بعيدًا عن القطبين. تسارع الجاذبية الذي تم اختباره عند خط العرض θ هو: formula_7  حيث أن "T" هي فترة الدوران بالثواني، "r" هي نصف القطر الاستوائي، و θ هو خط العرض. يزداد حجمها عندما يكون المرء في خط الاستواء، و sinθ=1. تشير الإشارة السالبة إلى أنها تعمل في الاتجاه المعاكس لتسارع الجاذبية "g". التسارع الفعال هو: formula_8  إذا كان الجسم المعني عضوًا في ثنائي وثيق مع مكونات كتلة قابلة للمقارنة، فقد يكون تأثير الجسم الثاني أيضًا لا يستهان به.  للجاذبية السطحية"g" ونصف القطر "r" للجسم المتماثل الكروي، تكون سرعة الهروب هي: formula_9  تأخذ فترة التناوب في العادة من معلمات المنحنيات الضوئية في نظام البيانات الكوكبية.  عادة ما تؤخذ التصنيفات_المعاصرة من تصنيف_ثولين في نظام البيانات الكوكبية.  عادة ما يعطى الحجم المطلق عن طريق مسح الكواكب البسيط من إراس.  عادة ما يعطى البياض (الوضاءة) عن طريق مسح الكواكب البسيط من إراس. أو مسح الكواكب البسيط من (متوفر في نظام البيانات الكوكبية). هذه هو "البياض الهندسي." إذا لم يكن هنالك أية بيانات من IRAS/MSX يمكن استخدام متوسط تقريبي قدره 0.1.  إن أبسط طريقة تعطي نتائج معقولة هي افتراض أن الكويكب يتصرف كجسم رمادي في حالة توازن مع الإشعاع الشمسي الساقط. ثم يتم الحصول على متوسط درجة الحرارة عن طريق المساواة بين متوسط الحادث والطاقة الحرارية المشعة. إجمالي قوة الحادث هي: formula_10  حيث أن formula_11 بياض الكويكب،(وعلى وجه التحديد، وضاءة بوند)، formula_12 لها formula_13 هو السطوع الشمسي (مثال إجمالي ناتج الطاقة 3.827×10 W) و formula_14 نصف قطر الكويكب. على افتراض أن الامتصاصية هي formula_15، الكويكب كروي، وهو على مدار دائري، وأن إنتاج طاقة الشمس متوحد الخواص.  باستخدام نسخة رمادية من ، فإن القوة المشعة (من كامل السطح الكروي للكويكب) هي:  formula_16  حيث أن formula_17 هي (5.6704×10 W/m²K)، وformula_18 هي درجة الحرارة بالكلفن و formula_19 هي انبعاثية الأشعة تحت الحمراء للكويكب. مساواه formula_20 واحدة يحصل  formula_21  القيمة القياسية لـformula_22 هي 0.9، مقدرة من الملاحظات التفصيلية لعدد قليل من الكويكبات الكبيرة المستخدمة. في حين أن هذه الطريقة تعطي تقديرا جيدا إلى حد ما من متوسط درجة حرارة السطح، ولكن درجة الحرارة المحلية تختلف اختلافا كبيرا، كما هو الحال بالنسبة للكواكب التي ليس لها غلاف جوي.  بافتراض أن الشمس فوق السطح يمكننا الحصول على تقدير تقريبي لدرجة الحرارة القصوى، حيث يكون السطح في حالة توازن حراري مع الإشعاع الشمسي اللحظي. وهذا يعطي متوسط درجة حرارة:  formula_23  حيث أن formula_18 هو متوسط درجة الحرارة المحسوب على النحو الوارد أعلاه.  في «الحضيض الشمسي»، يتم تعظيم الإشعاع، و  formula_25  حيث أن formula_26 هو الانحراف المداري عن المدار.  عادة ما يتم الجمع بين ملاحظات الأشعة تحت الحمراء مع البياض لقياس درجة الحرارة بشكل مباشر أكثر. هذه هي القياسات ليوم مراقبة معين، ودرجة حرارة سطح الكويكب سوف تتغير بطريقة منتظمة اعتمادا على بعده عن الشمس. من حساب أعلاه  formula_27  حيث أنformula_28 هي المسافة من الشمس في أي يوم معين. إذا كان يوم الملاحظات ذي الصلة معروفًا، فإنه من يمكن الحصول على المسافة من الشمس في ذلك اليوم عبر الإنترنت على سبيل المثال الآلة الحسابية للمدار التي توفرها ناسا، ويمكن الحصول على تقديرات درجات الحرارة المقابلة عند الحضيض، والأوج، وما إلى ذلك من التعبيرات أعلاه.  هناك عقبة عند استخدام هذه التعبيرات لتقدير درجة حرارة كويكب معين. يتطلب الحساب عامل وضاءة بوند "A" (نسبة إجمالي الطاقة الواردة المنعكسة، مع الأخذ في الاعتبار جميع الاتجاهات)، في حين أن بيانات وضاءة إراس و المتاحة للكويكبات تعطي فقط البياض الهندسي "p" الذي يميز فقط قوة الضوء المنعكس مرة أخرى إلى المصدر (الشمس).  في حين أن هذين البياضين مرتبطين، إلا أن العامل العددي بينهما يعتمد بطريقة لا نظير لها على خصائص السطح. القياسات الفعلية لوضاءة بوند ليست وشيكة بالنسبة لغالبية الكويكبات لأنها تتطلب قياسات من زوايا الطور العالي التي لا يمكن الحصول عليها إلا بواسطة مركبة فضائية تمر بالقرب من حزام الكويكبات أو خارجه. بعض النماذج المعقدة للخواص السطحية والحرارية يمكن أن تؤدي إلى تقديرات لوضاءة بوند.  لعدم وجود بديل أفضل لمعظم الكويكبات، فإن أفضل ما يمكن القيام به هنا هو افتراض أن هذين البياضين متساويين، مع الأخذ بعين الاعتبار أن هناك عدم دقة متأصل في قيم درجة الحرارة الناتجة.  "ما هو حجم عدم الدقة هذا؟?" نظرة على الأمثلة في هذا يظهر أنه بالنسبة للهيئات في نطاق بياض الكويكب، الفرق النموذجي بين وضاءة بوند والبياض الهندسي هو 20 ٪ أو أقل، مع احتمالة أن يكون الفرق أكبر من ذلك. بما أن درجة الحرارة المحسوبة تختلف كما (1-"A") فإن الاعتماد ضعيف إلى حد ما بالنسبة للكويكب النموذجي قيم "A"≈"p" هي 0.05−0.3.  وجد أن الدقة المعتادة في حساب درجة الحرارة "من هذا المصدر وحده" تبلغ حوالي 2٪. هذا يترجم إلى حالة عدم اليقين بما يعادل ±5 K لدرجات الحرارة القصوى.  يمكن العثور على بعض المعلومات الأخرى المتعلقة بأعداد كبيرة من الكويكبات في عقدة الكواكب الصغيرة لنظام الكواكب. يتم توفير معلومات محدثة عن اتجاه القطب لعشرات الكويكبات من قبل ميكو كاسالاينين ويمكن استخدامها لتحديد الميل المحوري. مصدر آخر للمعلومات المفيدة هو الآلة حاسبة للمدار من ناسا.