stringtranslate.com

Астероид М-типа

Изображение астероида 21 Лютеция М-типа , полученное космическим кораблем ЕКА Розетта во время пролета в 2010 году.

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]

Определение

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 ]

Характеристики

Состав

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.

Возможные метеоритные аналоги астероидов М-типа.

Объемная плотность и пористость

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]

Формирование

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]

Яркие примеры

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) Психика

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

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

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

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]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ abcdefghi Шепард, МК; и другие. (2015). «Радиолокационный обзор астероидов классов M и X: III. Понимание их состава, состояния гидратации и структуры». Икар . 245 : 38–55. дои : 10.1016/j.icarus.2014.09.016.
  2. ^ abc Белл, Дж. Ф.; и другие. (2015). «Астероиды: общая картина». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 921–948. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  3. ^ Толен, диджей; Баруччи, Массачусетс (1989). «Таксономия астероидов». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 298–315. ISBN 0-8165-1123-3.
  4. ^ аб Гаффи; Белл, Дж. Ф.; Крукшанк, Д. (1989). «Минералогия поверхности астероидов». В Бинзеле, Ричард П.; Герелс, Том; Мэтьюз, Милдред Шепли (ред.). Астероиды II . Издательство Университета Аризоны. стр. 98–127. ISBN 0-8165-1123-3.
  5. ^ abc Магри, К.; и другие. (2007). «Радиолокационный обзор астероидов главного пояса: наблюдения Аресибо за 55 объектами в 1999–2004 гг.». Икар . 186 : 126–151. дои : 10.1016/j.icarus.2006.08.018.
  6. ^ Автобус, SJ; Бинзель, Р.П. (2002). «Фаза II исследования спектроскопии малых астероидов главного пояса: таксономия, основанная на признаках». Икар . 158 (1): 146–177. Бибкод : 2002Icar..158..146B. дои : 10.1006/icar.2002.6856. S2CID  4880578.
  7. ^ Оккерт-Белл, М.; и другие. (2010). «Состав астероидов М-типа: Синтез спектроскопических и радиолокационных наблюдений». Икар . 210 (2): 674–692. doi :10.1016/j.icarus.2010.08.002.
  8. ^ Лупишко, Д.Ф.; и другие. (1982). «UBV-фотометрия астероидов М-типа 16 Психея и 22 Каллиопа». Исследования Солнечной системы . 16 : 75. Бибкод :1982AVest..16..101L.
  9. ^ Аб Ривкин, А.С.; и другие. (2000). «Природа астероидов М-класса по данным 3-микронных наблюдений». Икар . 145 (2): 351. Бибкод : 2000Icar..145..351R. дои : 10.1006/icar.2000.6354.
  10. ^ аб Бритт, DT; и другие. (2015). «Плотность, пористость и структура астероидов». В Боттке, ВФ; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Издательство Университета Аризоны. стр. 485–500. ISBN 978-0-8165-1123-5.
  11. ^ Питьева, Е.В.; Питьев, Н.П. (2018). «Массы главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических кораблей». Земля и планетарная астрофизика . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191v1 . дои : 10.1134/S1063773718090050. S2CID  255197841.
  12. ^ abcd Элкинс-Тантон, LT; и другие. (2020). «Наблюдения, метеориты и модели: предполетная оценка состава и формирования (16) Психеи». Журнал геофизических исследований: Планеты . 125 (3): 23. doi : 10.1029/2019JE006296 . ПМЦ 7375145 . PMID  32714727. S2CID  214018872. 
  13. ^ аб Шепард, МК; и другие. (2021). «Астероид 16 Психея: форма, особенности и глобальная карта». Планетарный научный журнал . 2 (4): 16. arXiv : 2110.03635 . дои : 10.3847/PSJ/abfdba . S2CID  235918955.
  14. ^ Сьеркс, Х.; и другие. (2011). «Изображения астероида 21 Лютеция: остатка планетезимали ранней Солнечной системы» (PDF) . Наука . 334 (6055): 487–490. Бибкод : 2011Sci...334..487S. дои : 10.1126/science.1207325. hdl : 1721.1/110553 . PMID  22034428. S2CID  17580478.
  15. ^ abc Вернацца, П.; и другие. (2021). «Визуализация VLT/SPHERE крупнейших астероидов главного пояса: окончательные результаты и синтез». Астрономия и астрофизика . 654 (А56): 48. дои : 10.1051/0004-6361/202141781 . hdl : 10261/263281 . S2CID  239104699.
  16. ^ Аб Ферраис, М. (2021). Каллиопа М-типа (22): Высокая плотность и дифференцированный интерьер. 15-й Европланетный научный конгресс. Бибкод : 2021EPSC...15..696F . Получено 30 декабря 2021 г. - через NASA ADS.
  17. ^ abc Кэрри, Б. (2012). «Плотность астероидов». Планетарная и космическая наука . 73 (1): 98–118. arXiv : 1203.4336 . дои :10.1016/j.pss.2012.03.009. S2CID  119226456.
  18. ^ аб Марчис, Ф.; Джорда, Л.; Вернацца, П.; Брож, М.; Хануш Ю.; Феррэ, М.; и другие. (сентябрь 2021 г.). «(216) Клеопатра, критически вращающийся астероид М-типа низкой плотности». Астрономия и астрофизика . 653 : А57. arXiv : 2108.07207 . дои : 10.1051/0004-6361/202140874 . S2CID  237091036. А57 . Проверено 13 октября 2021 г.
  19. ^ abcd Шепард, Майкл К.; Тимерсон, Брэдли; Ширес, Дэниел Дж.; Беннер, Лэнс AM; Джорджини, Джон Д.; Хауэлл, Эллен С .; и другие. (2018). «Пересмотренная модель формы астероида (216) Клеопатра». Икар . 311 : 197–209. Бибкод : 2018Icar..311..197S. дои : 10.1016/j.icarus.2018.04.002 .
  20. ^ Декамп, П.; Марчис, Ф.; Поллок, Дж.; Бертье, Дж.; Вашье, Ф.; Бирлан, М.; и другие. (2008). «Новое определение размера и объемной плотности двойного астероида 22 Каллиопа по наблюдениям взаимных затмений». Икар . 196 (2): 578–600. arXiv : 0710.1471 . Бибкод : 2008Icar..196..578D. дои : 10.1016/j.icarus.2008.03.014. S2CID  118437111.
  21. ^ abc Дэвис, ДР; Фаринелла, П.; Марзари, Ф. (1999). «Пропавшая семья Психеи: столкновение разрушилось или так и не сформировалось?». Икар . 137 (1): 140–151. дои : 10.1006/icar.1998.6037.
  22. ^ Скотт, Э.; и другие. (2014). «Происхождение магматических метеоритов и дифференцированных астероидов». Астероиды . ACM: 483. Бибкод : 2014acm..conf..483S.
  23. ^ Джонсон, Британская Колумбия; Сори, ММ; Эванс, Эй Джей (2020). «Ферровулканизм металлических миров и происхождение палласитов». Природная астрономия . 4 : 41–44. arXiv : 1909.07451 . дои : 10.1038/s41550-019-0885-x. S2CID  202583406.
  24. ^ «Специфический тип (Толен) определен» . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.
  25. ^ "Спец. тип (Толен) = M" . JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.
  26. ^ «Спец. тип (Толен) = X И альбедо >= 0,1 И альбедо <= 0,3». JPL Динамика Солнечной системы . Поисковая система базы данных малых тел JPL . Лаборатория реактивного движения . Проверено 26 декабря 2021 г.
  27. ^ Шульц, Р.; и другие. (2012). «Пролет Розетты над астероидом (21) Лютеция: обзор». Планетарная и космическая наука . 66 (1): 2–8. дои : 10.1016/j.pss.2011.11.013.
  28. ^ Корадини, А.; и другие. (2011). «Состав поверхности и температура астероида 21 Лютеция по наблюдениям Rosetta/VIRTIS». Наука . 334 (492): 492–494. дои : 10.1126/science.1204062. PMID  22034430. S2CID  19439721.
  29. ^ Марго, JL; Браун, Мэн (2003). «Астероид М-типа низкой плотности в главном поясе». Наука . 300 (5627): 1939–1942. дои : 10.1126/science.1085844. PMID  12817147. S2CID  5479442.
  30. ^ Декамп, П.; и другие. (2011). «Тройственность и физические характеристики астероида (216) Клеопатра». Икар . 245 (2): 64–69. arXiv : 1011.5263 . дои : 10.1016/j.icarus.2010.11.016. S2CID  119286272.