Включає CC-BY-SA матеріали з Вікіпедії: стаття Спектральна класифікація астероїдів (автори)


Спектральна класифікація астероїдів — система класифікації астероїдів, що спирається на показники кольору, альбедо і характеристики спектру відбитого сонячного світла.

Історія

Початкова класифікація розроблена у 1975 році. Автори: Кларк Р. Чепмен (Clark R. Chapman), Девід Моррісон (David Morrison) і Бен Целлнер (Ben Zellner). Ця класифікація визначала лише 3 типи:

Клас С — вуглецеві, 75 % відомих астероїдів. Мають темну поверхню, як у вуглецевих хондритів.

Клас S — силікатні, 17 % відомих астероїдів. Яскравіші та червоніші.

Клас М — металічні, більшість інших астероїдів. Схожі на залізо-нікелеві метеорити.

Крім кольору зараз відомо багато характерних інфрачервоних та ультрафіолетових ліній, які застосовують для класифікації астероїдів. За цими даними виділяють 5 основних класів: A, C, D, S, T. Астероїди 4 Веста, 349 Дембовська і 1862 Аполлон не увійшли в цю класифікацію: кожен з них зайняв особливе місце і вони стали прототипами нових класів, відповідно V, R і Q, до яких тепер включають й інші астероїди. З численної групи С-астероїдів потім виділено класи B, F і G. Сучасна класифікація налічує 14 класів астероїдів, позначених (в порядку зменшення кількості) літерами S, C, M, D, F, P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Оскільки альбедо у С-астероїдів нижче, ніж у S-астероїдів, виникає спостережна селекція: темні С-астероїди важче виявити. Однак, якщо цей фактор врахувати, найчисленнішим класом буде саме клас С-астероїдів.

З порівняння спектрів астероїдів різного класу зі спектрами зразків чистих мінералів сформувалися 3 великі групи, що об'єднують по кілька класів: так звана примітивна (C, D, P, Q), метаморфічна (F, G, B, T) і магматична (S, M, E, A, V, R). Поверхня примітивних астероїдів багата вуглецем та водою, метаморфічні містять менше води і летких речовин, ніж примітивні; магматичні вкриті складними мінералами, які, ймовірно, сформувалися з розплаву. Внутрішня область головного поясу густо населена магматичними астероїдами, у середній частині поясу переважають метаморфічні, а на периферії — примітивні астероїди. Це можливо вказує на те, що в період формування сонячної системи в поясі астероїдів існував різкий градієнт температур. Хімічний склад поверхні астероїдів може бути визначений за допомогою спектроскопії чи спектрофотометрії, остання, звісно, має меншу точність.

Класифікація Толена (Tholen)

Ця класифікація довгий час була найширше вживаною спектральною класифікацією астероїдів. Запропонована вона була Девідом Толеном (David J. Tholen) у 1984 році. Розроблена за спектрами у широкому діапазоні (між 0,31 мкм та 1,06 мкм), отриманими під час огляду «Eight-Color Asteroid Survey (ECAS)» у 1980 році, включала також виміряні альбедо. Початкова версія класифікації була розроблена на 978 астероїдах. Включає в себе 14 класів, більшість астероїдів потрапили до трьох широких категорій та декількох малих класів.

C-група темних вуглецевих астероїдів, містить кілька підкласів:

  • B-клас (2 Паллада)
  • F-клас (704 Interamnia)
  • G-клас (1 Церера)
  • C-клас (10 Гігея) – залишкова більшість «стандартних» астероїдів C-класу. Ця група містить порядка 75% всіх астероїдів взагалі.
  • S-клас (15 Eunomia, 3 Юнона) – силікатні (кам'яні) астероїди. Цей клас містить приблизно 17% всіх астероїдів

X-група:

  • M-клас (16 Psyche) – металеві астероїди, третя по заселеності група.
  • E-клас (44 Nysa, 55 Pandora) відрізняється від М-класу більшим альбедо.
  • P-клас (259 Aletheia, 190 Ismene; CP: 324 Bamberga) має нижче альбедо, ніж М-клас.

Малі класи:

SMASS класифікація

Оскільки до попередніх класифікацій існували суттєві питання з приводу того, чи визначають вони однозначно хімічний склад, потрібно було створити нову, більш деталізовану. Цю, наразі найновішу, класифікацію розробили Schelte J. Bus та Richard P. Binzel у 2002 році, вона базується на огляді «Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey (SMASS)» 1447 астероїдів. Цей огляд знімав спектри з кращою роздільною здатністю, ніж ECAS, і був здатний розрізнити багато вужчих спектральних особливостей. Однак, він охоплював і вужчий діапазон довжин хвиль (0,42 мкм — 0,92 мкм). Також не враховувалося альбедо. Астероїди було поділено на 24 класи. Більшість з них знову потрапило до трьох широких класів C, S і X.

  • C-група вуглецевих астероїдів, включаючи:
    • B-клас, який здебільшого перекривається з класами B та F класифікації Толена (Tholen).
    • C-клас – найбільш стандартний із не-B вуглецевих об'єктів.
    • Cg, Ch та Cgh — класи, які, по-суті, є деталізацією Толенівського G класу.
    • Cb перехідний клас – проміжний між класами C та B.
  • S-група силікатних (кам'яних) об'єктів, включаючи:
    • A-клас
    • Q-клас
    • R-клас
    • K-клас – новий (181 Eucharis, 221 Eos)
    • L-клас – новий (83 Beatrix)
    • S-клас – «найстандартніший» із S групи
    • Sa, Sq, Sr, Sk та Sl — перехідні (проміжні) між класом S та іншими класами групи.
  • X-група здебільшого металевих астероїдів, включає:
    • X-клас – найстандартніший клас X групи, який містить об'єкти, класифіковані Толеном як M, E, чи P-класу.
    • Xe, Xc та Xk – перехідні класи між X та класами, що позначені відповідною малою літерою.
    • T-клас
    • D-клас
    • Ld-клас – новий клас з екстремальнішими спектральними характеристиками, ніж L-клас.
    • O-клас – мала категорія (3628 Božněmcová)
    • V-клас.


Як було виявлено, значна кількість малих астероїдів потрапила до класів Q, R і V, які в Толенівській класифікації були представлені лише одним астероїдом. Це підтвердило доцільність виділення даних класів.

Посилання

Community content is available under CC-BY-SA unless otherwise noted.