Астероиды М-типа (также известного как М-класс) представляют собой спектральный класс астероидов , которые, по-видимому, содержат более высокие концентрации металлических фаз (например, железо-никель), чем другие классы астероидов, [1] и широко считаются источником железных метеоритов. . [2]
Астероиды классифицируются как M-тип на основании их, как правило, безликих и плоских до красноватых спектров поглощения в видимом и ближнем инфракрасном диапазоне, а также их умеренного оптического альбедо . Наряду со спектрально близкими астероидами E-типа и P-типа (обе категории E и P ранее относились к типу M в старых системах) они входят в более крупную группу астероидов X-типа и различимы только по оптическому альбедо: [3 ]
Хотя широко считается, что астероиды М-типа богаты металлами (причина использования буквы «М» в классификации), доказательства высокого содержания металлов в астероидах М-типа являются лишь косвенными, хотя и весьма правдоподобными. Их спектры аналогичны спектрам железных метеоритов и энстатитовых хондритов , [4] и радиолокационные наблюдения показали, что их радиолокационные альбедо намного выше, чем у других классов астероидов, [5] что согласуется с наличием составов с более высокой плотностью, таких как железо-никель. [1] Почти все M-типы имеют радиолокационное альбедо как минимум в два раза выше, чем более распространенные S- и C-типы , и примерно одна треть имеет радиолокационное альбедо примерно в 3 раза выше. [1]
Спектры высокого разрешения М-типа иногда обнаруживают тонкие особенности в длине 0,75 мкм и короче 0,55 мкм. [6] Присутствие силикатов очевидно во многих, [7] [8] и значительная часть демонстрирует признаки поглощения на длине волны 3 мкм, приписываемые гидратированным силикатам. [9] Присутствие силикатов, и особенно гидратированных силикатов, противоречит традиционной интерпретации М-типов как остаточных железных ядер.
Объемная плотность астероида дает представление о его составе и метеоритных аналогах. [10] Для М-типов предложенные аналоги имеют объемную плотность от ~3 г/см 3 для некоторых типов углеродистых хондритов до почти 8 г/см 3 для железоникеля, присутствующего в железных метеоритах . [2] [4] [9] Учитывая объемную плотность астероида и плотность материалов, из которых он состоит (так называемая плотность частиц или зерен), можно рассчитать его пористость и сделать некоторые выводы о его внутренней структуре; например, является ли объект связным, кучей обломков или чем-то промежуточным. [10]
Для расчета объемной плотности астероида требуется точная оценка его массы и объема; оба из них трудно получить, учитывая их небольшой размер по сравнению с другими объектами Солнечной системы. В случае более крупных астероидов можно оценить массу, наблюдая, как их гравитационное поле влияет на другие объекты, в том числе на другие астероиды, а также на орбитальные или пролетающие мимо космические корабли. [11] Если астероид обладает одной или несколькими лунами , можно использовать их коллективные орбитальные параметры (например, период обращения, большую полуось) для оценки масс ансамбля, например, в задаче двух тел .
Для оценки объема астероида требуется, как минимум, оценка диаметра астероида. В большинстве случаев они оцениваются по визуальному альбедо (яркости) астероида, длине хорд во время затмений или их тепловому излучению (например, миссия IRAS ). В некоторых случаях астрономам удавалось разработать трехмерные модели форм, используя различные методы (ср. 16 Psyche или 216 Kleopatra, например) или, в нескольких удачных случаях, с помощью изображений космического корабля (ср. 162173 Ryugu ).
Из них наиболее надежными считаются измерения массы, сделанные с помощью отклонения космического корабля или орбит лун. Оценки эфемерид основаны на тонком гравитационном притяжении других объектов на этом астероиде или наоборот и считаются менее надежными. Исключением из этого предостережения может быть Психея, поскольку это самый массивный астероид М-типа и имеет многочисленные оценки массы. [12] Оценки размера, основанные на моделях формы (обычно полученных на основе адаптивной оптики, затмений и радиолокационных изображений), являются наиболее надежными. Прямая съемка с космического корабля (Лютеция) также весьма надежна. Размеры, основанные на косвенных методах, таких как тепловые ИК-сигналы (например, IRAS) и радиолокационные эхо-сигналы, менее надежны.
Ни один из астероидов М-типа не имеет объемной плотности, соответствующей чистому железо-никелевому ядру. Если эти объекты пористые (то есть груды обломков ), то такая интерпретация все еще может иметь место; для Психеи это маловероятно [12] из-за ее большого размера. Учитывая спектральные признаки наличия силикатов на большинстве астероидов М-типа, общепринятая интерпретация большинства этих более крупных астероидов состоит в том, что они состоят из аналогов метеоритов меньшей плотности (например, энстатитовых хондритов , богатых металлами углеродистых хондритов , мезосидеритов ), а в некоторых случаях также могут быть груды обломков. [20] [18] [12]
Самая ранняя интерпретация астероидов М-типа заключалась в том, что они были остатками ядер ранних протопланет , лишенных вышележащей коры и мантии в результате массивных столкновений, которые, как полагают, часто случались в ранней истории Солнечной системы. [2]
Признано, что некоторые из меньших астероидов М-типа (<100 км) могли образоваться таким образом, но эта интерпретация была оспорена для 16 Психеи , крупнейшего из астероидов М-типа. [21] Есть три аргумента против формирования Психеи таким образом. [21] Во-первых, она должна была возникнуть как протопланета размером с Весту (~500 км); статистически маловероятно, чтобы Психея была полностью разрушена, а Веста осталась нетронутой. Во-вторых, существует мало или совсем нет наблюдательных данных о семействе астероидов, связанных с Психеей, и, в-третьих, нет спектроскопических доказательств ожидаемых фрагментов мантии (т.е. оливина), которые могли бы образоваться в результате этого события. Вместо этого утверждалось, что Психея — это остаток протопланеты, которая была разрушена и гравитационно вновь скопилась в хорошо перемешанный железосиликатный объект. [21] Существует множество примеров металлосиликатных метеоритов, также известных как мезосидериты , которые могут быть объектами такого родительского тела .
Один из возможных ответов на эту вторую интерпретацию состоит в том, что астероиды М-типа (включая 16 Психеев) скопились гораздо ближе к Солнцу (1–2 а.е.), были лишены своей тонкой коры/мантии, еще будучи расплавленными (или частично), и позже динамически переместился в нынешний пояс астероидов. [22]
Третья точка зрения состоит в том, что крупнейшие М-типы, включая 16 Психеев, могут быть дифференцированными телами (как 1 Церера и 4 Весты), но при правильном сочетании железа и летучих веществ (например, серы) эти тела могли испытать своего рода железный вулканизм, он же ферровулканизм, еще при остывании. [23]
В базе данных малых тел JPL имеется 980 астероидов, классифицированных по системе спектральной классификации астероидов Толена . [24] Из них 38 относятся к М-типу. [25] Еще 10 первоначально были отнесены к X-типу, но теперь причислены к M-типу, поскольку их оптическое альбедо находится в диапазоне от 0,1 до 0,3. [26] В целом, М-типы составляют примерно 5% астероидов, отнесенных к таксономии Толена.
16 Психея является крупнейшим астероидом М-типа со средним диаметром 222 км и имеет относительно высокое среднее радиолокационное альбедо, что позволяет предположить, что он имеет высокое содержание металлов в верхних нескольких метрах его поверхности. [13] Космический корабль «Психея» , запущенный 13 октября 2023 года, направляется к планете 16 «Психея» и прибудет в 2029 году.
21 Лютеция имеет средний диаметр 100 км [1] и была первым астероидом М-типа, который был заснят космическим кораблем, когда космический зонд «Розетта» посетил его 10 июля 2010 года. [27] Его среднее радиолокационное альбедо примерно равно в два раза больше, чем у среднего астероида S-типа или C-типа , и предполагает, что его реголит содержит повышенное количество металлических фаз по сравнению с другими классами астероидов. [1] Анализ с использованием данных спектрометра Rosetta (VIRTIS) соответствовал эстатитовым или богатым железом углеродистым хондритовым материалам. [28]
22 Каллиопа — второй по величине астероид М-типа со средним диаметром 150 км. [15] Один спутник, названный Линус , был открыт в 2001 году [29] и позволяет точно оценить массу. В отличие от большинства астероидов М-типа, радиолокационное альбедо Каллиопы равно 0,15, как и у астероидов S- и C-типа [5] , и не предполагает обогащения металлом ее реголита. Это стало целью создания изображений с помощью адаптивной оптики высокого разрешения, которая использовалась для обеспечения надежного размера и формы, а также относительно высокой объемной плотности 4,1 г/см 3 . [15] [16]
216 Клеопатра со средним диаметром 122 км является третьим по величине астероидом М-типа, известным после 16 Психеи и 22 Каллиопы. [19] Радиолокационная допплеровская визуализация, телескопические изображения высокого разрешения и несколько звездных затмений показывают, что это контактный двойной астероид, форму которого обычно называют «собачьей костью» или «гантелью». [19] Радарные наблюдения радиолокационного телескопа Аресибо указывают на очень высокое радиолокационное альбедо в южном полушарии, что соответствует богатому металлами составу. [19] Клеопатра также примечательна наличием двух небольших спутников, названных Алекселиос и Клеоселена, которые позволили точно рассчитать ее массу и объемную плотность. [30]