按與太陽距離劃分的小行星光譜類型分佈
小行星光譜類型 是根據小行星 光譜的發射光譜 、顏色 ,有時還參考反照率 分辨其類型。這些類型被認為對應於小行星的表面組成。對於沒有內部分異 的小天體,其表面和內部成分可能是相似的,而如穀神星 和灶神星 等大型天體已知具有內部結構。多年來,進行了一些調查,產生了幾套不同的分類系統,例如托倫 ,SMASS 和巴斯–德梅奧 (Bus–DeMeo)等分類[ 1] 。
分類系統
1975年,天文學家克拉克·查普曼 、戴維·莫里森 和本·澤爾納(英語:Ben Zellner )根據顏色 、反照率 和光譜形狀 開發了小行星的簡單分類系統。這三類被標記為“C ”用於暗碳質天體,“S ”為石質(矽質)天體,以及“U”用於不適合C或S的天體[ 2] 。這種小行星光譜的基本劃分日後得到了擴展和闡明[ 3] 。現時存在許多分類方案[ 4] ,雖然它們努力保持一些相互一致性,但相當多的小行星根據特定的方案被分為不同的類別。這是因為每種方法使用不同的標準。下面介紹了兩種最常用的分類:
托倫和SMASS概述
小行星分類類摘要[ 5] :Table 2
托倫分類
SMASSII (巴斯分類)
反照率
光譜特徵
A
A
溫和
短距為0.75μm非常陡峭的紅色斜率;長至0.75μm中等深度吸收特徵。
B 、F
B
低
線性,通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
C 、G
C、Cb、Ch、Cg、Chg
低
線性,通常無特徵的光譜。紫外吸收特徵的差異在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特徵。
D
D
低
相對無特徵的光譜,具有非常陡峭的紅色斜率。
E 、M 、P
X 、 Xc、Xe、Xk
從低(P) 至非常高(E)
通常無特徵的光譜,具有微紅斜率;微妙的吸收特徵和/或光譜曲率和/或峰值相對反射率的差異。
Q
Q
溫和
短向的紅色斜率為0.7μm;長為0.75μm深,圓形的吸收特徵。
R
R
溫和
中等偏紅斜率,向下0.7μm;深度吸收長為0.75μm。
S
S、Sa、Sk、Sl、Sq、Sr
溫和
適度陡峭的紅色斜率,向下0.7μm;中度至陡峭的吸收,長為0.75μm;反射率峰值為0.73μm。巴斯子群組介於S和A、K、L、Q、R 類之間。
T
T
低
中度淡紅色,短距0.75μm;之後平坦。
V
V
溫和
淡紅色短距為0.7μm;極深的吸收長至0.75μm。
—
K
溫和
適度陡峭的紅色斜率,短距為0.75μm;最大平滑角度,平坦至藍色,長向為0.75μm,曲率很小或沒有曲率。
—
L 、Ld
溫和
非常陡峭的紅色斜率,短距為0.75μm;平坦的長向為0.75μm;峰值水平的差異。
—
O
—
奇特的趨勢,到目前為止已知的小行星非常少。
S3OS2 分類
太陽系小天體光譜調查 (Small Solar System Objects Spectroscopic Survey ,S3 OS2 或S3OS2),也稱為拉扎羅分類 (Lazzaro classification )。在1996年至2001年使用拉西拉天文台 的 ESO 1.52米望遠鏡 觀察了802顆小行星[ 1] 。這項調查將托倫和巴斯-賓澤爾(Bus-Binzel,SMASS)分類法應用於觀察到的天體,其中許多以前沒有被分類過。對於托倫分類,這次調查引入了一種新的“Caa型”,它顯示了一個寬闊的吸收帶,指示天體表面的水性改變。Caa類對應於托倫的C型和SMASS' 水合Ch型(包括一些Cgh、Cg-和C型),被調查天體的106個或13%屬於此一類型。此外,S3OS2將K-型用於兩種分類方案,這種類型在原始的托倫分類中並不存在[ 1] 。
巴斯–德梅奧分類
巴斯–德梅奧分類是由弗朗西斯卡·德梅奧 、舍爾特·巴斯 和斯蒂芬·斯利文 於2009年設計的小行星分類系統[ 6] 。它基於在0.45-2.45微米波長範圍內測量的371顆小行星的反射率光譜特性。這是由24個類別組成的系統,引入了一個新的“Sv”型,並且根據SMASS分類法,基於主成分分析 。但SMASS分類法本身又基於托倫分類法[ 6] 。
托倫分類
十多年來使用最廣泛的分類法是大衛·J·托倫 於1984年提出的。這種分類是根據20世紀80年代八色小行星調查 (ECAS,Eight-Color Asteroid Survey)期間獲得的寬頻光譜(0.31μm至1.06μm)結合反照率 量測結果發展而來的[ 7] 。最初的分類是基於978顆小行星。托倫分類包括14種類型,其中大多數小行星屬於三大類之一,還有一些較小的類型(另請參見上文托倫和SMASS概述 ) 。其中最大的3群並再細分出子型,它們的類型如下,括弧中的範例是該型最大的小行星:
C-群
小行星中的C型 是黑暗的,為碳質 天體。這群中的大多數天體屬於標準C型 (例如10 健神星 ),和有些"更亮點的" B型 (2 智神星 )。更為罕見的F-型 (704 英特利亞 )和G-型 (1 穀神星 )。其它低反照率類別是D-型 (624 赫克特 ),通常見於外小行星帶和木星特洛伊 ,以及來自內主帶的罕見的T-型小行星 (96 輝神星 )。
S-群
此群有S型 (15 司法星 、3 婚神星 )是矽質 (或"石質")天體。另一大類是類似石質的V型 (4 灶神星 ),也被稱為"灶神星族小行星",被認為起源於灶神星上的一個大型撞擊坑,它也是最為常見的灶神星族 成員。其它的小類型包括 A-型 (246 阿斯波林 ),Q-型 (1862 阿波羅 ),和R-型 小行星(349 登博斯卡 )。
X-群
根據反射率的程度(暗、中、亮),X型 可以進一步分為三個子型。最暗的與C群有關,反照率低於0.1。這些是原始的 P-型 (259 理神星 、190 怯女星 )。不同於"金屬"M型 (16靈神星 ),中等的反照率為0.10至0.30,最明亮的"頑石"E型 ,主要見於小行星帶最內部的匈牙利族小行星 成員。
分類特徵
托倫分類法最多可能包含四個字母(例如"SCTU")。分類法使用字母"I"表示"不一致"("inconsistent")的光譜數據,不應與光譜類型混淆。一個例子是司理星族 小行星515 阿塔利亞 ,因為天體的光譜和反照率分別是石質和碳質小行星的光譜和反照率,使得在分類時是不一致的[ 8] 。當基礎的數值顏色分析不明確時,將對象分配為兩種或三種類型,而不僅僅是一種類型(例如"CG"或"SCT"),其中類型序列反映了數值標準差遞增的順序,首先提到的是最佳擬合光譜類型[ 8] 。托倫分類法也有額外的符號,附加到光譜類型。字母"U"是一個資格標誌,用於具有"不尋常"光譜的小行星,這種光譜與確定的星團中心分析的數值相去甚遠。當光譜數據有雜訊或有很多雜訊時,分別添加符號":"(單冒號)和"::"(兩個冒號)。例如,穿越火星軌道的1747 賴特 的類型為有一個冒號的"AU:",這意味著儘管具有不尋常且嘈雜的頻譜,它還是一個A-型小行星 [ 8] 。
SMASS 分類法
這是美國天文學家舍爾特·巴斯 和理查·賓澤爾 基於對1,447顆小行星的小規模主帶小行星光譜調查 (Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey ,SMASS)在2002年引入的一種更新的分類法[ 9] 。這項調查產生的光譜解析度遠遠高於ECAS(見上文托倫分類 ),並能够解析各種窄頻光譜特徵。然而,觀察到的波長範圍較小(0.44μm至0.92μm)。此外,反照率 未被考慮。鑒於到數據的不同,為了盡可能保持托倫分類,小行星被分類為以下26種類型。至於托倫分類,大多數天體分為三大類:C、S和X群,少數不尋常的天體分為幾個較小的類型(請參閱前述托倫和SMASS概述 ) :
發現大量小行星落在Q型 、R型 、和V型 ,但在托倫分類中只有一個類型代表。在巴斯和賓澤爾的SMASS分類方案中,只有一種類型被分配到任何特殊的小行星[來源請求] 。
色指數
波長
小行星的特徵包括量測其色指數 ,其來源於測光系統 。這是通過一組不同波長的特定濾鏡,即所謂的通帶,量測物體的亮度來實現的。在UBV測光系統 中,除經典小行星外,還用於表徵遠距離天體 ,三個基本濾鏡是:
U:紫外線 的通帶,~320-380 nm,意思是364 nm。
B:藍光的通帶,包括一些紫色,~395-500 nm,意思是442 nm。
V:對可見光 敏感的通帶,更具體地說是可見光的綠-黃部分,~510-600 nm,意思是540 nm。
可見光的波長
顏色
紫色
藍色
綠色
黃色
橙色
紅色
波長
380–450 nm
450–495 nm
495–570 nm
570–590 nm
590–620 nm
620–750 nm
在觀察中,天體的亮度通過不同的濾鏡測量兩次,由此產生的幅度差異稱為色指數 。對於小行星,U-B或B-V色指數是最常見的。此外,還使用了 V–R、V–I 和 R–I 指數,其中 光度測量字母 代表 可見 (V)、紅色 (R) 和 紅外 (I)。光度序列,如V-R-B-I,可以在幾分鐘內從觀察中獲得[ 10] 。
外太陽系 中動力學群 的平均色指數[ 10] :35
色指數
冥族小天體 (Plutino)
QB1天體 (Cubewano)
半人馬小行星 (Centaurs)
離散盤 (SDOs)
彗星 (Comet)
木星特洛伊 (Jupiter trojan)
B–V
6999895000000000000♠ 0.895± 0.190
6999973000000000000♠ 0.973± 0.174
6999886000000000000♠ 0.886± 0.213
6999875000000000000♠ 0.875± 0.159
6999795000000000000♠ 0.795± 0.035
6999777000000000000♠ 0.777± 0.091
V–R
6999568000000000000♠ 0.568± 0.106
6999622000000000000♠ 0.622± 0.126
6999573000000000000♠ 0.573± 0.127
6999553000000000000♠ 0.553± 0.132
6999441000000000000♠ 0.441± 0.122
6999445000000000000♠ 0.445± 0.048
V–I
7000109500000000000♠ 1.095± 0.201
7000118100000000000♠ 1.181± 0.237
7000110400000000000♠ 1.104± 0.245
7000107000000000000♠ 1.070± 0.220
6999935000000000000♠ 0.935± 0.141
6999861000000000000♠ 0.861± 0.090
R–I
6999536000000000000♠ 0.536± 0.135
6999586000000000000♠ 0.586± 0.148
6999548000000000000♠ 0.548± 0.150
6999517000000000000♠ 0.517± 0.102
6999451000000000000♠ 0.451± 0.059
6999416000000000000♠ 0.416± 0.057
評價
隨著進一步的研究進展,這些分類方案有望得到改進和/或替換。然而,就目前而言,基於上世紀90年代兩次低解析度光譜調查的光譜分類仍然是標準。科學家們一直無法就更好的分類系統達成一致,這主要是因為難以對大量小行星樣本進行一致的詳細量測(例如,更精細的解析度光譜,或密度等非常有用的非光譜數據)。
與隕石類型的相關性
小行星的一些分類與隕石類型 相關:
相關條目
參考資料
^ 1.0 1.1 1.2 Lazzaro, D.; Angeli, C. A.; Carvano, J. M.; Mothé-Diniz, T.; Duffard, R.; Florczak, M. S3OS2: the visible spectroscopic survey of 820 asteroids (PDF) . Icarus. November 2004, 172 (1): 179–220 [22 December 2017] . Bibcode:2004Icar..172..179L . doi:10.1016/j.icarus.2004.06.006 . (原始内容存档 (PDF) 于2020-07-28).
^ Chapman, C. R.; Morrison, D.; Zellner, B. Surface properties of asteroids - A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry. Icarus . May 1975, 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. Visible-wavelength spectroscopy of asteroids. Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press . 2002: 169. ISBN 978-0-8165-2281-1 .
^ Cellino, A.; Bus, S. J.; Doressoundiram, A.; Lazzaro, D. Spectroscopic Properties of Asteroid Families (PDF) . Asteroids III. March 2002: 633–643 [27 October 2017] . Bibcode:2002aste.book..633C . doi:10.2307/j.ctv1v7zdn4.48 . (原始内容存档 (PDF) 于2022-08-14).
^ 6.0 6.1 DeMeo, Francesca E.; Binzel, Richard P.; Slivan, Stephen M.; Bus, Schelte J. An extension of the Bus asteroid taxonomy into the near-infrared (PDF) . Icarus. July 2009, 202 (1): 160–180 [28 March 2018] . Bibcode:2009Icar..202..160D . doi:10.1016/j.icarus.2009.02.005 . (原始内容 存档于17 March 2014). (Catalog (页面存档备份 ,存于互联网档案馆 ) at PDS (页面存档备份 ,存于互联网档案馆 ))
^ Tholen, D. J. Asteroid taxonomic classifications. Asteroids II . Tucson: University of Arizona Press. 1989: 1139 –1150. ISBN 978-0-8165-1123-5 .
^ 8.0 8.1 8.2 David J. Tholen. Taxonomic Classifications Of Asteroids – Notes . [6 January 2019] . (原始内容存档 于2022-09-02).
^ Bus, Schelte J.; Binzel, Richard P. Phase II of the Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey. A Feature-Based Taxonomy. Icarus. July 2002, 158 (1): 146–177. Bibcode:2002Icar..158..146B . doi:10.1006/icar.2002.6856 .
^ 10.0 10.1 Fornasier, S.; Dotto, E.; Hainaut, O.; Marzari, F.; Boehnhardt, H.; De Luise, F.; et al. Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: Final results on dynamical families. Icarus. October 2007, 190 (2): 622–642. Bibcode:2007Icar..190..622F . S2CID 12844258 . arXiv:0704.0350 . doi:10.1016/j.icarus.2007.03.033 .
外部連結