Спектральные классы астероидов

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 внутренне не дифференцированы, 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 исследований, 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 ]

Резюме таксономических классов астероидов ^[5]
Толен Класс	SMASSII (автобусный класс)	Альбедо	Призрачные особенности
А	А	умеренный	Очень крутой красный уклон до 0,75 мкм; умеренно глубокая абсорбционная характеристика по длине 0,75 мкм.
B , F	B	низкий	Линейные, обычно безликие спектры. Различия в характеристиках УФ-поглощения и наличие / отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм.
C , G	C, Cb, Ch, Cg, Chg	низкий	Линейные, обычно безликие спектры. Различия в характеристиках УФ-поглощения и наличие / отсутствие узкой характеристики поглощения около 0,7 мкм.
D	D	низкий	Относительно невыразительный спектр с очень крутым красным наклоном.
E , M , P	X , Xc, Xe, Xk	от 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.
Q	Q	умеренный	Красноватый наклон короче 0,7 мкм; глубокая закругленная абсорбционная деталь по длине 0,75 мкм.
р	р	умеренный	Умеренный красноватый наклон вниз 0,7 мкм; глубокая абсорбция по длине 0,75 мкм.
S	S, Sa, Sk, Sl, Sq, Sr	умеренный	Умеренно 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.
Т	Т	низкий	Умеренно красноватая по краю 0,75 мкм; квартира после.
V	V	умеренный	Красноватый корешок 0,7 мкм; чрезвычайно глубокое поглощение по длине 0,75 мкм.
-	K	умеренный	Умеренно крутой красный уклон до 0,75 мкм; плавно изогнутый максимум и от плоского до голубоватого цвета по длине 0,75 мкм, с небольшой кривизной или без нее.
-	L , Ld	умеренный	Очень 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 вводит 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-типа ( 704 Interamnia ) и G-типа ( 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 ) - это 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 ]

The Tholen taxonomy may encompass up to four letters (e.g. "SCTU"). The classification scheme uses the letter "I" for "inconsistent" spectral data, and should not be confused with a spectral type. An example is the Themistian asteroid 515 Athalia, which, at the time of classification was inconsistent, as the body's spectrum and albedo was that of a stony and carbonaceous asteroid, respectively.^[8] When the underlying numerical color analysis was ambiguous, objects were assigned two or three types rather than just one (e.g. "CG" or "SCT"), whereby the sequence of types reflects the order of increasing numerical standard deviation, with the best fitting spectral type mentioned first.^[8] The Tholen taxonomy also has additional notations, appended to the spectral type. The letter "U" is a qualifying flag, used for asteroids with an "unusual" spectrum, that falls far from the determined cluster center in the numerical analysis. The notation ":" (single colon) and "::" (two colons) are appended when the spectral data is "noisy" or "very noisy", respectively. For example, the Mars-crosser 1747 Wright has an "AU:" class, which means that it is an A-type asteroid, though with an unusual and noisy spectrum.^[8]

SMASS classification[edit]

This is a more recent taxonomy introduced by American astronomers Schelte Bus and Richard Binzel in 2002, based on the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS) of 1,447 asteroids.^[9] This survey produced spectra of a far higher resolution than ECAS (see Tholen classification above), and was able to resolve a variety of narrow spectral features. However, a somewhat smaller range of wavelengths (0.44 μm to 0.92 μm) was observed. Also, albedos were not considered. Attempting to keep to the Tholen taxonomy as much as possible given the differing data, asteroids were sorted into the 26 types given below. As for the Tholen taxonomy, the majority of bodies fall into the three broad C, S, and X categories, with a few unusual bodies categorized into several smaller types (also see § Overview of Tholen and SMASS above):

C-group of carbonaceous objects includes the C-type asteroid, the most "standard" of the non-B carbonaceous objects, the "brighter" B-type asteroid largely overlapping with the Tholen B- and F types, the Cb-type that transition between the plain C- and B-type objects, and the Cg, Ch, and Cgh-types that are somewhat related to the Tholen G-type. The "h" stands for "hydrated".
S-group of silicaceous (stony) objects includes the most common S-type asteroid, as well as the A-, Q-, and R-types. New classes include the K-type (181 Eucharis, 221 Eos) and L-type (83 Beatrix) asteroids. There are also five classes, Sa, Sq, Sr, Sk, and Sl that transition between plain the S-type and the other corresponding types in this group.
X-group of mostly metallic objects. This includes the most common X-type asteroids as well as the M, E, or P-type as classified by Tholen. The Xe, Xc, and Xk are transitional types between the plain X- and the corresponding E, C and K classes.
Other spectral classes include the T-, D-, and V-types (4 Vesta). The Ld-type is a new class and has more extreme spectral features than the L-type asteroid. The new class of O-type asteroids has since only been assigned to the asteroid 3628 Božněmcová.

A significant number of small asteroids were found to fall in the Q, R, and V types, which were represented by only a single body in the Tholen scheme. In the Bus and Binzel SMASS scheme only a single type was assigned to any particular asteroid.^{[citation needed]}

Color indices[edit]

The characterization of an asteroid includes the measurement of its color indices derived from a photometric system. This is done by measuring the object's brightness through a set of different, wavelength-specific filters, so-called passbands. In the UBV photometric system, which is also used to characterize distant objects in addition to classical asteroids, the three basic filters are:

U: passband for the ultraviolet light
B: passband for the blue light
V: passband sensitive to visible light, more specifically the green-yellow portion of the visible light

Wavelengths of the visible light
Colors	violet	blue	green	yellow	orange	red
Wavelengths	380–450 nm	450–495 nm	495–570 nm	570–590 nm	590–620 nm	620–750 nm

In an observation, the brightness of an object is measured twice through a different filter. The resulting difference in magnitude is called the color index. For asteroids, the U–B or B–V color indices are the most common ones. In addition, the V–R, V–I and R–I indices, where the photometric letters stand for visible (V), red (R) and infrared (I), are also used. A photometric sequence such as V–R–B–I can be obtained from observations within a few minutes.^[10]

Mean-color indices of dynamical groups in the outer Solar System^[10]^:35
Color	Plutinos	Cubewanos	Centaurs	SDOs	Comets	Jupiter trojans
B–V	0.895±0.190	0.973±0.174	0.886±0.213	0.875±0.159	0.795±0.035	0.777±0.091
V–R	0.568±0.106	0.622±0.126	0.573±0.127	0.553±0.132	0.441±0.122	0.445±0.048
V–I	1.095±0.201	1.181±0.237	1.104±0.245	1.070±0.220	0.935±0.141	0.861±0.090
R–I	0.536±0.135	0.586±0.148	0.548±0.150	0.517±0.102	0.451±0.059	0.416±0.057

Appraisal[edit]

These classification schemes are expected to be refined and/or replaced as further research progresses. However, for now the spectral classification based on the two above coarse resolution spectroscopic surveys from the 1990s is still the standard. Scientists have been unable to agree on a better taxonomic system, largely due to the difficulty of obtaining detailed measurements consistently for a large sample of asteroids (e.g. finer resolution spectra, or non-spectral data such as densities would be very useful).

Some groupings of asteroids have been correlated with meteorite types:

C-type – Carbonaceous chondrite meteorites
S-type – Stony meteorites
M-type – Iron meteorites
V-type – HED meteorites

References[edit]

^ a b c Lazzaro, D.; Angeli, C. A.; Carvano, J. M.; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. (November 2004). "S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids" (PDF). Icarus. 172 (1): 179–220. Bibcode:2004Icar..172..179L. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006. Retrieved 22 December 2017.
^ Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. (May 1975). "Surface properties of asteroids - A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus. 25 (1): 104–130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.
^ Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-10-709684-4, p.163, Asteroid Taxonomy
^ Bus, S. J.; Vilas, F.; Barucci, M. A. (2002). "Visible-wavelength spectroscopy of asteroids". Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. p. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.
^ Cellino, A.; Bus, S. J.; Doressoundiram, A.; Lazzaro, D. (March 2002). "Spectroscopic Properties of Asteroid Families" (PDF). Asteroids III: 633–643. Bibcode:2002aste.book..633C. Retrieved 27 October 2017.
^ a b DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (July 2009). "An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared" (PDF). Icarus. 202 (1): 160–180. Bibcode:2009Icar..202..160D. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.005. Archived from the original on 17 March 2014. Retrieved 28 March 2018. (Catalog at PDS)
^ Tholen, D. J. (1989). "Asteroid taxonomic classifications". Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. pp. 1139–1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.
^ a b c David J. Tholen. "Taxonomic Classifications Of Asteroids – Notes". Retrieved 6 January 2019.
^ Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. (July 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy". Icarus. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856.
^ a b Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (October 2007). "Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families". Icarus. 190 (2): 622–642. arXiv:0704.0350. Bibcode:2007Icar..190..622F. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033.

External links[edit]

Asteroid spectrum classification using Bus-DeMeo taxonomy, Planetary Spectroscopy at MIT (2017)

[Lazzaro-2004-1] Lazzaro, D.; Angeli, C. A.; Carvano, J. M.; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. (November 2004). "S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids" (PDF). Icarus. 172 (1): 179–220. Bibcode:2004Icar..172..179L. doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006. Retrieved 22 December 2017.

[Chapman-1975-2] Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. (May 1975). "Surface properties of asteroids - A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry". Icarus. 25 (1): 104–130. Bibcode:1975Icar...25..104C. doi:10.1016/0019-1035(75)90191-8.

[3] Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-10-709684-4, p.163, Asteroid Taxonomy

[BusAsteroidsIII-4] Bus, S. J.; Vilas, F.; Barucci, M. A. (2002). "Visible-wavelength spectroscopy of asteroids". Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. p. 169. ISBN 978-0-8165-2281-1.

[Cellino-2002-5] Cellino, A.; Bus, S. J.; Doressoundiram, A.; Lazzaro, D. (March 2002). "Spectroscopic Properties of Asteroid Families" (PDF). Asteroids III: 633–643. Bibcode:2002aste.book..633C. Retrieved 27 October 2017.

[Bus-DeMeo-taxonomy-6] DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. (July 2009). "An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared" (PDF). Icarus. 202 (1): 160–180. Bibcode:2009Icar..202..160D. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.005. Archived from the original on 17 March 2014. Retrieved 28 March 2018. (Catalog at PDS)

[Tholen-1989-7] Tholen, D. J. (1989). "Asteroid taxonomic classifications". Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. pp. 1139–1150. ISBN 978-0-8165-1123-5.

[Tholen-Taxonomic-notations-8] David J. Tholen. "Taxonomic Classifications Of Asteroids – Notes". Retrieved 6 January 2019.

[Bus-2002-9] Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. (July 2002). "Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy". Icarus. 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B. doi:10.1006/icar.2002.6856.

[Fornasier-2007-10] Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. (October 2007). "Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families". Icarus. 190 (2): 622–642. arXiv:0704.0350. Bibcode:2007Icar..190..622F. doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033.

[1]