stringtranslate.com

Астероид М-типа

Изображение астероида типа М 21 Лютеция, полученное космическим аппаратом ESA Rosetta во время пролета в 2010 году.

Астероиды M-типа (металлического типа, также известные как M-класс) представляют собой спектральный класс астероидов , которые, по-видимому, содержат более высокие концентрации металлических фаз (например, железо-никеля), чем другие классы астероидов [1] , и широко считаются источником железных метеоритов [2] .

Определение

Астероиды классифицируются как M-тип на основе их в целом невыразительных и плоских до красного наклонных спектров поглощения в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах и их умеренного оптического альбедо . Наряду со спектрально похожими астероидами E-типа и P-типа (обе категории E и P ранее относились к типу M в более старых системах), они включены в более крупную группу астероидов X-типа и различаются только оптическим альбедо: [3]

Характеристики

Состав

Хотя широко распространено мнение, что они богаты металлами (причина использования «M» в классификации), доказательства высокого содержания металлов в астероидах типа M являются лишь косвенными, хотя и весьма правдоподобными. Их спектры похожи на спектры железных метеоритов и энстатитовых хондритов , [4] а радиолокационные наблюдения показали, что их радиолокационное альбедо намного выше, чем у других классов астероидов, [5] что согласуется с наличием более плотных составов, таких как железо-никелевый. [1] Почти все астероиды типа M имеют радиолокационное альбедо по крайней мере в два раза выше, чем у более распространенных астероидов типа S и C , и примерно у одной трети астероидов радиолокационное альбедо примерно в 3 раза выше. [1]

Спектры высокого разрешения M-типа иногда показывают тонкие особенности в длину 0,75  мкм и в длину 0,55 мкм. [6] Присутствие силикатов очевидно во многих [7] [8] , а значительная часть показывает доказательства особенностей поглощения в области 3 мкм, приписываемых гидратированным силикатам. [9] Присутствие силикатов, и особенно гидратированных силикатов, противоречит традиционной интерпретации M-типов как остаточных железных ядер.

Возможные метеоритные аналоги астероидов М-типа.

Насыпная плотность и пористость

Объемная плотность астероида дает подсказки о его составе и метеоритных аналогах. [10] Для M-типов предлагаемые аналоги имеют объемную плотность, которая варьируется от ~3 г/см3 для некоторых типов углеродистых хондритов до почти 8 г/см3 для железоникелевого сплава, присутствующего в железных метеоритах . [2] [4] [9] Учитывая объемную плотность астероида и плотность материалов, из которых он состоит (т. е. плотность частиц или зерен), можно рассчитать его пористость и сделать вывод о его внутренней структуре; например, является ли объект связным, грудой щебня или чем-то средним. [10]

Для расчета объемной плотности астероида требуется точная оценка его массы и объема; оба эти значения 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, включая другие астероиды и находящиеся на орбите или пролетающие мимо космические аппараты. [11] Если астероид обладает одним или несколькими спутниками , можно использовать их коллективные орбитальные параметры (например, орбитальный период, большая 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, длинам хорд во время затмений или их тепловым излучениям (например, миссия IRAS ). В некоторых случаях астрономам удалось разработать трехмерные модели формы, используя различные методы (например, 16 Psyche или 216 Kleopatra ) или, в нескольких удачных случаях, с помощью изображений космического аппарата (например, 162173 Ryugu ).

Из них измерения массы, сделанные с помощью отклонения космического аппарата или орбит лун, считаются наиболее надежными. 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, так как это самый массивный астероид M-типа и имеет многочисленные оценки массы. [12] Оценки размера, основанные на моделях формы (обычно полученных с помощью адаптивной оптики, затмений и радиолокационных изображений), являются наиболее надежными. Прямые изображения космического аппарата (Лютеция) также довольно надежны. Размеры, основанные на косвенных методах, таких как тепловое ИК (например, IRAS) и радиолокационные эхо-сигналы, менее надежны.

Ни один из астероидов M-типа не имеет объемной плотности, соответствующей чистому железо-никелевому ядру. Если эти объекты пористые (т. н. кучи щебня ), то эта интерпретация все еще может иметь место; это маловероятно для Психеи, [12] из-за ее большого размера. Учитывая спектральные свидетельства наличия силикатов на большинстве астероидов M-типа, консенсусная интерпретация для большинства этих более крупных астероидов заключается в том, что они состоят из аналогов метеоритов с меньшей плотностью (например, энстатитовых хондритов , богатых металлами углеродистых хондритов , мезосидеритов ), а в некоторых случаях могут также быть кучами щебня. [20] [18] [12]

Формирование

Самая ранняя интерпретация астероидов М-типа состояла в том, что они были остатками ядер ранних протопланет , лишенных своей верхней коры и мантии в результате массивных столкновений, которые, как полагают, были частыми в ранней истории Солнечной системы. [2]

Признано, что некоторые из более мелких астероидов M-типа (<100 км) могли образоваться таким образом, но эта интерпретация была оспорена для 16 Psyche , самого большого из астероидов M-типа. [21] Есть три аргумента против формирования Psyche таким образом. [21] Во-первых, она должна была начаться как протопланета размером с Весту (~500 км); статистически маловероятно, что Psyche была полностью разрушена, в то время как Веста осталась нетронутой. Во-вторых, мало или совсем нет наблюдательных свидетельств для семейства астероидов, связанных с Psyche, и, в-третьих, нет спектроскопических свидетельств для ожидаемых фрагментов мантии (т. е. оливина), которые могли бы возникнуть в результате этого события. Вместо этого утверждалось, что Psyche является остатком протопланеты, которая была разрушена и гравитационно повторно аккумулирована в хорошо перемешанный железо-силикатный объект. [21] Существуют многочисленные примеры металл-силикатных метеоритов, также известных как мезосидериты , которые могут быть объектами такого родительского тела .

Одним из возможных ответов на эту вторую интерпретацию является то, что астероиды типа М (включая 16 Психею) накапливались гораздо ближе к Солнцу (1–2 а.е.), были лишены своей тонкой коры/мантии, будучи еще расплавленными (или частично расплавленными), и позднее динамически переместились в текущий пояс астероидов. [22]

Третья точка зрения заключается в том, что самые крупные M-типы, включая 16 Psyche, могут быть дифференцированными телами (как 1 Ceres и 4 Vesta), но при условии правильного сочетания железа и летучих веществ (например, серы) эти тела могли испытать тип железного вулканизма, также известного как ферровулканизм, пока они еще остывают. [23]

Известные примеры

В базе данных малых тел JPL имеется 980 астероидов, классифицированных по системе спектральной классификации астероидов Толена . [24] Из них 38 классифицируются как астероиды M-типа. [25] Еще 10 изначально были классифицированы как астероиды X-типа, но теперь причислены к астероидам M-типа, поскольку их оптическое альбедо находится в диапазоне от 0,1 до 0,3. [26] В целом, астероиды M-типа составляют приблизительно 5% астероидов, классифицированных по таксономии Толена.

(16) Психея

16 Psyche — крупнейший астероид класса M со средним диаметром 222 км и относительно высоким средним радиолокационным альбедо , что позволяет предположить наличие большого содержания металла в верхних нескольких метрах его поверхности. [13] Космический аппарат Psyche был запущен 13 октября 2023 года и направляется к 16 Psyche, прибыв туда в 2029 году.

(21) Лютеция

21 Лютеция имеет средний диаметр 100 км [1] и был первым астероидом M-типа, который был сфотографирован космическим аппаратом, когда космический зонд Rosetta посетил его 10 июля 2010 года. [27] Его среднее радиолокационное альбедо примерно вдвое 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) согласуется с статитовыми или богатыми железом углеродистыми хондритовыми материалами. [28]

(22) Каллиопа

22 Каллиопа — второй по величине астероид М-типа со средним диаметром 150 км. [15] Одиночная луна, названная Линус , была обнаружена в 2001 году [29] и позволяет сделать точную оценку массы. В отличие от большинства астероидов М-типа, радарное альбедо Каллиопы составляет 0,15, аналогично астероидам S- и C-типа, [5] и не предполагает обогащения металла в его реголите. Он был целью адаптивной оптической визуализации 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 известным астероидом M-типа после 16 Психеи и 22 Каллиопы. [19] Радарная задержка-доплеровская визуализация, телескопические изображения высокого разрешения и несколько звездных покрытий показывают, что это контактный двойной астероид с формой, обычно называемой «собачья кость» или «гантель». [19] Радарные наблюдения с радиолокационного телескопа Аресибо указывают на очень высокое радиолокационное альбедо в южном полушарии, что согласуется с богатым металлами составом. [19] Клеопатра также примечательна наличием двух небольших лун, названных Алексхелиос и Клеоселена, которые позволили точно вычислить ее массу и объемную плотность. [30]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcdefghi Шепард, МК; и др. (2015). «Радарное обследование астероидов классов М и X: III. Взгляд на их состав, состояние гидратации и структуру». Icarus . 245 : 38–55. Bibcode :2015Icar..245...38S. doi :10.1016/j.icarus.2014.09.016.
  2. ^ abc Bell, JF; et al. (2015). «Астероиды: общая картина». В Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (ред.). Астероиды II . University of Arizona Press. стр. 921–948. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  3. ^ Толен, DJ; Баруччи, MA (1989). "Таксономия астероидов". В Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (ред.). Астероиды II . University of Arizona Press. стр. 298–315. ISBN 0-8165-1123-3.
  4. ^ ab Gaffey; Bell, JF; Cruikshank, D. (1989). "Минералогия поверхности астероидов". В Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley (ред.). Астероиды II . University of Arizona Press. стр. 98–127. ISBN 0-8165-1123-3.
  5. ^ abc Magri, C.; et al. (2007). "Радиолокационное обследование астероидов главного пояса: наблюдения Аресибо за 55 объектами в течение 1999–2004 гг.". Icarus . 186 (1): 126–151. Bibcode :2007Icar..186..126M. doi :10.1016/j.icarus.2006.08.018.
  6. ^ Bus, SJ; Binzel, RP (2002). «Фаза II обзора спектроскопии астероидов малого главного пояса: таксономия на основе признаков». Icarus . 158 (1): 146–177. Bibcode :2002Icar..158..146B. doi :10.1006/icar.2002.6856. S2CID  4880578.
  7. ^ Окерт-Белл, М.; и др. (2010). «Состав астероидов М-типа: синтез спектроскопических и радиолокационных наблюдений». Icarus . 210 (2): 674–692. Bibcode :2010Icar..210..674O. doi :10.1016/j.icarus.2010.08.002.
  8. ^ Лупишко, ДФ; и др. (1982). "UBV-фотометрия астероидов М-типа 16 Психея и 22 Каллиопа". Исследования Солнечной системы . 16 : 75. Bibcode :1982AVest..16..101L.
  9. ^ ab Rivkin, AS; et al. (2000). «Природа астероидов класса М по данным наблюдений на 3 микронах». Icarus . 145 (2): 351. Bibcode :2000Icar..145..351R. doi :10.1006/icar.2000.6354.
  10. ^ ab Britt, DT; et al. (2015). «Плотность, пористость и структура астероидов». В Bottke, WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (ред.). Астероиды III . University of Arizona Press. стр. 485–500. ISBN 978-0-8165-1123-5.
  11. ^ Питьева, EV; Питьев, NP (2018). «Массы главного пояса астероидов и пояса Койпера по движениям планет и космических аппаратов». Earth and Planetary Astrophysics . 44 (8–9): 554–566. arXiv : 1811.05191v1 . Bibcode : 2018AstL...44..554P. doi : 10.1134/S1063773718090050. S2CID  255197841.
  12. ^ abcd Элкинс-Тантон, LT; и др. (2020). «Наблюдения, метеориты и модели: предполетная оценка состава и формирования (16) Психеи». Журнал геофизических исследований: Планеты . 125 (3): 23. Bibcode : 2020JGRE..12506296E. doi : 10.1029/2019JE006296 . PMC 7375145. PMID  32714727. S2CID  214018872. 
  13. ^ ab Shepard, MK; et al. (2021). "Астероид 16 Psyche: форма, особенности и глобальная карта". The Planetary Science Journal . 2 (4): 16. arXiv : 2110.03635 . Bibcode : 2021PSJ.....2..125S. doi : 10.3847/PSJ/abfdba . S2CID  235918955.
  14. ^ Sierks, H.; et al. (2011). «Изображения астероида 21 Лютеция: остаток планетезималя из ранней Солнечной системы» (PDF) . Science . 334 (6055): 487–490. Bibcode :2011Sci...334..487S. doi :10.1126/science.1207325. hdl : 1721.1/110553 . PMID  22034428. S2CID  17580478.
  15. ^ abc Вернацца, П.; и др. (2021). "Обзор изображений крупнейших астероидов главного пояса с помощью VLT/SPHERE: окончательные результаты и синтез". Астрономия и астрофизика . 654 (A56): 48. Bibcode : 2021A&A...654A..56V. doi : 10.1051/0004-6361/202141781 . hdl : 10261/263281 . S2CID  239104699.
  16. ^ ab Ferrais, M. (2021). M-type (22) Kalliope: Высокая плотность и дифференцированная внутренняя часть. 15-й Европейский научный конгресс. Bibcode :2021EPSC...15..696F . Получено 30 декабря 2021 г. – через NASA ADS.
  17. ^ abc Carry, B. (2012). «Плотность астероидов». Planetary and Space Science . 73 (1): 98–118. arXiv : 1203.4336 . Bibcode : 2012P&SS...73...98C. doi : 10.1016/j.pss.2012.03.009. S2CID  119226456.
  18. ^ ab Marchis, F.; Jorda, L.; Vernazza, P.; Brož, M.; Hanuš, J.; Ferrais, M.; et al. (сентябрь 2021 г.). "(216) Клеопатра, астероид низкой плотности, критически вращающийся, M-типа". Astronomy & Astrophysics . 653 : A57. arXiv : 2108.07207 . Bibcode :2021A&A...653A..57M. doi : 10.1051/0004-6361/202140874 . S2CID  237091036. A57 . Получено 13 октября 2021 г. .
  19. ^ abcd Шепард, Майкл К.; Таймерсон, Брэдли; Шеерес, Дэниел Дж.; Беннер, Лэнс AM; Джорджини, Джон Д.; Хауэлл, Эллен С .; и др. (2018). «Пересмотренная модель формы астероида (216) Клеопатра». Icarus . 311 : 197–209. Bibcode :2018Icar..311..197S. doi : 10.1016/j.icarus.2018.04.002 .
  20. ^ Декамп, П.; Марши, Ф.; Поллок, Дж.; Бертье, Ж.; Вашье, Ф.; Бирлан, М.; и др. (2008). «Новое определение размера и плотности двойного астероида 22 Каллиопа по наблюдениям взаимных затмений». Icarus . 196 (2): 578–600. arXiv : 0710.1471 . Bibcode :2008Icar..196..578D. doi :10.1016/j.icarus.2008.03.014. S2CID  118437111.
  21. ^ abc Дэвис, DR; Фаринелла, П.; Марзари, Ф. (1999). «Пропавшая семья Психеи: разрушена в результате столкновений или никогда не формировалась?». Icarus . 137 (1): 140–151. Bibcode :1999Icar..137..140D. doi :10.1006/icar.1998.6037.
  22. ^ Скотт, Э.; и др. (2014). «Происхождение магматических метеоритов и дифференцированных астероидов». Астероиды . ACM: 483. Bibcode : 2014acm..conf..483S.
  23. ^ Джонсон, BC; Сори, MM; Эванс, AJ (2020). «Ферровулканизм металлических миров и происхождение палласитов». Nature Astronomy . 4 : 41–44. arXiv : 1909.07451 . Bibcode :2020NatAs...4...41J. doi :10.1038/s41550-019-0885-x. S2CID  202583406.
  24. ^ "spec. type (Tholen) is defined". JPL Solar System Dynamics . JPL Small-Body Database Search Engine . JPL . Получено 26 декабря 2021 г. .
  25. ^ "spec. type (Tholen) = M". JPL Solar System Dynamics . JPL Small-Body Database Search Engine . JPL . Получено 26 декабря 2021 г. .
  26. ^ "spec. type (Tholen) = X AND albedo >= 0.1 AND albedo <= 0.3". JPL Solar System Dynamics . JPL Small-Body Database Search Engine . JPL . Получено 26 декабря 2021 г. .
  27. ^ Шульц, Р.; и др. (2012). «Пролет Rosetta у астероида (21) Лютеция: обзор». Планетная и космическая наука . 66 (1): 2–8. Bibcode : 2012P&SS...66....2S. doi : 10.1016/j.pss.2011.11.013.
  28. ^ Coradini, A.; et al. (2011). «Состав поверхности и температура астероида 21 Лютеция по наблюдениям Rosetta/VIRTIS». Science . 334 (492): 492–494. Bibcode :2011Sci...334..492C. doi :10.1126/science.1204062. PMID  22034430. S2CID  19439721.
  29. ^ Марго, Дж. Л.; Браун, М. Э. (2003). «Астероид малой плотности типа М в главном поясе». Science . 300 (5627): 1939–1942. Bibcode :2003Sci...300.1939M. doi :10.1126/science.1085844. PMID  12817147. S2CID  5479442.
  30. ^ Декамп, П.; и др. (2011). «Тройственность и физические характеристики астероида (216) Клеопатра». Icarus . 245 (2): 64–69. arXiv : 1011.5263 . Bibcode :2011Icar..211.1022D. doi :10.1016/j.icarus.2010.11.016. S2CID  119286272.