M-tipi asteroit
Özellikler > Hacimsel yoğunluk ve gözeneklilik

Bir asteroidin kütle yoğunluğu, bileşikleri ve diğer göktaşlarıyla olan benzerleri hakkında ipuçları sağlar. M-tipleri için, önerilen analoglar bazı karbonlu kondrit türleri için ~3 g/cm3 ile demir-meteoritlerde bulunan demir-nikel için yaklaşık 8 g/cm3 arasında değişen kütle yoğunlukları olarak belirtilmektedir. Bir asteroidin hacimsel yoğunluğu ve onu oluşturan malzemelerin yoğunluğu göz önüne alındığında, gözenekliliği hesaplanabilir. Bu kapsamda da asteroidin iç yapısı hakkında tutarlı bir cisim olup olmadığı veya bir moloz yığını mı yoksa ikisinin arasında bir şey olup olmadığı gibi çıkarımlar yapılabilir.
Bir asteroidin kütle yoğunluğunu hesaplamak için kütlesinin ve hacminin doğru bir şekilde belirlenmesi gerekmektedir. Ancak asteroitlerin diğer Güneş Sistemi nesnelerine oranla küçük olan boyutları göz önüne alındığında bunların her ikisini de elde etmek zordur. Daha büyük asteroitler söz konusu olduğunda ise yerçekimi alanlarında bulunan diğer asteroitleri ve yörüngelerinde dönen uzay araçları gibi cisimler de dahil olmak üzere diğer nesneleri nasıl etkilediğini gözlemleyerek kütleleri tahmin edilebilir. Bir asteroidin bir veya daha fazla uydusu bulunuyorsa, örneğin iki cisim probleminde, cisimlerin kütlelerini tahmin etmek için toplu yörünge parametreleri kullanılabilir.
Bir asteroidin hacmini tahmin etmek için en azından çapının tahmin edilmesi gerekmektedir. Çoğu durumda, bunlar asteroidin görsel albedosundan (parlaklığından), örtülmeler sırasındaki kiriş uzunluklarından veya termal emisyonlarından (örn. IRAS görevi) çıkarılabilmektedir. Bu durumda, gök bilimciler çeşitli teknikler kullanarak (örnekler için bkz 16 Psyche veya 216 Kleopatra) veya birkaç şanslı örnekte olduğu üzere uzay aracı görüntülemelerinden (162173 Ryugu) üç boyutlu şekil modelleri geliştirmeyi başarabilmektedirler.
| Asteroit | Yoğunluk | Radar Albedo | Methot (kütle, hacim) |
| --- | --- | --- | --- |
| 16 Psyche | 3.8 ± 0.3 | 0.34 ± 0.08 | Efemeris, şekil modeli |
| 21 Lutetia | 3.4 ± 0.3 | 0.24 ± 0.07 | Rosetta uzay aracı geçişi, doğrudan görüntüleme |
| 22 Kalliope | 4.1 ± 0.5 | 0.15 ± 0.05 | Uydusu Linus'un yörüngesi, şekil modeli |
| 69 Hesperia | 4.4 ± 1.0 | 0.45 ± 0.12 | Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini |
| 92 Undina | 4.4 ± 0.4 | 0.38 ± 0.09 | Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini |
| 129 Antigone | 3.0 ± 1.0 | 0.36 ± 0.09 | Efemeris, termal IR/radar boyutu tahmini |
| 216 Kleopatra | 3.4 ± 0.5 | 0.43 ± 0.10 | İki uydusunun yörüngeleri, şekil modeli |
Bunlardan uzay aracı sapması veya uyduların yörüngeleri aracılığıyla yapılan kütle ölçümleri en güvenilir olanları kabul edilir. Efemeris tahminleri, o asteroit üzerindeki diğer nesnelerin ince yerçekimsel çekimine veya tam tersine dayanmakta olup, daha az güvenilir kabul edilmektedir. Bunun istisnası, en büyük M-tipi asteroit olduğu ve çok sayıda kütle tahminine sahip olduğu için 16 Psyche olabilir. Genellikle uyarlanabilir optiklerden, örtülmelerden ve radar görüntülemelerinden elde edilen şekil modellerine dayalı boyut tahminleri ise yine en güvenilir olanlardır. Doğrudan uzay aracı geçişi (21 Lutetia) ile görüntüleme yöntemi de oldukça güvenilirdir. Termal IR gibi dolaylı yöntemlere dayalı boyutlar (örn. IRAS) ve radar ekoları daha az güvenilir olarak kabul edilmektedir.
M-tipi asteroitlerin hiçbiri, saf bir demir-nikel çekirdeği olduğu ile ilgili tutarlı hacimsel yoğunluğa sahip değildir. Bu nesneler gözenekliyse (moloz yığını), o zaman bu yorum hala geçerli olabilir. Ancak alandaki genel fikir birliği, büyük boyutu nedeniyle bunun 16 Psyche için bile pek olası olmadığı yönündedir. Çoğu M-tipi asteroit üzerindeki silikatların spektral kanıtları göz önüne alındığında, bunların daha düşük yoğunluklu göktaşı analoglarından moloz yığınlarından oluştukları yönünde genel itibarıyla bir fikir birliği bulunmaktadır.