Untuk sejumlah besar asteroid yang telah diberi nomor, hampir tidak ada yang diketahui selain beberapa parameter fisik dan elemen orbit. Beberapa karakteristik fisik hanya dapat diperkirakan. Data fisik ditentukan dengan membuat asumsi standar tertentu.

Dimensi
-------

Data dari survei planet minor IRAS  atau survei planet minor Midcourse Space Experiment (MSX)  (tersedia di Planetary Data System Small Bodies Node (PDS)) adalah sumber data diameter planet minor yang umum digunakan.

Untuk banyak asteroid, analisis kurva cahaya memberikan perkiraan arah kutub dan rasio diameter. Estimasi pra-1995 yang dikumpulkan oleh Per Magnusson  ditabulasikan dalam PDS,  dengan data yang paling andal adalah *syntheses* yang diberi label dalam tabel data sebagai "Synth". Penentuan yang lebih baru untuk beberapa lusinan asteroid dikumpulkan di halaman web kelompok riset Finlandia di Helsinki yang menjalankan kampanye sistematis untuk menentukan kutub dan model bentuk dari kurva cahaya. 

Data ini dapat digunakan untuk mendapatkan estimasi dimensi yang lebih baik. Dimensi benda biasanya diberikan sebagai ellipsoid tri-aksial, sumbu-sumbunya dicantumkan dalam urutan menurun sebagai *a*×*b*×*c*. Jika kita memiliki rasio diameter *μ* = *a*/*b*, *ν* = *b*/*c* dari kurva cahaya, dan diameter rata-rata IRAS d, satu set rata-rata geometris dari diameter {\displaystyle d=(abc)^{\frac {1}{3}}\,\!} untuk konsistensi, diperoleh tiga diameter:

{\displaystyle a=d\,(\mu ^{2}\nu )^{\frac {1}{3}}\,\!}
{\displaystyle b=d\,\left({\frac {\nu }{\mu }}\right)^{\frac {1}{3}}\,\!}
{\displaystyle c={\frac {d}{(\nu ^{2}\mu )^{\frac {1}{3}}}}\,\!}

Massa
-----

Kecuali penentuan massa yang terperinci,  massa *M* dapat diperkirakan dari diameter dan (diasumsikan) nilai densitas *ρ* yang didapatkan dengan cara di bawah ini.

{\displaystyle M={\frac {\pi abc\rho }{6}}\,\!}
Perkiraan tersebut dapat diindikasikan sebagai perkiraan dengan menggunakan tilde "~". Selain "perkiraan" ini, massa dapat diperoleh untuk asteroid yang lebih besar dengan menghitung gangguan yang ditimbulkannya pada orbit masing-masing asteroid di sekitarnya,  atau ketika asteroid memiliki pasangan yang mengorbit dengan radius orbit yang diketahui. Massa asteroid terbesar 1 Ceres, 2 Pallas, dan 4 Vesta juga bisa didapat dari perturbasi Mars. Meskipun nilai gangguan ini kecil, gangguan ini dapat diukur secara akurat dari data rentang radar dari Bumi hingga pesawat ruang angkasa di permukaan Mars, seperti pendarat Viking .

Kepadatan
---------

Terlepas dari beberapa asteroid yang kepadatannya telah diselidiki,  kita harus menggunakan "tebakan yang tercerahkan". Lihat Carry  untuk ringkasan.

Untuk banyak asteroid, nilai *ρ* ~2 g/cm3 telah diasumsikan.

Namun, kepadatan bergantung pada jenis spektral asteroid. Krasinsky *dkk.* memberikan perhitungan kerapatan rata-rata asteroid kelas C, S, dan M sebagai 1,38, 2,71, dan 5,32 g/cm3.  (Di sini "C" termasuk kelas Tholen C, D, P, T, B, G, dan F, sedangkan "S" termasuk kelas Tholen S, K, Q, V, R, A, dan E). Dengan asumsi nilai-nilai ini (daripada saat ini ~2 g/cm3) adalah perkiraan yang lebih baik.

Gravitasi permukaan
-------------------

### Bentuk bulat

Untuk benda bulat, percepatan gravitasi di permukaan (*g*), diberikan oleh

{\displaystyle g\_{\rm {spherical}}={\frac {GM}{r^{2}}}\,\!}
Dimana *G* = 6,6742×10−11 m3s−2kg−1 adalah konstanta gravitasi, *M* adalah massa benda, dan *r* jari-jarinya.

### Bentuk tidak beraturan

Untuk benda yang berbentuk tidak beraturan, gravitasi permukaan akan sangat berbeda pada setiap lokasi. Rumus di atas hanyalah perkiraan, karena perhitungan akan menjadi lebih rumit. Nilai *g* pada titik permukaan yang lebih dekat ke pusat massa biasanya agak lebih besar daripada pada titik permukaan yang lebih jauh.

### Gaya sentripetal

Pada benda yang berotasi, berat semu yang dialami oleh suatu benda di permukaan dikurangi oleh gaya sentripetal, ketika seseorang berada jauh dari kutub. Percepatan sentripetal yang dialami pada garis lintang θ adalah

{\displaystyle g\_{\rm {centrifugal}}=-\left({\frac {2\pi }{T}}\right)^{2}r\sin \theta }
di mana *T* adalah periode rotasi dalam detik, *r* adalah radius khatulistiwa, dan θ adalah garis lintang, yang nilainya dimaksimalkan saat berada di ekuator sehingga sin θ=1. Tanda negatif menunjukkan bahwa ia bekerja berlawanan arah dengan percepatan gravitasi *g*.

Percepatan yang efektif adalah

{\displaystyle g\_{\rm {effective}}=g\_{\rm {gravitational}}+g\_{\rm {centrifugal}}\ .}
### Anggota biner jarak dekat

Jika benda langit yang dimaksud adalah anggota biner jarak dekat dengan komponen massa yang sebanding, efek benda kedua mungkin juga tidak dapat diabaikan.

Kecepatan lepas
---------------

Untuk gravitasi permukaan *g* dan jari-jari *r* dari benda simetris bola, kecepatan lepasnya adalah:

{\displaystyle v\_{e}={\sqrt {\frac {2GM}{r}}}}

Periode rotasi
--------------

Periode rotasi biasanya diambil dari parameter kurva cahaya pada PDS.

Kelas spektral
--------------

Kelas spektral biasanya diambil dari klasifikasi Tholen di PDS.

Magnitudo absolut
-----------------

Magnitudo absolut biasanya diberikan oleh survei planet minor IRAS  atau survei planet minor MSX  (tersedia di PDS).

Albedo
------

Albedo astronomi biasanya diberikan oleh survei planet minor IRAS  atau survei planet minor MSX  (tersedia di PDS). Ini adalah *albedo geometris*. Jika tidak ada data IRAS/MSX, rata-rata kasar 0,1 dapat digunakan.

Suhu permukaan
--------------

### Suhu rata-rata

Metode paling sederhana yang memberikan hasil yang masuk akal adalah menganggap asteroid berperilaku sebagai benda abu-abu dalam kesetimbangan dengan radiasi matahari yang datang. Kemudian suhu rata-rata diperoleh dengan menyamakan rata-rata panas yang datang dan daya kalor yang dipancarkan. Daya insiden total adalah:

{\displaystyle R\_{\mathrm {in} }={\frac {(1-A)L\_{0}\pi r^{2}}{4\pi a^{2}}},}
Di mana {\displaystyle A\,\!} adalah asteroid albedo (tepatnya, albedo Bond), {\displaystyle a\,\!} sumbu semi mayornya, {\displaystyle L\_{0}\,\!} adalah luminositas matahari (yaitu keluaran daya total 3,827×1026 W), dan {\displaystyle r} radius asteroid. Diasumsikan bahwa: absorptivitas adalah {\displaystyle 1-A}, asteroid itu bulat, berada di orbit melingkar, dan keluaran energi Matahari adalah isotropik.

Menggunakan versi abu-abu dari hukum Stefan–Boltzmann, daya yang dipancarkan (dari seluruh permukaan bola asteroid) adalah:

{\displaystyle R\_{\mathrm {out} }=4\pi r^{2}\epsilon \sigma T^{4}{\frac {}{}},}
Di mana {\displaystyle \sigma \,\!} adalah konstanta Stefan–Boltzmann (5,6704×10−8 W/m2K4), {\displaystyle T} adalah suhu dalam kelvin, dan {\displaystyle \epsilon \,\!} adalah emisivitas infra merah asteroid. Menyamakan {\displaystyle R\_{\mathrm {in} }=R\_{\mathrm {out} }}, diperoleh

{\displaystyle T=\left({\frac {(1-A)L\_{0}}{\epsilon \sigma 16\pi a^{2}}}\right)^{1/4}\,\!}
Nilai standar dari {\displaystyle \epsilon } =0,9, diperkirakan dari pengamatan rinci beberapa asteroid besar yang digunakan.

Sementara metode ini memberikan perkiraan yang cukup baik dari suhu permukaan rata-rata, suhu lokal sangat bervariasi, yang merupakan tipikal benda tanpa atmosfer.

### Maksimum

Perkiraan kasar suhu maksimum dapat diperoleh dengan mengasumsikan bahwa ketika Matahari berada di atas kepala, permukaan berada dalam kesetimbangan termal dengan radiasi matahari sesaat. Ini memberikan *rata-rata* suhu "sub-solar".

{\displaystyle T\_{ss}={\sqrt {2}}\,T\approx 1.41\,T,}
Di mana {\displaystyle T} adalah suhu rata-rata yang dihitung seperti di atas.

Pada *perihelion*, radiasi dimaksimalkan, 

{\displaystyle T\_{ss}^{\rm {max}}={\sqrt {\frac {2}{1-e}}}\ T,}
Di mana {\displaystyle e\,\!} adalah eksentrisitas orbit.

### Pengukuran suhu dan variasi suhu reguler

Pengamatan inframerah umumnya digabungkan dengan albedo untuk mengukur suhu secara lebih langsung. Misalnya, L. F. Lim, et al. [Icarus, VO. 173, 385 (2005)] melakukan ini terhadap 29 asteroid. Metode ini adalah pengukuran untuk *hari pengamatan tertentu*, dan suhu permukaan asteroid akan berubah secara teratur tergantung jaraknya dari Matahari. Dari perhitungan Stefan-Boltzmann di atas,

{\displaystyle T={\rm {constant}}\times {\frac {1}{\sqrt {d}}},}
Di mana {\displaystyle d\,\!} adalah jarak dari Matahari pada hari tertentu. Jika hari pengamatan yang relevan diketahui, jarak dari Matahari pada hari tersebut dapat diperoleh secara online misalnya dari kalkulator orbit NASA,  dan perkiraan suhu yang sesuai di perihelion, aphelion, dll. dapat diperoleh dari ekspresi di atas .

### Masalah ketidaktelitian Albedo

Ada hambatan saat menggunakan seluruh persamaan ini untuk memperkirakan suhu asteroid tertentu. Perhitungan membutuhkan albedo Bond *A* (proporsi total daya masuk yang dipantulkan, dengan mempertimbangkan semua arah), sedangkan data albedo IRAS dan MSX yang tersedia untuk asteroid hanya memberikan albedo *p* geometrik yang hanya mencirikan kekuatan cahaya yang dipantulkan kembali ke sumbernya (Matahari).

Sementara kedua albedo ini berkorelasi, faktor numerik di antara keduanya sangat bergantung pada sifat permukaan. Pengukuran sebenarnya dari Bond albedo tidak tersedia untuk sebagian besar asteroid karena memerlukan pengukuran dari sudut fase tinggi yang hanya dapat diperoleh oleh pesawat ruang angkasa yang melewati dekat dengan asteroid atau di luar sabuk asteroid. Beberapa pemodelan permukaan dan sifat termal yang rumit dapat mengarah pada estimasi albedo Bond yang diberikan secara geometris, tetapi sejauh ini berada di luar cakupan estimasi cepat untuk artikel ini. Semua data ini dapat diperoleh untuk beberapa asteroid dari berbagai publikasi ilmiah.

Data umum lainnya
-----------------

Beberapa informasi lain untuk sejumlah besar asteroid dapat ditemukan di Planetary Data System Small Bodies Node.  Informasi terkini tentang orientasi kutub beberapa lusin asteroid disediakan oleh Doc. Mikko Kaasalainen,  dan dapat digunakan untuk menentukan kemiringan sumbu .

Sumber informasi berguna lainnya adalah kalkulator orbit NASA.

Referensi
---------

1. 1 2 3  "IRAS Minor Planet Survey Supplemental IRAS Minor Planet Survey". PDS Asteroid/Dust Archive. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-09-02. Diakses tanggal 2006-10-21.
2. 1 2 3  "Midcourse Space Experiment (MSX) Infrared Minor Planet Survey". PDS Asteroid/Dust Archive. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-09-02. Diakses tanggal 2006-10-21.
3. ↑  Magnusson, Per (1989). "Pole determinations of asteroids". Dalam Richard P. Binzel; Tom Gehrels; Mildred S. Matthews. *Asteroids II*. Tucson: University of Arizona Press. hlm. 1180–1190.
4. ↑  "Asteroid Spin Vectors". Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-09-02. Diakses tanggal 2006-10-21.
5. 1 2  Modeled asteroids. *rni.helsinki.fi*. 2006-06-18.
6. 1 2  For example "Asteroid Densities Compilation". PDS Asteroid/Dust Archive. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-09-02. Diakses tanggal 2006-10-21.
7. ↑  Hilton, James L. (November 30, 1999). "Masses of the Largest Asteroids". Diarsipkan dari versi asli tanggal February 12, 2009. Diakses tanggal 2009-09-05.  Parameter `|url-status=` yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
8. ↑  Benoit Carry, Density of asteroids, *Planetary & Space Science* to be published, accessed Dec. 20, 2013
9. ↑  Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. (July 2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". *Icarus*. **158** (1): 98–105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837.
10. ↑  "Asteroid Lightcurve Parameters". PDS Asteroid/Dust Archive. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-09-02. Diakses tanggal 2006-10-21.
11. ↑  Asteroid Taxonomies *PDS Asteroid/Dust Archive*. 2006-10-21.
12. 1 2  "Orbit Diagrams". NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2000-08-17. Diakses tanggal 2006-06-18.  Parameter `|url-status=` yang tidak diketahui akan diabaikan (bantuan)
13. ↑  "Asteroid Data Sets". PDS Asteroid/Dust Archive. Diarsipkan dari versi asli tanggal 2006-09-28. Diakses tanggal 2006-10-21.

Pranala luar
------------

* Node Badan Kecil Planetary Data System (PDS).

Templat:Asteroid