Спектральные типы астероидов

Тип классификации класса астрономических объектов

Спектральный тип астероида присваивается астероидам на основе их спектра отражения , цвета и иногда альбедо . Считается, что эти типы соответствуют поверхностному составу астероида. Для небольших тел, которые не являются внутренне дифференцированными , поверхностный и внутренний составы предположительно схожи, в то время как крупные тела, такие как Церера и Веста , как известно, имеют внутреннюю структуру. За эти годы было проведено несколько исследований, которые привели к появлению набора различных таксономических систем, таких как классификации Толена , SMASS и Баса–ДеМео. ^[1]

Таксономические системы

В 1975 году астрономы Кларк Р. Чепмен , Дэвид Моррисон и Бен Зеллнер разработали простую таксономическую систему для астероидов, основанную на цвете , альбедо и спектральной форме . Три категории были обозначены как « C » для темных углеродистых объектов, « S » для каменистых (кремнистых) объектов и «U» для тех, которые не вписывались ни в C, ни в S. ^[2] Это базовое разделение спектров астероидов с тех пор было расширено и уточнено. ^[3] В настоящее время существует ряд схем классификации, ^[4] и хотя они стремятся сохранить некоторую взаимную согласованность, довольно много астероидов сортируются по разным классам в зависимости от конкретной схемы. Это связано с использованием разных критериев для каждого подхода. Две наиболее широко используемые классификации описаны ниже:

Обзор Толена и SMASS

Сводка таксономических классов астероидов ^[5]^{: Таблица 2}
Класс Толен	SMASSII (класс автобусов)	Альбедо	Спектральные характеристики
А	А	умеренный	Очень крутой красный склон ближе к 0,75 мкм; умеренно глубокая абсорбционная особенность дальше к 0,75 мкм.
Б , Ф	Б	низкий	Линейные, в целом безликие спектры. Различия в характеристиках поглощения УФ и наличие/отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм.
С , Г	С, Сб, Ч, Сг, Чг	низкий	Линейные, в целом безликие спектры. Различия в характеристиках поглощения УФ и наличие/отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм.
Д	Д	низкий	Относительно невыразительный спектр с очень крутым красным склоном.
Э , М , П	Х , Хс, Хе, Хк	от низкого (P) до очень высокого (E)	В целом невыразительный спектр с красноватым наклоном; различия в тонких особенностях поглощения и/или спектральной кривизне и/или пиковой относительной отражательной способности.
В	В	умеренный	Красноватый наклон ближе к 0,7 мкм; глубокая, округлая абсорбционная деталь дальше к 0,75 мкм.
Р	Р	умеренный	Умеренный красноватый наклон вниз на 0,7 мкм; глубокое поглощение в длину на 0,75 мкм.
С	С, Сб, Ск, Сл, Ск, Ср	умеренный	Умеренно крутой красноватый наклон вниз 0,7 мкм; умеренное или крутое поглощение в длину 0,75 мкм; пик отражения при 0,73 мкм. Подгруппы автобусов промежуточные между классами S и A, K, L, Q, R.
Т	Т	низкий	Умеренно красноватый до 0,75 мкм; затем становится плоским.
В	В	умеренный	Красноватый в области 0,7 мкм; чрезвычайно глубокое поглощение в области 0,75 мкм.
—	К	умеренный	Умеренно крутой красный склон в короткой части 0,75 мкм; плавно наклоненный максимум и плоский до голубоватого в длинной части 0,75 мкм, с небольшой кривизной или без нее.
—	Л , Лд	умеренный	Очень крутой красный наклон в направлении 0,75 мкм; пологий в направлении 0,75 мкм; различия в уровне пиков.
—	О	—	Своеобразная тенденция, известная пока лишь для немногих астероидов.

Классификация S3OS2

Спектроскопическое обследование малых объектов Солнечной системы (S ³ OS ² или S3OS2, также известное как классификация Лаззаро ) наблюдало 820 астероидов, используя бывший 1,52-метровый телескоп ESO в обсерватории Ла Силья в 1996–2001 годах. ^[1] В этом обследовании к наблюдаемым объектам применялись как таксономии Толена, так и таксономии Буса–Бинзеля (SMASS), многие из которых ранее не были классифицированы. Для классификации, подобной классификации Толена, обследование ввело новый «тип Caa», который показывает широкую полосу поглощения, связанную с водным изменением поверхности тела. Класс Caa соответствует C-типу Толена и гидратированному Ch-типу SMASS ( включая некоторые Cgh-, Cg- и C-типы) и был назначен 106 телам или 13% обследованных объектов. Кроме того, S3OS2 использует K-класс для обеих схем классификации, тип, который не существует в исходной таксономии Толена. ^[1]

Классификация Bus–DeMeo

Классификация Bus-DeMeo — это система таксономии астероидов, разработанная Франческой ДеМео , Шелте Бусом и Стивеном Сливаном в 2009 году. ^[6] Она основана на характеристиках спектра отражения для 371 астероида, измеренных на длине волны 0,45–2,45 микрометра. Эта система из 24 классов вводит новый тип «Sv» и основана на анализе главных компонентов в соответствии с таксономией SMASS, которая сама основана на классификации Толена. ^[6]

Классификация Толена

Наиболее широко используемая таксономия — это таксономия Дэвида Дж. Толена , впервые предложенная в 1984 году. Эта классификация была разработана на основе широкополосных спектров (от 0,31 мкм до 1,06 мкм), полученных во время Восьмицветного обзора астероидов ( ECAS ) в 1980-х годах, в сочетании с измерениями альбедо . ^[7] Первоначальная формулировка была основана на 978 астероидах. Схема Толена включает 14 типов, большинство из которых попадают в одну из трех широких категорий, и несколько более мелких типов (см. также § Обзор Толена и SMASS выше) . Типы, с их крупнейшими образцами в скобках:

C-группа

Астероиды в группе C — это темные, углеродистые объекты. Большинство тел в этой группе относятся к стандартному типу C (например, 10 Hygiea ) и несколько «более яркому» типу B ( 2 Pallas ). Тип F ( 704 Interamnia ) и тип G ( 1 Ceres ) встречаются гораздо реже. Другие классы с низким альбедо — это астероиды типа D ( 624 Hektor ), обычно наблюдаемые во внешнем поясе астероидов и среди троянцев Юпитера , а также редкие астероиды типа T ( 96 Aegle ) из внутреннего главного пояса.

S-группа

Астероиды с S-типом ( 15 Eunomia , 3 Juno ) являются кремнистыми (или «каменистыми») объектами. Другая большая группа — это каменистые V-типа ( 4 Vesta ), также известные как «вестоиды», наиболее распространенные среди членов большого семейства Vesta , предположительно возникшие из большого ударного кратера на Весте. Другие малые классы включают астероиды A-типа ( 246 Asporina ), Q-типа ( 1862 Apollo ) и R-типа ( 349 Dembowska ).

X-группа

Зонтичная группа астероидов X-типа может быть далее разделена на три подгруппы в зависимости от степени отражательной способности объекта (темные, промежуточные, яркие). Самые темные относятся к C-группе, с альбедо ниже 0,1. Это «примитивные» P-типа ( 259 Aletheia , 190 Ismene ), которые отличаются от «металлического» M-типа ( 16 Psyche ) с промежуточным альбедо от 0,10 до 0,30, и от яркого «энстатитового» астероида E-типа , в основном наблюдаемого среди членов семейства Hungaria в самой внутренней области пояса астероидов.

Таксономические признаки

Таксономия Толена может включать до четырех букв (например, «SCTU»). Схема классификации использует букву «I» для «непоследовательных» спектральных данных, и ее не следует путать со спектральным типом. Примером является астероид Фемистиан 515 Аталия , который на момент классификации был непоследовательным, поскольку спектр и альбедо тела были такими же, как у каменистого и углеродистого астероида соответственно. ^[8] Когда базовый числовой анализ цвета был неоднозначным, объектам назначались два или три типа, а не только один (например, «CG» или «SCT»), в результате чего последовательность типов отражает порядок увеличения числового стандартного отклонения, причем наиболее подходящий спектральный тип упоминается первым. ^[8] Таксономия Толена также имеет дополнительные обозначения, добавленные к спектральному типу. Буква «U» является квалификационным флагом, используемым для астероидов с «необычным» спектром, который находится далеко от определенного центра скопления в численном анализе. Обозначения ":" (одиночное двоеточие) и "::" (два двоеточия) добавляются, когда спектральные данные "шумные" или "очень шумные" соответственно. Например, пересекающий Марс 1747 Райт имеет класс "AU:", что означает, что это астероид типа А , хотя и с необычным и шумным спектром. ^[8]

классификация SMASS

Это более поздняя таксономия, введенная американскими астрономами Шелте Бусом и Ричардом Бинзелем в 2002 году на основе Малого главного пояса астероидов (SMAS) спектроскопического обзора 1447 астероидов. ^[9] Этот обзор дал спектры с гораздо более высоким разрешением, чем ECAS (см. классификацию Толена выше) , и смог разрешить множество узких спектральных особенностей. Однако наблюдался несколько меньший диапазон длин волн (0,44 мкм - 0,92 мкм). Кроме того, альбедо не учитывалось. Пытаясь придерживаться таксономии Толена насколько это возможно, учитывая различные данные, астероиды были отсортированы по 26 типам, приведенным ниже. Что касается таксономии Толена, большинство тел попадают в три широкие категории C, S и X, а несколько необычных тел были отнесены к нескольким более мелким типам (см. также § Обзор Толена и SMASS выше) :

Группа углеродистых объектов C включает астероид типа C , наиболее «стандартный» из не-B углеродистых объектов, более «яркий» астероид типа B, в значительной степени перекрывающийся с типами B и F Толена, тип Cb, который является переходным между простыми объектами типа C и B, и типы Cg, Ch и Cgh, которые в некоторой степени связаны с типом G Толена . «h» означает «гидратированный».
S-группа кремнистых (каменистых) объектов включает в себя наиболее распространенный астероид S-типа , а также A- , Q- и R-типы . Новые классы включают астероиды K-типа ( 181 Eucharis , 221 Eos ) и L-типа ( 83 Beatrix ). Также существует пять классов, Sa, Sq, Sr, Sk и Sl, которые являются переходными между простым S-типом и другими соответствующими типами в этой группе.
X-группа в основном металлических объектов. Сюда входят наиболее распространенные астероиды X-типа , а также M, E или P-типы, классифицированные Толеном. Xe, Xc и Xk являются переходными типами между простым X- и соответствующими классами E , C и K.
Другие спектральные классы включают T- , D- и V-типы ( 4 Веста ). Ld-тип — это новый класс, имеющий более экстремальные спектральные характеристики, чем астероид L-типа . Новый класс астероидов O-типа с тех пор был присвоен только астероиду 3628 Božněmcová .

Было обнаружено, что значительное количество мелких астероидов относятся к типам Q , R и V , которые были представлены только одним телом в схеме Толена. В схеме SMASS Баса и Бинзеля только один тип был назначен любому конкретному астероиду. ^{[ необходима цитата ]}

Индексы цвета

Характеристика астероида включает измерение его цветовых индексов, полученных из фотометрической системы . Это делается путем измерения яркости объекта через набор различных фильтров, специфичных для определенной длины волны, так называемых полос пропускания. В фотометрической системе UBV , которая также используется для характеристики удаленных объектов в дополнение к классическим астероидам, три основных фильтра следующие:

U: полоса пропускания ультрафиолетового света (~320-380 нм, среднее значение 364 нм)
B: полоса пропускания синего света, включая немного фиолетового (~395-500 нм, в среднем 442 нм)
V: полоса пропускания, чувствительная к видимому свету , а точнее к зелено-желтой части видимого света (~510-600 нм, в среднем 540 нм)

Длины волн видимого света
Цвета	фиолетовый	синий	голубой	зеленый	желтый	апельсин	красный
Длины волн	380–450 нм	450–495 нм	495–520 нм	520–570 нм	570–590 нм	590–620 нм	620–750 нм

При наблюдении яркость объекта измеряется дважды через другой фильтр. Полученная разница в величине называется индексом цвета . Для астероидов наиболее распространены индексы цвета U−B или B−V. Кроме того, также используются индексы V−R, V−I и R−I, где фотометрические буквы обозначают видимый (V), красный (R) и инфракрасный (I). Фотометрическую последовательность, такую как V–R–B–I, можно получить из наблюдений в течение нескольких минут. ^[10]

Средние показатели цвета динамических групп во внешней Солнечной системе ^[10]^{: 35}
Группы	Цветовой индекс
Группы	Б−В	В−Р	В−I	Р-И
Плутинос	0,895 ± 0,190	0,568 ± 0,106	1,095 ± 0,201	0,536 ± 0,135
Кубеванос	0,973 ± 0,174	0,622 ± 0,126	1,181 ± 0,237	0,586 ± 0,148
Кентавры	0,886 ± 0,213	0,573 ± 0,127	1,104 ± 0,245	0,548 ± 0,150
SDO	0,875 ± 0,159	0,553 ± 0,132	1,070 ± 0,220	0,517 ± 0,102
Кометы	0,795 ± 0,035	0,441 ± 0,122	0,935 ± 0,141	0,451 ± 0,059
Троянцы Юпитера	0,777 ± 0,091	0,445 ± 0,048	0,861 ± 0,090	0,416 ± 0,057

Оценка

Ожидается, что эти схемы классификации будут уточнены и/или заменены по мере дальнейшего развития исследований. Однако на данный момент спектральная классификация, основанная на двух вышеупомянутых спектроскопических обзорах грубого разрешения 1990-х годов, по-прежнему является стандартом. Ученые не смогли договориться о лучшей таксономической системе, в основном из-за сложности получения подробных измерений последовательно для большой выборки астероидов (например, спектры с более высоким разрешением или неспектральные данные, такие как плотности, были бы очень полезны). ^{[ необходима цитата ]}

Корреляция с типами метеоритов

Некоторые группы астероидов были соотнесены с типами метеоритов : ^{[ необходима ссылка ]}

C-тип – метеориты углеродисто-хондритовые
S-тип – Каменные метеориты
M-тип – Железные метеориты
Метеориты V-типа – HED

Смотрите также

Добыча полезных ископаемых на астероидах

Ссылки

^ abc Lazzaro, D.; Angeli, CA; Carvano, JM; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. (ноябрь 2004 г.). "S3OS2: видимое спектроскопическое исследование 820 астероидов" (PDF) . Icarus . 172 (1): 179– 220. Bibcode :2004Icar..172..179L. doi :10.1016/j.icarus.2004.06.006 . Получено 22 декабря 2017 г. .
^ Chapman, CR; Morrison, D.; Zellner, B. (май 1975). «Свойства поверхности астероидов — синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Icarus . 25 (1): 104– 130. Bibcode :1975Icar...25..104C. doi :10.1016/0019-1035(75)90191-8.
^ Томас Х. Бербин: Астероиды – астрономические и геологические тела. Cambridge University Press, Кембридж 2016, ISBN 978-1-10-709684-4 , стр.163, Таксономия астероидов
^ Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). "Видимая спектроскопия астероидов". Астероиды III . Тусон: Издательство Университета Аризоны . стр. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.
^ Челлино, А.; Бус, С.Дж.; Дорессоундирам, А.; Лаззаро, Д. (март 2002 г.). Спектроскопические свойства семейств астероидов (PDF) . стр. 633–643 . Bibcode : 2002aste.book..633C. doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Получено 27 октября 2017 г. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
^ ab DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (июль 2009 г.). «Расширение таксономии астероида Bus в ближнем инфракрасном диапазоне» (PDF) . Icarus . 202 (1): 160– 180. Bibcode :2009Icar..202..160D. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.005. Архивировано из оригинала 17 марта 2014 г. . Получено 28 марта 2018 г. .(Каталог на PDS)
^ Толен, DJ (1989). "Таксономическая классификация астероидов". Астероиды II . Тусон: Издательство Университета Аризоны. С. 1139–1150 . ISBN 978-0-8165-1123-5.
^ abc Дэвид Дж. Толен. "Таксономические классификации астероидов – Заметки" . Получено 6 января 2019 г. .
^ Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. (июль 2002 г.). «Фаза II спектроскопического обзора малых астероидов главного пояса. Таксономия на основе признаков». Icarus . 158 (1): 146– 177. Bibcode :2002Icar..158..146B. doi :10.1006/icar.2002.6856.
^ ab Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (октябрь 2007 г.). «Видимое спектроскопическое и фотометрическое исследование троянцев Юпитера: окончательные результаты по динамическим семействам». Icarus . 190 (2): 622– 642. arXiv : 0704.0350 . Bibcode :2007Icar..190..622F. doi :10.1016/j.icarus.2007.03.033. S2CID 12844258.

Внешние ссылки

Классификация спектра астероидов с использованием таксономии Bus-DeMeo, Планетная спектроскопия в Массачусетском технологическом институте (2017)

[Lazzaro-2004-1] Lazzaro, D.; Angeli, CA; Carvano, JM; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. (ноябрь 2004 г.). "S3OS2: видимое спектроскопическое исследование 820 астероидов" (PDF) . Icarus . 172 (1): 179– 220. Bibcode :2004Icar..172..179L. doi :10.1016/j.icarus.2004.06.006 . Получено 22 декабря 2017 г. .

[Chapman-1975-2] Chapman, CR; Morrison, D.; Zellner, B. (май 1975). «Свойства поверхности астероидов — синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Icarus . 25 (1): 104– 130. Bibcode :1975Icar...25..104C. doi :10.1016/0019-1035(75)90191-8.

[3] Томас Х. Бербин: Астероиды – астрономические и геологические тела. Cambridge University Press, Кембридж 2016, ISBN 978-1-10-709684-4 , стр.163, Таксономия астероидов

[BusAsteroidsIII-4] Bus, SJ; Vilas, F.; Barucci, MA (2002). "Видимая спектроскопия астероидов". Астероиды III . Тусон: Издательство Университета Аризоны . стр. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.

[Cellino-2002-5] Челлино, А.; Бус, С.Дж.; Дорессоундирам, А.; Лаззаро, Д. (март 2002 г.). Спектроскопические свойства семейств астероидов (PDF) . стр. 633–643 . Bibcode : 2002aste.book..633C. doi : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Получено 27 октября 2017 г. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )

[Bus-DeMeo-taxonomy-6] DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (июль 2009 г.). «Расширение таксономии астероида Bus в ближнем инфракрасном диапазоне» (PDF) . Icarus . 202 (1): 160– 180. Bibcode :2009Icar..202..160D. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.005. Архивировано из оригинала 17 марта 2014 г. . Получено 28 марта 2018 г. .(Каталог на PDS)

[Tholen-1989-7] Толен, DJ (1989). "Таксономическая классификация астероидов". Астероиды II . Тусон: Издательство Университета Аризоны. С. 1139–1150 . ISBN 978-0-8165-1123-5.

[Tholen-Taxonomic-notations-8] Дэвид Дж. Толен. "Таксономические классификации астероидов – Заметки" . Получено 6 января 2019 г. .

[Bus-2002-9] Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. (июль 2002 г.). «Фаза II спектроскопического обзора малых астероидов главного пояса. Таксономия на основе признаков». Icarus . 158 (1): 146– 177. Bibcode :2002Icar..158..146B. doi :10.1006/icar.2002.6856.

[Fornasier-2007-10] Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (октябрь 2007 г.). «Видимое спектроскопическое и фотометрическое исследование троянцев Юпитера: окончательные результаты по динамическим семействам». Icarus . 190 (2): 622– 642. arXiv : 0704.0350 . Bibcode :2007Icar..190..622F. doi :10.1016/j.icarus.2007.03.033. S2CID 12844258.