stringtranslate.com

Спектральные типы астероидов

Распределение спектральных типов астероидов по расстоянию от Солнца

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

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) :

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

Длины волн

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:

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]

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 ]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abc Lazzaro, D.; Angeli, CA; Carvano, JM; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. (ноябрь 2004 г.). "S3OS2: видимый спектроскопический обзор 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. .
  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 
  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.
  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 )
  6. ^ 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)
  7. ^ Толен, DJ (1989). "Таксономическая классификация астероидов". Астероиды II . Тусон: Издательство Университета Аризоны. С. 1139–1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.
  8. ^ abc Дэвид Дж. Толен. "Таксономические классификации астероидов – Заметки" . Получено 6 января 2019 г. .
  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.
  10. ^ 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