stringtranslate.com

Спектральные классы астероидов

Распределение спектральных классов астероидов по расстоянию от Солнца

Спектральный класс астероидов присваивается астероидам на основе их спектра отражения , цвета и иногда альбедо . Считается, что эти типы соответствуют составу поверхности астероида. Для небольших тел, которые не дифференцированы внутренне , поверхность и внутренний состав предположительно схожи, тогда как известно, что крупные тела, такие как Церера и Веста, имеют внутреннюю структуру. За прошедшие годы был проведен ряд исследований, в результате которых был создан набор различных таксономических систем, таких как классификации Толена , SMASS и Bus-DeMeo. [1]

Таксономические системы

В 1975 году астрономы Кларк Р. Чепмен , Дэвид Моррисон и Бен Зеллнер разработали простую таксономическую систему астероидов, основанную на цвете , альбедо и спектральной форме . Эти три категории были обозначены « C » для темных углеродистых объектов, « S » для каменных (кремнистых) объектов и «U» для тех, которые не вписывались ни в C, ни в S. [2] С тех пор это основное разделение спектров астероидов были расширены и уточнены. [3] В настоящее время существует ряд классификационных схем, [4] и, хотя они стремятся сохранить некоторую взаимную согласованность, довольно много астероидов отсортированы по разным классам в зависимости от конкретной схемы. Это связано с использованием различных критериев для каждого подхода. Ниже описаны две наиболее широко используемые классификации:

Обзор Толена и SMASS

Классификация S3OS2

Спектроскопическое исследование малых объектов Солнечной системы (S 3 OS 2 или S3OS2, также известное как классификация Лаццаро ) наблюдало 820 астероидов с использованием бывшего 1,52-метрового телескопа ESO в обсерватории Ла Силья в 1996–2001 годах. [1] В этом исследовании к наблюдаемым объектам применялась таксономия Толена и Буса-Бинзеля (SMASS), многие из которых ранее не были классифицированы. Для классификации, подобной Толену, исследование ввело новый «тип Саа», который показывает широкую полосу поглощения, связанную с водным изменением поверхности тела. Класс Саа соответствует С-типу Толена и гидратированному Ch-типу SMASS ( включая некоторые Cgh-, Cg- и C-типы) и присвоен 106 телам или 13% обследованных объектов. Кроме того, S3OS2 использует K-класс для обеих классификационных схем, тип которого не существует в исходной таксономии Толена. [1]

Классификация Автобуса – ДеМео

Классификация Баса-ДеМео представляет собой таксономическую систему астероидов, разработанную Франческой ДеМео , Шелте Басом и Стивеном Сливаном в 2009 году. [6] Она основана на характеристиках спектра отражения 371 астероида, измеренных на длине волны 0,45–2,45 микрометра. Эта система из 24 классов представляет 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 — таксономия Дэвида Дж. Толена , впервые предложенная в 1984 году. Эта классификация была разработана на основе широкополосных спектров (между 0,31 мкм и 1,06 мкм), полученных в ходе Восьмицветного обзора астероидов ( ECAS ) в 1980-х годах, в в сочетании с измерениями альбедо . [7] Первоначальная формулировка основывалась на 978 астероидах. Схема Толена включает 14 типов, при этом большинство астероидов попадают в одну из трех широких категорий, а также несколько более мелких типов (см. также § Обзор Толена и SMASS выше) . Типы, самые большие экземпляры которых указаны в скобках:

C-группа

Астероиды группы C представляют собой темные углеродистые объекты. Большинство тел в этой группе относятся к стандартному C-типу (например, 10 Гигея ), и несколько «более яркому» B-типу ( 2 Паллада ). Гораздо реже встречаются F -тип ( 704 Interamnia ) и G-тип ( 1 Церера ). Другими классами с низким альбедо являются астероиды D-типа ( 624 Гектор ), обычно наблюдаемые во внешнем поясе астероидов и среди троянов Юпитера , а также редкие астероиды Т-типа ( 96 Эгл ) из внутреннего главного пояса.

S-группа

Астероиды S-типа ( 15 Евномия , 3 Юнона ) представляют собой кремнистые (или «каменистые») объекты. Другая большая группа — каменистые V-типа ( 4 Веста ), также известные как «вестоиды», наиболее распространенные среди членов большого семейства Вестов , предположительно возникшие из большого ударного кратера на Весте. Другие небольшие классы включают астероиды A-типа ( 246 Аспорина ), Q-типа ( 1862 Аполлон ) и R-типа ( 349 Дембовска ).

X-группа

Зонтическую группу астероидов X-типа можно разделить на три подгруппы в зависимости от степени отражательной способности объекта (темная, средняя, ​​яркая). Самые темные относятся к группе C, с альбедо ниже 0,1. Это «примитивные» Р-типа ( 259 Алетейя , 190 Исмена ), отличающиеся от «металлического» М-типа ( 16 Психея ) промежуточным альбедо от 0,10 до 0,30, и от яркого «энстатитового» Е-типа. астероид , чаще всего наблюдаемый среди членов семейства Венгрия в самой внутренней области пояса астероидов.

Таксономические особенности

Таксономия Толена может включать до четырех букв (например, «SCTU»). В схеме классификации используется буква «I» для обозначения «непоследовательных» спектральных данных, и ее не следует путать со спектральным типом. Примером может служить Темистийский астероид 515 Аталия , который на момент классификации был противоречивым, поскольку спектр и альбедо тела соответствовали спектру и альбедо каменного и углеродистого астероида соответственно. [8] Когда базовый численный анализ цвета был неоднозначным, объектам присваивались два или три типа, а не только один (например, «CG» или «SCT»), при этом последовательность типов отражает порядок увеличения числового стандартного отклонения, при этом наиболее подходящий спектральный класс упоминается первым. [8] Таксономия Толена также имеет дополнительные обозначения, добавленные к спектральному классу. Буква «U» — это уточняющий флаг, используемый для астероидов с «необычным» спектром, которые находятся далеко от определенного центра скопления при численном анализе. Обозначения «:» (одиночное двоеточие) и «::» (два двоеточия) добавляются, когда спектральные данные «зашумлены» или «очень зашумлены» соответственно. Например, марсоход 1747 Wright имеет класс «AU:», что означает, что это астероид А-типа , правда, с необычным и шумным спектром. [8]

Классификация SMASS

Это более поздняя таксономия, представленная американскими астрономами Шелте Басом и Ричардом Бинзелем в 2002 году на основе Спектроскопического исследования малых астероидов главного пояса (SMASS) 1447 астероидов. [9] Это исследование позволило получить спектры с гораздо более высоким разрешением, чем ECAS (см. классификацию Толена выше) , и позволило разрешить множество узких спектральных особенностей. Однако наблюдался несколько меньший диапазон длин волн (от 0,44 до 0,92 мкм). Также не учитывались альбедо . Пытаясь максимально придерживаться таксономии Толена, учитывая разные данные, астероиды были отсортированы по 26 типам, указанным ниже. Что касается таксономии Толена, большинство тел попадают в три широкие категории C, S и X, а несколько необычных тел подразделяются на несколько более мелких типов (см. также § Обзор Толена и SMASS выше) :

Было обнаружено значительное количество небольших астероидов типов Q , R и V , которые в схеме Толена были представлены лишь одним телом. В схеме SMASS Баса и Бинзеля каждому конкретному астероиду был присвоен только один тип. [ нужна цитата ]

Индексы цвета

Длины волн

Характеристика астероида включает измерение его показателей цвета, полученных с помощью фотометрической системы . Это делается путем измерения яркости объекта с помощью набора различных фильтров, зависящих от длины волны, так называемых полос пропускания. В фотометрической системе UBV , которая также используется для характеристики удаленных объектов помимо классических астероидов, есть три основных фильтра:

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 типа V–R–B–I можно получить из наблюдений за несколько минут. [10]

Оценка

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

Корреляция с типами метеоритов

Некоторые группы астероидов коррелируют с типами метеоритов : [ нужна ссылка ]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ abc Лаззаро, Д.; Анджели, Калифорния; Карвано, Дж. М.; Мотэ-Динис, Т.; Даффард, Р.; Флорчак, М. (ноябрь 2004 г.). «S3OS2: видимый спектроскопический обзор 820 астероидов» (PDF) . Икар . 172 (1): 179–220. Бибкод : 2004Icar..172..179L. дои :10.1016/j.icarus.2004.06.006 . Проверено 22 декабря 2017 г.
  2. ^ Чепмен, ЧР; Моррисон, Д.; Зеллнер, Б. (май 1975 г.). «Поверхностные свойства астероидов - синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Икар . 25 (1): 104–130. Бибкод : 1975Icar...25..104C. дои : 10.1016/0019-1035(75)90191-8.
  3. ^ Томас Х. Бурбин: Астероиды - астрономические и геологические тела. Издательство Кембриджского университета, Кембридж, 2016, ISBN 978-1-10-709684-4 , стр.163, Таксономия астероидов 
  4. ^ Автобус, SJ; Вилас, Ф.; Баруччи, Массачусетс (2002). «Спектроскопия астероидов в видимом диапазоне». Астероиды III . Тусон: Издательство Университета Аризоны . п. 169. ИСБН 978-0-8165-2281-1.
  5. ^ Челлино, А.; Автобус, SJ; Дорессундирам, А.; Лаззаро, Д. (март 2002 г.). «Спектроскопические свойства семейств астероидов» (PDF) . Астероиды III : 633–643. Бибкод : 2002aste.book..633C. дои : 10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . Проверено 27 октября 2017 г.
  6. ^ аб ДеМео, Франческа Э.; Бинцель, Ричард П.; Сливан, Стивен М.; Автобус, Шелте Дж. (июль 2009 г.). «Расширение таксономии астероидов Автобуса на ближнюю инфракрасную область» (PDF) . Икар . 202 (1): 160–180. Бибкод : 2009Icar..202..160D. doi :10.1016/j.icarus.2009.02.005. Архивировано из оригинала 17 марта 2014 года . Проверено 28 марта 2018 г.(Каталог на PDS)
  7. ^ Толен, ди-джей (1989). «Таксономические классификации астероидов». Астероиды II . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 1139–1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.
  8. ^ abc Дэвид Дж. Толен. «Таксономические классификации астероидов – Примечания» . Проверено 6 января 2019 г.
  9. ^ Автобус, Шелте Дж.; Бинцель, Ричард П. (июль 2002 г.). «Фаза II спектроскопического исследования малых астероидов главного пояса. Таксономия, основанная на признаках». Икар . 158 (1): 146–177. Бибкод : 2002Icar..158..146B. дои : 10.1006/icar.2002.6856.
  10. ^ аб Форназье, С.; Дотто, Э.; Эно, О.; Марзари, Ф.; Бенхардт, Х.; Де Луиза, Ф.; и другие. (октябрь 2007 г.). «Видимое спектроскопическое и фотометрическое исследование троянцев Юпитера: окончательные результаты по динамическим семействам». Икар . 190 (2): 622–642. arXiv : 0704.0350 . Бибкод : 2007Icar..190..622F. дои : 10.1016/j.icarus.2007.03.033. S2CID  12844258.

Внешние ссылки