Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Чтобы узнать о спектральном классе кентавров и TNO, см. Спектральный тип удаленных объектов .

Астероид спектрального типа присваивается астероиды на основе их спектр излучения , цвета , а иногда альбедо . Считается, что эти типы соответствуют составу поверхности астероида. Для небольших тел, которые не дифференцированы внутренне, поверхностный и внутренний состав предположительно схожи, в то время как большие тела, такие как Церера и Веста, как известно, имеют внутреннюю структуру. За прошедшие годы был проведен ряд обзоров, в результате которых был разработан набор различных таксономических систем, таких как классификация Толена , SMASS и Буса – ДеМео . [1]

Таксономические системы [ править ]

В 1975 году астрономы Кларк Р. Чепмен , Дэвид Моррисон и Бен Зеллнер разработали простую таксономическую систему для астероидов, основанную на цвете , альбедо и форме спектра . Эти три категории были помечены буквой " C " для темных углеродистых объектов, " S " для каменных (кремнистых) объектов и "U" для тех, которые не вписывались ни в C, ни в S. [2] Это основное разделение спектров астероидов с тех пор изменилось. были расширены и уточнены. [3] В настоящее время существует ряд классификационных схем, [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 [ править ]

См. Также: Категория: Спектральные классы астероидов
Резюме таксономических классов астероидов [5]
Толен КлассSMASSII
(автобусный класс)		АльбедоПризрачные особенности
ААумеренныйОчень крутой красный уклон до 0,75 мкм; умеренно глубокая абсорбционная характеристика по длине 0,75 мкм.
B , FBнизкийЛинейные, обычно безликие спектры. Различия в характеристиках УФ-поглощения и наличие / отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм.
C , GC, Cb, Ch, Cg, ChgнизкийЛинейные, обычно безликие спектры. Различия в характеристиках УФ-поглощения и наличие / отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм.
DDнизкийОтносительно невыразительный спектр с очень крутым красным наклоном.
E , M , PX , Xc, Xe, Xkот низкого (P)
до очень высокого (E)		Обычно безликий спектр с красноватым наклоном; различия в тонких характеристиках поглощения и / или спектральной кривизне и / или пиковом относительном отражении.
QQумеренныйКрасноватый наклон короче 0,7 мкм; глубокая закругленная абсорбционная деталь по длине 0,75 мкм.
ррумеренныйУмеренный красноватый наклон вниз 0,7 мкм; глубокая абсорбция по длине 0,75 мкм.
SS, Sa, Sk, Sl, Sq, SrумеренныйУмеренно крутой красноватый спуск вниз 0,7 мкм; поглощение от умеренного до крутого по длине 0,75 мкм; пик отражения на 0,73 мкм. Подгруппы шин, промежуточные между классами S и A, K, L, Q, R.
ТТнизкийУмеренно красноватая по краю 0,75 мкм; квартира после.
VVумеренныйКрасноватый корешок 0,7 мкм; чрезвычайно глубокое поглощение по длине 0,75 мкм.
-KумеренныйУмеренно крутой красный уклон до 0,75 мкм; плавно изогнутый максимум и от плоского до голубоватого по длине 0,75 мкм, с небольшой кривизной или без нее.
-L , LdумеренныйОчень крутой красный уклон до 0,75 мкм; плоский по длине 0,75 мкм; различия в пиковом уровне.
-О-Своеобразная тенденция, известная пока по очень немногим астероидам.

Классификация S3OS2 [ править ]

Солнечной системы малых объектов спектроскопические Survey (S 3 OS 2 или S3OS2, также известный как классификации Лаццаро ) наблюдается 820 астероиды, используя бывший ESO 1,52-метровый телескоп в Ла Силла обсерватории в 1996-2001 гг. [1] В этом обзоре к наблюдаемым объектам применялась таксономия Толена и Буса – Бинцеля (SMASS), многие из которых ранее не были классифицированы. Для классификации типа Толена в исследовании был введен новый «Caa-тип», который показывает широкую полосу поглощения, указывающую на водное изменение поверхности тела. Класс Саа соответствует C-типа Tholen и к SMASS "гидратированный Ch-тип (включая некоторые Cgh-, Cg- и C-типы) и был отнесен к 106 телам или 13% обследованных объектов. Кроме того, S3OS2 использует K-класс для обеих схем классификации, тип которого не существует в исходной таксономии Толена. [1]

Автобус - классификация DeMeo [ править ]

Классификация Bus-DeMeo - это таксономическая система астероидов, разработанная Франческой ДеМео , Шелте Бусом 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 [ править ]

Наиболее широко используемая таксономия на протяжении более десяти лет была 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 в ходе 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, при этом большинство астероидов попадают в одну из трех широких категорий и несколько меньших типов (см. Также § Обзор Толена и SMASS выше) . Типы, самые крупные экземпляры указаны в скобках:

C-группа [ править ]

Астероиды группы C - это темные углеродистые объекты. Большинство тел в этой группе принадлежат к стандартному типу C (например, 10 Hygiea ) и несколько «более яркому» типу B ( 2 Pallas ). F-тип ( 704 Interamnia ) и G-тип ( 1 Ceres ) гораздо реже. Другие классы с низким альбедо - это D-типы ( 624 Hektor ), обычно встречающиеся во внешнем поясе астероидов и среди троянских коней Юпитера , а также редкие астероиды T-типа ( 96 Aegle ) из внутреннего главного пояса.

S-группа [ править ]

Астероиды S-типа ( 15 Eunomia , 3 Juno ) - кремнистые (или «каменистые») объекты. Другая большая группа - это каменистые V- образные ( 4 Веста ), также известные как «вестоиды», наиболее распространенные среди членов большой семьи Веста , которые, как считается, возникли из большого ударного кратера на Весте. Другие небольшие классы включают астероиды A-типа ( 246 Asporina ), Q-типа ( Аполлон 1862 г. ) и R-типа ( 349 Dembowska ).

X-группа [ править ]

Зонтичную группу астероидов X-типа можно разделить на три подгруппы, в зависимости от степени отражательной способности объекта (темный, средний, яркий). Самые темные из них относятся к группе C, с альбедо ниже 0,1. Это «примитивный» P-тип ( 259 Aletheia , 190 Ismene ), который отличается от «металлического» M-типа ( 16 Psyche ) с промежуточным альбедо от 0,10 до 0,30 и от яркого «энстатита» E-типа. астероид , в основном наблюдаемый среди членов семейства Hungaria во внутренней части пояса астероидов.

Таксономические признаки [ править ]

Таксономия Толена может включать до четырех букв (например, «SCTU»). В схеме классификации используется буква «I» для «несовместимых» спектральных данных, и ее не следует путать со спектральным типом. Примером может служить фемистийский астероид 515 Аталия , который на момент классификации был несовместим, поскольку спектр и альбедо тела соответствовали каменному и углеродистому астероиду соответственно. [8] Когда основной числовой анализ цвета был неоднозначным, объектам присваивалось два или три типа, а не только один (например, «CG» или «SCT»), при этом последовательность типов отражает порядок увеличения числового стандартного отклонения с наиболее подходящий спектральный класс упоминается первым. [8]Таксономия Толена также имеет дополнительные обозначения, добавленные к спектральному типу. Буква «U» - это квалификационный флаг, используемый для астероидов с «необычным» спектром, который находится далеко от центра скопления, определенного при численном анализе. Обозначения «:» (одиночное двоеточие) и «::» (два двоеточия) добавляются, если спектральные данные «зашумлены» или «очень зашумлены», соответственно. Например, марсоход 1747 Wright имеет класс «AU:», что означает, что это астероид A-типа , хотя и с необычным и шумным спектром. [8]

Классификация SMASS [ править ]

Это более поздняя таксономия, введенная американскими астрономами Шелте Басом и Ричардом Бинзелем в 2002 году на основе спектроскопического обзора астероидов малого основного пояса (SMASS) для 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 (от 0,44 мкм до 0,92 мкм). Также альбедоне рассматривались. Пытаясь максимально придерживаться таксономии Толена с учетом различных данных, астероиды были разделены на 26 типов, указанных ниже. Что касается таксономии Толена, большинство тел попадает в три широкие категории C, S и X, с несколькими необычными телами, отнесенными к нескольким более мелким типам (также см. § Обзор Толена и SMASS выше) :

  • C-группа углеродистых объектов включает астероид C-типа , наиболее "стандартный" из углеродных объектов, отличных от B, более "яркий" астероид B-типа, в значительной степени перекрывающийся стипамиTholen B и F, тип Cb, который переход между простыми объектами C- и B-типов и Cg, Ch и Cgh-типами, которые в некоторой степени связаны с G-типом Толена. «H» означает «гидратированный».
  • S-группа из кремнеземистых (каменистых) объектов включает в себя наиболее распространенных S-типа астероид , а также A- , Q- и R-типа . Новые классы включают астероиды K-типа ( 181 Eucharis , 221 Eos ) и L-типа ( 83 Beatrix ). Также существует пять классов: Sa, Sq, Sr, Sk и Sl, которые переходят между простым S-типом и другими соответствующими типами в этой группе.
  • X-группа преимущественно металлических предметов. Сюда входят наиболее распространенные астероиды типа X, а также типы M, E или P, классифицированные Толеном. Xe, Xc и Xk являются переходными типами между обычным X- и соответствующими классами E , C и K.
  • Другие спектральные классы включают T- , D- и V-типы ( 4 Весты ). Ld-тип представляет собой новый класс и имеет более экстремальные спектральные особенности , чем L-тип астероид . С тех пор новый класс астероидов O-типа был отнесен только к астероиду 3628 Божнемцова .

Было обнаружено, что значительное количество небольших астероидов попадает в типы Q , R и V , которые в схеме Толена представлены только одним телом. В схеме SMASS Буса и Бинцеля каждому астероиду был присвоен только один тип. [ необходима цитата ]

Индексы цвета [ править ]

Для неклассических астероидов см. Индексы цвета далеких объектов .
Для таксономических классов BB, BR, IR и RR см. Спектральный тип удаленного объекта .

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 далеких объектов в дополнение к классическим астероидам, есть три основных фильтра:

  • U: полоса пропускания ультрафиолетового света
  • B: полоса пропускания синего света
  • V: полоса пропускания, чувствительная к видимому свету , точнее к зелено-желтой части видимого света
Длины волн видимого света
Цветафиолетовыйсинийзеленыйжелтыйапельсинкрасный
Длины волн380–450 нм450–495 нм495–570 нм570–590 нм590–620 нм620–750 нм

При наблюдении яркость объекта измеряется дважды с помощью другого фильтра. Результирующая разница в величине называется цветовым индексом . Для астероидов наиболее распространены показатели 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) цвет . Фотометрическую последовательность, такую ​​как V – R – B – I, можно получить из наблюдений в течение нескольких минут. [10]

Показатели среднего цвета динамических групп во внешней Солнечной системе [10] : 35
ЦветPlutinosКубеваноКентаврыSDOКометыТрояны Юпитера
B – V0,895 ± 0,1900,973 ± 0,1740,886 ± 0,2130,875 ± 0,1590,795 ± 0,0350,777 ± 0,091
V – R0,568 ± 0,1060,622 ± 0,1260,573 ± 0,1270,553 ± 0,1320,441 ± 0,1220,445 ± 0,048
V – I1,095 ± 0,2011,181 ± 0,2371,104 ± 0,2451,070 ± 0,2200,935 ± 0,1410,861 ± 0,090
R – I0,536 ± 0,1350,586 ± 0,1480,548 ± 0,1500,517 ± 0,1020,451 ± 0,0590,416 ± 0,057

Оценка [ править ]

Ожидается, что эти схемы классификации будут уточняться и / или заменяться по мере продвижения дальнейших исследований. Однако на данный момент спектральная классификация, основанная на двух вышеупомянутых спектроскопических обзорах с грубым разрешением 1990-х годов, все еще является стандартом. Ученые не смогли прийти к соглашению о лучшей таксономической системе, в основном из-за сложности получения подробных измерений последовательно для большой выборки астероидов (например, спектры более высокого разрешения или неспектральные данные, такие как плотности, были бы очень полезны).

Некоторые группы астероидов были соотнесены с типами метеоритов :

  • C-тип - Углеродистые хондритовые метеориты
  • S-тип - Каменные метеориты
  • M-тип - Железные метеориты
  • V-образный - метеориты HED

См. Также [ править ]

  • Добыча на астероидах

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c Lazzaro, D .; Анджели, Калифорния; Карвано, JM; Mothé-Diniz, T .; Duffard, R .; Флорчак, М. (ноябрь 2004 г.). "S3OS2: видимый спектроскопический обзор 820 астероидов" (PDF) . Икар . 172 (1): 179–220. Bibcode : 2004Icar..172..179L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.06.006 . Проверено 22 декабря 2017 года .
  2. ^ Чепмен, CR; Morrison, D .; Зелльнер, Б. (май 1975 г.). «Свойства поверхности астероидов - синтез поляриметрии, радиометрии и спектрофотометрии». Икар . 25 (1): 104–130. Bibcode : 1975Icar ... 25..104C . DOI : 10.1016 / 0019-1035 (75) 90191-8 .
  3. ^ Томас Х. Бурбин: астероиды - астрономические и геологические тела. Cambridge University Press, Кембридж 2016, ISBN 978-1-10-709684-4 , стр.163, Таксономия астероидов 
  4. ^ Автобус, SJ; Vilas, F .; Баруччи, Массачусетс (2002). «Спектроскопия астероидов в видимом диапазоне длин волн». Астероиды III . Тусон: Университет Аризоны Press . п. 169. ISBN. 978-0-8165-2281-1.
  5. ^ Челлино, А .; Автобус, SJ; Doressoundiram, A .; Лаззаро, Д. (март 2002 г.). «Спектроскопические свойства семейств астероидов» (PDF) . Астероиды III : 633–643. Bibcode : 2002aste.book..633C . Проверено 27 октября 2017 года .
  6. ^ a b DeMeo, Francesca E .; Бинзель, Ричард П .; Сливан, Стивен М .; Автобус, Schelte J. (июль 2009 г.). «Расширение таксономии астероидов Автобус в ближнем инфракрасном диапазоне» (PDF) . Икар . 202 (1): 160–180. Bibcode : 2009Icar..202..160D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.02.005 . Архивировано из оригинала 17 марта 2014 года . Проверено 28 марта 2018 . ( Каталог в PDS )
  7. ^ Tholen, DJ (1989). «Таксономическая классификация астероидов». Астероиды II . Тусон: Университет Аризоны Press. С. 1139–1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.
  8. ^ a b c Дэвид Дж. Толен. «Таксономические классификации астероидов - Примечания» . Проверено 6 января 2019 .
  9. ^ Автобус, Schelte J .; Бинзель, Ричард П. (июль 2002 г.). «Фаза II Малого Спектроскопического Обзора Астероидов Главного Пояса. Таксономия на основе признаков». Икар . 158 (1): 146–177. Bibcode : 2002Icar..158..146B . DOI : 10.1006 / icar.2002.6856 .
  10. ^ a b Fornasier, S .; Dotto, E .; Hainaut, O .; Marzari, F .; Boehnhardt, H .; Де Луиза, Ф .; и другие. (Октябрь 2007 г.). «Видимый спектроскопический и фотометрический обзор троянцев Юпитера: окончательные результаты по динамическим семействам». Икар . 190 (2): 622–642. arXiv : 0704.0350 . Bibcode : 2007Icar..190..622F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.03.033 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Классификация спектра астероидов с использованием таксономии Bus-DeMeo , планетной спектроскопии в Массачусетском технологическом институте (2017)