小行星光谱类型
小行星光谱类型是根据小行星光谱的发射光谱、颜色，有时还参考反照率分辨其类型。这些类型被认为对应于小行星的表面组成。对于没有内部分异的小天体，其表面和内部成分可能是相似的，而如谷神星和灶神星等大型天体已知具有内部结构。多年来，进行了一些调查，产生了几套不同的分类系统，例如托伦，SMASS和巴斯–德梅奥（Bus–DeMeo）等分类[1]。
分类系统
[编辑]1975年，天文学家克拉克·查普曼、戴维·莫里森和本·泽尔纳（英语：Ben Zellner）根据颜色、反照率和光谱形状开发了小行星的简单分类系统。这三类被标记为“C”用于暗碳质天体，“S”为石质（矽质）天体，以及“U”用于不适合C或S的天体[2]。这种小行星光谱的基本划分日后得到了扩展和阐明[3]。现时存在许多分类方案[4]，虽然它们努力保持一些相互一致性，但相当多的小行星根据特定的方案被分为不同的类别。这是因为每种方法使用不同的标准。下面介绍了两种最常用的分类：
托伦和SMASS概述
[编辑]| 托伦分类 | SMASSII （巴斯分类） |
反照率 | 光谱特征 |
|---|---|---|---|
| A | A | 温和 | 短距为0.75μm非常陡峭的红色斜率；长至0.75μm中等深度吸收特征。 |
| B、F | B | 低 | 线性，通常无特征的光谱。紫外吸收特征的差异在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特征。 |
| C、G | C、Cb、Ch、Cg、Chg | 低 | 线性，通常无特征的光谱。紫外吸收特征的差异在接近0.7μm存在/不存的窄吸收特征。 |
| D | D | 低 | 相对无特征的光谱，具有非常陡峭的红色斜率。 |
| E、M、P | X、 Xc、Xe、Xk | 从低（P） 至非常高（E） |
通常无特征的光谱，具有微红斜率;微妙的吸收特征和/或光谱曲率和/或峰值相对反射率的差异。 |
| Q | Q | 温和 | 短向的红色斜率为0.7μm；长为0.75μm深，圆形的吸收特征。 |
| R | R | 温和 | 中等偏红斜率，向下0.7μm；深度吸收长为0.75μm。 |
| S | S、Sa、Sk、Sl、Sq、Sr | 温和 | 适度陡峭的红色斜率，向下0.7μm；中度至陡峭的吸收，长为0.75μm；反射率峰值为0.73μm。巴斯子群组介于S和A、K、L、Q、R 类之间。 |
| T | T | 低 | 中度淡红色，短距0.75μm；之后平坦。 |
| V | V | 温和 | 淡红色短距为0.7μm；极深的吸收长至0.75μm。 |
| — | K | 温和 | 适度陡峭的红色斜率，短距为0.75μm；最大平滑角度，平坦至蓝色，长向为0.75μm，曲率很小或没有曲率。 |
| — | L、Ld | 温和 | 非常陡峭的红色斜率，短距为0.75μm；平坦的长向为0.75μm；峰值水平的差异。 |
| — | O | — | 奇特的趋势，到目前为止已知的小行星非常少。 |
S3OS2 分类
[编辑]太阳系小天体光谱调查（Small Solar System Objects Spectroscopic Survey，S3OS2或S3OS2），也称为拉扎罗分类（Lazzaro classification）。在1996年至2001年使用拉西拉天文台的 ESO 1.52米望远镜观察了802颗小行星[1]。这项调查将托伦和巴斯-宾泽尔（Bus-Binzel，SMASS）分类法应用于观察到的天体，其中许多以前没有被分类过。对于托伦分类，这次调查引入了一种新的“Caa型”，它显示了一个宽阔的吸收带，指示天体表面的水性改变。Caa类对应于托伦的C型和SMASS'水合Ch型（包括一些Cgh、Cg-和C型），被调查天体的106个或13%属于此一类型。此外，S3OS2将K-型用于两种分类方案，这种类型在原始的托伦分类中并不存在[1]。
巴斯–德梅奥分类
[编辑]巴斯–德梅奥分类是由弗朗西斯卡·德梅奥、舍尔特·巴斯和斯蒂芬·斯利文于2009年设计的小行星分类系统[6]。它基于在0.45-2.45微米波长范围内测量的371颗小行星的反射率光谱特性。这是由24个类别组成的系统，引入了一个新的“Sv”型，并且根据SMASS分类法，基于主成分分析。但SMASS分类法本身又基于托伦分类法[6]。
托伦分类
[编辑]十多年来使用最广泛的分类法是大卫·J·托伦于1984年提出的。这种分类是根据20世纪80年代八色小行星调查（ECAS，Eight-Color Asteroid Survey）期间获得的宽频光谱（0.31μm至1.06μm）结合反照率量测结果发展而来的[7]。最初的分类是基于978颗小行星。托伦分类包括14种类型，其中大多数小行星属于三大类之一，还有一些较小的类型（另请参见上文托伦和SMASS概述）。其中最大的3群并再细分出子型，它们的类型如下，括弧中的范例是该型最大的小行星：
C-群
[编辑]- 小行星中的C型是黑暗的，为碳质天体。这群中的大多数天体属于标准C型（例如10 健神星)，和有些"更亮点的" B型（2 智神星）。更为罕见的F-型（704 英特利亚）和G-型（1 谷神星）。其它低反照率类别是D-型（624 赫克特），通常见于外小行星带和木星特洛伊，以及来自内主带的罕见的T-型小行星（96 辉神星）。
S-群
[编辑]- 此群有S型（15 司法星、3 婚神星）是矽质（或"石质"）天体。另一大类是类似石质的V型（4 灶神星），也被称为"灶神星族小行星"，被认为起源于灶神星上的一个大型撞击坑，它也是最为常见的灶神星族成员。其它的小类型包括 A-型（246 阿斯波林），Q-型（1862 阿波罗），和R-型小行星（349 登博斯卡）。
X-群
[编辑]- 根据反射率的程度（暗、中、亮），X型可以进一步分为三个子型。最暗的与C群有关，反照率低于0.1。这些是原始的 P-型（259 理神星、190 怯女星）。不同于"金属"M型（16灵神星），中等的反照率为0.10至0.30，最明亮的"顽石"E型，主要见于小行星带最内部的匈牙利族小行星成员。
分类特征
[编辑]托伦分类法最多可能包含四个字母（例如"SCTU"）。分类法使用字母"I"表示"不一致"（"inconsistent"）的光谱数据，不应与光谱类型混淆。一个例子是司理星族小行星515 阿塔利亚，因为天体的光谱和反照率分别是石质和碳质小行星的光谱和反照率，使得在分类时是不一致的[8]。当基础的数值颜色分析不明确时，将对象分配为两种或三种类型，而不仅仅是一种类型（例如"CG"或"SCT"），其中类型序列反映了数值标准差递增的顺序，首先提到的是最佳拟合光谱类型[8]。托伦分类法也有额外的符号，附加到光谱类型。字母"U"是一个资格标志，用于具有"不寻常"光谱的小行星，这种光谱与确定的星团中心分析的数值相去甚远。当光谱数据有杂讯或有很多杂讯时，分别添加符号":"（单冒号）和"::"（两个冒号）。例如，穿越火星轨道的1747 赖特的类型为有一个冒号的"AU:"，这意味著尽管具有不寻常且嘈杂的频谱，它还是一个A-型小行星[8]。
SMASS 分类法
[编辑]这是美国天文学家舍尔特·巴斯和理查·宾泽尔基于对1,447颗小行星的小规模主带小行星光谱调查（Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey，SMASS）在2002年引入的一种更新的分类法[9]。这项调查产生的光谱解析度远远高于ECAS（见上文托伦分类），并能够解析各种窄频光谱特征。然而，观察到的波长范围较小（0.44μm至0.92μm）。此外，反照率未被考虑。鉴于到数据的不同，为了尽可能保持托伦分类，小行星被分类为以下26种类型。至于托伦分类，大多数天体分为三大类：C、S和X群，少数不寻常的天体分为几个较小的类型（请参阅前述托伦和SMASS概述）:
- C群：含碳天体包括C-型小行星，最"标准"的非B型碳质天物体。"较亮的" B-型小行星很大程度上与托伦的B型和F型重叠。在普通C型和B型天体之间过渡的Cb型，以及与托伦的G型有点相关的Cg、Ch和Cgh型。；"h"代表"水合"。
- S-群：包括最常见的矽质（石质）S-型小行星，以及A-型、Q-型，和R-型。新类型包括K型（181 诀女星、221 曙神星）和L-型（83 欣女星）小行星。还有五类，Sa、Sq、Sr、Sk和Sl，它们在普通S型和该群中的其它相应类型之间转换。
- X-群：主要由金属天体组成。这包括最常见的X-型小行星，以及托伦分类的M型、E型或P型。Xe、Xc和Xk是普通X-型和对应X-型之间的过渡类型，相当于E型、C型和K型。
- 其它：光谱型包括T型、D型，和V型（4 灶神星）。Ld型是一种具有比L-型小行星更新的类别。新型的O-型小行星迄今只有小行星3628 Božněmcová。
发现大量小行星落在Q型、R型、和V型，但在托伦分类中只有一个类型代表。在巴斯和宾泽尔的SMASS分类方案中，只有一种类型被分配到任何特殊的小行星[来源请求]。
色指数
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小行星的特征包括量测其色指数，其来源于测光系统。这是通过一组不同波长的特定滤镜，即所谓的通带，量测物体的亮度来实现的。在UBV测光系统中，除经典小行星外，还用于表征远距离天体，三个基本滤镜是：
- U：紫外线的通带，~320-380 nm，意思是364 nm。
- B：蓝光的通带，包括一些紫色，~395-500 nm，意思是442 nm。
- V：对可见光敏感的通带，更具体地说是可见光的绿-黄部分，~510-600 nm，意思是540 nm。
| 颜色 | 紫色 | 蓝色 | 绿色 | 黄色 | 橙色 | 红色 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 波长 | 380–450 nm | 450–495 nm | 495–570 nm | 570–590 nm | 590–620 nm | 620–750 nm |
在观察中，天体的亮度通过不同的滤镜测量两次，由此产生的幅度差异称为色指数。对于小行星，U-B或B-V色指数是最常见的。此外，还使用了 V–R、V–I 和 R–I 指数，其中 光度测量字母代表 可见（V）、红色 （R） 和 红外（I）。光度序列，如V-R-B-I，可以在几分钟内从观察中获得[10]。
| 色指数 | 冥族小天体 （Plutino） |
QB1天体 （Cubewano） |
半人马小行星 （Centaurs） |
离散盘 （SDOs） |
彗星 （Comet） |
木星特洛伊 （Jupiter trojan） |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 |
评价
[编辑]随著进一步的研究进展，这些分类方案有望得到改进和/或替换。然而，就目前而言，基于上世纪90年代两次低解析度光谱调查的光谱分类仍然是标准。科学家们一直无法就更好的分类系统达成一致，这主要是因为难以对大量小行星样本进行一致的详细量测（例如，更精细的解析度光谱，或密度等非常有用的非光谱数据）。
与陨石类型的相关性
[编辑]小行星的一些分类与陨石类型相关：
相关条目
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ 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.
外部链接
[编辑]- Asteroid spectrum classification using Bus-DeMeo taxonomy （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Planetary Spectroscopy at MIT (2017)
